Med voltmätare i världsrymden

Skriven av

När vi jordlingar besöker de stora gasjättarna i solsystemet är det de majestätiska vyerna, de tunga ackorden (tänk “2001, A Space Odyssey”) och de virvlande molnen som drar de stora rubrikerna. Rymdfarkosternas kameror får i stort sett äran för hela rymdfärden.

Men de lite beskedligare instrumenten, med konstiga namn som EFW, LAP och MEFISTO som mäter partikeltäthet och laddade partiklar, drar sällan några rubriker. Ändå är det just sådana instrument som berättar hela den stora bilden för oss, som till exempel att den jordiska farkost som kommit längst bort från Jorden nu nått heliosheath, gränsområdet mellan solsystemet och den interstellära rymden. Vi kanske skulle säga den yttre rymden, eller stjärnvidderna.

Bild: IRF

Rymden ser egentligen inte alls ut som den ser ut att se ut. Våra ögon är väldigt begränsade när det gäller att se naturfenomen. Vi ser bara ett mycket smalt spektrum. Det finns mycket mer att se. Och då menar jag inte mörk materia, för den kan vi inte mäta för närvarande. Runt de stora planeterna står det ut stora kvastar av radiostrålning, deras magnetsvansar står som väldiga bubblor eller trattar som sväljer laddade partiklar på löpande band, som virvlar ned mot planetens poler och genererar strömmar i klassen miljontals ampere på vägen ned.

Bild: IRF

Om vi kunde se Jupiters magnetosfär skulle den vara det största objektet på natthimlen, många tiotals gånger större än Månen, med en svans som når ända till Saturnus bana. Sanningen är att en människa skulle dö ganska omedelbart i Jupiters närhet eftersom planeten har ett så magnifikt magnetfält att den strålning som bildas när fältet drar åt sig Solens laddade partiklar vida överskrider de strålnivåer människan tål. Rymdfarkoster som far runt i planetens närhet måste härdas för att klara detta, men människan kan inte härdas. Det vi ser som trevligt norrsken här på Jorden skulle vara dödsstrålar på Jupiter.

Rymdens stora radiostrålare, kvasarerna, pulsarerna och de svarta hålen, sveper av rymden som väldiga fyrar, med radiostrålar på så många terawatt att man inte kan föreställa sig det. Försök tänka dig Krabbpulsaren, en neutronstjärna med en massa ungefär som Solens, men med en diameter på bara 20 kilometer, som spinner med 30,2 varv i sekunden. Den vrålar åt oss från 6500 ljusårs avstånd på alla frekvensband från radio till hård röntgen och strålen, orsakad av pulsarens solvind, förbrukar så mycket energi, så obeskrivligt många gigaton stjärnmassa per sekund, att inget i universum skiner starkare.

Det vi traditionellt kallar “tomma rymden” är ingalunda tomt. I rymden finns väder i form av stormar, om än med väldigt lågt tryck, som istället blåser desto snabbare. Solen blåser ut ungefär en miljon ton massa per sekund, varje dag, som bildar en tryckbubbla runt solsystemet, heliosfären, precis som alla andra stjärnor gör. Gasen av laddade partiklar, huvudsakligen protoner (väteatomer som blivit av med sin elektron) rör sig utåt med en radiell hastighet av cirka 400 km/s och river med sig atomer från de planeter den passerar, tills den slår in i den interstellära partikelvinden från resten av galaxen vid heliosheath, då protonernas hastighet sjunker till noll, för att sedan långsamt släpas bort, ut i kosmos. Från att från början ha kört om rymdfarkosten Voyager, som går med 15 km/s från Solen, är det nu Voyager som kör om solvinden.

Hur vet vi allt detta?

Om Institutet för rymdfysik

IRF grundades 1957 med huvudkontor i Kiruna, med filialer i Uppsala, Umeå och Lund. Tidigt i verksamheten gjorde man rymdfysiska undersökningar med hjälp av markbaserade instrument och jonosfärraketer som sändes upp från Esrange, men sedan 1986 används nästan enbart satelliter, svenska eller andras. Jonosfärraketerna gav ett par minuters mättid, medan satelliter kan erbjuda flera tiotals års livstid, och dessutom under betydligt lugnare förhållanden än ombord på en raket. Det som alltid har legat IRFs forskare varmt om hjärtat är de elektriska och magnetiska fenomenen i rymden som bland annat ger oss norrsken. Ännu vet vi långt ifrån allt som finns att veta om norrskenet.

IRF har kontor i Uppsala och Kiruna. De är kända som tillverkare av mätinstrument av hög kvalitet, inte bara i hela världen utan även i en stor del av solsystemet. IRFs instrument byggda i Uppsala har flugit på farkoster som den svenska satelliten Viking från 1986-1987, Freja från 1992-1995, Astrid-2 från 1998-1999, Smart-1 från 2003 (som störtade på Månen 2006), den ryska satelliten Compass-2 från 2006-2007, Cassini, NASAs färd till Saturnus som lyfte 1997, Cluster, ESAs fyra satelliter som lyfte år 2000 och fortfarande mäter de elektriska fälten i Jordens närhet och slutligen en av de häftigaste rymdfärderna till dags dato: Rosetta, som startade år 2004 och satte ned en landare på kometen Churyamov-Gerasimenko år 2014. Vid alla dessa färder sitter IRFs små oansenliga elektroniklådor och mäter olika partikelvindar som sprutar från Solen, planeterna och kometerna, liksom de radiovågor som planeterna sänder ut när solvinden störtar in i deras magnetfält.

Mycket av äran kan dock tillskrivas de forskare som redan på 1700-talet började dra slutsatser om sambandet mellan Solen, dess utbrott, och magnetfältets variationer på Jorden. Svensken Anders Celsius hade en inte så liten del i detta, men “den man som sammanhanget fann” var norrmannen Kristian Birkeland (1867-1917) som har givits äran att slutligen ha lurat ut hur stora delar av norrskenet fungerar.

Bild: Birkeland.

Han arbetade bland annat med en modell av en magnetisk jord, en terella i en vakuumkammare, skickade elektroner på den från en tänkt sol (elektronkanon) och skapade därigenom norrskensovaler i modellform.

Sen gick Birkeland vidare och skapade Norsk Hydro och blev stenrik, men det är en annan historia, som egentligen handlar om elektromagnetiska kanoner.

IRF i nutid – forskning, rymdfärder och mycket tänk

Just nu snurrar IRFs mätinstrument runt Venus, Jorden, Mars och Saturnus och mera är på gång. Ska man framhålla en kommande rymdfärd där IRF har en framträdande uppgift är det måhända ESAs och JAXAs BepiColombo, som ska skjutas upp år 2018, med två satelliter som ska gå i bana runt Merkurius. Forskarna har redan gjort simulationer för hur magnetosfären runt Merkurius bär sig åt (http://techworld.idg.se/2.2524/1.486785/sa-bygger-kth-superdatorer/sida/3) och nu ska vi dit och observera hur det “egentligen” ser ut.

Man kan också berätta om ESAs kommande farkost JUICE, JUpiter ICy moons Explorer. Den ska skjutas upp 2022 och nå fram till Jupiter år 2030. Där ska den fara runt under tre år och samla in information om Jupiter och tre av dess extra intressanta månar Ganymedes, Callisto och Europa. Dessa månar anses ha saltvattensoceaner under istäckena och dessa anser sig IRF kunna mäta sig fram till i och med att de är ledande och roterar som en generator i Jupiters magnetfält. Det flyter runt 100.000 ampere genom Ganymedes, men var sluts strömkretsen? I en saltvattensocean under istäcket? En flytande saltvattensocean betyder möjligheter till liv, om livet på Ganymedes uppstått på samma sätt som livet på Jorden.

IRF har också inbjudits att ha med instrument på en kinesisk färd till Mars som eventuellt blir av år 2018. IRF får faktiskt så många erbjudanden att man måste tacka nej ibland.

Tack vare mätningar som dessa vet vi mycket om rymden i stort, något vi aldrig skulle fått reda på med bara kameror. Mätningarna som sådana är skäligen enkla. Det är slutsatserna man kan dra kring världsalltets konstruktion utifrån mätresultaten som är det fina. Mätningarna måste dock utföras på ibland över 100 miljoner kilometers avstånd från Jorden och att få mätinstrumenten att hålla ihop hela vägen är en oerhörd teknisk bedrift.

För att få klarhet i detta osynliga ämne har vi sålunda givit oss av till IRF, Institutet för Rymdfysik i Uppsala, som delar utrymme med Uppsala Universitet i Ångströmslaboratoriet. Där talar vi med Jan-Erik Wahlund, som är anställd som forskare med rymdväder som specialitet. Han är också projektledare för instrumentering som flyger med flera olika rymdfarkoster som far runt i solsystemet.

Jan Erik Wahlund på sitt kontor med en av sina kära langmuirprobar, för övrigt just den probtyp som illustrerar wikipediaartikeln om langmuirprobar och den typ av prob som sitter på Rosetta-farkosten.

– Rymdfysik går till så att man mäter spänningar och strömmar in situ, på plats, där det händer, när det händer. Solen är väldigt aktiv och kastar ut massor av materia hela tiden, och ännu mer när det är massutkastningar (CME: Coronal Mass Ejection). Solvinden har en täthet av några partiklar per kubikcentimeter, med hög energi och hastighet. Partiklarna kommer med flera hundra kilometer per sekund och slår in i planeternas magnetosfär, eller om sådan saknas, planeternas atmosfär. Jorden och vår atmosfär är skyddad av det jordmagnetiska fältet och solvinden drar ut fältet till en lång svans. Magnetfältet accelererar de laddade partiklarna, främst elektroner, ned mot Jorden och skapar ett utflöde av laddad gas från Jorden. Jorden förlorar en mindre mängd gas, som fyller upp magnetosfären.

Mars har inget magnetfält att tala om varför dess atmosfär träffas av solvinden direkt, som eroderar den och blåser iväg flera kilo gas per sekund. Mars atmosfär har en halveringstid på cirka 100 miljoner år på grund av detta, medan halveringstiden i Jordens fall ligger på flera miljarder år. (Och skulle man göra som i filmen “Total Recall”, skapa ny atmosfär på Mars, skulle den bli kvar där i miljontals år. Tillräckligt länge för människans framfart på den röda planeten.)

Bild: IRF

Venus har heller inget magnetfält. Här ser man hur Venus atmosfär eroderas av solvinden när den träffas av chockvågen direkt. Men Venus har starkare gravitation än Mars, och håller kvar gasen längre.

De enorma elektriska fält som bildas vid massutkastningar kan ställa till skada på Jorden genom att de elektriska fälten kopplas över till kraftledningar. Den stora explosionen på Solen i oktober 2003 orsakade ett timslångt strömavbrott för 50.000 hushåll i Malmö. I mars 1989 gjorde en större incident att strömmen försvann för sex miljoner hushåll i nio timmar i Quebec med omnejd i Kanada.

Jan-Erik och jag tittar på en film om massutkastningar.

Bild: NASA.

– Och där smäller det! Vilken grej! 1013 joule energi som bara väntar på att få grilla Jorden.

Solvinden i allmänhet

Bild: NASA/JPL/JHUAPL

En bekant bild av solsystemet och heliosfären ovan? Inget av det här syns. Denna pedagogiska bild är resultatet av mätningar av mängd och typ av laddade partiklar i rymden. Huruvida Solens magnetosfär, heliosfären, har en svans, som Jordens, går inte att veta eftersom det ännu inte finns några in situ-mätningar där.

Rymden är ledande

Låt oss börja mer att konstatera att “tomma rymden” är en god elektrisk ledare. Den gas som strömmar ut från Solen är joniserat plasma, som leder en dynamisk ström på i medeltal ungefär 109 ampere in mot Solen. Strömtätheten är ungefär 10-10 A/m² på Jordens avstånd från Solen. Satellitmätningarna i detta område rör sig sålunda i området pikoampere.

Bild: Werner Heil, NASA

Solvindens magnetiska polaritet växlar ungefär med solcykelns 11-års period. Eftersom solvinden i huvudsak sprutar ut från Solens magnetiska poler och dessa långsamt varierar hela tiden kommer solvinden, eller den elektriska strömmen som den motsvarar, att beskriva en långsam vågrörelse längs ekliptikan (solsystemets plan). Solvinden rör sig rakt ut från solen, men ser man till en enskild stråle solvind så kommer den från en bestämd plats på solytan och följer med Solens rotation ett varv runt på 27 dagar. Tagna tillsammans bildar alla dessa strålar av solvind en del av ett storskaligt strömsystem runt hela heliosfären som brukar liknas vid en slags ballerinakjol av ström, kallad the Heliospheric Current Sheet.

Solvinden drar med sig Solens magnetfält på sin färd utåt. Detta magnetfält är det interplanetära fält som dominerar i solsystemet. Det är bara nära planeterna som deras eget fält är mätbart.

På samma sätt finns ett interstellärt, galaktiskt magnetfält som flyter omkring utanför heliosfären, som är resultatet av alla magnetfält som strålat ut från alla andra stjärnor i närheten. Det tar över vid det gränsskikt vi kallar heliosheath. Utanför heliosheath kan man inte längre mäta sig till Solens magnetfält och vi blir den obetydliga, ointressanta fläck vi är i världsalltet.

I Jordens närhet

Bild: IRF

En strid ström av laddade partiklar från Solen orsakar norrskenet, fast egentligen orsakas det av den bråkdel av partiklar som tar sig in i magnetosfären, tillsammans med andra laddade partiklar som redan finns där. Det är huvudsakligen elektroner och protoner, men också tyngre joner som syre och helium. Solvinden för med sig Solens magnetfält. Jordens atmosfär är skyddad mot solvindens erosion av magnetosfären, som trycks ihop på solsidan och dras ut till en lång, kometliknande svans som en vindstrumpa på nattsidan.

De flesta av Solens partiklar missar Jorden och leds i gränsområdet runt omkring. Vi lever faktiskt på en relativt väl skyddad plats i universum.

Men solvinden skakar om magnetosfären ordentligt och tillför den energi som behövs för att accelerera norrskenspartiklarna ned mot atmosfären. Jordens magnetfält styr de laddade partiklarna ned mot två ringformade områden kallade norrskensovalen och sydskensovalen, runt de magnetiska polerna. Ovalerna finns hela tiden, även på den sida av Jorden som är solbelyst. Ovalerna är något förskjutna mot nattsidan eftersom solvinden trycker på och deformerar Jordens magnetfält så att dagsidans norrsken hamnar på högre latitud än det på nattsidan. I samband med kraftiga solstormar blir norrskensovalen bredare och flyttar längre söderut, så at man till exempel kan se norrsken i Stockholm eller Baltikum.

Bild: IRF

Norrsken uppstår när elektroner styrs längs magnetfältets fältlinjer ned mot Jorden och kolliderar med atomer och molekyler i atmosfären. När en elektron krockar med en atom, till exempel en syreatom, exciteras atomen och tar åt sig lite av elektronens rörelseenergi. Elektronen fortsätter lite långsammare och kolliderar med flera atomer medan den första atomen släpper ifrån sig sitt energiöverskott i form av en grön foton. Et stort antal fotoner tillsammans ger synligt norrsken. Allt efter som atmosfären blir tätare inträffar kollisionerna oftare och vid cirka 100 kilometers höjd har elektronen bromsats helt.

Bild: NASA

Norrskenet fotograferat uppifrån, från internationella rymdstationen. Har ser man klart och tydligt att norrskenet har trådstruktur (filament) som är riktat i en vinkel mot Jorden som motsvarar det jordmagnetiska fältets fältlinjer. Varje tråd har skapats av ett litet elektronmoln från Solen som störtar ned i en störtspiral och joniserar syreatomer på vägen ned, tills energin till sist tar slut nedåt 80-100 kilometers höjd och tråden upphör. Att det sedan ser ut som stora sjok eller draperier, beror på hur elektronmolnet som virvlar in i sjok från Solen, är format.

Vid jätteplaneterna

De stora gasplaneterna Jupiter och Saturnus är särskilt intressanta för forskningen eftersom de i princip är solsystem i miniatyr. Samma sak som händer i interaktionen mellan Solen och Jorden, händer mellan Jupiter och månen Ganymedes. Ganymedes har ett magnetfält och det får ta del av Jupiters magnetosfär. Ganymedes har sina egna norr- och sydskenszoner och får en släng av partiklarna som Jupiter fångat in. Partikelregnet över Ganymedes poler är så kraftigt att det förändrat ytkemin där, i förhållande till ytan kring månens ekvator.

Norrskenen över Ganymedes består av elektriska strömmar, som kanske kopplar sig induktivt till den saltvattensocean månen möjligen har. De strömmarna är IRF sugna på att få mäta.

Mätningar av Ganymedes med Hubbleteleskopets STIS-instrument i atomärt syre OI (135,6 nm, UV-ljus).

Magnetohydrodynamisk modell av norrskensströmmarna på Ganymedes. Strömmarna är i regionen nanoampere per kvadratmeter. Bilder: IRF.

Täthet, temperatur, vindhastighet

IRFs mätinstrument kan liknas vid en väderstation för rymdbruk, en station som mäter rymdvädret i form av den elektriskt laddade gas som far förbi. Den laddade gasen (plasmat) är mycket tunn.

  • I “tomma rymden”: 0,0001-100 partiklar/cm³
  • I heliosheath: <<0,1 partiklar/cm³
  • I övre delarna av en planets jonosfär: ~1.000.000 partiklar/cm³

Gastrycket i solvinden blir motsvarande lågt.

  • Tryck kring Jorden: 10--23 Pa
  • Eller uttryckt i atmosfärer: 10-28 atm

Normala uppmätta fältstyrkor ligger mellan 0,01 – 100 V/m, vilket blir mycket omräknat över en magnetosfär. Flera kilovolts accelerationspotential är inte ovanligt.

Magnetfältets styrka varierar väldigt:

  • I solvinden: 0,1 nT
  • Nära ytan på planeter med magnetosfär: 100 µT

Strömmarna i rymden anges i ampere per kvadratmeter. Tänk dig rymden som en ledare. Då måste man bestämma en ledararea att mäta på.

  • Lokalt, på strömtäta platser i rymden: <100 µA/m²
  • Normalvärde: 1-2 nA/m²

Det ser kanske inte ut att vara särskilt mycket, men integrerat över ett stort rymdområde, som till exempel Jordens norrskensområde, ligger strömmen omkring 10-100 kA, eller flera tiotals miljoner ampere i Jupiters magnetosfär. Den ström som kan mätas i en langmuirprob (ofta en 10 cm stor kula) är normalt några nanoampere och instrumenteringen brukar ha en känslighet kring 0,1 nA (som i rymdskeppet Cassini) men IRF siktar på 1 pA mätkänslighet för rymdskeppet JUICE.

För den verkligt intresserade följer här en tabell över de storheter IRF kommer att mäta med sina instrument på rymdskeppet JUICE.

Värdena kommer att mätas med instrument byggda hos både IRF i Uppsala och i Kiruna.

Langmuirprobar

Det var Irving Langmuir (1881-1957) som införde begreppet elektrontemperatur och kom på hur man skulle mäta både elektronernas temperatur och densitet i vakuum med en prob. Han var en av de första som arbetade med plasman och han hittade på just det namnet för han tyckte att ämnet påminde om blodplasma. I sitt arbete tillsammans med Lewi Tonks fastställde han också att det finns vågrörelser i plasma som beror på instabiliteter skapade av de fria elektronerna i den laddade gasen (plasmat alltså), senare kallade langmuirvågor. Han fick nobelpriset 1932, dock i kemi, för sitt arbete med oljefilmer.

Ungefär så här använder man en langmuirprob för att mäta elektrontätheten i rymden. När proben dras positiv kommer den att mäta elektroner och när den dras negativ kommer den att mäta joner. Densiteten är alltså hur många elektroner det finns per kubikcentimeter, ofta 3-4 stycken i solvinden kring Jorden. Drar man till sig dem kan man mäta strömmen de representerar.

  1. Lägg positiv potential på proben…
  2. …så att den drar till sig fria elektroner.
  3. Mät strömmen som flyter till proben.
  4. Ju högre ström desto tätare plasma. Voila!

Strömmen till en langmuirprob är inte densamma som strömmen som flyter i rymden. Normalt är en skopa plasma elektriskt neutral sedd utifrån, om den är större än en så kallad Debye-längd i omfång. Mycket starka coulombladdningskrafter uppkommer annars som håller ihop negativa elektroner och positiva joner. Debye-längden varierar från några tiotals meter i solvinden till några millimeter i en planetjonosfär. Partiklarnas höga energi gör att elektroner och joner inte rekombinerar ihop till neutrala partiklar.

Genom att lägga på en biaspotential (förspänning) på proben så tvingar man elektroner respektive joner att strömma till sensorn och motar bort den andra partikeltypen. Det gäller att lägga på en tillräckligt hög potential för att komma i närheten av partiklarnas termiska eller kinetiska energi. För JUICE sveper IRF probarna med upp till ±100 volt.

Strömmar i ett rymdplasma kan orsakas av storskaliga elektriska fält som sätts upp över ett, utifrån sett, neutralt plasma. Mängden elektroner och joner är ungefär lika i varje del av plasmat, men en ström dras igenom plasmat (elektroner och joner som rör sig i motsatt riktning). I Jordens norrskensområden rör det sig, som tidigare nämnt, om flera kiloampere och i Jupiters magnetosfär kan man mäta upp till flera miljoner ampere. Sådana strömmar mäter man antingen genom att direkt mäta det elektriska fältet och densiteten (konduktiviteten) i plasmat, eller via den rotation av magnetfältet som strömmen ger upphov till. Solvindens strömskikt (ballerinakjolen) uppkommer av just ett sådant storskaligt strömsystem runt hela heliosfären. Alla strömkretsar måste slutas.

Bild: IRF

Bilden ovan visar ett potentialsvep med langmuirproben (LP Bias Voltage) på Cassini från regionen runt Saturnus E-ring. Samma data visas i olika tappning i alla tre panelerna (linjärt, logaritmiskt, gradienten). Anpassade teoretiska strömmar till proben från olika partikelpopulationer är superponerade. Perfekt anpassning till data!

Genom att göra ett svep i potential med en prob och mäta strömmen (ILP) kan man få fram många egenskaper hos ett rymdplasma. Elektroners och joners densitet, elektroners temperatur, jonernas hastighet och EUV-strålningens intensitet. Strömkänsligheten är speciellt viktig för att mäta jonernas täthet och hastighet.

Principen för hur man sveper probar genom rymden.

Genom att sätta en bias-ström på två av probarna och mäta skillnaden i variationerna av potentialen hos de båda probarna kan man mäta det elektriska fältet (dividera med avståndet mellan probarna). Genom att ha minst fyra probar utspända i en rymd, får man den elektriska fältvektorn. Sedan samplar man variationerna med ett lågpassfilter (i fallet JUICE upp till 1,6 MHz) och på så sätt kan vågor i plasmat uppmätas. Dessa plasmavågor kan användas för vidare diagnos av till exempel plasmatäthet eller magnetfältets styrka.

Kom ihåg att de stora planeterna agerar enorma radiosändare. De mer högfrekventa elektromagnetiska vågorna (radio) mäts med liknande principer som ovan, men några meter långa antenner har större känslighet än probkulor i detta fall. För JUICE finns därför tre stycken cirka 2 meter långa dipolantenner inplanerade. Jupiter är en mycket stark radiostrålare, där radiostrålningen kommer från själva accelerationsprocesserna av elektronstrålar i magnetosfären. De elektroner som störtar ned i norrskenszonen på Jupiter ger upphov till en så kraftig utsändning på 22 MHz att den kan uppfattas på Jorden. IRF förväntar sig att kunna detektera exoplaneter med vidsträckta magnetfält på samma sätt, genom att pejla deras radiostrålning. Mätningarna kring Jupiter hoppas vi ska ge insikt om radiostrålningens källor mer i detalj.

Bild: IRF

Bilden ovan visar olika slags radiostrålning från Jupiter. Det gula är Jupiters plasmatorus. Mätningarna gjordes med rymdskeppet Cassini, vid dess jupiterpassage år 2000.

Treaxlig magnetometer

Magnetfältet i rymden kan peka hur som helst och det kan växla fort. För magnetfältsvariationer (växelfält) används induktiva spolar (search coils) lindade kring en metallstav. Fältet måste mätas i X- Y- och Z-led. Det görs med tre spolar i tre axlar. Man mäter utspänningen från spolarna och karaktäriserar den i olika frekvensband, upp till flera kilohertz. Denna del av instrumenteringen i både JUICE och Cassini är dock ett sensorbidrag från Frankrike. För absoluta magnetfältsmagnituden (likfält) används istället treaxliga flux-gate-magnetometrar, som är ett bidrag från Storbritannien i samma projekt.

I LF (0,1-20.000 Hz) stöter man på storskaliga vågor i magnetfältet, så kallade alfvénvågor (efter den svenska nobelpristagaren Hannes Alfvén). Dessa vågor har förmågan att transportera energi och moment över enorma avstånd utan att avta nämnvärt i styrka, tills de exempelvis kommer i kontakt med en jonosfär till en isig måne, där vågen slutligen dumpar sin energi, accelererar partiklar och skapar elektriska strömmar. Ett annat vågfenomen i detta frekvensområde är visslarvågor (“whistlers”) som sveper i frekvens (därav namnet) och bland annat uppkommer vid blixturladdningar i atmosfären. Att lyssna efter visslare är ett sätt att upptäcka åskoväder i Saturnus atmosfär.

Och vet man magnetfälten vid Jupiters månar och de spänningar som råder i rymden runt omkring, kan man beräkna strömmarna som flyter ned mot månens yta.

Ganymedes är den största månen i solsystemet och den kretsar kring Jupiter. Det är en frusen måne på ytan, men den har ett hav under ytan. Den har också ett eget magnetfält genererat av en järnrik kärna. Jupiters roterande magnetosfär träffar på Ganymedes egen magnetosfär – en magnetosfär inuti en magnetosfär så att säga. I oceanen under ytan, som tros vara saltrik, kan det genereras elektriska strömmar som omformar magnetfältet ytterligare. Det är extra intressant, eftersom detta kan generera energi till eventuella livsprocesser i dessa oceaner under isen.

De andra två stora ismånarna vid Jupiter, Callisto och Europa, har inga egna magnetfält, men man vet att åtminstone Europa har en ocean under isen. Båda månarna uppvisar dock avböjningar av Jupiters förbiflödande magnetfält, vilket tyder på att starka strömmar genereras i en salt ocean eller en tät jonosfär (atmosfär). IRFs instrument på JUICE ska söka svaren på detta.

Bild av Ganymedes yta från rymdfarkosten Galileo som visar spår av olika zoner av partikelnedfall längs ekvatorn och polerna. Bild: IRF.

En principteckning av Ganymedes konduktiva jonosfär och de olika partiklar som accelereras in mot ytan. Bild: IRF.

Så här skulle en möjlig ocean i Ganymedes innandöme kunna se ut. Notera metallkärnan lägst in, som ger magnetfältet. Bild: IRF.

Rymdskeppet stör

För att kunna mäta spänningar och strömmar i den tunna gasen runt rymdfarkosten måste vi förstå hur våra mätningar påverkas av farkosten själv. Rymdfarkosten har en egen potential mot det omgivande plasmat i världsrymden. Denna måste mätas upp och kompenseras för. Dessutom varierar potentialen beroende på vilken omgivning farkosten befinner sig i.

Infallande strålning slår loss sekundärelektroner från rymdfarkostens chassi och gör chassit positivt laddat (Vp-Vs/c). Mängden sekundärelektroner beror av den infallande strålningens energi och ytans materialegenskaper. Långt ute i solsystemet är rymdskeppspotentialen måttlig, kanske uppåt några volt positiv, men i norrskenszonen, där det är gott om energirika elektroner med keV-energier, kan potentialen bli uppåt flera kilovolt negativ. De mörkblå pilarna visar de strömmar som träffar farkosten, respektive far därifrån i form av sekundärstrålning. Beroende på typ av partiklar, positiva eller negativa, kommer farkosten att få olika potential. Strömmarna har storleken nanoampere i djuprymden, men uppåt 10 mikroampere i en tät jonosfär. Genom att probens boll både befinner sig utanför rymdskeppets lokala potentialmoln och dessutom kan spänningssättas för att kompensera för rymdskeppets störningar, kan potentialen mätas upp.

Stub:en (se bilden ovan) hålls på en bias-potential som är ungefär densamma som proben, för att inte störa denna. Proben hålls på bias-potential genom att den efterföljande operationsförstärkarens matningsspänningar (±12 V) flyttas upp och ned flytande så att ingången hamnar på bias-spänningen och då följer proben med.

Om man inte känner till de störningar som rymdskeppet och dess utstickande delar ställer till i rymden, kommer man inte att kunna mäta någonting vettigt. Därför har Anders Eriksson vid IRF har gjort en simulation av potentialen runt Rosetta.

Potential runt Rosetta. Bild: Anders Eriksson, IRF

Man kan se plasmat som en mycket högohmig massa runt skeppet. Nära skeppet är molnet av fotoelektroner, elektroner som skjuts ut från skeppet av solljuset på grund av den fotoelektriska effekten, starkare än elektronerna i plasmat. På detta avstånd är det skeppets potential som gäller. På större avstånd har spänningsskillnaderna kortslutits av massan och potentialen i den omgivande rymden har störst inflytande.

Plasmat är en gas och det går att göra spår och “kölvatten” i den. Anders Eriksson har också simulerat de potentialskillnader som uppstår i kölvattnet i solvinden när skeppet drar fram.

Kölvatten efter Rosetta. Bild: Anders Eriksson, IRF

Det som sticker ut mot oss i bild är en av vingarna med solceller, som ju måste ligga med mesta möjliga bredsida mot Solen hela tiden. Det är inte lämpligt att sätta langmuirprobarna i det virvlande kölvattnet bakom solcellerna, kan man notera.

Elektronikkonstruktionen

Här sitter forskningsingenjören Walter Puccio och designar mätelektronik för JUICE-färden till Jupiter. Hela mätelektroniken får bara dra 10 watt, tiondelen av vad hans bordsdator drar.

På JUICE kommer man att använda mätbommar på tre meter, med koaxkablar inuti. Man kommer att mäta elektrondensitet, -temperatur, -hastighet, spänning och ström med frekvenser upp till 1,5 MHz. Magnetometern kommer att mäta upp till 20 kHz i tre dimensioner. Radiovåginstrumentet RWI med sin triaxiala dipol kommer att mäta upp till 45 MHz. Alla instrument ska tåla 300 krad stråldos bakom ett skyddande hölje av aluminium och tantal.

Main Electronics Box kommer att monteras strålskyddat inuti satelliten. De fem kretskorten är i A5-storlek.

Överst ser du tre mätkort som tar hand om insignalerna från sensorerna på satellitens utsida. LP Reciever tar hand om langmuirproberna och LF Reciever tar hand om magnetometrarna. RWI är en helt digital radio som samplar hela frekvensområdet på en gång från tre antenner. Därefter plockar man ut de frekvenser man är intresserad av i “mellanfrekvensdelen” som utgörs av programvara i den digitala signalprocessorn.

Under dessa kommer kortet med den digitala signalprocessorn DPU som dessutom sköter kommunikation med det övriga rymdskeppet via SpaceWire (förkortat SpW).

I botten sitter det interna spänningsaggregatet som förses med kraft från rymdskeppet från två håll.

De flesta kretsar är dubblerade som A och B för att man ska kunna växla om en av dem skulle gå sönder. Av samma anledning har elektronikboxen dubbla matningsspänningar och dubbla dataanslutningar via SpaceWire.

All datalagring sker utanför lådan. Experimentet får fylla fem megabyte per dygn i ett minne som delas med alla andra experiment ombord. Varje dygn tankas sedan 1,4 gigabit ned till Jorden.

De grå kortet upptill i förra bilden, kallat “LP Reciever + MIME”, ser ut så här vid närmare beskådan. Probarna kopplas in på anslutningarna P1 – P4. Det är modulerna Bias Control som ser till att förse de olika probarna med lämplig bias och dessutom subtrahera biasspänningen från mätresultatet. I det orange blocket utförs diff-förstärkningen mellan probarna. Man kopplar in kondensatorer i signalvägen om man vill mäta växelspänningar och -strömmar eller väljer in lågpassfilter om man är intresserad av lågfrekvenskomponenten. Det är flera utsignaler än vad som visas i systemskissen och allihop multiplexas med en analog mux och analog-digitalomvandlas i två A/D-omvandlare längst ned.

Slutligen vidtar digital signalbehandling och filtrering och signalen kommer ut på en intern databuss på 100 Mbps och vandrar “nedåt” i förra bilden.

Så här är förförstärkaren konstruerad i princip. Den sitter monterad ute i “roten” på bommen till langmuirproben på satellitens utsida och drabbas direkt av vreden i Jupiters strålningsbälten. Den måste vara ytterst välkonstruerad för att inte gå sönder omedelbart. Reläfunktionerna ska inte utföras med diskreta reläer utan designas som MEMS-kretsar på samma kiselskiva som förstärkarna. Det minskar storleken och ökar samtidigt strålningstoleransen för att kretsen helt enkelt blir mindre och därför träffas av färre partiklar per sekund.

Förstärkaren kan mäta två saker: uppsamlad ström ur plasmat (“Density”) eller dess spänning (“E-field”) i förhållande till rymdskeppets potential, under förutsättning att proben sticker ut utanför rymdskeppets störande egenpotential. Proben måste förses med en förspänning, en bias, för att man ska kunna skilja ut den typ av partiklar man vill kunna mäta: positiv för att mäta elektroner och negativ för att mäta joner.

När man mäter spänningen fungerar OP-förstärkaren som en följare och lämnar samma utspänning som inspänning. När man mäter strömmen kopplar man proben direkt in på minusingången på en operationsförstärkare som återkopplas med ett motstånd. Biasspänningen läggs på OP-förstärkarens plusingång.

Man kan bara mäta en av egenskaperna åt gången, så det finns reläer som kopplar bort endera mätkretsen.

Tidigare realiserade man mätelektroniken för detta i form av en stor aluminiumlåda med switchaggregat ovanpå.

Så här såg mätelektroniken ut som flög i den svenska satelliten Freja, som sköts upp 1992. Lådan innehåller elektroniken för ett antal sensorer som mätte plasmavågor i norrskenszonen, dvs elektriska och magnetiska fält i rymden nära jorden. Magnetfältet mättes med en sk “tri-axial search coil magnetometer”, i princip tre spolar i x-, y- och z-led som mätte magnetfältet upp till några kilohertz, och fyra langmuirprobar på långa trådbommar som mätte det elektriska fältet och dess riktning, samt två mindre probar avsedda att mäta högfrekventa elektriska vågor upp till 4 megahertz.

Det svarteloxerade aluminiumchassit har ett bakplan av sexlagerskort där alla övriga kretskort är inpluggade och fastskruvade. Ovanpå lådan sitter det switchaggregat som åstadkommer flytande matningsspänningar och bias för langmuirprobarna. I lådan finns fyra analoga mätkort. Mätkortet för högfrekvensprobarna byggdes av Cornell University i USA. Mellan skärmplåtar sitter dels två processorkort, dels ett minneskort på 8 MB av norskt fabrikat (8 MB var väldigt mycket minne för satellitbruk år 1992). Den ena processorn skötte själva experimentet och den andra skötte kommunikationen mot satelliten för att få ned data till Jorden. Processorn som skötte experimentet är en 16-bitars NS32C016 från National Semiconductor och den som skötte kommunikationen var en microcontroller från National och hette HPC46xxx. Den blanka lådan ovanpå är en spänningsomvandlare byggd av KTH. Satellitens elsystem lämnade 28 volt och omvandlaren skapade ±12 volt och 5 volt, samt de flytande biasspänningarna.

Ett typiskt flygvärdigt kretskort avsett för Freja. Satellitelektronik ser inte alls ut som annan elektronik. Allting är fastlimmat med grön epoxi för att tåla vibrationerna vid starten. I övrigt ser du OP-förstärkare från Burr Brown, militärspecade TTL-kretsar i 54HC-serien från Texas Instruments och analoga kretsar från Analog Devices. Som synes är kortet inte särskilt modernt. Idag samlar man all den digitala elektroniken som sitter på detta kort i en enda FPGA. Än så länge kan man dock inte flytta in analog elektronik i stora samlingskretsar utan denna byggs fortfarande diskret.

Det som visades i bilderna ovan som en hel mätlåda till Freja får idag rum på ett enda kretskort. Detta mätkort från 2013 kan bland annat driva tre langmuirprobar. Probarna kopplas in till höger och färdigt mätdata tas ut på en SpaceWire-kontakt upptill. Tidigare var all datakommunikation inom satelliter och rymdskepp punkt-till-punkt, men numera använder man en form av högsäkert datanät kallat SpaceWire, eller IEEE 1355. Nätet framförs på partvinnade ledningar, men till skillnad från exempelvis Ethernet använder man en klockpuls för att tala om när data finns att hämta. Till skillnad från läget i JUICE är förförstärkare och biaskontroll här monterat på samma kretskort som signalbehandling och kraftförsörjning.

De tre probarna kan förses med lämpliga biasspänningar från switchaggregatets spänningsdubblarstege genom ett antal högspänningstransistorer som sitter vid varje kontaktdon. De spänningar och strömmar som kommer tillbaka från probarna förstärks av OP-förstärkarna som sitter intill. Notera att förstärkarkretsarna sitter på särskilda carriers, eftersom det inte är de slutliga flygvärdiga kretsarna vi ser, utan kommersiella versioner av dessa, som används vid provning. Den sålunda förstärkta mätspänningen analog-digitalomvandlas i den centrala processorkretsen, som dessutom hanterar all logik och all kommunikation med resten av rymdskeppets logik.

Spänningsregulatorerna MSK 5910RH är linjära regulatorer som levererar stabiliserad spänning till logiken på kortet. De kan mata ut spänningar mellan 1,5-7 volt vid 5 ampere med typiskt 0,11 volt framspänningsfall. “RH” står för RadHard och kretsen klarar totalt 100 krad, vilket ger en uppfattning om vad kretskortet som helhet ska tåla i slutänden.

Mätprobarnas praktiska konstruktion

Bild: NASA

Rymdfarkosten Rosetta gick i närkamp med kometen Churyamov-Gerasimenko år 2014. Det stora paradnumret blev landsättningen av landaren Philae, men förhoppningen om att dess harpun faktiskt skulle kunna få fäste i den enorma snöbollen, vars täthet man faktiskt inte känner, grusades. Philae studsade i den låga gravitationen och ramlade ned i ett hål. IRFs langmuirprobar och mätelektronik är betydligt anonymare, men lämnade lika betydelsefulla mätvärden som landarens kameror. Probarna sitter i detta fall på fasta armar och inte på trådbommar, för Rosetta spinner inte.

Prob i taket! Här visar Jan-Erik hur en langmuirprob med trådbom kan se ut i verkligheten, avsedd för Cluster-satelliterna. Denna prob hänger i taket hos IRF i Uppsala. Till vänster ser du själva probens boll och till höger en hockeypuckliknande behållare för förförstärkaren, som man i detta fall valt att förlägga ute vid bommens ände. Tråden mellan bollen och förstärkaren är stub-en som utgörs av en koaxkabel. Från förstärkaren och 40 meter bortåt i korridoren hänger själva trådbommen, som är en dubbelväggig koaxkabel, eftersom ytan på bommen, den yttre skärmen, ska ligga på rymdskeppspotential.

Här är en av de två mätbommarna till den svenska satelliten Astrid-II. Prob-bollen är bara cirka 10 millimeter i diameter. Astrid färdades nära Jorden där partikeltätheten i jonosfären är betydligt större än i “tomma rymden,” så bollen kunde göras mindre. Är plasmat tätare blir strömmarna högre (mikroampere) och proben kan göras mindre. Konstruktionsidén är ändock densamma som i alla andra mätfall, med boll, isolerad stub och bom jordad i rymdfarkosten. Bommen är cirka en meter lång och bollen har en ytbeläggning av titannitrid för att klara den reaktiva atmosfären.

Den svarta bollen ovan är ett exemplar av de langmuirprober som flög med Viking-satelliten 1986. Satelliten hade som brukligt fyra prober. I detta fall hade man förlagt förförstärkaren inuti bollen. Du ser den förgyllda kapseln med förstärkarelektronik, som sitter på en bit glasfiberkort inuti en jordad ring. Ringen är i sin tur ansluten till bollen på två ställen (vita ledare). Signalkabeln kommer ut nedtill, för vidare befordran genom stub och bom in till mätelektroniken i rymdskeppet.

Bollens yta måste vara mycket jämn, för man vill gärna ha så symmetrisk potential som möjligt runt bollen. I teknikens början täckte man bollarna med kol-DAG (Electrodag, kolpartiklar i en elastomer, som används för att täcka oledande prover som ska mikroskoperas i svepelektronmikroskop) men den visade sig vara känslig för joniserat syre och vittrade sönder och lämnade en skrovlig aluminiumyta efter sig. Numera har man titannitrid på ytan. Den tillverkas på så sätt att man tar en titanboll och bakar den i flera hundra graders temperatur i kvävgasatmosfär. Resultatet blir en yta av TiN på några mikrometer som är väldigt hård, med bra elektrisk arbetsfunktion, termiskt tålig mm. Den typen av bollar finns numera med på Rosetta och Cassini. Mätdata från Cassini visar att ytorna har hållit sig intakta i rymden sedan 1997, dvs mer än 20 år.

Viking. Bild: Rymdbolaget.

Nya problem uppstår när man ska flyga till Merkurius med sonden BepiColombo. Man kommer att flyga väldigt nära Solen och då blir proben väldigt varm och riskerar att smälta. Nytt material behövs. Det löste Institutionen för Materialvetenskap genom att sputtra på en yta av titanaluminiumnitrid som klarar högre temperaturer, på en boll. Detta är särskilt viktigt när man flyger framför Merkurius för då har man Solen från ena hållet och återstrålad infraröd strålning från Merkurius från andra hållet.

Det här är ingen kanon, utan en langmuirprob som varit med om världens i särklass dyraste fyrverkeri. Denna prob satt monterad i en av de fyra Cluster-satelliter som sköts upp med den första Ariane-5-raketen 1996. Raketen sprängdes efter en minut och alltihop störtade i ett träsk i Franska Guyana. Franska främlingslegionen letade rätt på allt skrot efter störtningen. Efteråt kom probmekanismen till IRF i ett stort paket med påskriften “Får ej vidröras. Måste dekontamineras.” Den fick ligga för sig själv tills alla maskar hade krupit ut två veckor senare, varefter den kunde tvättas. Men ESA hade bestämt sig för att Cluster skulle upp, så de byggde nya satelliter och sköt upp dem två och två med ryska Soyuz-Fregat-raketer istället.

Enheten på bilden är den vinsch som rullar ut den tråd som bildar trådbommen till en langmuirprob. Längst till vänster sitter drivmotorn som långsamt matar ut langmuirproben ur kanonöppningen till höger när satelliten kommit upp i lämpligt varv. Modulen i mitten är rullen med den hoprullade koaxkabeln på 40 meter som utgör trådbom. De vita kugghjulen på motoraxeln utgör en reduktionsväxel som växlar ned motorns rörelse till en tiovarvspotentiometer som används som lägesgivare. Du ser också ändlägesbrytaren i form av en mikroswitch i plåt vid motoraxeln.

Proben var avsedd att mäta potentialvariationer i rymdens plasma runt satelliten. Den är en av fyra likadana på satelliten. De vinschas ut och bildar ett kors och spinner tillsammans med satelliten. På detta sätt kan man se solvindens vektor, alltså varifrån den kommer.

Samma langmuirprob framifrån. Bollen kom aldrig ut ur loppet, även om de två slutar-luckorna flög upp i smällen.

Livslängd: ofattbar

Hur rymdsäkras instrumenten? Hur ser man till att elektroniken håller i mer än 40 år, som i Voyager? Det viktigaste är att elektroniken säkras så att den inte skakar sönder vid uppskjutningen. Det gör man genom att limma fast allt med epoxi.

Efter uppskjutningen är det istället strålningen man har problem med. Flygvärdiga elektronikkomponenter måste vara extra stråltåliga. Typisk dos för en komponent i inre solsystemet, som i Solar Orbiter, är 70 kilorad under hela färden. Och då sitter kretsarna ändå innanför ett plåtskal.

Strålbältena kring Jupiter är det mest strålningsrika området i hela solsystemet. Skulle man sitta utanpå en rymdfarkost där, skulle man få flera megarad stråldos. I den miljön har man svårigheter att få rymdfarkosten att fungera. Rymdfarkosten JUICE, som ska in i “hettan” är konstruerad för 300 krad och då är elektroniken ändå strålskyddad både med aluminium och tantal. Tantal är extra duktigt på att absorbera högenergetiska elektroner på flera megaelektronvolt.

Strålningen förstör transistorer. Bipolära transistorer får sin förstärkningsfaktor förändrad och när det skjuts in laddningar i gaten på MOS-FET-ar kommer transistorn antingen att ligga ständigt till eller från, eller börja brusa. En tung kosmisk partikel kan gå tvärs igenom aluminiumlådan och slå sönder en komponent helt och hållet genom att den orsakar fria laddningar, slår loss elektroner, när den passerar, vilket resulterar i en strömrusning i komponenten så att denna brinner upp. Detta brukar man ta hänsyn till med en speciellt konstruerad strömförsörjning som undersöker om elektroniken drar höga strömpulser, och stänger då av väldigt snabbt. Överlevde komponenten kan man slå på matningen senare och fortsätta experimentet.

The final frontier: Voyager

Bild: JPL

40 år efter uppskjutningen går Voyager-farkosterna fortfarande nästan utan problem. De båda farkosterna har hunnit långt utanför Kuiperbältet och solsystemet. Där ute råder evigt mörker och en temperatur nära den absoluta nollpunkten. Ändå lever Voyager i, om inte högönsklig, så ändå relativ välmåga och har kontakt med Jorden varje dag. Intill för några år sedan fortsatte den inbyggda bandspelaren att gå och repetera mätdata till Jorden. Inser du vikten av detta: En rullbandspelare som gått i dryga 30 år utan underhåll? Den enda anledningen till att bandspelaren stängdes av var att den hade en lägsta hastighet som gav för hög datahastighet för att passa in i den ständigt krympande bandbredden på sändningen till Jorden.

Hur kan man veta att Voyager nått utanför solsystemet? Att farkosten kommit långt utanför Kuiperbältets små, isiga objekt, det kan man räkna sig fram till. Sändarstationerna i NASAs Deep Space Network kan mäta avståndet till alla interplanetariska rymdskepp genom att skicka ut en särskild radiopuls (ranging pulse) och lyssna efter hur lång tid det tar för svaret att komma tillbaka. Det är ett speciellt transponderläge som byggs in i rymdskepp som ska långt bort. Eftersom man vet fördröjningen i rymdskeppets transponder (i Cassini = 9 ns) kan man mäta avståndet på 3 meter när. Man mäter också hur kraftigt dopplerskiftat svaret är och kan, genom att jämföra med en känd frekvens hos en atomklocka på jorden, få ut farten med en noggrannhet på bara 0,05 mm/s.

Men det ger inget svar på de elektriska förhållandena, jonströmmarna, eller när heliosfären eventuellt har tagit slut.

Mätningen av partikeldensiteten i solvinden som träffar Voyager visar att antalet partiklar minskat från 25 protoner per sekund till 2 inom loppet av en månad, eller omräknat till en färdväg på ungefär 39 miljoner kilometer. Det tolkas som att partiklarna helt enkelt tagit slut, kört in i den interstellära vinden och omvandlats till värme. Det är detta som är förtunningsområdet strax före heliopausen, bogvågen som alstras när vår lilla bubbla i universum plöjer igenom den interstellära vinden från resten av Vintergatan. Solens makt upphör helt enkelt här ute på 110 astronomiska enheters avstånd.

Samtidigt kunde man visa att antalet kosmiska partiklar ökade från 1,7 st/sekund till 2,3 st/s under samma tid. Se vidare https://en.wikipedia.org/wiki/Heliosphere.

Hastigheten på den interstellära vinden lär vi inte få reda på ännu på ett par år och frågan är om Voyager lever så länge att den hinner mäta upp det. Farkostens radioaktiva batterier klingar av hela tiden. ESA fick ett förslag om att flyga en farkost ut förbi Kuiperbältet, en farkost som gick mycket snabbare än Voyager med hjälp av solsegel eller jonmotor, men det bordlades och istället valde man att bygga JUICE.

Håller forskarna sysselsatta

“Mätdata från rymdfärden kommer att hålla forskarna sysselsatta i många år framöver” brukar det stå i artiklarna. Vad gör de? Sitter och tänker, helt enkelt. Sen far de på konferenser och stöter och blöter sina idéer med andra forskare på området, skriver artiklar och försöker sila fram något vettigt av alla gigabyte mätdata de fått tillbaka till Jorden. Det tar en stunds funderande att komma på att en plötslig grop i elektrondensiteten när man passerar saturnusmånen Encheladus i en viss vinkel, på en viss höjd, faktiskt innebär att man kört igenom en plym av negativt laddade iskorn, som tagit åt sig den elektriska laddning som verkar fattas i området runt den lilla månen. På så sätt växte ett helt nya forskningsfält fram som nu berör stoft-plasma-dynamik, utblåsningsplymer från ismånar och hav under dess isytor. Det var tack vare plymernas störningar i magnetfältet som de ursprungligen upptäcktes, och inte via kamerabilderna.

Bild: NASA/JPL

Men när man väl kommit på det, sprutar datorerna igång och man börjar beräkna storleken, densiteten och utsträckningen den plym av partiklar som lämnar Encheladus och hur den flyter ut i Saturnus omgivningar och bildar Saturnus tunna E-ring. Det blåser ut ungefär ett ton vatten per sekund.

Saturnus E-ring. Bild: NASA.

Det kräver massor av pålitligt mätdata från instrument som inte bryter ihop i rymdens strålning, vakuum, etsande syre och mikrometeoriter. Samtidigt kan man konstatera att eftersom det finns flytande vatten som kan spruta ut, så finns det mera flytande vatten under ytan. Och det var i flytande vatten som livet på Jorden uppstod. Och eftersom Encheladus existerat lika länge som Jorden, börjar strax spekulationerna om liv på den lilla månen.

Som jag brukar säga: När svenskar ger sig på att bygga något högteknologiskt blir det ofta väldigt bra, som Saabs Gripen, ASEAs RC-lok, eller som Institutet för Rymdfysiks rymdinstrument.

Läs mer

Om heliosfären: https://en.wikipedia.org/wiki/Heliosphere

Heliosfärens strömskikt: https://en.wikipedia.org/wiki/Heliospheric_current_sheet

Interplanetärt magnetfält: https://en.wikipedia.org/wiki/Interplanetary_Magnetic_Field

Om instrumenten i Juice: http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=50073

Om Irving Langmuir: https://en.wikipedia.org/wiki/Irving_Langmuir

Här finns det mycket att läsa om langmuirprober: http://www.space.irfu.se/rosetta, https://en.wikipedia.org/wiki/Langmuir_probe och https://sv.wikipedia.org/wiki/Langmuirprob

Mer om jonosfärsforskning, se artikeln om HAARP i Teknikaliteter 2, en specialtidning från Techworld från juni 2013, där jag intervjuar IRF-forskaren Thomas Leyser.

Tekniska museets årsbok Daedalus 2007, “Sverige i rymden”, ss 48-65 “Norrskensforskning från Fuglesang till Celsius” av Rick McGregor

Rymdfärder

IBEX, The Interstellar Boundary Explorer: https://en.wikipedia.org/wiki/Interstellar_Boundary_Explorer

BepiColombo: http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=30

Cassini: http://saturn.jpl.nasa.gov/

JUICE: http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=50068

Rosetta: http://rosetta.jpl.nasa.gov/

Voyager: http://www.idg.se/2.1085/1.381514/voyager-har-snart-sett-allt

Fotnot

Ett särskilt tack till Jan Erik Wahlund (rymdfysiker), Bo Thidé (sysslar med LOIS och OAM) och Thomas Leyser (före detta HAARP-forskare), alla på Institutet för Rymdfysik i Uppsala, som fått mig att förstå nöjet med rymdfysik.

Tilläggas kan att forskarna på IRF har den högsta respekt för Wikipedias artiklar om jonosfärsfysik och langmuirprobar. Ryktet om Wikipedias uselhet är betydlgit överdrivet!

Märken på artiklar:

Lämna en kommentar

E-postadressen publiceras inte. Obligatoriska fält är märkta *