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 compuesta por partículas energéticas del viento solar , el medio interplanetario y otras fuentes.
Los datos en tiempo real del 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 las advertencias de tormentas solares . [2] La nave espacial robótica ACE fue lanzada el 25 de agosto de 1997 y entró en una órbita de Lissajous cerca del punto de Lagrange L 1 (que se encuentra entre el Sol y la Tierra a una distancia de unos 1.500.000 km (930.000 mi) de este último) el 12 de diciembre de 1997. [3] La nave espacial está operando actualmente en esa órbita. Debido a que el 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 2023 [actualizar], [4] la nave espacial todavía se encuentra en buenas condiciones generales. [1] El Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA gestionó el desarrollo y la integración de la nave espacial ACE. [5]
El Explorador de Composición Avanzada (ACE) fue propuesto en 1986 como parte del Programa de Estudio de Conceptos del Explorador. ACE está diseñado para realizar mediciones coordinadas de la composición elemental e isotópica de núcleos acelerados desde H ( hidrógeno ) hasta Zn ( zinc ) que abarcan seis décadas en energía por nucleón , desde el viento solar hasta las energías de los rayos cósmicos galácticos, con una sensibilidad y una resolución de carga y masa mucho mejores que las posibles hasta ahora. Después de 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 por un vehículo de lanzamiento Delta II . El lanzamiento de agosto de 1997 se programó originalmente en 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 distintas muestras de "material fuente" a partir de las cuales 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 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 el viento solar se acelera posteriormente son poco conocidos. Los datos detallados de composición y estado de carga proporcionados por ACE se utilizan para:
La aceleración de partículas es un fenómeno omnipresente en la naturaleza y comprender su naturaleza es uno de los problemas fundamentales de la astrofísica del plasma espacial . El conjunto de datos exclusivo obtenido mediante mediciones ACE se ha utilizado para:
El Espectrómetro de Isótopos de Rayos Cósmicos cubre el rango más alto de cobertura energética del Explorador de Composición Avanzada, 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 originados en nuestra Galaxia. Esta muestra de materia galáctica investiga la nucleosíntesis del material original, 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 (39 pulgadas cuadradas)-sr para mediciones de isótopos. [8]
El instrumento Electron, Proton, and Alpha Monitor (EPAM) de la nave espacial ACE está diseñado para medir una amplia gama de partículas energéticas en casi toda la esfera unitaria con una 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-rotativa (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 iones, y 40 keV a aproximadamente 350 keV para electrones. Para complementar sus mediciones de electrones e iones, EPAM también está equipado con una Apertura de Composición (CA) que identifica inequívocamente 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 temporales 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 que utilicen otros instrumentos en la nave espacial ACE. [9]
El experimento del campo magnético en el ACE proporciona mediciones continuas del campo magnético local en el medio interplanetario. Estas mediciones son esenciales para la interpretación de las observaciones simultáneas del ACE de las distribuciones de partículas energéticas y térmicas. El experimento consiste en un par de sensores de compuerta de flujo triaxial gemelos montados en un brazo que se ubican 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. [10]
El sistema de viento solar en tiempo real (RTSW) monitorea continuamente el viento solar y produce advertencias de 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 del viento solar y partículas energéticas con alta resolución temporal 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 manera continua. La NASA envía datos en tiempo real a la NOAA cada día cuando descarga datos científicos. Con una combinación de estaciones terrestres dedicadas (CRL en Japón y RAL en Gran Bretaña) y tiempo en 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 envían a su Centro de operaciones del clima espacial, donde se utilizan en las operaciones diarias; Los datos también se envían al Centro de Alerta Regional CRL en la Estación Hiraiso , Japón, al 55.º Escuadrón Meteorológico Espacial de la USAF y se colocan en la World Wide Web . Los datos se descargan, procesan y difunden en un plazo de 5 minutos desde el momento en que salen del ACE. El sistema RTSW también utiliza las 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 Advanced Composition Explorer (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 charge-1. El estado de carga de los iones energéticos contiene información clave para desentrañar las temperaturas de la fuente, la aceleración, el fraccionamiento y los procesos de transporte para 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 el que se basó SEPICA. Para lograr estos dos requisitos al mismo tiempo, SEPICA estaba compuesto por 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 dejó de funcionar debido a fallas en las válvulas de gas. [1]
El Espectrómetro de Isótopos Solares (SIS) proporciona mediciones de alta resolución de la composición isotópica de núcleos energéticos desde He hasta Zn (Z=2 a 30) en el rango de energía de ~10 a ~100 MeV/nucleón. Durante grandes eventos solares, el 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 períodos 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 rayos cósmicos , 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 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 tanto de posición como de pérdida de energía. El SIS fue diseñado especialmente para lograr una excelente resolución de masa en las condiciones extremas de alto flujo que se dan en los grandes eventos de partículas solares. Proporciona un factor geométrico 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 las observaciones del viento solar en masa para el Advanced Composition Explorer (ACE). Estas observaciones proporcionan el contexto para las mediciones de composición elemental e isotópica realizadas en el 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 en 3D. También proporcionan un conjunto de datos ideal para estudios multiespaciales heliosféricos y magnetosféricos , donde se pueden utilizar junto con otras observaciones simultáneas desde naves espaciales como Ulysses . Las observaciones SWEPAM se realizan simultáneamente con instrumentos independientes de electrones (SWEPAM-e) e iones (SWEPAM-i). Para 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 tuvieron 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 abarcan todas las direcciones de mirada pertinentes a medida que la nave espacial gira. [14]
El espectrómetro de composición iónica del viento solar (SWICS) y el espectrómetro de masas de iones del 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 forma única la composición química y de carga iónica del viento solar , las velocidades térmicas y medias de todos los iones principales del viento solar desde H hasta Fe a todas las velocidades del viento solar superiores a 300 km/s −1 (protones) y 170 km/s −1 (Fe+16), y resolvió los isótopos H y He de fuentes solares e interestelares. SWICS también midió las funciones de distribución de los iones de captación de nubes interestelares y nubes 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 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 este fondo, se ajustó el modelo para identificar iones en los datos 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 de hardware, incluidas las relaciones de estado de carga iónica de oxígeno y carbono, y mediciones de 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. [1]
El espectrómetro de isótopos de energía ultrabaja (ULEIS) de la nave espacial ACE es un espectrómetro de masas de ultraalta 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 masas y las variaciones temporales junto con otros instrumentos ACE, ULEIS mejora en gran medida nuestro conocimiento de las abundancias solares, así como otros reservorios como el medio interestelar local . ULEIS combina la alta sensibilidad requerida para medir flujos de partículas bajas, junto con la capacidad de operar en los eventos de partículas solares o choques interplanetarios más grandes. Además de información detallada para iones individuales, ULEIS presenta una amplia gama de tasas de conteo para diferentes iones y energías que permiten la 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 para 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 viento solar lento y rápido, con velocidades de aproximadamente 300 a aproximadamente 800 km/s. Al igual que 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 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 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 corrotatoria (CIR). Las 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 a aproximadamente 2-5 unidades astronómicas (UA, la distancia entre la Tierra y el Sol) y formando CIR. Las partículas aceleradas por estos choques se observan comúnmente a 1 UA por debajo de energías de aproximadamente 10 MeV por nucleón. Las mediciones de ACE confirman que las CIR incluyen una fracción significativa de helio con carga simple formado cuando se ioniza el helio neutro interestelar. [19]
A energías aún más altas, la principal contribución al flujo medido de partículas se debe a las partículas energéticas solares (PES) asociadas con choques interplanetarios (IP) impulsados por eyecciones rápidas de masa coronal (CME) y erupciones solares. Las abundancias enriquecidas de helio-3 e iones de helio muestran que las colas supratérmicas son la principal población semilla para estas PES. [20] Los choques IP que viajan a velocidades de hasta aproximadamente 2000 km/s (1200 mi/s) aceleran las partículas desde la cola supratérmica a 100 MeV por nucleón y más. Los choques IP son particularmente importantes porque pueden continuar acelerando partículas a medida que pasan sobre ACE y, por lo tanto, permiten estudiar los procesos de aceleración de choque in situ.
Otras partículas de alta energía observadas por ACE son los rayos cósmicos anómalos (ACR, por sus siglas en inglés), que se originan en átomos interestelares neutros que se ionizan en la heliosfera interior para formar iones "recogedores" y que luego se aceleran a energías superiores a 10 MeV por nucleón en la heliosfera exterior. ACE también observa iones recogedores directamente; se los identifica fácilmente porque tienen una sola carga. Finalmente, las partículas de mayor energía observadas por ACE son los rayos cósmicos galácticos (GCR, por sus siglas en inglés), 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 choques, estos estaban altamente enriquecidos en hierro y helio-3, al igual que los eventos SEP impulsivos asociados a erupciones mucho más pequeños. [21] [22] Durante el primer año de operaciones, el ACE encontró muchos de estos eventos "híbridos", lo que dio lugar a un debate sustancial dentro de la comunidad sobre qué condiciones podrían generarlos. [23]
Un descubrimiento reciente y notable en la física heliosférica ha sido la presencia ubicua de partículas supratérmicas con una forma espectral común. Esta forma se produce inesperadamente en el viento solar tranquilo; en condiciones perturbadas después de choques, incluidos los 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 Ulysses en todas las latitudes y por ACE en el plano eclíptico están correlacionadas y estaban disminuyendo en el tiempo durante aproximadamente 2 décadas. Concluyeron que el Sol había estado experimentando un cambio global que afectaba 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. [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 GCR en 2009 es consistente con una presión dinámica globalmente reducida del viento solar.
ACE también mide abundancias de isótopos de rayos cósmicos níquel-59 y cobalto-59 ; estas mediciones indican que transcurrió un tiempo más largo 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. [27] Estos retrasos tan largos indican que los rayos cósmicos provienen de la aceleración de material estelar o interestelar antiguo en lugar de eyecciones de supernovas frescas. ACE también mide una relación hierro-58 / hierro-56 que se enriquece con la misma relación 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. Observaciones recientes de un capullo de rayos cósmicos recién acelerados en la superburbuja Cygnus por el observatorio de rayos gamma Fermi [29] respaldan esta teoría.
El 11 de febrero de 2015, la NASA y la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica ( NOAA) lanzaron con éxito el Observatorio del Clima del Espacio Profundo (DSCOVR), que cuenta con varios instrumentos similares, incluido un instrumento más nuevo y sensible para detectar eyecciones de masa coronal dirigidas a la Tierra, a bordo del vehículo de lanzamiento Falcon 9 de SpaceX desde 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 meteorológicos espaciales mientras ACE pueda seguir funcionando. [31]
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .
