GLOWS (GLObal solar Wind Structure) jest jednym z 10 instrumentów misji IMAP (Interstellar Mapping and Acceleration Probe), która będzie umieszczona na orbicie Lissajous wokół punktu Lagrange L1 na początku 2025 roku (McComas, et al., 2018) . Głównym celem fotometru GLOWS jest zbadanie trójwymiarowej struktury wiatru słonecznego oraz jej ewolucję w ciągu cyklu słonecznego. Dodatkowo obserwacje GLOWSa pozwolą na dokładniejsze zbadanie rozkładu międzygwiazdowego neutralnego wodoru (ISN H) oraz ciśnienia promieniowania, które działa na atomy wodoru w heliosferze.
GLOWS będzie obserwował poświatę wodorową, która powstaje gdy neutralne atomy wodoru są pobudzane do świecenia poprzez intensywne promieniowanie słoneczne w linii Lyman-α (długość fali 121,56 nm). Atomy wodoru pochłaniają fotony Lyman-α, aby potem wypromieniować je w losowym kierunku. Te ponownie wyemitowane fotony tworzą poświatę wodorową, którą będziemy obserwować. Natężenie poświaty obserwowanej w okolicy Ziemi waha się w granicach 300-1000 Rayleigh w zależności od pozycji obserwatora i fazy cyklu słonecznego.
Gęstość i prędkość atomów wodoru zależą z jednej strony od siły grawitacji Słońca i ciśnienia promieniowania w linii Lyman-α, a z drugiej strony od strat wywołanych jonizacją. Jonizacja powodowana jest przez kilka procesów: wymiana ładunku między neutralnymi atomami wodoru z poza heliofery a naładowanymi cząstkami wiatru słonecznego (głównie są to protony oraz cząstki alfa); fotojonizacja wywołana przez fotony o długości fali krótszej niż próg jonizacji wodoru, który znajduje się w okolicach 91.2 nm; blisko Słońca (1-2 au) jonizacja poprzez zderzenia z elektronami z wiatru słonecznego (Bzowski et al. 2013).
Wiatr słoneczny wykazuje strukturę szerokościową (wiatr na biegunach słonecznych jest zdecydowanie różny od tego na równiku), która zmienia się wraz z cyklem słonecznym. W czasie okresów niskiej aktywności Słońca wokół równika wieje stosunkowo wolny i gęsty wiatr ( ∼400 km s−1, ∼5 protonów cm−3 w odległości 1 au), podczas gdy nad biegunami obserwujemy szybki i rzadszy wiatr ( ∼750 km s−1, ∼ 2.5 protonów cm−3 w odległości 1 au) ( McComas, et al., 2000).
Struktura poświaty wodorowej również zmienia się wraz z cyklem słonecznym. Jest to bezpośredni skutek występowania dwóch różnych rodzajów wiatru słonecznego (szybkiego z nad biegunów oraz wolnego w okolicy równika), który sprawia, że gęstość neutralnego wodoru wykazuje charakterystyczną trójwymiarową strukturę. A zatem obserwując poświatę wodorową na różnych szerokościach heliograficznych możemy badać strukturę wiatru słonecznego. Długotrwałe obserwacje pozwolą też na monitorowanie zmian jakie zachodzą w czasie zmian aktywności Słońca i pozwolą lepiej zrozumieć zależność wiatru słonecznego od poziomu aktywności słonecznej (Bzowski et al. 2003).
Oś obrotu satelity IMAP będzie skierowana 4° od Słońca w stronę mniejszych długości ekliptycznych. Oś optyczna fotometru GLOWS będzie odchylona od osi obrotu satelity o 75°. W efekcie instrument będzie skanował okręgi na niebie o promieniu 75° obiektywem o średnicy pola widzenia ∼3.7°. Oś obrotu satelity będzie przestawiana o 1° każdego dnia, tak aby utrzymać stałą pozycję względem Słońca. Fragment nieba obserwowany przez GLOWS również będzie się przesuwał. Każdego dnia produkowana będzie krzywa blasku poświaty heliosferycznej (Rysunek 1) powstała poprzez akumulację zliczeń detektora. (Więcej na temat danych zbieranych przez GLOWS znajduje się tutaj). Modulacja tej krzywej zależy od struktury wiatru słonecznego oraz pozycji obserwatora względem Słońca. Długotrwałe obserwacje pozwolą na badanie struktury wiatru słonecznego wokół Słońca.
Detektor GLOWS jest prostym fotometrem, które zadaniem jest zliczanie wpadających do niego fotonów. Poświata heliosferyczna świeci długości fali Lyman-α, więc to właśnie te fotony będą przepuszczane przez wysokiej jakości filtr umieszczony przed detektorem. Konstrukcja GLOWS jest oparta na detektorze LaD, który był użyty podczas misji TWINS (Nass et al. 2006, McComas et al. 2009). Nasz instrument składa się z kolimatora z dodatkową osłoną, filtra spektralnego, oraz detektora CEM. Część optyczna połączona jest z jednostką elektroniczną, która zlicza uderzające fotony i zamienia je na impulsy elektryczne. Cały instrument został zaprojektowany i zbudowany w Centrum Badań Kosmicznych PAN. Model instrumentu jest widoczny na Rysunku 2, a szczegółowy jego opis jest dostępny tutaj.
