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Viento (nave espacial)

El satélite Global Geospace Science (GGS) Wind es una nave espacial científica de la NASA diseñada para estudiar las ondas de radio y el plasma que se producen en el viento solar y en la magnetosfera de la Tierra . Fue lanzado el 1 de noviembre de 1994, a las 09:31:00 UTC , desde la plataforma de lanzamiento LC-17B en la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral (CCAFS) en Merritt Island, Florida , a bordo de un cohete McDonnell Douglas Delta II 7925-10. Wind fue diseñado y fabricado por Martin Marietta Astro Space Division en East Windsor Township, Nueva Jersey . El satélite es un satélite cilíndrico estabilizado por giro con un diámetro de 2,4 m (7 pies 10 pulgadas) y una altura de 1,8 m (5 pies 11 pulgadas). [2]

La misión original de la nave espacial era orbitar el Sol en el punto de Lagrange L 1 , pero esto se retrasó para estudiar la magnetosfera y el entorno lunar cercano cuando las naves espaciales Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) y Advanced Composition Explorer (ACE) fueron enviadas al mismo lugar. Wind ha estado en L 1 de forma continua desde mayo de 2004, y sigue funcionando a partir de 2024. [ 2] A partir de 2024 , Wind tiene actualmente suficiente combustible para durar más de 50 años más en L 1 , al menos hasta 2070. [3] Wind continúa recopilando datos y, a fines de 2023, había contribuido con datos a más de 7290 publicaciones científicas. [2]

Las operaciones de la misión se llevan a cabo desde el Centro de Operaciones Multimisión (MMOC) en el Edificio 14 del Centro de Vuelos Espaciales Goddard en Greenbelt, Maryland . Se puede acceder a los datos del viento mediante el software SPEDAS . Wind es la nave hermana de GGS Polar .

Objetivos científicos

El objetivo de la Iniciativa científica internacional de física solar-terrestre es comprender el comportamiento del entorno de 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 de Wind es medir las propiedades del viento solar antes de que llegue a la Tierra.

Instrumentos

La nave espacial Wind tiene una serie de instrumentos que incluyen: KONUS, [4] la Investigación del Campo Magnético (MFI), [5] el Experimento de Composición Iónica Supratérmica y Viento Solar (SMS), [6] la investigación de Partículas Energéticas: Aceleración, Composición y Transporte (EPACT), [7] el Experimento del Viento Solar (SWE), [8] una Investigación de Partículas Energéticas y Plasma Tridimensional (3DP), [9] el Espectrómetro de Rayos Gamma Transitorios (TGRS), [10] y la Investigación de Ondas de Radio y Plasma (WAVES). [11] Los instrumentos KONUS y TGRS son principalmente para observaciones de rayos gamma y fotones de alta energía de erupciones solares o estallidos de rayos gamma y parte de la Red de Coordenadas de Rayos Gamma. El experimento SMS mide la masa y las relaciones masa-carga de iones pesados. Los experimentos SWE y 3DP tienen como objetivo medir y analizar los protones y electrones del viento solar de menor energía (por debajo de 10 MeV ) . Los experimentos WAVES y MFI se diseñaron 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 de plasma en el plano del viento solar de la eclíptica.

Viento/ONDAS

Muestreador del dominio del tiempo

Los detectores de campo eléctrico del instrumento Wind WAVES [11] están compuestos por tres antenas dipolares 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, incluidos: 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), receptor de radio de banda 2 llamado RAD2 (1,075–13,825 MHz) y el muestreador de dominio de tiempo llamado TDS (diseñado y construido por la Universidad de Minnesota ). La antena de plano de giro más larga de las dos , definida como E x , tiene 100 m (330 pies) de punta a punta, mientras que la más corta, definida como E y , tiene 15 m (49 pies) de punta a punta. El eje de giro del dipolo, definido como E z , tiene aproximadamente 12 m (39 pies) de punta a punta. Al tener en cuenta el potencial de la nave espacial, estas longitudes de antena se ajustan a ~41,1 m (135 pies), ~3,79 m (12,4 pies) y ~2,17 m (7 pies 1 pulgada) [Nota: estas están sujetas a cambios y solo son estimaciones y no necesariamente precisas a 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 (definido como B x , B y y B z ). El eje Z de WAVES es antiparalelo a la dirección Z-GSE (eclíptica solar geocéntrica). De esta forma, se puede realizar cualquier rotación sobre el eje Z en el sentido euleriano normal , seguida de un cambio de signo en el componente Z de cualquier vector GSE rotado en coordenadas WAVES.

Las capturas de formas de onda de campos eléctricos (y magnéticos) se pueden obtener del receptor Time Domain Sampler (TDS). [11] Las muestras 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 del campo eléctrico en función del tiempo. En las tasas de muestreo más altas, el muestreador rápido (TDSF) funciona a ~120 000 muestras por segundo (sps) y el muestreador lento (TDSS) funciona a ~7500 sps. Las muestras TDSF se componen de dos componentes de campo eléctrico (normalmente E x y E y ) mientras que las muestras 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 la bobina de búsqueda se reducen a 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 típicamente solo se establece en 3 bandas, de 32 o 16 canales por banda, con una sensibilidad de 7 nV/(Hz) 1/2 , un ancho de banda de 400 Hz a 6,4 kHz y un rango dinámico total superior a 100 dB . [11] Los datos son tomados por dos receptores multicanal que muestrean nominalmente durante 20 ms a una frecuencia de muestreo de 1 MHz (consulte Bougeret 1995 [11] para obtener más información). El TNR se utiliza a menudo para determinar la densidad de plasma local observando la línea de plasma, una emisión en la frecuencia híbrida superior local debido a una respuesta de ruido térmico de la antena dipolo de alambre. Se debe tener en cuenta que la observación de la línea de plasma requiere que la antena dipolo sea más larga que la longitud de Debye local , λ De . [13] Para condiciones típicas del viento solar, λ De ~7–20 m (23–66 ft), mucho más corta que la antena dipolo de alambre del Wind . La mayor parte de esta sección fue tomada de. [12]

Viento/ 3D

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 conjuntos, cada uno de los cuales consta de un par de telescopios semiconductores de doble extremo, cada uno con dos o tres detectores de silicio implantados con 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 y electrones de ~3 eV a 30 keV. [9] 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 de 22,5° × 36° para la SST y de 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 segundos) para la SST (analizadores ES de sombrero de copa). La mayor parte de esta sección fue tomada de [12] .

Analizadores electrostáticos

Los conjuntos de detectores están montados en dos brazos opuestos, cada uno de 0,5 m (1 pie 8 pulgadas) de longitud. Los analizadores ES de sombrero de copa están compuestos por cuatro detectores separados, cada uno con diferentes factores de geometría 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. La disposición del ánodo proporciona una resolución angular de 5,6° dentro de ± 22,5° del plano eclíptico (aumenta a 22,5° en incidencia normal al plano eclíptico). Los analizadores tienen un barrido logarítmico en energía y cuentan las muestras a 1024 muestras/espín (período de muestra de ~3 ms). De esta manera, 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:

La mayor parte de esta sección fue tomada de Wilson III (2010). [12]

Telescopios de estado sólido

Los detectores SST consisten en tres conjuntos de telescopios de doble extremo, cada uno de los cuales está compuesto por un par o un triplete de detectores semiconductores estrechamente intercalados . El detector central (Thick o T) del triplete tiene un área de 1,5 cm2 ( 0,23 pulgadas cuadradas), 500 μm de espesor, mientras que los otros detectores, de lámina (F) y abierto (O), tienen la misma área pero solo 300 μm de espesor. Una dirección de los telescopios está cubierta con una lámina delgada de lexan , ~1500 Angstrom (Å) de aluminio evaporado en cada lado para eliminar la luz solar (SST-Foil), donde el espesor se eligió para detener 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), se utiliza un imán de escoba común para impedir que entren electrones por debajo de ~400 keV, pero deja a los iones esencialmente intactos. Por lo tanto, si ninguna partícula de mayor energía penetra las paredes del detector, el SST-Foil solo debería medir electrones y el SST-Open solo iones. Cada telescopio de doble extremo tiene dos campos de visión FWHM de 36° × 20°, por lo que cada extremo de los cinco telescopios puede cubrir un espacio de 180° × 20°. El telescopio 6 ve el mismo ángulo con respecto 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 del SST-Foil suelen tener 7 compartimentos de energía, cada uno con 48 puntos de datos, mientras que el SST-Open tiene 9 compartimentos de energía, cada uno con 48 puntos de datos. Ambos detectores tienen resoluciones energéticas de ΔE/E ≈ 30%. La mayor parte de esta sección fue tomada de [12] .

Viento/ IFM

El instrumento de campo magnético (MFI) [5] a bordo del Wind está compuesto por magnetómetros de compuerta de flujo triaxial duales . El MFI tiene un rango dinámico de ±4 nT a ±65,536 nT, una resolución digital que va de ±0.001 nT a ±16 nT, un nivel de ruido del sensor de <0.006 nT ( RMS ) para señales de 0–10 Hz y frecuencias de muestreo que varían de 44 muestras por segundo (sps) en la memoria de instantáneas a 10.87 sps en modo estándar. Los datos también están disponibles en promedios a 3 segundos, 1 minuto y 1 hora. Los datos muestreados a frecuencias más altas ( es decir , >10 sps) se denominan datos de alta resolución temporal (HTR) en algunos estudios. [14] [15]

Viento/ Sueco

La nave espacial Wind tiene dos instrumentos de iones de copa Faraday (FC). [8] Las FC de SWE pueden producir funciones de distribución de iones reducidas con hasta 20 compartimentos angulares y 30 de energía por 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. Las 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 compartimentos 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 en la Red Interplanetaria. Las notificaciones de fenómenos astrofísicos transitorios se envían a todo el mundo de forma instantánea desde KONUS y son importantes para el posterior posicionamiento de los telescopios en todas partes. De este modo, el instrumento sigue contribuyendo activamente a la comunidad astrofísica, por ejemplo, con el Observatorio Neil Gehrels Swift ( misión Swift ).

El instrumento TGRS se apagó al comienzo de la misión debido al vencimiento planificado del refrigerante.

Viento/ ACTUALIZACIÓN

La investigación Partículas Energéticas: Aceleración, Composición y Transporte (EPACT) [7] consta de varios telescopios, entre ellos: el Telescopio de Matriz de Baja Energía (LEMT), el Telescopio de Partículas Energéticas Supratérmicas (STEP) y el Sistema de Telescopio de Isótopos y Electrones (ELITE). ELITE está compuesto por dos telescopios Alfa-Protón-Electrón (APE) y un Telescopio de Isótopos (IT).

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 IT estaba apagado. Sin embargo, LEMT (que cubre energías en el rango de 1 a 10 MeV/nucl) y STEP (que mide iones más pesados ​​que los protones en el rango de 20 keV a 1 MeV/nucl) aún continúan brindando datos valiosos.

Viento/mensajes de texto

El experimento de composición de iones supratérmicos y viento solar (SMS) [6] sobre el viento se compone de tres instrumentos separados: el espectrómetro de composición de iones supratérmicos (STICS), el espectrómetro de masas de alta resolución (MASS) y el espectrómetro de composición de iones del viento solar (SWICS). El 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. El MASS determina las abundancias elementales e isotópicas de 0,5 a 12 keV/e. El 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 detector de placa de microcanales (MCP) de "parada" de SWICS sufrió una falla que redujo las capacidades de este instrumento y finalmente se apagó en mayo de 2000. La unidad de procesamiento de datos (DPU) de SMS sufrió un reinicio automático el 26 de junio de 2009, que colocó la fuente de alimentación de aceleración/desaceleración de MASS en un modo de voltaje fijo, en lugar de pasar por un conjunto de voltajes. En 2010, MASS sufrió 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.

Descubrimientos

  1. Observación de la relación entre las interacciones a gran escala entre el viento solar y la magnetosfera 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 choques interplanetarios (IP). [18] El estudio encontró que la amplitud de las ondas acústicas de iones (IAW) aumentó con el aumento del número de Mach en modo rápido y la relación de compresión del choque . También encontraron que las IAW tenían la mayor probabilidad de ocurrencia en la región de 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 shocklets aguas arriba de un choque IP cuasi perpendicular. [14]
  5. Primeras observaciones simultáneas de ondas en modo Whistler con distribuciones de electrones inestables a la inestabilidad del flujo de calor de Whistler . [14]
  6. Primera observación de una onda electrostática solitaria en un choque IP con una amplitud superior a 100 mV/m. [15]
  7. Primera observación de ondas tipo electrón- Berstein en un choque IP. [15]
  8. Primera observación de la región fuente de una ráfaga de radio IP Tipo II . [21]
  9. Primera evidencia del acoplamiento de ondas de Langmuir a ondas de 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 los huecos del espacio de fase de electrones . [23]
  11. Primera evidencia de una correlación entre la amplitud de los huecos en el espacio de fases de los electrones y el cambio en la temperatura de los electrones. [24]
  12. Primera evidencia de interacciones de tres ondas en el preshock terrestre utilizando bicoherencia. [25] [26]
  13. Primera evidencia de restricciones de anisotropía de temperatura de protones debido a inestabilidades de espejos, mangueras contra incendios y ciclotrones iónicos . [27]
  14. Primera evidencia de disipación del ciclotrón Alfvén. [28]
  15. Primera observación (compartida con la nave espacial STEREO ) de atrapamiento de electrones por una onda silbadora de amplitud muy grande en los cinturones de radiación (también vista en observaciones STEREO). [29] [30]
  16. Primera observación de ondas de Langmuir y Whistler en la estela lunar . [31]
  17. Primera evidencia directa de resonancia ciclotrónica electrónica con ondas en modo silbador impulsadas por una inestabilidad del flujo de calor en el viento solar . [32]
  18. Primera evidencia de generación de haces de iones alineados con el campo local por ondas electromagnéticas de choque previo llamadas estructuras magnéticas de gran amplitud cortas o SLAMS, que son ondas similares a solitones en el modo magnetosónico . [33]
  19. Observación de impactos de partículas de polvo interplanetario e interestelar , con más de 100.000 impactos registrados hasta 2019. [3]
  20. Primera evidencia de la conexión entre una ráfaga rápida de radio y un magnetar con la Vía Láctea . La nota 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 los estallidos de rayos gamma con una frecuencia media de aparición de una vez por década) en la cercana galaxia del Escultor . El comunicado de prensa se puede encontrar en Llamarada gigante en una galaxia cercana. Este trabajo dio lugar a al menos seis artículos publicados en Nature .
Nave espacial eólica en el carenado del vehículo de lanzamiento Delta II esperando su lanzamiento.

Una revisión exhaustiva de las contribuciones hechas por Wind a la ciencia fue publicada en Reviews of Geophysics por [34] y destacada por la revista en un Editors' Vox en el sitio web de Eos (revista) .

Lista de publicaciones arbitradas paraViento

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 sigue produciendo investigaciones relevantes, y sus datos han contribuido a más de 4800 publicaciones desde el 1 de enero de 2010 y más de 2480 publicaciones anteriores. Al 5 de mayo de 2024 (sin incluir las publicaciones de 2024), el número total de publicaciones que utilizan directa o indirectamente datos de Wind es de ~7293, o un promedio de ~243 publicaciones/año (el promedio desde 2018 es de ~441 publicaciones/año o ~2648 publicaciones desde 2018). [2] Los datos de Wind se han utilizado en más de 120 publicaciones arbitradas de alto impacto, con ~15 en Science , ~71 en Nature Publishing Group (incluye Nature , Nature Physics , Nature Communications , Scientific Reports y Scientific American ) y ~37 en Physical Review Letters . Muchas de estas publicaciones utilizaron datos de Wind directa e indirectamente al citar el conjunto de datos OMNI en CDAWeb, que se basa en gran medida en las mediciones de Wind . [35]

Lo más destacado de la ciencia en las noticias

Premios

Véase también

Referencias

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