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Viento
Sonda de viento.jpg
El viento es el primero de la NASA Global Geoespacio Ciencia programa
NombresGGS / Wind, ISTP / Wind, Laboratorio de Física Interplanetaria
Tipo de misiónHeliofísica
OperadorNASA
ID COSPAR1994-071A
SATCAT no.23333
Sitio webhttp://wind.nasa.gov/
Duración de la misiónMínimo: 3 años
Transcurridos: 26 años, 9 meses, 1 día
Propiedades de la nave espacial
FabricanteMartín Marietta
Masa de lanzamiento1.250 kg (2.760 libras) [1]
Secado masivo950 kg (2090 libras) [1]
Masa de carga útil195 kg (430 libras) [1]
Dimensiones2,4 × 1,8 m (7,9 × 5,9 pies) [1]
Poder370 vatios [1]
Inicio de la misión
Fecha de lanzamiento1 de noviembre de 1994, 09:31  UTC ( 1994-11-01UTC09: 31 )
CoheteDelta II 7925-10 D227 [2]
Sitio de lanzamientoCabo Cañaveral SLC-17
Parámetros orbitales
Sistema de referenciaHeliocéntrico
RégimenL 1 punto lagrangiano
Semieje mayor~ 100  R ⊕
Orbitador solar
Inserción orbitalMayo de 2004
Instrumentos
3DPInvestigación tridimensional de plasma y partículas energéticas para la nave espacial de viento [3]
TGRSEspectrómetro transitorio de rayos gamma [4]
IMFInvestigación del campo magnético [5]
ONDASExperimento de ondas de radio y plasma [6]
SWEExperimento de viento solar [7]
SMSExperimento de composición de iones supratérmicos y viento solar [8]
KONUSGamma-Ray Burst Experiment[9]
EPACTEnergetic Particles: Acceleration, Composition, and Transport[10]
Windlogo.gif
Logotipo del proyecto
←  Geotail
Polar  →
 

El Global Geoespacio Ciencia (SGG) del viento por satélite es una NASA la ciencia nave espacial lanzada el 1 de noviembre de 1994, a las 09:31  UTC , desde la plataforma de lanzamiento 17B en la estación de Cabo Cañaveral de la Fuerza Aérea (CCAFS) en Merritt Island, Florida , a bordo de un McDonnell Douglas Cohete Delta II 7925-10. Wind fue diseñado y fabricado por Martin Marietta Astro Space Division en East Windsor , Nueva Jersey . El satélite es un satélite cilíndrico estabilizado por giro con un diámetro de 2,4  my una altura de 1,8 m. [2]

Se implementó para estudiar las ondas de radio y el plasma que se producen en el viento solar y en la magnetosfera de la Tierra . La misión original de la nave espacial era orbitar el Sol en el punto Lagrangiano L 1 , pero esto se retrasó para estudiar la magnetosfera y el entorno lunar cercano cuando las naves SOHO y ACE fueron enviadas al mismo lugar. El viento ha estado en L 1 de forma continua desde mayo de 2004, y todavía está en funcionamiento en marzo de 2021. [2] En marzo de 2021, el viento tiene actualmente suficiente combustible para durar más de 50 años en L 1, hasta al menos 2070. [11] El viento continúa recopilando datos, y para fines de 2020 había contribuido con datos a más de 5810 publicaciones científicas. [2]

Las operaciones de la misión se llevan a cabo desde el Centro de Operaciones de Misiones Múltiples (MMOC) en el Edificio 14 en el Centro de Vuelo Espacial Goddard en Greenbelt, Maryland.

Se puede acceder a los datos de viento mediante el software SPEDAS .

El viento es el barco hermano de GGS Polar .

Objetivos científicos

El objetivo de la Iniciativa Científica Internacional de Física Solar-Terrestre es comprender el comportamiento del entorno del plasma solar-terrestre , con el fin de predecir cómo responderá la atmósfera de la Tierra a los cambios en las condiciones del viento solar . El objetivo del viento es medir las propiedades del viento solar antes de que llegue a la Tierra.

  • Proporciona una entrada completa de plasma, partículas energéticas y campo magnético para estudios magnetosféricos e ionosféricos.
  • Determine la salida magnetosférica al espacio interplanetario en la región corriente arriba.
  • Investigar los procesos básicos del plasma que ocurren en el viento solar cercano a la Tierra.
  • Proporcionar observaciones del plano de la eclíptica de referencia para que la misión Ulysses las utilice en latitudes heliosféricas .

Instrumentos

La nave espacial Wind tiene una serie de instrumentos que incluyen: KONUS, [9] la investigación del campo magnético (MFI), [5] el viento solar y el experimento de composición de iones supratérmicos (SMS), [8] las partículas energéticas: aceleración, composición y Transporte (EPACT), [10] el Experimento del viento solar (SWE), [7] un Plasma tridimensional y la investigación de partículas energéticas (3DP), [3] el Espectrómetro de rayos gamma transitorios (TGRS), [4] y la Investigación de Ondas de Radio y Plasma (WAVES). [6] El KONUS instrumentos y TGRS son principalmente para rayos gamma y de alta energía de fotonesobservaciones de erupciones solares o estallidos de rayos gamma y parte de la red de coordenadas de rayos gamma . El experimento SMS mide las proporciones de masa y masa a carga de iones pesados. Los experimentos SWE y 3DP están destinados a medir / analizar los protones y electrones del viento solar de menor energía (por debajo de 10 MeV) . Los experimentos WAVES y MFI fueron diseñados para medir los campos eléctricos y magnéticos observados en el viento solar. En conjunto, el conjunto de instrumentos de la nave espacial Wind permite una descripción completa de los fenómenos del plasma en el plano del viento solar de la eclíptica.

Viento / OLAS

Muestreador de dominio de tiempo

Los detectores de campo eléctrico del instrumento Wind WAVES [6] están compuestos por tres antenas dipolo de campo eléctrico ortogonales , dos en el plano de giro (aproximadamente el plano de la eclíptica ) de la nave espacial y una a lo largo del eje de giro. El conjunto completo de instrumentos WAVES incluye cinco receptores en total que incluyen: receptor FFT de baja frecuencia llamado FFT (0.3 Hz a 11 kHz), receptor de ruido térmico llamado TNR (4–256 kHz), receptor de radio de banda 1 llamado RAD1 (20–1040 kHz) , La banda 2 del receptor de radio llamada RAD2 (1.075–13.825 MHz) y el Muestreador de dominio del tiempo llamado TDS (diseñado y construido por la Universidad de Minnesota ). La más larga de las dos antenas de plano giratorio, definido como E x , es de 100 m de punta a punta mientras que el más corto, definido como E y , es de 15 m de punta a punta. El dipolo del eje de giro, definido como E z , tiene aproximadamente 12 m de punta a punta. Cuando se tiene en cuenta el potencial de las naves espaciales, estas longitudes de antena se ajustan a ~ 41,1 m, ~ 3,79 m y ~ 2,17 m [Nota: están sujetas a cambios y son solo estimaciones y no necesariamente precisas con dos decimales]. El instrumento Wind WAVES también detecta campos magnéticos utilizando tres magnetómetros de bobina de búsqueda ortogonales (diseñados y construidos por la Universidad de Iowa). Las bobinas de búsqueda XY están orientadas para ser paralelas a la antena dipolo XY. Las bobinas de búsqueda permiten mediciones de campo magnético de alta frecuencia (definidas como B x , B y y B z ). El eje Z de WAVES es antiparalelo a la dirección Z-GSE (eclíptica solar geocéntrica). Por lo tanto, se puede realizar cualquier rotación alrededor del eje Z en el sentido euleriano normal seguido de un cambio de signo en la componente Z de cualquier vector GSE girado en coordenadas WAVES.

Las capturas de forma de onda de campo eléctrico (y magnético) se pueden obtener del receptor del muestreador de dominio de tiempo (TDS). [6] Las muestras de TDS son una captura de forma de onda de 2048 puntos (16384 puntos en la nave espacial STEREO ) por componente de campo. Las formas de onda son medidas de campo eléctrico frente al tiempo. En las tasas de muestreo más altas, el muestreador rápido (TDSF) se ejecuta a ~ 120.000 muestras por segundo (sps) y el muestreador lento (TDSS) se ejecuta a ~ 7500 sps. Las muestras de TDSF se componen de dos componentes de campo eléctrico (típicamente E x y E y) mientras que las muestras de TDSS se componen de cuatro vectores, ya sea tres campos eléctricos y uno magnético o tres campos magnéticos y uno eléctrico. El receptor TDSF tiene poca o ninguna ganancia por debajo de aproximadamente ~ 120 Hz y los magnetómetros de bobina de búsqueda giran alrededor de ~ 3.3 Hz. [12]

Receptor de ruido térmico

El TNR mide campos eléctricos de ~ 4–256 kHz en hasta 5 bandas de frecuencia espaciadas logarítmicamente, aunque generalmente solo se establece en 3 bandas, desde 32 o 16 canales por banda, con una sensibilidad de 7 nV / (Hz) 1/2 , 400 Hz a un ancho de banda de 6,4 kHz y un rango dinámico total superior a 100 dB. [6] Los datos se obtienen mediante dos receptores multicanal que muestrean nominalmente durante 20 ms a una frecuencia de muestreo de 1 MHz (véase Bougeret 1995 [6] para obtener más información). El TNR se utiliza a menudo para determinar la densidad del plasma local mediante la observación de la línea de plasma, una emisión en la frecuencia híbrida superior local debido a una respuesta al ruido térmico de la antena dipolo de alambre. Cabe señalar que la observación de la línea de plasma requiere que la antena dipolo sea más larga que el local.Longitud de Debye , λ De . [13] Para condiciones típicas en el viento solar λ De ~ 7–20 m, mucho más corto que la antena dipolo de alambre en el viento . La mayor parte de esta sección se tomó de. [12]

Viento / 3DP

El instrumento Wind / 3DP (diseñado y construido en el Laboratorio de Ciencias Espaciales de Berkeley ) fue diseñado para realizar mediciones tridimensionales completas de las distribuciones de electrones e iones supratérmicos en el viento solar. El instrumento incluye tres matrices, cada una de las cuales consta de un par de telescopios semiconductores de doble extremo , cada uno con dos o tres detectores de silicio implantados de iones pasivados estrechamente intercalados , que miden electrones e iones por encima de ~ 20 keV. El instrumento también tiene analizadores electrostáticos (ES) de sección esférica simétrica de sombrero de copa con detectores de placa de microcanal (MCP) que se utilizan para medir iones yelectrones de ~ 3 eV a 30 eV. [3] Los dos tipos de detectores tienen resoluciones de energía que van desde ΔE / E ≈ 0.3 para los telescopios de estado sólido (SST) y ΔE / E ≈ 0.2 para los analizadores ES de sombrero de copa. Las resoluciones angulares son 22,5 ° × 36 ° para la SST y 5,6 ° (cerca de la eclíptica) a 22,5 ° para los analizadores ES de sombrero de copa. Los detectores de partículas pueden obtener una cobertura completa de 4π estereorradián en un giro completo (medio) (~ 3 s) para el SST (analizadores ES de sombrero de copa). La mayor parte de esta sección se tomó de. [12]

Analizadores electrostáticos

Los conjuntos de detectores están montados en dos brazos opuestos, cada uno de 0,5 m de longitud. Los analizadores ES de sombrero de copa están compuestos por cuatro detectores separados, cada uno con diferentes factores geométricos para cubrir diferentes rangos de energías. Los detectores de electrones, EESA y los detectores de iones, PESA, están separados en detectores de energía baja (L) y alta (H). Los analizadores H y L contienen 24 y 16 ánodos discretos, respectivamente. El ánodoEl diseño proporciona una resolución angular de 5,6 ° dentro de ± 22,5 ° del plano de la eclíptica (aumenta a 22,5 ° en la incidencia normal al plano de la eclíptica). Los analizadores se barren logarítmicamente en energía y los contadores muestrean a 1024 muestras / giro (período de muestra de ~ 3 ms). Por lo tanto, los analizadores se pueden configurar para muestrear 64 muestras de energía por barrido a 16 barridos por giro o 32 muestras de energía por barrido a 32 barridos por giro, etc. Los detectores se definen de la siguiente manera:

  • EESA Low (EL): cubre electrones de ~ 3 eV a ~ 1 keV (Estos valores varían de una estructura de momento a otra, dependiendo de la duración del muestreo de datos, el potencial de la nave espacial y si está en modo ráfaga o sondeo. El rango típico es ~ 5 eV a ~ 1,11 keV. [12] ) con una resolución de fase de giro de 11,25 °. EL tiene un factor geométrico total de 1.3 × 10 −2 E cm 2 -sr (donde E es energía en eV) con un campo de visión (FOV) casi idéntico de 180 °, radial a la nave espacial, al de PESA-L.
  • EESA High (EH): cubre electrones de ~ 200 eV a ~ 30 keV (aunque los valores típicos varían desde un mínimo de ~ 137 eV a un máximo de ~ 28 keV) en un barrido de energía de 32 muestras cada 11,25 ° de giro de la nave espacial. EH tiene un factor geométrico total de 2,0 × 10 −1 E cm 2 -sr, una eficiencia de MCP de aproximadamente un 70% y una transmisión de red de aproximadamente un 73%. EH tiene un campo de visión plano de 360 ​​° tangente a la superficie de la nave espacial que puede desviarse electroestáticamente en un cono hasta ± 45 ° fuera de su plano normal.
  • PESA Low (PL): cubre iones con un barrido de energía de 14 muestras (tenga en cuenta que en el modo de encuesta las estructuras de datos generalmente toman 25 puntos de datos a 14 energías diferentes, mientras que en el modo de ráfaga toman 64 puntos de datos a 14 energías diferentes) de ~ 100. eV a ~ 10 keV (a menudo las energías oscilan entre ~ 700 eV y ~ 6 keV) cada 5,6 ° de giro de la nave espacial. PL tiene un factor geométrico total de sólo 1,6 × 10 −4 E cm 2 -sr pero una respuesta de ángulo de energía idéntica a la de PESA-H. Mientras está en el viento solar, PL se reorienta a lo largo de la dirección del flujo masivo para capturar el flujo del viento solar, lo que da como resultado un rango estrecho de cobertura de ángulo de inclinación.
  • PESA High (PH): cubre iones con un barrido de energía de 15 muestras desde un mínimo de ~ 80 eV hasta un máximo de ~ 30 keV (el rango de energía típico es ~ 500 eV a ~ 28 keV [12] ) cada 11,25 ° de la nave espacial ( Tenga en cuenta que PH tiene múltiples modos de datos donde el número de puntos de datos por contenedor de energía puede ser cualquiera de los siguientes: 121, 97, 88, 65 o 56.). El PH tiene un factor geométrico total de 1,5 × 10 −2 E cm 2 -sr con una eficiencia de MCP de aproximadamente el 50% y la transmisión del poste de entrada a la red de aproximadamente el 75%.

La mayor parte de esta sección se tomó de Wilson III (2010). [12]

Telescopios de estado sólido

Los detectores SST constan de tres conjuntos de telescopios de dos extremos, cada uno de los cuales está compuesto por un par o un triplete de detectores semiconductores intercalados . El detector central (Grueso o T) del triplete tiene un área de 1,5 cm 2 y un grosor de 500 μm, mientras que los otros detectores, de lámina (F) y abiertos (O), tienen la misma área pero solo 300 μm de grosor. Una dirección de los telescopios está cubierta con una fina lámina de lexan , ~ 1500 Å de aluminio evaporado en cada lado para eliminar completamente la luz solar , (SST-Foil) donde se eligió el grosor para detener los protones hasta la energía de los electrones (~ 400 keV ). Los electrones esencialmente no se ven afectados por la lámina. En el lado opuesto (SST-Open), un imán de escoba comúnse utiliza para rechazar la entrada de electrones por debajo de ~ 400 keV, pero deja los iones prácticamente intactos. Por lo tanto, si no penetran partículas de mayor energía en las paredes del detector, el SST-Foil solo debe medir electrones y los iones SST-Open solo. Cada telescopio de doble extremo tiene dos FOV de 36 ° × 20 ° FWHM, por lo que cada extremo de los cinco telescopios puede cubrir un espacio de 180 ° × 20 °. El telescopio 6 ve el mismo ángulo al eje de giro que el telescopio 2, pero ambos extremos del telescopio 2 tienen una cubierta de tantalio perforada para reducir el factor geométrico en un factor de 10 para medir los flujos más intensos. Las estructuras de datos SST-Foil suelen tener 7 contenedores de energía cada uno con 48 puntos de datos, mientras que el SST-Open tiene 9 contenedores de energía cada uno con 48 puntos de datos. Ambos detectores tienen resoluciones de energía de ΔE / E ≈ 30%. La mayor parte de esta sección se tomó de. [12]

Viento / MFI

El Instrumento de campo magnético (MFI) [5] a bordo de Wind está compuesto por magnetómetros de flujo triaxial duales . El MFI tiene un rango dinámico de ± 4 nT a ± 65,536 nT, resolución digital que varía de ± 0,001 nT a ± 16 nT, nivel de ruido del sensor de <0,006 nT ( RMS ) para señales de 0 a 10 Hz y frecuencias de muestreo que varían de 44 muestras por segundo (sps) en la memoria instantánea a 10,87 sps en modo estándar. Los datos también están disponibles en promedios de 3 segundos, 1 minuto y 1 hora. Los datos muestreados a velocidades más altas ( es decir, > 10 sps) se denominan datos de alta resolución de tiempo (HTR) en algunos estudios. [14] [15]

Viento / SWE

La nave espacial Wind tiene dos instrumentos de iones Faraday Cup (FC). [7] Los SWE FC pueden producir funciones de distribución de iones reducidas con hasta 20 angulares y 30 de energía por contenedores de carga cada 92 segundos. [16] Cada sensor tiene una inclinación de ~ 15 ° por encima o por debajo del plano de giro y un rango de energía de ~ 150 eV a ~ 8 keV. Una apertura circular limita los efectos de la aberración cerca de la rejilla del modulador y define el área de recolección de las placas colectoras en cada FC. Los FC toman muestras a una energía establecida para cada rotación de la nave espacial, luego aumentan la energía para la siguiente rotación. Dado que hay hasta 30 contenedores de energía para estos detectores, una función de distribución reducida completa requiere 30 rotaciones o un poco más de 90 segundos.

Viento / KONUS y TGRS

KONUS sigue siendo un socio muy activo en la Red de Coordenadas de Rayos Gamma (GCN) y la Red Interplanetaria . Las notificaciones de transitorios astrofísicos se envían instantáneamente a todo el mundo desde KONUS, y son de importancia en el posterior posicionamiento de los telescopios en todas partes. Por lo tanto, el instrumento sigue siendo un contribuyente activo a la comunidad astrofísica, por ejemplo, con la misión Swift .

El instrumento TGRS se apagó al principio de la misión debido a la expiración planificada del refrigerante.

Viento / EPACT

La investigación de Partículas Energéticas: Aceleración, Composición y Transporte (EPACT) [10] consiste en múltiples telescopios que incluyen: el Telescopio de Matriz de Baja Energía (LEMT); Telescopio de partículas energéticas supraTérmicas (STEP); y el sistema ELectron-Isotope TElescope (ELITE). ELITE está compuesto por dos telescopios Alpha-Proton-Electron (APE) y un Telescopio Isotópico (IT).

Resumen del telescopio EPACT [10]
LEMTAPE-AAPE-BESOPASO
Rango de carga2 hasta 90−1 a 26−1 a 262 hasta 262 hasta 26
Rangos de energía
Electrones (MeV)N / A0,2–2,01-10N / AN / A
Hidrógeno (MeV)1.4–104.6-2519–120N / AN / A
Helio (MeV / nucl)1.4–104.6-2519–5003.4–550.04–8.1
Hierro (MeV / nucl)2,5–5015–9873–30012-2300.02-1.2
Factor de geometría (cm 2 / sr)3 × 171.21.3~ 9.02 × 0,4

Los telescopios de mayor energía (APE e IT) fallaron al principio de la misión, aunque APE tiene dos canales de protones de ~ 5 y ~ 20 MeV, pero se apagó. Sin embargo, LEMT (que cubre energías en el rango de 1-10 MeV / nucl) y STEP (midiendo iones más pesados ​​que los protones en el rango de 20 keV – 1 MeV / nucl) aún continúan proporcionando datos valiosos.

Viento / SMS

El experimento de composición de iones supratérmicos y viento solar (SMS) [8] en el viento se compone de tres instrumentos separados: espectrómetro de composición de iones supratérmicos (STICS); espectrómetro de masas de alta resolución (MASS); y espectrómetro de composición de iones de viento solar (SWICS). STICS determina la masa, la masa por carga y la energía de los iones en el rango de energía de 6 a 230 keV / e. MASS determina abundancias elementales e isotópicas de 0.5 a 12 keV / e. SWICS determina la masa, la carga y la energía de los iones en el rango de energía de 0,5 a 30 keV / e. El MCP "stop" de SWICSexperimentó una falla que resultó en capacidades reducidas para este instrumento y finalmente se apagó en mayo de 2000. La unidad de procesamiento de datos SMS (DPU) experimentó un reinicio de bloqueo el 26 de junio de 2009, que colocó la fuente de alimentación de aceleración / desaceleración MASS en un modo de voltaje fijo, en lugar de pasar por un conjunto de voltajes. En 2010, MASS experimentó una pequeña degradación en la fuente de alimentación de aceleración / desaceleración que redujo la eficiencia del instrumento, aunque esto no afecta seriamente el análisis de datos científicos.

Instrumentos SMS [10]
SWICSMASASTICS
Especies de ionesH – FeÉl – NiH – Fe
Rango de masa / carga (amu / e)1-30N / A1–60
Rango de energía (keV / e)0,5-300,5-11,68-226
Rango de velocidad media (km / s)
H +310–2400N / AN / A
O 6+190-1470200–900N / A
Fe 10+130-1010200–500N / A
Factor de geometría total (cm 2 / sr)
cm 2 / sr2,3 × 10 −3N / A0,05
cm 21,8 × 10 −20,35N / A
Gama dinámica10 1010 105 × 10 10

Algunos descubrimientos y / o contribuciones a la ciencia de la nave espacial Wind

  1. Observación de la relación entre las interacciones viento-magnetosfera solar a gran escala y la reconexión magnética en la magnetopausa terrestre . [17]
  2. Primer estudio estadístico de fluctuaciones de campo eléctrico de alta frecuencia (≥1 kHz) en la rampa de descargas interplanetarias (IP). [18] El estudio encontró que la amplitud de las ondas acústicas iónicas (IAW) aumentaba al aumentar el número de Mach en modo rápido y la relación de compresión de choque . También encontraron que los IAW tenían la mayor probabilidad de ocurrencia en la región de la rampa .
  3. Observación de la onda de silbido más grande utilizando un magnetómetro de bobina de búsqueda en los cinturones de radiación . [19] [20]
  4. Primera observación de choques aguas arriba de un choque IP cuasi perpendicular. [14]
  5. Primeras observaciones simultáneas de ondas en modo silbido con distribuciones de electrones inestables a la inestabilidad del flujo de calor del silbato . [14]
  6. Primera observación de una onda solitaria electrostática en un choque IP con una amplitud superior a 100 mV / m. [15]
  7. Primera observación de ondas de tipo electrón- Berstein en un choque IP. [15]
  8. Primera observación de la región de origen de una ráfaga de radio IP Tipo II . [21]
  9. Primera evidencia del acoplamiento de ondas de Langmuir a ondas en modo Z. [22]
  10. Primera evidencia que sugiere que las estructuras ES bipolares observadas en la región de transición de choque son consistentes con los modos BGK o huecos en el espacio de fase electrónica . [23]
  11. Primera evidencia de una correlación entre la amplitud de los huecos en el espacio de fase de los electrones y el cambio en la temperatura de los electrones. [24]
  12. Primera evidencia de interacciones de tres ondas en el premonitorio terrestre usando bi-coherencia. [25] [26]
  13. Primera evidencia de las limitaciones de la anisotropía de la temperatura del protón debido a las inestabilidades del espejo, la manguera de fuego y el ciclotrón de iones . [27]
  14. Primera evidencia de disipación Alfvén-ciclotrón. [28]
  15. Primera observación (compartida con la nave espacial STEREO ) del atrapamiento de electrones por una onda de silbido de gran amplitud en los cinturones de radiación (también visto en observaciones STEREO). [29] [30]
  16. Primera observación de Langmuir y ondas silbidoras en la estela lunar . [31]
  17. Primera evidencia de evidencia directa de resonancia ciclotrónica de electrones con ondas en modo silbido impulsadas por una inestabilidad del flujo de calor en el viento solar . [32]
  18. Primera evidencia de generación de haz de iones alineado en campo local por ondas electromagnéticas de pre- choque llamadas estructuras magnéticas cortas de gran amplitud o SLAMS, que son ondas similares a solitones en el modo magnetosónico . [33]
  19. Observación de impactos de partículas de polvo interplanetarias e interestelares , con más de 100.000 impactos registrados hasta 2019. [11]
  20. Primera evidencia de conexión entre una ráfaga de radio rápida y una magnetar con la Vía Láctea . El comunicado de prensa se puede encontrar en Fast Radio Bursts . Este trabajo dio lugar a al menos seis artículos publicados en Nature .
  21. Primera observación de una llamarada gigante (emisión de mayor intensidad aparente que las explosiones de rayos gamma con una tasa de ocurrencia promedio de una vez por década) dentro de la cercana Galaxia Escultor . El comunicado de prensa se puede encontrar en Giant Flare en Near Galaxy . Este trabajo dio lugar a al menos seis artículos publicados en Nature .
Nave espacial de viento en el carenado del cohete Delta II esperando el lanzamiento

Lista de publicaciones arbitradas para Wind

Para obtener una lista completa de publicaciones arbitradas que utilizan directa o indirectamente datos de la nave espacial Wind , consulte https://wind.nasa.gov/bibliographies.php .

Wind continúa produciendo investigaciones relevantes, con sus datos que han contribuido a más de 3520 publicaciones desde 2009 y más de 2280 publicaciones antes de 2009. Al 19 de marzo de 2021 (sin incluir las publicaciones de 2021), el número total de publicaciones ya sea directa o indirectamente utilizando Wind los datos son ~ 5814, o un promedio de ~ 223 publicaciones / año (el promedio desde 2016 es ~ 360 publicaciones / año o ~ 1804 publicaciones desde 2016). [2] Los datos del viento se han utilizado en más de 90 publicaciones arbitradas de alto impacto con ~ 11 en Science , ~ 47 en Nature Publishing Group (incluye Nature , Nature Physics , Nature Communications , Scientific Reports, y Scientific American ), y ~ 35 en Physical Review Letters . Muchas de estas publicaciones utilizaron datos de viento directa e indirectamente citando el conjunto de datos OMNI en CDAWeb, que se basa en gran medida en las mediciones de viento . [34]

Lo más destacado de la ciencia en las noticias

  • Un artículo de abril de 2012 aparece en la página de inicio de la NASA. [35]
  • Un artículo de marzo de 2013 que utiliza datos de la nave espacial Wind se destacó como un artículo de Physical Review Letters Spotlight y un artículo destacado de la NASA. [36] [37]
  • En el sitio web de la NASA se destacó un artículo de abril de 2013. [38]
  • Un artículo de septiembre de 2014 se destacó en el sitio web de la NASA y en Popular Science . [39] [40]
  • Wind celebró el vigésimo aniversario de su lanzamiento el 1 de noviembre de 2014, destacado en la página de inicio de la NASA. [41]
  • Un artículo de noviembre de 2016 que utiliza principalmente observaciones de THEMIS y datos de la nave espacial Wind se publicó en Physical Review Letters y se seleccionó como un artículo de sugerencia de los editores, y se destacó en los sitios Science Nuggest de la NASA y THEMIS. [42] [43] [44]
  • Los datos del viento se utilizaron en un artículo de junio de 2019 que muestra que los iones se calientan en una zona preferencial cercana a la superficie solar, en altitudes que serán visitadas por Parker Solar Probe en aproximadamente dos años. [45] [46]
  • Wind celebró el 25 aniversario de su lanzamiento el 1 de noviembre de 2019, destacado en un artículo de la NASA. [11]
  • Los datos de Wind / KONUS se utilizaron para mostrar, por primera vez, que las ráfagas de radio rápidas pueden originarse en magnetares , destacadas por la NASA en Fast Radio Bursts el 4 de noviembre de 2020.
  • Los datos de Wind / KONUS ayudaron a proporcionar evidencia de la primera llamarada gigante en la cercana Galaxia Escultor , destacada por la NASA en Giant Flare en la Galaxia Cercana el 13 de enero de 2021.
  • Los datos de viento / LEMT ayudaron a identificar la región de origen de las partículas energéticas solares , destacada por la NASA en Scientists Trace Fastest Solar Particles to Their Roots el 10 de marzo de 2021.

Premios

  • El Equipo de Operaciones Eólicas del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA recibió el Premio al Logro del Grupo de la NASA en junio de 2015 por la recuperación del procesador de comando y actitud de la nave espacial Wind . [47]
  • El equipo de operaciones eólicas del Goddard Space Flight Center de la NASA recibió el premio AIAA Space Operations & Support Award el 2 de septiembre de 2015. El premio honra el "excepcional ingenio y sacrificio personal del equipo en la recuperación de la nave espacial Wind de la NASA". [48] Jacqueline Snell, gerente de ingeniería de las misiones Wind , Geotail y ACE , aceptó el premio en nombre del equipo. [49]
  • En 2019, Lynn B. Wilson III, la científica del proyecto de Wind , recibió la Medalla al Logro Científico Excepcional de la NASA. [50]


Ver también

Listas de temas relevantes

  • Lista de sondas activas del Sistema Solar
  • Lista de misiones de heliofísica
  • Lista de objetos en puntos lagrangianos
  • Lista de sondas del sistema solar
  • Lista de telescopios espaciales
  • Cronología de la exploración del Sistema Solar

Otras naves espaciales relevantes

  • Advanced Composition Explorer (ACE), lanzado en 1997, todavía operativo
  • Cassini – Huygens
  • Grupo
  • Helios
  • Misión Magnetosférica Multiescala (MMS)
  • MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging), lanzado en 2004, dado de baja el 30 de abril de 2015
  • Observatorio de Dinámica Solar (SDO), lanzado en 2010, todavía operativo
  • Observatorio solar y heliosférico (SOHO), lanzado en 1995, todavía operativo
  • Solar Maximum Mission (SMM), lanzado en 1980, retirado de 1989
  • Solar Orbiter (SOLO), que se lanzará en febrero de 2020
  • Parker Solar Probe , lanzado en 2018
  • STEREO (Observatorio de Relaciones Solar Terrestre), lanzado en 2006, una de las dos naves espaciales aún operativas
  • Historial temporal de eventos e interacciones de macroescala durante subtormentas (THEMIS), lanzado en 2007, todavía operativo
  • TRACE (Transition Region and Coronal Explorer), lanzado en 1998, retirado en 2010
  • Ulysses , lanzado en 1990, dado de baja en 2009
  • Sondas Van Allen (anteriormente llamadas Radiation Belt Storm Probes), lanzadas en 2012, clausuradas en 2019
  • Programa Voyager
  • Viento , lanzado en 1994, todavía operativo

Organizaciones relevantes

  • Centro de vuelo espacial Goddard
  • NASA

Otros temas relevantes

  • arco de choque
  • eyección de masa coronal
  • Corriente inducida geomagnéticamente
  • tormenta geomagnética
  • reconexión magnética
  • magnetopausia
  • magnetosfera
  • plasmasfera
  • Partículas energéticas solares
  • erupción solar
  • evento de partículas solares
  • viento solar
  • clima espacial
  • sol

Referencias

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Enlaces externos

  • Sitio web de Wind en NASA.gov
  • Sitio web de Old Wind en NASA.gov
  • Experimento 3D de Plasma y Partículas Energéticas en Washington.edu
  • Experimento de ondas de radio y plasma en NASA.gov