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Viento (nave espacial)

El satélite de viento de Global Geospace Science (GGS) 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 la División Espacial Astro Martin Marietta 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 Lagrangiano L 1 , pero esto se retrasó para estudiar la magnetosfera y el entorno cercano a la Luna cuando el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) y las naves espaciales Explorador de Composición Avanzada (ACE) fueron enviadas al mismo ubicación. Wind ha estado en L 1 continuamente desde mayo de 2004 y todavía está funcionando en 2024 . [2] A partir de 2024 , Wind tiene actualmente suficiente combustible para durar más de 50 años más en L 1 , hasta al menos 2070. [3] Wind continúa recopilando datos y, a finales 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 el barco hermano del 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 variedad de instrumentos que incluyen: KONUS, [4] la Investigación del Campo Magnético (MFI), [5] el Experimento de Composición de Iones Supratermales y Viento Solar (SMS), [6] Las Partículas Energéticas: Aceleración, Composición y Transporte (EPACT), [7] el Experimento de Viento Solar (SWE), [8] una Investigación Tridimensional de Plasma y Partículas Energéticas (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 explosiones de rayos gamma y forman 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 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/ONDAS

Muestra de dominio del tiempo

Los detectores de campo eléctrico del instrumento Wind WAVES [11] 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 banda 1 llamado RAD1 (20–1040 kHz) , la banda 2 del receptor de radio llamada RAD2 (1,075–13,825 MHz) y el Time Domain Sampler llamado TDS (diseñado y construido por la Universidad de Minnesota ). La más larga de las dos antenas de plano de giro , definida como Ex , es de 100 m (330 pies) de punta a punta, mientras que la más corta, definida como E y , es de 15 m (49 pies) de punta a punta. El dipolo del eje de giro, definido como E z , mide 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: están sujetos a cambios y solo estimaciones y no necesariamente con una precisión de 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 el componente Z de cualquier vector GSE girado en coordenadas WAVES.

Las capturas de formas de onda de campos eléctricos (y magnéticos) se pueden obtener desde el receptor Time Domain Sampler (TDS). [11] 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 del campo eléctrico versus el tiempo. En las velocidades 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 TDSF se componen de dos componentes de campo eléctrico (normalmente Ex y E y ), mientras que las muestras TDSS se componen de cuatro vectores, ya sea tres campos eléctricos y un campo magnético o tres campos magnéticos y un campo eléctrico. El receptor TDSF tiene poca o ninguna ganancia por debajo de ~120 Hz y los magnetómetros de la bobina de búsqueda disminuyen 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 normalmente solo se establece en 3 bandas, de 32 o 16 canales por banda, con una sensibilidad de 7 nV/(Hz) 1/2 , 400 Hz. a 6,4 kHz de ancho de banda y rango dinámico total superior a 100 dB . [11] Los datos son tomados por dos receptores multicanal que nominalmente muestrean durante 20 ms a una frecuencia de muestreo de 1 MHz (ver Bougeret 1995 [11] para más información). El TNR se utiliza a menudo para determinar la densidad del plasma local observando 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 la longitud de Debye local , λ De . [13] Para condiciones típicas en el viento solar λ De ~7–20 m (23–66 pies), mucho más corta que la antena dipolo de alambre en Wind . La mayor parte de esta sección fue tomada 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 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 cuenta con analizadores electrostáticos (ES) de sección esférica simétrica con detectores de placas de microcanales (MCP) que se utilizan para medir iones y electrones desde ~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 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 segundos) para los 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 largo. Los analizadores ES de tophat 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 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 de la eclíptica (aumenta a 22,5° en incidencia normal con respecto al plano de la eclíptica). Los analizadores se barren logarítmicamente en energía y contabilizan la muestra a 1024 muestras/giro (~3 ms de período de muestra). 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:

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

Telescopios de estado sólido

Los detectores SST constan de 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 (Grueso o T) del triplete tiene un área de 1,5 cm 2 (0,23 pulgadas cuadradas) y 500 μm de espesor, mientras que los otros detectores, de lámina (F) y abierto (O), tienen la misma área pero solo 300 μm. grueso. Una dirección de los telescopios está cubierta por una fina lámina de Lexan , ~1500 Angstrom (Å) de aluminio evaporado en cada lado para eliminar la luz solar (SST-Foil), donde el grosor se eligió 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), se utiliza un imán de escoba común para impedir la entrada de electrones por debajo de ~400 keV, pero deja a los iones esencialmente no afectados. 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 FWHM FOV 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 SST-Foil suelen tener 7 contenedores de energía cada uno con 48 puntos de datos, mientras que 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 fue tomada de. [12]

Viento/ IMF

El instrumento de campo magnético (MFI) [5] a bordo del Wind está compuesto por magnetómetros de compuerta de flujo triaxiales duales . El MFI tiene un rango dinámico de ±4 nT a ±65.536 nT, una resolución digital que oscila entre ±0,001 nT y ±16 nT, un 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/ SUE

La nave espacial Wind tiene dos instrumentos de iones de Copa Faraday (FC). [8] Los SWE FC pueden producir funciones de distribución de iones reducidas con hasta 20 contenedores 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 moduladora y define el área colectora de las placas colectoras en cada FC. Los FC toman muestras con una energía determinada para cada rotación de la nave espacial y 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 importantes para el posterior posicionamiento de telescopios en todas partes. De este modo, el instrumento sigue siendo un colaborador activo de la comunidad astrofísica, por ejemplo con el Observatorio Neil Gehrels Swift ( misión Swift ).

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

Viento/EPACT

La investigación Partículas energéticas: aceleración, composición y transporte (EPACT) [7] consta de múltiples telescopios, entre ellos: el Telescopio de Matriz de Baja Energía (LEMT); Telescopio SupraTermal de Partículas Energéticas (STEP); y el sistema ELectron-Isotope TElescope (ELITE). ELITE está compuesto por dos telescopios Alfa-Protón-Electrón (APE) y un Telescopio Isótopo (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 se apagó. Sin embargo, LEMT (que cubre energías en el rango de 1 a 10 MeV/nucleo) y STEP (que mide iones más pesados ​​que los protones en el rango de 20 keV a 1 MeV/nucleo) aún continúan proporcionando datos valiosos.

Viento/ SMS

El Experimento de composición de iones supratérmicos y viento solar (SMS) [6] 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 iones en el rango de energía de 6 a 230 keV/e. MASA determina abundancias elementales e isotópicas de 0,5 a 12 keV/e. SWICS determina la masa, la carga y la energía de iones en el rango de energía de 0,5 a 30 keV/e. El detector de placa de microcanal (MCP) de "parada" SWICS experimentó una falla que resultó en una reducción de las capacidades de este instrumento y finalmente se apagó en mayo de 2000. La unidad de procesamiento de datos SMS (DPU) experimentó un restablecimiento de enclavamiento 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 el suministro de energía 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 viento solar-magnetosfera a gran escala y la reconexión magnética en la magnetopausa terrestre" . [17]
  2. Primer estudio estadístico de fluctuaciones del 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 iónicas (IAW) aumentaba al aumentar el número de Mach en modo rápido y la relación de compresión de choque . También encontraron que las IAW tenían la mayor probabilidad de ocurrir en la región de la rampa .
  3. Observación de la onda de silbato más grande mediante un magnetómetro de bobina de búsqueda en los cinturones de radiación . [19] [20]
  4. Primera observación de shocklets aguas arriba de un shock IP casi perpendicular. [14]
  5. Primeras observaciones simultáneas de ondas en modo Whisler con distribuciones de electrones inestables a la inestabilidad del flujo de calor de Whisler. [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 electrónicas tipo 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 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 modos BGK o agujeros espaciales de fase electrónica. [23]
  11. Primera evidencia de una correlación entre la amplitud de los huecos espaciales 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 presismo terrestre utilizando bicoherencia. [25] [26]
  13. Primera evidencia de limitaciones de anisotropía de temperatura de protones debido a inestabilidades de espejos, mangueras contra incendios y ciclotrones de iones . [27]
  14. Primera evidencia de disipación del ciclotrón Alfvén. [28]
  15. Primera observación (compartida con la nave espacial STEREO ) del atrapamiento de electrones por una onda silbadora de gran amplitud en los cinturones de radiación (también vista en observaciones STEREO). [29] [30]
  16. Primera observación de las ondas de Langmuir y Whisler en la estela lunar . [31]
  17. Primera evidencia directa de resonancia ciclotrón de electrones con ondas en modo silbato impulsadas por una inestabilidad del flujo de calor en el viento solar . [32]
  18. Primera evidencia de la generación de haces de iones alineados con el campo local mediante ondas electromagnéticas previas 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. [3]
  20. Primera evidencia de conexión entre una rápida ráfaga de radio y un 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 los estallidos de rayos gamma con una tasa de aparición promedio de una vez por década) dentro de la cercana Galaxia Escultor . El comunicado de prensa se puede encontrar en Giant Flare in Near Galaxy. 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 continúa 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 antes. 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 ~7293, o un promedio de ~243 publicaciones/año (el promedio desde 2018 es ~441 publicaciones/año o ~ 2648 publicaciones desde 2018). [2] Los datos del viento se han utilizado en más de 120 publicaciones arbitradas de alto impacto: ~15 en Science , ~71 en Nature Publishing Group (incluye Nature , Nature Physics , Nature Communications , Scientific Reports y Scientific American ) y ~37 en Physical. Cartas de revisión . Muchas de estas publicaciones utilizaron datos de viento directa e indirectamente citando el conjunto de datos OMNI en CDAWeb, que depende en gran medida de las mediciones de viento . [35]

Lo más destacado de la ciencia en las noticias

Premios

Ver también

Referencias

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