Advanced Composition Explorer ( ACE o Explorer 71 ) es un satélite del programa Explorer de la NASA y una misión de exploración espacial para estudiar la materia que comprende partículas energéticas del viento solar , el medio interplanetario y otras fuentes.
Los datos en tiempo real de ACE son utilizados por el Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC) de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA ) 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 L 1 de Lagrange (que se encuentra entre el Sol y la Tierra a una distancia de unos 1.500.000 km (930.000 millas) de esta última). el 12 de diciembre de 1997. [2] La nave espacial está operando actualmente en esa órbita. Debido a que ACE se encuentra en una órbita no kepleriana y realiza maniobras regulares para mantenerse en posición, los parámetros orbitales en el cuadro de información adyacente son solo aproximados.
A partir de 2023 [actualizar], [3] la nave espacial todavía se encuentra en buenas condiciones generales y se proyecta que tenga suficiente propulsor para mantener su órbita hasta 2024. [4] El Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA gestionó el desarrollo y la integración de la nave espacial ACE. [5]
El Explorador de composición avanzada (ACE) se propuso en 1986 como parte del Programa de estudio de conceptos Explorer. ACE está diseñado para realizar mediciones coordinadas de la composición elemental e isotópica de núcleos acelerados desde H ( Hidrógeno ) hasta Zn ( Zinc ) abarcando seis décadas en energía por nucleón , desde el viento solar hasta las energías de los rayos cósmicos galácticos, con sensibilidad y con carga y masa. resolución mucho mejor de lo que era posible hasta ahora. Tras un estudio de definición de Fase A, ACE fue seleccionado para su desarrollo en 1989 y comenzó su construcción en 1994. El 25 de agosto de 1997, ACE fue lanzado con éxito desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral mediante un vehículo de lanzamiento Delta II . El lanzamiento en agosto de 1997 estaba originalmente programado para 1993. [6]
Las observaciones de ACE permiten la investigación de una amplia gama de problemas fundamentales en las siguientes cuatro áreas principales: [7]
Un objetivo importante es la determinación precisa y completa de la composición elemental e isotópica de las diversas muestras de "material fuente" a partir del cual se aceleran los núcleos. Estas observaciones se han utilizado para:
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:
Las partículas energéticas solares , el viento solar y las observaciones espectroscópicas muestran que la composición elemental de la corona solar se diferencia de la de la fotosfera , aunque los procesos por los que esto ocurre, y por los que posteriormente se acelera el viento solar, no se conocen bien. Los datos detallados de composición y estado de carga proporcionados por ACE se utilizan para:
La aceleración de partículas es omnipresente en la naturaleza y comprender su naturaleza es uno de los problemas fundamentales de la astrofísica del plasma espacial . El conjunto de datos único obtenido mediante mediciones ACE se ha utilizado para:
El espectrómetro de isótopos de rayos cósmicos cubre el rango más alto de cobertura de energía del Advanced Composition Explorer, de 50 a 500 MeV/nucleón, con una resolución isotópica para elementos de 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 sufren 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 (39 pulgadas cuadradas)-sr para mediciones de isótopos. [8]
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 toda la unidad de esfera con alta resolución temporal. Estas 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 choques interplanetarios y los eventos terrestres aguas arriba. El amplio rango dinámico del 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 equipado con una apertura de composición (CA) que identifica sin ambigüedades las especies de iones reportadas como tasas de grupos de especies y/o eventos de altura de pulso individuales. El instrumento logra su gran cobertura espacial a través de cinco telescopios orientados en varios ángulos con respecto al eje de giro de la nave espacial. Las mediciones de partículas de baja energía, obtenidas con resoluciones de tiempo de entre 1,5 y 24 segundos, 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. [9]
El experimento del campo magnético en ACE proporciona mediciones continuas del campo magnético local en el medio interplanetario. Estas mediciones son esenciales en la interpretación de observaciones simultáneas de ACE de distribuciones de partículas energéticas y térmicas. El experimento consta de un par de sensores de puerta de flujo triaxiales gemelos, 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 totalmente redundante y permiten una evaluación mejorada del campo magnético de la nave espacial. [10]
El sistema Real-Time Solar Wind (RTSW) monitorea continuamente el viento solar y produce advertencias de actividad geomagnética importante inminente, con hasta una hora de anticipación. Las advertencias y alertas emitidas por la NOAA permiten a quienes tienen sistemas sensibles a dicha actividad tomar medidas preventivas. El sistema RTSW recopila datos de viento solar y partículas energéticas en alta resolución temporal de cuatro instrumentos ACE (MAG, SWEPAM, EPAM y SIS), empaqueta los datos en un flujo de bits de baja velocidad y los transmite continuamente. 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 el tiempo en las redes de seguimiento terrestre existentes (NASA DSN y AFSCN de la USAF), el sistema RTSW puede recibir datos las 24 horas del día durante todo el año. Los datos sin procesar 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 CRL en la Estación 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 distribuyen en un plazo de 5 minutos desde el momento en que salen de ACE. El sistema RTSW también utiliza partículas energéticas de baja energía para advertir sobre 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. [11]
El Analizador de Carga Iónica de Partículas Energéticas Solares (SEPICA) fue el instrumento del Explorador de Composición Avanzada (ACE) que determinó los estados de carga iónica de partículas energéticas solares e interplanetarias en el rango de energía de ≈0,2 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 la fuente, los procesos de aceleración, fraccionamiento y 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 e ISEE-3 , en los 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. [12]
A partir de 2008, este instrumento ya no funciona debido a fallas en las válvulas de gas. [4]
El espectrómetro de isótopos solares (SIS) proporciona mediciones de alta resolución de la composición isotópica de 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, el SIS mide la abundancia isotópica de partículas energéticas solares para determinar directamente la composición de la corona solar y estudiar los procesos de aceleración de partículas. Durante las épocas de calma solar, el SIS mide los isótopos de los rayos cósmicos de baja energía de la Galaxia y los isótopos del componente anómalo de los rayos cósmicos , que se origina en el medio interestelar cercano. 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 las partículas se miden con un par de detectores de tiras de silicio bidimensionales instrumentados con electrónica integrada a muy gran escala (VLSI) personalizada para proporcionar mediciones de posición y pérdida de energía. SIS fue diseñado especialmente para lograr una excelente resolución de masa en las condiciones extremas de alto flujo que se encuentran en los grandes eventos de partículas solares. Proporciona un factor de geometría de 40 cm 2 sr, significativamente mayor que los espectrómetros de isótopos de partículas solares anteriores. [13]
El experimento Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM) proporciona 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 avanzada de plasma tridimensional. También proporcionan un conjunto de datos ideal para estudios de múltiples naves espaciales tanto heliosféricas como magnetosféricas , donde se pueden utilizar junto con otras observaciones simultáneas desde naves espaciales como Ulysses . Las observaciones de SWEPAM se realizan simultáneamente con instrumentos independientes de electrones (SWEPAM-e) e iones (SWEPAM-i). Para ahorrar costes en el proyecto ACE, SWEPAM-e y SWEPAM-i son repuestos de vuelo reciclados de la misión conjunta NASA / ESA Ulysses. Ambos instrumentos tuvieron que ser renovados, modificados y modernizados selectivamente para cumplir con los requisitos de la misión ACE y de la nave espacial. Ambos incorporan analizadores electrostáticos cuyos campos de visión en forma de abanico barren todas las direcciones de visión pertinentes a medida que la nave espacial gira. [14]
El espectrómetro de composición de iones de viento solar (SWICS) y el espectrómetro de masas de iones de viento solar (SWIMS) del ACE son instrumentos optimizados para medir la composición química e isotópica de la materia solar e interestelar. SWICS determinó de forma única la composición química y de carga iónica del viento solar , las velocidades térmica y media de todos los principales iones del viento solar, desde H hasta Fe, en todas las velocidades del viento solar superiores a 300 km/s −1 (protones) y 170 km/s. −1 (Fe+16), e isótopos resueltos de H y He de fuentes solares e interestelares. SWICS también midió las funciones de distribución de los iones captadores de la nube interestelar y 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. [15] [16]
El 23 de agosto de 2011, la electrónica de tiempo de vuelo de 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 estos antecedentes, 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 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 proporciones del estado de carga iónica de oxígeno y carbono, y mediciones del hierro del viento solar. Las mediciones de densidad de protones, velocidad y velocidad térmica realizadas por SWICS no se vieron afectadas por esta anomalía y continúan hasta el día de hoy. [4]
El espectrómetro de isótopos de energía ultrabaja (ULEIS) de la nave espacial ACE es un espectrómetro de masas de resolución ultraalta que mide la composición de partículas y los espectros de energía de los elementos He-Ni con energías desde ~45 keV/nucleón hasta 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 masa y las variaciones temporales junto con otros instrumentos ACE, ULEIS mejora enormemente nuestro conocimiento de la abundancia solar, así como de otros reservorios como el medio interestelar local . ULEIS combina la alta sensibilidad necesaria para medir flujos de partículas bajos, junto con la capacidad de operar en los eventos de choque interplanetario o de partículas solares más grandes. Además de información detallada para iones individuales, ULEIS presenta una amplia gama de tasas de conteo para diferentes iones y energías que permite una determinación precisa de flujos de partículas y anisotropías en escalas de tiempo cortas (unos pocos minutos). [17]
La Figura 1 muestra la fluencia de partículas (flujo total durante un período de tiempo determinado) 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. [18] Las partículas de menor energía provienen del lento y rápido viento solar, con velocidades de aproximadamente 300 a aproximadamente 800 km/s. Al igual que la distribución de todos los iones en el viento solar, la del oxígeno tiene una cola supratérmica de partículas de mayor energía; es decir, en el marco del viento solar en masa, 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 contribuido a 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 corotativa (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 lento viento solar anterior, creando ondas de choque de aproximadamente 2 a 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 carga única que se forma cuando se ioniza el helio neutro interestelar. [19]
A energías aún más altas, la principal contribución al flujo de partículas medido se debe a las partículas energéticas solares (SEP) asociadas con choques interplanetarios (IP) impulsados por rápidas eyecciones de masa coronal (CME) y erupciones solares. Las abundancias enriquecidas de helio-3 e iones de helio muestran que las colas supratermales son la principal población de semillas para estos SEP. [20] Los choques IP que viajan a velocidades de hasta aproximadamente 2000 km/s (1200 mi/s) aceleran las partículas de la cola supratérmica a 100 MeV por nucleón y más. Los choques IP son particularmente importantes porque pueden continuar acelerando las partículas a medida que pasan sobre ACE y así permitir que los procesos de aceleración del choque se estudien in situ.
Otras partículas de alta energía observadas por ACE son rayos cósmicos anómalos (ACR) que se originan con átomos interestelares neutros que se ionizan en la heliosfera interior para producir iones "captantes" y luego se aceleran a energías superiores a 10 MeV por nucleón en la heliosfera exterior. . ACE también observa directamente los iones captadores; Se identifican fácilmente porque tienen una sola carga. 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.
Poco después del lanzamiento, los sensores SEP del ACE detectaron eventos solares que tenían características inesperadas. A diferencia de la mayoría de los grandes eventos SEP acelerados por impactos, estos estaban altamente enriquecidos en hierro y helio-3, al igual que los eventos SEP impulsivos asociados a llamaradas, mucho más pequeños. [21] [22] 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. [23]
Un descubrimiento reciente notable en la física heliosférica ha sido la presencia ubicua de partículas supratermales con una forma espectral común. Esta forma ocurre inesperadamente en el tranquilo viento solar; en condiciones de perturbación aguas abajo de las crisis, incluidas las CIR; y en otras partes de la heliosfera. Estas observaciones han llevado a Fisk y Gloeckler [24] a sugerir un nuevo mecanismo 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 et al. [25] han demostrado que las presiones dinámicas del viento solar medidas por el satélite Ulises en todas las latitudes y por ACE en el plano de la eclíptica están correlacionadas y disminuyeron con el tiempo durante aproximadamente 2 décadas. Llegaron a la conclusión de que el Sol había estado experimentando un cambio global que afectaba a toda la heliosfera. Al mismo tiempo, las intensidades del GCR estaban aumentando y en 2009 fueron las más altas registradas en los últimos 50 años. [26] Los GCR tienen más dificultades para llegar a la Tierra cuando el Sol es más activo magnéticamente, por lo que la alta intensidad de los GCR en 2009 es consistente con una presión dinámica globalmente reducida del viento solar.
ACE también mide la abundancia de isótopos de níquel-59 y cobalto-59 de rayos cósmicos ; estas mediciones indican que transcurrió un tiempo mayor que la vida media del níquel-59 con electrones unidos (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. [27] Retrasos tan largos indican que los rayos cósmicos provienen de la aceleración de material estelar o interestelar antiguo y no de eyecciones de supernovas recientes. ACE también mide una proporción de hierro-58 / hierro-56 que se enriquece con la misma proporción en el material del sistema solar. [28] Estos y otros hallazgos han llevado a una teoría del origen de los rayos cósmicos en superburbujas galácticas, formadas en regiones donde muchas supernovas explotan en unos pocos millones de años. Las recientes observaciones de un capullo de rayos cósmicos recién acelerados en la superburbuja Cygnus realizadas por el observatorio de rayos gamma Fermi [29] respaldan esta teoría.
El 11 de febrero de 2015, el Observatorio Climático del Espacio Profundo (DSCOVR), con varios instrumentos similares, incluido un instrumento más nuevo y más sensible para detectar eyecciones de masa coronal provenientes de la Tierra , fue lanzado con éxito por la NASA y la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica a bordo de un lanzamiento SpaceX Falcon 9. vehículo procedente de Cabo Cañaveral , Florida . La nave espacial llegó a L 1 el 8 de junio de 2015, poco más de 100 días después del lanzamiento. [30] Junto con ACE, ambos proporcionarán datos sobre el clima espacial mientras ACE pueda continuar funcionando. [31]
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