The ASPIICS solar coronagraph aboard the Proba-3 formation flying mission. Scientific objectives and instrument design

Resumo Técnico: O Coronógrafo Solar ASPIICS a bordo da Missão de Voo em Formação Proba-3

Definição do Problema
A coroa solar, a fonte do vento solar e das ejeções de massa coronal (CMEs), permanece mal compreendida na região da "coroa média" (aproximadamente 1,1 a 3 raios solares, $R_\odot$). Esta região representa uma lacuna observacional crítica: os imageadores de Ultravioleta Extremo (EUV) (ex: SDO/AIA) tipicamente observam a coroa inferior até $\sim1,27 R_\odot$, enquanto os coronógrafos clássicos com oclusão externa (ex: SOHO/LASCO C2, STEREO/COR2) geralmente iniciam as observações em $\sim2,2\text{--}2,5 R_\odot$. As observações baseadas em solo são limitadas pelo espalhamento atmosférico e curtas durações de eclipses. Além disso, os coronógrafos espaciais existentes lutam contra altos níveis de luz espúria (straylight) ao observar próximo ao limbo solar, obscurecendo estruturas coronais tênues e reduzindo a relação sinal-ruído necessária para estudar fenômenos dinâmicos como a propagação de ondas e a aceleração de CMEs.

Metodologia e Design do Instrumento
O artigo descreve o instrumento ASPIICS (Association of Spacecraft for Polarimetric and Imaging Investigation of the Corona of the Sun), lançado em 5 de dezembro de 2024, a bordo da missão Proba-3 da Agência Espacial Europeia. A inovação central da missão é uma arquitetura de voo em formação composta por duas espaçonaves:

1. Espaçonave Oclusora (OSC): Carrega um disco oclusor externo circular (raio $R_{EO} = 0,71088$ m) com uma borda toroidal.
2. Espaçonave do Coronógrafo (CSC): Carrega o telescópio ASPIICS.

As duas espaçonaves mantêm uma formação precisa com uma distância entre satélites (ISD) de aproximadamente 144 metros durante uma janela de 6 horas centrada no apogeu de sua órbita altamente elíptica (período de 19,63 horas). Esta distância representa um aumento de duas ordens de magnitude em comparação com os coronógrafos clássicos com oclusão externa (onde $D \sim 1$ m).

Principais Características Técnicas:

• Supressão de Luz Espúria: A grande separação ($D \approx 144$ m) reduz significamente a intensidade da luz difratada do oclusor externo, permitindo observações até $1,099 R_\odot$ com baixa luz espúria.
• Sistema Óptico: O ASPIICS é um coronógrafo de Lyot com uma pupila de entrada de 50 mm e uma distância focal de 734,6 mm. Ele utiliza um oclusor interno e um stop de Lyot para bloquear a luz difratada.
• Detectores e Filtros: O instrumento utiliza um sensor de pixel ativo (APS) CMOS de $2048 \times 2048$ pixels com uma escala de pixel de $2,817''$. Ele emprega uma roda de filtros com seis fendas:
  • Banda Larga (WBF): 5363–5658 Å (centrada em 5510 Å) para brilho total e brilho polarizado (com polarizadores de 0°, 60°, 120°).
  • Banda Estreita Fe XIV: Centrada em 5304 Å (linha verde) para plasma de $\sim2$ MK.
  • Banda Estreita He I D3: Centrada em 5877 Å para plasma de protuberâncias ($\sim0,01$ MK).
• Metrologia: O voo em formação é mantido usando GNSS, um Sistema Baseado em Visão (VBS) e um Sensor Fino Lateral e Longitudinal (FLLS) utilizando retrorrefletores a laser. O ASPIICS também emprega um Sensor de Posição de Sombra (SPS) e um Emissor de Sensor de Posição do Oclusor (OPSE) para monitorar o alinhamento do oclusor externo em relação à abertura do telescópio.
• Processamento de Dados: Para lidar com a alta faixa dinâmica da coroa, o instrumento utiliza uma abordagem de "mapa de azulejos" (tile map), dividindo o detector em azulejos de $64 \times 64$ pixels. Diferentes tempos de exposição são aplicados a diferentes azulejos, e flags de qualidade determinam quais azulejos são retidos para o downlink.

Resultos e Desempenho
Campanhas de calibração em solo (Bélgica e Itália, 2020–2021) confirmaram o desempenho do instrumento:

• Resolução: O sistema alcança uma resolução espacial de $2,817''$ por pixel (resolução linear $\sim4085$ km a $1 R_\odot$), limitada pelo tamanho do pixel no campo de visão não vignetado ($>1,174 R_\odot$).
• Luz Espúria (Straylight): Modelos teóricos e dados de comissionamento confirmam que a luz difratada é duas ordens de magnitude mais fraca que o sinal coronal, validando o design para observar a coroa interna.
• Radiometria: A sensibilidade radiométrica foi medida em todos os canais, com viés (bias) e corrente escura caracterizados (viés $\sim2050$ DN, corrente escura $\sim3,3$ DN/s).
• Cadência Operacional: A cadência sinótica nominal é de 1 minuto, com capacidade para cadências maiores (até 2 segundos) usando campos de visão reduzidos.

Principais Contribuições e Objetivos Científicos
O ASPIICS foi projetado para preencher a lacuna observacional entre os imageadores de EUV e os coronógrafos clássicos, permitindo cobertura contínua de $1,099 R_\odot$ a $3 R_\odot$. O artigo delineia quatro objetivos científicos primários:

1. Estrutura da Coroa Quieta: Investigar a natureza da coroa em diferentes escalas, incluindo a transição de linhas de campo magnético fechadas para abertas, e determinar a configuração magnética de streamers e buracos coronais.
2. Aquecimento Coronal: Medir propriedades de ondas (ondas de Alfvén, flutuações de densidade) com alta cadência para determinar sua contribuição para o aquecimento coronal, particularmente na coroa magneticamente fechada.
3. Aceleração do Vento Solar: Estudar a origem do vento solar lento, incluindo reconexão de intercâmbio, jatos e turbulência, observando a dinâmica de pequena escala nas regiões de origem do vento.
4. Iniciação e Evolução de CMEs: Fornecer observações de alta resolução e alta cadência da iniciação, aceleração e reestruturação de CMEs na coroa baixa ($<3 R_\odot$). Isso inclui a análise da estrutura de três partes da CME, folhas de corrente e a conexão entre flares e CMEs.

Significância
O artigo afirma que o ASPIICS representa um avanço significativo na coronografia espacial solar. Ao aproveitar a única separação de voo em formação de 144 metros, ele alcança um nível de rejeição de luz espúria e acesso à coroa interna ($1,099 R_\odot$) anteriormente inalcançável no espaço. Esta capacidade permite, pela primeira vez, a observação contínua da dinâmica das CMEs desde sua iniciação perto da superfície solar através da fase de aceleração, unindo a lacuna entre as observações de EUV e de luz branca. O instrumento deve fornecer dados cruciais para resolver problemas pendentes sobre a origem do vento solar lento, os mecanismos físicos do aquecimento coronal e a iniciação de CMEs e choques associados. A missão serve tanto como uma ferramenta científica para a física solar quanto como um demonstrador tecnológico para voo em formação preciso.