Advanced Composition Explorer ( ACE ) es una misión de exploración solar y espacial del programa Explorers de la NASA para estudiar la materia que comprende partículas energéticas del viento solar , el medio interplanetario y otras fuentes.
Tipo de misión | Investigación solar |
---|---|
Operador | NASA |
ID COSPAR | 1997-045A |
SATCAT no. | 24912 |
Sitio web | www |
Duración de la misión | 5 años planeados Transcurridos: 23 años, 10 meses y 4 días |
Propiedades de la nave espacial | |
Autobús | Personalizado |
Fabricante | Laboratorio de Física Aplicada Johns Hopkins |
Masa de lanzamiento | 757 kilogramos (1,669 lb) |
Secado masivo | 562 kilogramos (1239 lb) |
Energía | 444 W al final de su vida útil (5 años) |
Inicio de la misión | |
Fecha de lanzamiento | 25 de agosto de 1997, 14:39:00 UTC |
Cohete | Delta II 7920-8 |
Sitio de lanzamiento | Cabo Cañaveral , LC-17A |
Parámetros orbitales | |
Sistema de referencia | Heliocéntrico |
Régimen | L1 Lissajous |
Semieje mayor | 148,100,000 kilómetros (92,000,000 mi) |
Excentricidad | ~ 0.017 |
Altitud del perigeo | 145,700,000 kilómetros (90,500,000 mi) |
Altitud de apogeo | 150,550,000 kilómetros (93,550,000 mi) |
Inclinación | ~ 0 ° |
Período | 1 año |
El Centro de predicción del clima espacial de la NOAA utiliza datos en tiempo real de ACE para mejorar los pronósticos y advertencias de tormentas solares. [1] La nave espacial robótica ACE fue lanzada el 25 de agosto de 1997 y entró en una órbita de Lissajous cerca del punto Lagrangiano L 1 (que se encuentra entre el Sol y la Tierra a una distancia de unos 1,5 millones de kilómetros de este último) el 12 de diciembre. , 1997. [2] La nave espacial está operando actualmente en esa órbita. Debido a que ACE está en una órbita no kepleriana y tiene maniobras regulares de mantenimiento de posición, los parámetros orbitales en el cuadro de información adyacente son solo aproximados.
A partir de 2019 [actualizar], la nave espacial todavía se encuentra en buenas condiciones en general y se prevé que tenga suficiente propulsor para mantener su órbita hasta 2024. [3] El Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA gestionó el desarrollo y la integración de la nave espacial ACE. [4]
Objetivos científicos
Las observaciones de ACE permiten la investigación de una amplia gama de problemas fundamentales en las siguientes cuatro áreas principales: [5]
Composición elemental e isotópica de la materia.
Un objetivo principal es la determinación precisa y completa de la composición elemental e isotópica de las diversas muestras de "material fuente" a partir de las cuales se aceleran los núcleos. Estas observaciones se han utilizado para:
- Generar un conjunto de abundancias isotópicas solares basadas en un muestreo directo de material solar.
- Determine la composición coronal elemental e isotópica con una precisión muy mejorada
- Establecer el patrón de diferencias isotópicas entre los rayos cósmicos galácticos y la materia del sistema solar.
- Mide las abundancias elementales e isotópicas de "iones captadores" interestelares e interplanetarios
- Determinar la composición isotópica del "componente anómalo de rayos cósmicos", que representa una muestra del medio interestelar local.
Origen de los elementos y posterior procesamiento evolutivo
Las "anomalías" isotópicas en los meteoritos indican que el sistema solar no era homogéneo cuando se formó. De manera similar, la Galaxia no es uniforme en el espacio ni constante en el tiempo debido a la nucleosíntesis estelar continua . Las mediciones de ACE se han utilizado para:
- Búsqueda de diferencias entre la composición isotópica del material solar y meteorítico.
- Determinar las contribuciones de las partículas energéticas solares-eólicas y solares al material lunar y meteorítico, y a las atmósferas planetarias y magnetosferas.
- Determinar los procesos nucleosintéticos dominantes que contribuyen al material fuente de rayos cósmicos.
- Determinar si los rayos cósmicos son una muestra de material recién sintetizado (p. Ej., De supernovas ) o del medio interestelar contemporáneo.
- Búsqueda de patrones isotópicos en material solar y galáctico como prueba de modelos de evolución galáctica
Formación de la corona solar y aceleración del viento solar.
Partículas energéticas solares , viento solar y observaciones espectroscópicas muestran que la composición elemental de la corona se diferencia de la de la fotosfera , aunque los procesos por los cuales esto ocurre, y por los cuales el viento solar se acelera posteriormente, son poco conocidos. La composición detallada y los datos del estado de carga proporcionados por ACE se utilizan para:
- Aislar los procesos de formación coronal dominantes comparando una amplia gama de abundancias coronales y fotosféricas
- Estudiar las condiciones del plasma en la fuente del viento solar y las partículas energéticas solares midiendo y comparando los estados de carga de estas dos poblaciones.
- Estudiar los procesos de aceleración del viento solar y cualquier carga o fraccionamiento dependiente de la masa en varios tipos de flujos de viento solar.
Aceleración y transporte de partículas en la naturaleza
La aceleración de partículas es de naturaleza ubicua y comprender su naturaleza es uno de los problemas fundamentales de la astrofísica de plasma espacial . El conjunto de datos único obtenido por las mediciones de ACE se ha utilizado para:
- Realice mediciones directas de la carga y / o el fraccionamiento dependiente de la masa durante los eventos de aceleración interplanetaria y de partículas energéticas solares
- Restrinja los modelos de aceleración de llamaradas solares , choques coronales y choques interplanetarios con datos de carga, masa y espectrales que abarcan hasta cinco décadas en energía
- Probar modelos teóricos para 3 llamaradas ricas en He y eventos de rayos γ solares
Instrumentación
Espectrómetro de isótopos de rayos cósmicos (CRIS)
El espectrómetro de isótopos de rayos cósmicos cubre la década más alta del intervalo de energía del Explorador de composición avanzada, de 50 a 500 MeV / nucleón, con una resolución isotópica para elementos de Z Z 2 a 30. Los núcleos detectados en este intervalo de energía son predominantemente rayos cósmicos originario de nuestra galaxia. Esta muestra de materia galáctica investiga la nucleosíntesis del material parental, así como los procesos de fraccionamiento, aceleración y transporte que experimentan estas partículas en la Galaxia y en el medio interplanetario. La identificación de carga y masa con CRIS se basa en múltiples mediciones de dE / dx y energía total en pilas de detectores de silicio, y mediciones de trayectoria en un hodoscopio de trayectoria de fibra óptica centelleante (SOFT). El instrumento tiene un factor geométrico de 250 cm 2 sr para las mediciones de isótopos. [6]
Espectrómetro de isótopos solares (SIS)
El espectrómetro de isótopos solares (SIS) proporciona mediciones de alta resolución de la composición isotópica de los núcleos energéticos de He a Zn (Z = 2 a 30) en el rango de energía de ~ 10 a ~ 100 MeV / nucleón. Durante grandes eventos solares, SIS mide las abundancias isotópicas de partículas energéticas solares para determinar directamente la composición de la corona solar y estudiar los procesos de aceleración de partículas. Durante los tiempos de tranquilidad solar, SIS mide los isótopos de los rayos cósmicos de baja energía de la Galaxia y los isótopos del componente anómalo del rayo cósmico , que se origina en el medio interestelar cercano. El SIS tiene dos telescopios compuestos por detectores de estado sólido de silicio que proporcionan mediciones de la carga nuclear, la masa y la energía cinética de los núcleos incidentes. Dentro de cada telescopio, las trayectorias de partículas se miden con un par de detectores de tiras de silicio bidimensionales equipados con electrónica personalizada integrada a muy gran escala (VLSI) para proporcionar mediciones de posición y pérdida de energía. El SIS fue especialmente diseñado para lograr una excelente resolución de masa en las condiciones extremas de alto flujo que se encuentran en los eventos de grandes partículas solares. Proporciona un factor de geometría de 40 cm 2 sr, significativamente mayor que los espectrómetros de isótopos de partículas solares anteriores. [7]
Espectrómetro de isótopos de energía ultrabaja (ULEIS)
El espectrómetro de isótopos de energía ultrabaja (ULEIS) de la nave espacial ACE es un espectrómetro de masas de ultra alta resolución que mide la composición de partículas y los espectros de energía de los elementos He-Ni con energías de ~ 45 keV / nucleón a unos pocos MeV / nucleón . ULEIS investiga partículas aceleradas en eventos de partículas energéticas solares , choques interplanetarios y en el choque de terminación del viento solar . Al determinar los espectros de energía, la composición de la masa y las variaciones temporales junto con otros instrumentos ACE, ULEIS mejora en gran medida nuestro conocimiento de las abundancias solares, así como de otros reservorios como el medio interestelar local . ULEIS combina la alta sensibilidad requerida para medir flujos de partículas bajos, junto con la capacidad de operar en las partículas solares más grandes o eventos de choque interplanetario. Además de la información detallada para los iones individuales, ULEIS presenta una amplia gama de tasas de recuento para diferentes iones y energías que permite la determinación precisa de los flujos de partículas y anisotropías en escalas de tiempo cortas (pocos minutos). [8]
Analizador de carga iónica de partículas energéticas solares (SEPICA)
El Analizador de carga iónica de partículas energéticas solares (SEPICA) fue el instrumento en el Explorador de composición avanzada (ACE) que determinó los estados de carga iónica de las partículas energéticas solares e interplanetarias en el rango de energía de from0.2 MeV nucl-1 a ≈5 MeV de carga- 1. El estado de carga de los iones energéticos contiene información clave para desentrañar las temperaturas de origen, la aceleración, el fraccionamiento y los procesos de transporte de estas poblaciones de partículas. SEPICA tenía la capacidad de resolver estados de carga individuales con un factor geométrico sustancialmente mayor que su predecesor ULEZEQ en ISEE-1 y -3, en el que se basó SEPICA. Para lograr estos dos requisitos al mismo tiempo, SEPICA se compuso de una sección de sensor de alta resolución de carga y dos secciones de baja resolución de carga, pero de gran factor geométrico. [9]
A partir de 2008, este instrumento ya no funciona debido a fallas en las válvulas de gas. [3]
Espectrómetro de masas de iones de viento solar (SWIMS) y espectrómetro de composición de iones de viento solar (SWICS)
El espectrómetro de composición de iones de viento solar (SWICS) y el espectrómetro de masas de iones de viento solar (SWIMS) en ACE son instrumentos optimizados para mediciones de la composición química e isotópica de la materia solar e interestelar. SWICS determinó de manera única la composición química y de carga iónica del viento solar , las velocidades térmica y media de todos los iones principales del viento solar desde H hasta Fe a todas las velocidades del viento solar por encima de 300 km s −1 (protones) y 170 km s −1 (Fe + 16) y los isótopos H y He resueltos de fuentes solares e interestelares. SWICS también midió las funciones de distribución tanto de la nube interestelar como de los iones de recogida de la nube de polvo hasta energías de 100 keV e −1 . SWIMS mide la composición química, isotópica y del estado de carga del viento solar para cada elemento entre He y Ni. Cada uno de los dos instrumentos son espectrómetros de masas de tiempo de vuelo y utilizan un análisis electrostático seguido del tiempo de vuelo y, según sea necesario, una medición de energía. [10] [11]
El 23 de agosto de 2011, la electrónica de tiempo de vuelo SWICS experimentó una anomalía de hardware inducida por la edad y la radiación que aumentó el nivel de fondo en los datos de composición. Para mitigar los efectos de este fondo, el modelo para identificar iones en los datos se ajustó para aprovechar solo la energía iónica por carga medida por el analizador electrostático y la energía iónica medida por los detectores de estado sólido. Esto ha permitido a SWICS continuar entregando un subconjunto de los productos de datos que se proporcionaron al público antes de la anomalía del hardware, incluidas las relaciones de estado de carga de iones de oxígeno y carbono, y mediciones de hierro eólico solar. Las mediciones de densidad de protones, velocidad y velocidad térmica por SWICS no se vieron afectadas por esta anomalía y continúan hasta el día de hoy. [3]
Monitor de electrones, protones y partículas alfa (EPAM)
El instrumento Monitor de electrones, protones y alfa (EPAM) de la nave espacial ACE está diseñado para medir una amplia gama de partículas energéticas en casi la unidad-esfera completa a una resolución de tiempo alta. Tales mediciones de iones y electrones en el rango de unas pocas decenas de keV a varios MeV son esenciales para comprender la dinámica de las erupciones solares , las regiones de interacción co-rotativas (CIR), la aceleración de choque interplanetario y los eventos terrestres aguas arriba. El amplio rango dinámico de EPAM se extiende desde aproximadamente 50 keV a 5 MeV para los iones y de 40 keV a aproximadamente 350 keV para los electrones. Para complementar sus mediciones de electrones e iones, EPAM también está equipada con una apertura de composición (CA) que identifica de manera inequívoca las especies de iones reportadas como tasas de grupos de especies y / o eventos individuales de altura de pulso. El instrumento logra su gran cobertura espacial a través de cinco telescopios orientados en varios ángulos al eje de rotación de la nave espacial. Las mediciones de partículas de baja energía, obtenidas como resoluciones de tiempo entre 1,5 y 24 s, y la capacidad del instrumento para observar anisotropías de partículas en tres dimensiones hacen de EPAM un excelente recurso para proporcionar el contexto interplanetario para estudios utilizando otros instrumentos en la nave espacial ACE. [12]
Monitor de Electrones, Protones y Alfa de Viento Solar (SWEPAM)
El experimento Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM) proporciona las observaciones masivas del viento solar para el Advanced Composition Explorer (ACE). Estas observaciones proporcionan el contexto para las mediciones de composición elemental e isotópica realizadas en ACE, además de permitir el examen directo de numerosos fenómenos del viento solar , como la eyección de masa coronal , los choques interplanetarios y la estructura fina del viento solar , con instrumentación de plasma 3-D avanzada. También proporcionan un conjunto de datos ideal para estudios de naves espaciales múltiples tanto heliosféricas como magnetosféricas , donde se pueden utilizar junto con otras observaciones simultáneas de naves espaciales como Ulysses . Las observaciones SWEPAM se realizan simultáneamente con instrumentos independientes de electrones (SWEPAM-e) e iones (SWEPAM-i). Con el fin de ahorrar costos para el proyecto ACE, SWEPAM-e y SWEPAM-i son los repuestos de vuelo reciclados de la misión conjunta NASA / ESA Ulysses . Ambos instrumentos tenían una renovación, modificación y modernización selectivas necesarias para cumplir con la misión ACE y los requisitos de la nave espacial. Ambos incorporan analizadores electrostáticos cuyos campos de visión en forma de abanico barren todas las direcciones de mirada pertinentes a medida que gira la nave espacial. [13]
Magnetómetro (MAG)
El experimento de campo magnético en ACE proporciona mediciones continuas del campo magnético local en el medio interplanetario. Estas medidas son esenciales en la interpretación de observaciones ACE simultáneas de distribuciones de partículas térmicas y energéticas. El experimento consiste en un par de sensores gemelos de compuerta de flujo triaxial montados en un brazo que están ubicados a 165 pulgadas (419 cm) del centro de la nave espacial en paneles solares opuestos. Los dos sensores triaxiales proporcionan un instrumento vectorial equilibrado y completamente redundante y permiten una evaluación mejorada del campo magnético de la nave espacial. [14]
Viento solar en tiempo real de ACE (RTSW)
El sistema Advanced Composition Explorer (ACE) RTSW monitorea continuamente el viento solar y genera advertencias de una actividad geomagnética importante inminente, hasta con una hora de anticipación. Las advertencias y alertas emitidas por la NOAA permiten que aquellos con sistemas sensibles a dicha actividad tomen medidas preventivas. El sistema RTSW recopila datos de partículas energéticas y de viento solar a alta resolución de cuatro instrumentos ACE (MAG, SWEPAM, EPAM y SIS), empaqueta los datos en un flujo de bits de baja velocidad y transmite los datos de forma continua. La NASA envía datos en tiempo real a la NOAA todos los días al descargar datos científicos. Con una combinación de estaciones terrestres dedicadas (CRL en Japón y RAL en Gran Bretaña) y tiempo en las redes de seguimiento terrestre existentes (DSN de la NASA y AFSCN de la USAF), el sistema RTSW puede recibir datos las 24 horas del día durante todo el año. Los datos brutos se envían inmediatamente desde la estación terrestre al Centro de Predicción del Clima Espacial en Boulder, Colorado, se procesan y luego se entregan a su Centro de Operaciones de Clima Espacial, donde se utilizan en las operaciones diarias; los datos también se envían al Centro Regional de Alerta de CRL en Hiraiso, Japón, al 55º Escuadrón de Meteorología Espacial de la USAF, y se colocan en la World Wide Web. Los datos se descargan, procesan y dispersan dentro de los 5 minutos desde el momento en que salen de ACE. El sistema RTSW también utiliza las partículas energéticas de baja energía para advertir acerca de los choques interplanetarios que se aproximan y para ayudar a monitorear el flujo de partículas de alta energía que pueden producir daños por radiación en los sistemas satelitales. [15]
Resultados científicos
Los espectros de partículas observados por ACE
La figura muestra la fluencia de partículas (flujo total durante un período de tiempo dado) de oxígeno en ACE durante un período de tiempo justo después del mínimo solar, la parte del ciclo solar de 11 años cuando la actividad solar es más baja. [16] Las partículas de menor energía provienen del viento solar lento y rápido, con velocidades de aproximadamente 300 a aproximadamente 800 km / s. Como la distribución del viento solar de todos los iones, la del oxígeno tiene una cola supratérmica de partículas de mayor energía; es decir, en el marco del viento solar a granel, el plasma tiene una distribución de energía que es aproximadamente una distribución térmica pero tiene un exceso notable por encima de aproximadamente 5 keV, como se muestra en la Figura 1. El equipo de ACE ha hecho contribuciones para comprender los orígenes de estas colas y su papel en la inyección de partículas en procesos de aceleración adicionales.
A energías superiores a las de las partículas del viento solar, ACE observa partículas de regiones conocidas como regiones de interacción de rotación (CIR). Los CIR se forman porque el viento solar no es uniforme. Debido a la rotación solar, las corrientes de alta velocidad chocan con el viento solar lento precedente, creando ondas de choque en aproximadamente 2-5 unidades astronómicas (AU, la distancia entre la Tierra y el Sol) y formando CIR. Las partículas aceleradas por estos choques se observan comúnmente a 1 AU por debajo de energías de aproximadamente 10 MeV por nucleón. Las mediciones de ACE confirman que los CIR incluyen una fracción significativa de helio con una sola carga que se forma cuando se ioniza el helio neutro interestelar. [17]
A energías aún más altas, la mayor contribución al flujo medido de partículas se debe a las partículas energéticas solares (SEP) asociadas con choques interplanetarios (IP) impulsados por eyecciones de masa coronal rápidas (CME) y llamaradas solares. Las abundancias enriquecidas de helio-3 e iones de helio muestran que las colas supratérmicas son la principal población de semillas de estos SEP. [18] Los choques de IP que viajan a velocidades de hasta aproximadamente 2000 km / s aceleran las partículas de la cola supratérmica a 100 MeV por nucleón y más. Los choques de IP son particularmente importantes porque pueden continuar acelerando las partículas a medida que pasan sobre ACE y, por lo tanto, permiten estudiar in situ los procesos de aceleración de los choques.
Otras partículas de alta energía observadas por ACE son los rayos cósmicos anómalos (ACR) que se originan con átomos interestelares neutros que se ionizan en la heliosfera interna para producir iones de "captación" y luego se aceleran a energías superiores a 10 MeV por nucleón en la heliosfera externa. . ACE también observa los iones captadores directamente; se identifican fácilmente porque se cargan individualmente. Finalmente, las partículas de mayor energía observadas por ACE son los rayos cósmicos galácticos (GCR), que se cree que son acelerados por ondas de choque de explosiones de supernovas en nuestra galaxia.
Otros hallazgos de ACE
Poco después del lanzamiento, los sensores SEP en ACE detectaron eventos solares que tenían características inesperadas. A diferencia de la mayoría de los eventos SEP grandes y acelerados por choque, estos estaban altamente enriquecidos en hierro y helio-3, al igual que los eventos SEP impulsivos asociados con brotes mucho más pequeños. [19] [20] Durante el primer año de operaciones, ACE encontró muchos de estos eventos "híbridos", lo que llevó a una discusión sustancial dentro de la comunidad sobre qué condiciones podrían generarlos. [21]
Un descubrimiento reciente notable en la física heliosférica ha sido la presencia ubicua de partículas supratérmicas con forma espectral común. Esta forma ocurre inesperadamente en el tranquilo viento solar; en condiciones perturbadas después de los choques, incluidos los CIR; y en otras partes de la heliosfera. Estas observaciones han llevado a Fisk y Gloeckler [22] a sugerir un mecanismo novedoso para la aceleración de las partículas.
Otro descubrimiento ha sido que el ciclo solar actual, medido por manchas solares, CME y SEP, ha sido mucho menos activo magnéticamente que el ciclo anterior. McComas y col. [23] han demostrado que las presiones dinámicas del viento solar medidas por el satélite Ulysses en todas las latitudes y por ACE en el plano de la eclíptica están correlacionadas y disminuyeron en el tiempo durante aproximadamente 2 décadas. Concluyeron que el Sol había experimentado un cambio global que afectó a la heliosfera en general. Simultáneamente, las intensidades de GCR estaban aumentando y en 2009 fueron las más altas registradas durante los últimos 50 años. [24] Los GCR tienen más dificultades para llegar a la Tierra cuando el Sol es más activo magnéticamente, por lo que la alta intensidad de GCR en 2009 es consistente con una presión dinámica globalmente reducida del viento solar.
ACE también mide la abundancia de isótopos de rayos cósmicos níquel-59 y cobalto-59; Estas mediciones indican que transcurrió un tiempo mayor que la vida media del níquel-59 con electrones ligados (7,6 × 10 4 años) entre el momento en que se creó el níquel-59 en una explosión de supernova y el momento en que se aceleraron los rayos cósmicos. [25] Estos retrasos prolongados indican que los rayos cósmicos provienen de la aceleración de material estelar o interestelar antiguo, más que de la eyección de supernova reciente. ACE también mide una proporción de hierro-58 / hierro-56 que se enriquece en la misma proporción en el material del sistema solar. [26] Estos y otros hallazgos han llevado a una teoría del origen de los rayos cósmicos en las superburbujas galácticas, formadas en regiones donde muchas supernovas explotan en unos pocos millones de años. Observaciones recientes de un capullo de rayos cósmicos recién acelerados en la superburbuja Cygnus por el observatorio de rayos gamma Fermi [27] apoyan esta teoría.
Observatorio de seguimiento del clima espacial
El 11 de febrero de 2015, el Observatorio del Clima del Espacio Profundo (DSCOVR), con varios instrumentos similares, incluido un instrumento más nuevo y más sensible para detectar eyecciones de masa coronal con destino a la Tierra, fue lanzado con éxito por la NOAA y la NASA a bordo de un vehículo de lanzamiento SpaceX Falcon 9 desde Cape Cañaveral, Florida. La nave espacial llegó a L 1 el 8 de junio de 2015, poco más de 100 días después del lanzamiento. [28] Junto con ACE, ambos proporcionarán datos meteorológicos espaciales siempre que ACE pueda seguir funcionando. [29]
Ver también
- Clúster (nave espacial)
- Heliofísica
- Helios (nave espacial)
- Misión Magnetosférica Multiescala (MMS), lanzada en 2015
- Parker Solar Probe , lanzado en agosto de 2018
- Observatorio Solar y Heliosférico (SoHO), lanzado en 1995, todavía operativo
- Observatorio de Dinámica Solar (SDO), lanzado en 2010, todavía operativo
- Solar Maximum Mission (SMM), lanzado en 1980, retirado de 1989
- Solar Orbiter (SolO), lanzado 2020
- STEREO (Observatorio Solar de Relaciones Terrestres), lanzado en 2006, todavía operativo
- Tom Krimigis
- TRACE (Transition Region and Coronal Explorer), lanzado en 1998, retirado en 2010
- Ulysses (nave espacial) , lanzada en 1990, clausurada en 2009
- Sondas Van Allen
- Viento (nave espacial) , lanzado en 1994, todavía operativo
Referencias
- ^ "Satélite para ayudar a la previsión meteorológica espacial" . USA Today . 24 de junio de 1999. Archivado desde el original el 18 de octubre de 2009 . Consultado el 24 de octubre de 2008 .
- ^ http://www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/DATA/ace_dly_reprts/HTML/December_text_1997.html#97346
- ^ a b c Christian, Eric R .; Davis, Andrew J. (10 de febrero de 2017). "Visión general de la misión del Explorador de composición avanzada (ACE)" . Instituto de Tecnología de California . Consultado el 14 de diciembre de 2017 .
- ^ NASA - NSSDC - Nave espacial - Detalles
- ^ Stone, EC; et al. (Julio de 1998). "El Explorador de composición avanzada". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 1-22. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86 .... 1S . doi : 10.1023 / A: 1005082526237 . S2CID 10744811 .
- ^ Stone, EC; et al. (Julio de 1998). "El espectrómetro de isótopos de rayos cósmicos para el Explorador de composición avanzada". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 285–356. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86..285S . CiteSeerX 10.1.1.38.7241 . doi : 10.1023 / A: 1005075813033 . S2CID 12773394 .
- ^ Stone, EC; et al. (Julio de 1998). "El espectrómetro de isótopos solares para el Explorador de composición avanzada". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 357–408. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86..357S . doi : 10.1023 / A: 1005027929871 . S2CID 16609619 .
- ^ Mason, GM; et al. (Julio de 1998). "El espectrómetro de isótopos de energía ultrabaja (ULEIS) para el Explorador de composición avanzada". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 409–448. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86..409M . doi : 10.1023 / A: 1005079930780 . S2CID 42297254 .
- ^ Moebius, E .; et al. (Julio de 1998). "El Analizador de Carga Iónica de Partículas Energéticas Solares (SEPICA) y la Unidad de Procesamiento de Datos (S3DPU) para SWICS, SWIMS y SEPICA". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 449–495. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86..449M . doi : 10.1023 / A: 1005084014850 . S2CID 12879423 .
- ^ Gloeckler, G .; et al. (Julio de 1998). "Investigación de la composición de la materia solar e interestelar utilizando medidas de viento solar y captación de iones con SWICS y SWIMS en la nave espacial ACE". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 497–539. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86..497G . doi : 10.1023 / A: 1005036131689 . S2CID 189787814 .
- ^ "ACE / SWICS & ACE / SWIMS" . El Grupo de Investigación Solar y Heliosférica. Archivado desde el original el 10 de agosto de 2006 . Consultado el 30 de junio de 2006 .
- ^ Oro, RE; et al. (Julio de 1998). "Monitor de electrones, protones y alfa en la nave espacial Explorador de composición avanzada". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 541–562. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86..541G . doi : 10.1023 / A: 1005088115759 . S2CID 115540562 .
- ^ McComas, DJ; et al. (Julio de 1998). "Monitor alfa de protones de electrones de viento solar (SWEPAM) para el Explorador de composición avanzada". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 563–612. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86..563M . doi : 10.1023 / A: 1005040232597 . S2CID 189791714 .
- ^ Smith, CW; et al. (Julio de 1998). "El experimento de campos magnéticos ACE". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 613–632. Código bibliográfico : 1998SSRv ... 86..613S . doi : 10.1023 / A: 1005092216668 . S2CID 189772564 .
- ^ Zwickl, RD; et al. (Julio de 1998). "El sistema de viento solar en tiempo real (RTSW) de la NOAA usando datos ACE". Reseñas de ciencia espacial . 86 : 633–648. Código Bibliográfico : 1998SSRv ... 86..633Z . doi : 10.1023 / A: 1005044300738 . S2CID 189767518 .
- ^ Mewaldt, RA; et al. (2001). "Fluencias a largo plazo de partículas energéticas en la heliosfera" (PDF) . Conf. AIP Proc . 86 : 165-170. Código Bibliográfico : 2001AIPC..598..165M . doi : 10.1063 / 1.1433995 . hdl : 2027,42 / 87586 .
- ^ Möbius, E .; et al. (2002). "Estados de carga de iones energéticos (~ 0,5 MeV / n) en regiones de interacción de rotación a 1 AU e implicaciones en las poblaciones de origen". Geophys. Res. Lett . 29 (2): 1016. Código bibliográfico : 2002GeoRL..29.1016M . doi : 10.1029 / 2001GL013410 .
- ^ Desai, MI; et al. (2001). "Aceleración de núcleos de 3 He en choques interplanetarios" . Revista astrofísica . 553 (1): L89 – L92. Código Bibliográfico : 2001ApJ ... 553L..89D . doi : 10.1086 / 320503 .
- ^ Cohen, CMS; et al. (1999). "Estados de carga inferidos de partículas solares de alta energía del espectrómetro de isótopos solares en ACE" (PDF) . Geophys. Res. Lett . 26 (2): 149-152. Código bibliográfico : 1999GeoRL..26..149C . doi : 10.1029 / 1998GL900218 .
- ^ Mason, GM; et al. (1999). "Aceleración de partículas y fuentes en los eventos de partículas energéticas solares de noviembre de 1997" (PDF) . Geophys. Res. Lett . 26 (2): 141-144. Código Bibliográfico : 1999GeoRL..26..141M . doi : 10.1029 / 1998GL900235 .
- ^ Cohen, CMS; et al. (2012). "Observaciones de la propagación longitudinal de eventos de partículas energéticas solares en el ciclo solar 24" (PDF) . Conf. AIP Proc . Actas de la conferencia AIP. 1436 : 103-109. Código bibliográfico : 2012AIPC.1436..103C . doi : 10.1063 / 1.4723596 .
- ^ Fisk, LA; et al. (2008). "Aceleración de colas supratérmicas en el viento solar" . Revista astrofísica . 686 (2): 1466–1473. Código Bibliográfico : 2008ApJ ... 686.1466F . doi : 10.1086 / 591543 .
- ^ McComas, DJ; et al. (2008). "Viento solar más débil de los agujeros coronales polares y todo el Sol" . Geophys. Res. Lett . 35 (18): L18103. Código bibliográfico : 2008GeoRL..3518103M . doi : 10.1029 / 2008GL034896 . S2CID 14927209 .
- ^ Leske, RA; et al. (2011). "Rayos cósmicos anómalos y galácticos a 1 UA durante el ciclo 23/24 mínimo solar". Ciencia espacial. Rev . 176 (1–4): 253–263. Código bibliográfico : 2013SSRv..176..253L . doi : 10.1007 / s11214-011-9772-1 . S2CID 122973813 .
- ^ Wiedenbeck, ME; et al. (1999). "Restricciones en el tiempo de retraso entre la nucleosíntesis y la aceleración de los rayos cósmicos de las observaciones de 59 Ni y 59 Co" . Revista astrofísica . 523 (1): L61 – L64. Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 523L..61W . doi : 10.1086 / 312242 .
- ^ Binns, WR; et al. (2005). "Neón de rayos cósmicos, estrellas Wolf-Rayet y el origen de superburbujas de los rayos cósmicos galácticos". Revista astrofísica . 634 (1): 351–364. arXiv : astro-ph / 0508398 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 634..351B . doi : 10.1086 / 496959 . S2CID 34996423 .
- ^ Ackermann, M .; et al. (2011). "Un capullo de rayos cósmicos recién acelerados detectados por Fermi en la superburbuja Cygnus". Ciencia . 334 (6059): 1103–7. Código bibliográfico : 2011Sci ... 334.1103A . doi : 10.1126 / science.1210311 . PMID 22116880 . S2CID 38789717 .
- ^ "El primer satélite operativo de la nación en el espacio profundo alcanza la órbita final" . NOAA. 8 de junio de 2015. Archivado desde el original el 8 de junio de 2015 . Consultado el 8 de junio de 2015 .
- ^ Graham, William (8 de febrero de 2015). "SpaceX Falcon 9 listo para la misión DSCOVR" . NASASpaceFlight.com . Consultado el 8 de febrero de 2015 .
enlaces externos
- Explorador de composición avanzada (ACE) - del Instituto de Tecnología de California
- ACE Real-Time Solar Wind - de la Asociación Nacional Oceánica y Atmosférica