✖


Jump to content

Ветер (космический корабль)

Не путать с ВЕТРОМ .

Ветер
Спутник «Ветер» — первый спутник НАСА «Глобальная геокосмическая наука» . программы
Имена GGS/Wind, ISTP/Wind, Лаборатория межпланетной физики
Тип миссии Гелиофизика
Оператор НАСА
ИДЕНТИФИКАТОР КОСПЭРЭ 1994-071А Отредактируйте это в Викиданных
САТКАТ нет. 23333
Веб-сайт http://wind.nasa.gov/
Продолжительность миссии 3 года (планируется)
29 лет, 9 месяцев, 1 день
(в ходе выполнения)
Свойства космического корабля
Производитель Мартин Мариетта
Стартовая масса 1250 кг (2760 фунтов) [1]
Сухая масса 950 кг (2090 фунтов)
Масса полезной нагрузки 195 кг (430 фунтов)
Размеры 2,4 × 1,8 м (7 футов 10 дюймов × 5 футов 11 дюймов)
Власть 370 Вт
Начало миссии
Дата запуска 1 ноября 1994 г., 09:31:00 UTC
Ракета Дельта II 7925-10 (Дельта 227)
Запуск сайта Мыс Канаверал , SLC-17B
Подрядчик Макдоннелл Дуглас
Конец миссии
Последний контакт 2070 (планируется)
Орбитальные параметры
Справочная система Гелиоцентрическая орбита
Режим L 1 точка Лагранжа
Солнечный орбитальный аппарат
Орбитальное введение май 2004 г.

Нашивка с миссией «Ветер»

научный космический корабль НАСА Спутник Global Geospace Science (GGS) Wind — это , предназначенный для изучения радиоволн и плазмы, которые возникают в солнечном ветре Земли и в магнитосфере . Он был запущен 1 ноября 1994 года в 09:31:00 UTC со стартовой площадки LC-17B на базе ВВС на мысе Канаверал (CCAFS) на острове Мерритт, штат Флорида , на борту ракеты McDonnell Douglas Delta II 7925-10. Wind был разработан и изготовлен Мартина Мариетты Астрокосмическим подразделением в Ист-Виндзор-Тауншип, штат Нью-Джерси . Спутник представляет собой цилиндрический спутник со стабилизированным вращением диаметром 2,4 м (7 футов 10 дюймов) и высотой 1,8 м (5 футов 11 дюймов). [2]

Первоначальной миссией космического корабля было обращение вокруг Солнца в L 1 точке Лагранжа , но это было отложено для изучения магнитосферы и окололунной среды, когда Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) и Advanced Composition Explorer туда были отправлены космические корабли (ACE). расположение. Ветер постоянно держится на уровне L 1 с мая 2004 года и продолжает действовать по состоянию на 2024 год. . [2] По состоянию на 2024 год достаточно В настоящее время у ветра топлива, чтобы продержаться еще более 50 лет на уровне L 1 , по крайней мере, до 2070 года. [3] Wind продолжает собирать данные и к концу 2023 года предоставил данные для более чем 7290 научных публикаций. [2]

Операции миссии проводятся из Многоцелевого оперативного центра (MMOC) в здании 14 Центра космических полетов Годдарда в Гринбелте, штат Мэриленд . Доступ к данным о ветре можно получить с помощью программного обеспечения SPEDAS . Wind — родственный корабль GGS Polar .

Научные цели

[ редактировать ]

Целью Международной научной инициативы по солнечно-земной физике является понимание поведения солнечно-земной плазменной среды, чтобы предсказать, как атмосфера Земли будет реагировать на изменения условий солнечного ветра. Wind Целью является измерение свойств солнечного ветра до того, как он достигнет Земли.

  • Обеспечивает полную информацию о плазме, энергетических частицах и магнитном поле для исследований магнитосферы и ионосферы.
  • Определить выход магнитосферы в межпланетное пространство в восходящей области.
  • Исследовать основные плазменные процессы, происходящие в околоземном солнечном ветре.
  • Обеспечить базовые наблюдения плоскости эклиптики для использования в гелиосферных широтах миссией «Улисс» .

Инструменты

[ редактировать ]

Космический корабль «Ветер» оснащен набором инструментов, в том числе: КОНУС, [4] Исследование магнитного поля (MFI), [5] эксперимент по солнечному ветру и супратепловому ионному составу (SMS), [6] Исследование «Энергетические частицы: ускорение, состав и транспорт» (EPACT), [7] Эксперимент солнечного ветра (SWE), [8] Трехмерное исследование плазмы и энергетических частиц (3DP), [9] спектрометр переходного гамма-излучения (TGRS), [10] и исследование радио и плазменных волн (WAVES). [11] Приборы KONUS гамма - и TGRS предназначены в первую очередь для гамма-лучей и фотонов наблюдений высокой энергии солнечных вспышек или всплесков и являются частью Координационной сети гамма-излучения . Эксперимент SMS измеряет массу и отношение массы к заряду тяжелых ионов. Эксперименты SWE и 3DP предназначены для измерения/анализа с более низкой энергией (ниже 10 МэВ солнечного ветра протонов и электронов ) . Эксперименты WAVES и MFI были предназначены для измерения электрических и магнитных полей, наблюдаемых в солнечном ветре. В целом комплекс приборов космического корабля «Ветер» позволяет полностью описать плазменные явления в плоскости солнечного ветра на эклиптике.

Ветер /ВОЛНЫ

[ редактировать ]

Сэмплер во временной области

[ редактировать ]

Детекторы электрического поля прибора Wind WAVES [11] состоят из трех ортогональных дипольных антенн электрического поля : двух в плоскости вращения (примерно плоскости эклиптики ) космического корабля и одной вдоль оси вращения. Полный набор инструментов WAVES включает в себя пять приемников, в том числе: низкочастотный приемник БПФ, называемый БПФ (от 0,3 Гц до 11 кГц), приемник теплового шума, называемый TNR (4–256 кГц), радиоприемник диапазона 1, называемый RAD1 (20–1040 кГц). , диапазон радиоприемника 2, называемый RAD2 (1,075–13,825 МГц), и пробоотборник во временной области, называемый TDS (разработанный и изготовленный Университетом Миннесоты ). Более длинная из антенн с двумя плоскостями вращения , определяемая как E x , составляет 100 м (330 футов) от кончика до кончика, а более короткая, определяемая как E y , составляет 15 м (49 футов) от кончика до кончика. Диполь оси вращения, определяемый как E z , имеет длину примерно 12 м (39 футов) от кончика до кончика. При учете потенциала космического корабля длина этих антенн корректируется до ~ 41,1 м (135 футов), ~ 3,79 м (12,4 фута) и ~ 2,17 м (7 футов 1 дюйм). [Примечание: они могут быть изменены и являются лишь приблизительными и не обязательно с точностью до двух десятичных знаков]. Прибор Wind WAVES также обнаруживает магнитные поля с помощью трех ортогональных магнитометров поисковой катушки (спроектированных и изготовленных Университетом Айовы ). Поисковые катушки XY ориентированы параллельно дипольной антенне XY. Поисковые катушки позволяют проводить измерения высокочастотного магнитного поля (определяемого как B x , B y и B z ). Ось Z WAVES антипараллельна направлению Z-GSE (геоцентрической солнечной эклиптики). Таким образом, любые повороты могут быть сделаны вокруг оси Z в обычном эйлеровом смысле с последующей сменой знака Z-компоненты любого вектора GSE, повернутого в координаты WAVES.

Захваты формы сигналов электрического (и магнитного) поля можно получить с помощью приемника Time Domain Sampler (TDS). [11] Выборки TDS представляют собой захват сигналов из 2048 точек (16384 точек на космическом корабле STEREO ) на каждый компонент поля. Формы сигналов являются мерой зависимости электрического поля от времени. При самых высоких частотах дискретизации быстрый (TDSF) сэмплер работает со скоростью ~ 120 000 выборок в секунду (sps), а медленный (TDSS) сэмплер работает со скоростью ~ 7500 sps. Образцы TDSF состоят из двух компонентов электрического поля (обычно E x и E y ), тогда как образцы TDSS состоят из четырех векторов: либо трех электрических и одного магнитного поля, либо трех магнитных и одного электрического поля. Приемник TDSF практически не имеет усиления ниже ~120 Гц, а магнитометры поисковой катушки имеют спад около ~3,3 Гц. [12]

Приемник теплового шума

[ редактировать ]

TNR измеряет электрические поля ~ 4–256 кГц в 5 логарифмически разнесенных полосах частот, хотя обычно устанавливается только на 3 полосы, от 32 до 16 каналов на полосу, с 7 нВ/(Гц). 1/2 чувствительность, полоса пропускания от 400 Гц до 6,4 кГц и общий динамический диапазон более 100 дБ . [11] Данные принимаются двумя многоканальными приемниками, которые номинально выполняют выборку в течение 20 мс с частотой дискретизации 1 МГц (см. Bougeret 1995). [11] для получения дополнительной информации). TNR часто используется для определения локальной плотности плазмы путем наблюдения за линией плазмы, излучением на локальной верхней гибридной частоте, вызванным тепловым шумом проволочной дипольной антенны. Следует отметить, что для наблюдения плазменной линии требуется, чтобы дипольная антенна была длиннее локальной дебаевской длины λ De . [13] Для типичных условий солнечного ветра λ De ~7–20 м (23–66 футов), что намного короче, чем у проволочной дипольной антенны на Wind . Большая часть этого раздела была взята отсюда. [12]

Ветер / 3DP

[ редактировать ]

Прибор Wind /3DP (спроектированный и построенный в Лаборатории космических наук Беркли ) был предназначен для проведения полных трехмерных измерений распределения надтепловых электронов и ионов в солнечном ветре. Прибор включает в себя три матрицы, каждая из которых состоит из пары двойных полупроводниковых телескопов, каждый из которых имеет два или три близко расположенных пассивированных ионно-имплантированных кремниевых детектора, которые измеряют электроны и ионы выше ~ 20 кэВ. Прибор также оснащен электростатическими анализаторами (ES) симметричного сферического сечения в форме цилиндра с микроканальными пластинчатыми детекторами (MCP), которые используются для измерения ионов и электронов от ~ 3 эВ до 30 кэВ. [9] Два типа детекторов имеют энергетическое разрешение в диапазоне от ΔE/E ≈ 0,3 для твердотельных телескопов (SST) и ΔE/E ≈ 0,2 для цилиндро-анализаторов ES. Угловое разрешение составляет 22,5° × 36° для ТПО и от 5,6° (вблизи эклиптики ) до 22,5° для цилиндро-анализаторов ES. Детекторы частиц могут получить полный охват 4π стерадиана за одно полное (половинное) вращение (~ 3 секунды) для SST (цилиндрических ES-анализаторов). Большая часть этого раздела была взята отсюда. [12]

Электростатические анализаторы

[ редактировать ]

Группы детекторов установлены на двух противоположных штангах длиной 0,5 м (1 фут 8 дюймов) каждая. Цилиндрические анализаторы ES состоят из четырех отдельных детекторов, каждый из которых имеет разные геометрические факторы для охвата разных диапазонов энергий. Детекторы электронов EESA и детекторы ионов PESA разделены на детекторы низкой (L) и высокой (H) энергии. Анализаторы H и L содержат 24 и 16 дискретных анодов соответственно. Расположение анода обеспечивает угловое разрешение 5,6° в пределах ±22,5° от плоскости эклиптики (увеличивается до 22,5° при нормальном падении на плоскость эклиптики). Анализаторы имеют логарифмическую развертку по энергии и счетчикам выборки со скоростью 1024 выборки/спин (период выборки ~3 мс). Таким образом, анализаторы могут быть настроены на выборку 64 выборок энергии за раз при 16 развертках на вращение или 32 выборки энергии за развертку при 32 развертках на вращение и т. д. Детекторы определяются следующим образом:

  • EESA Low (EL): охватывает электроны от ~3 эВ до ~1 кэВ (эти значения варьируются от структуры момента к структуре момента в зависимости от продолжительности сбора данных, потенциала космического корабля, а также от того, находится ли в режиме пакетного или обзорного режима. Типичный диапазон составляет ~ 5 эВ до ~1,11 кэВ. [12] ) с разрешением по спин-фазе 11,25°. EL имеет общий геометрический коэффициент 1,3 × 10. −2 И см 2 -sr (где E — энергия в эВ) с почти таким же полем зрения (FOV) 180 °, радиальным к космическому кораблю, что и у PESA-L.
  • EESA High (EH): охватывает электроны от ~ 200 эВ до ~ 30 кэВ (хотя типичные значения варьируются от минимума ~ 137 эВ до максимума ~ 28 кэВ) при энергетической развертке из 32 образцов на каждые 11,25 ° вращения космического корабля. EH имеет общий геометрический коэффициент 2,0 × 10. −1 И см 2 -ср, КПД MCP около 70% и передача по сети около 73%. EH имеет плоское поле зрения на 360 °, касательное к поверхности космического корабля, которое может электростатически отклоняться в конус на ± 45 ° от его нормальной плоскости.
  • PESA Low (PL): охватывает ионы с разверткой по энергии из 14 выборок (обратите внимание, что в режиме исследования структуры данных обычно берут 25 точек данных при 14 различных энергиях, тогда как в пакетном режиме они берут 64 точки данных при 14 различных энергиях.) от ~ 100 эВ до ~10 кэВ (часто энергии варьируются от ~700 эВ до ~6 кэВ) на каждые 5,6° вращения космического корабля. PL имеет общий геометрический коэффициент всего 1,6 × 10. −4 И см 2 -sr, но такой же энергетический угол отклика, как у PESA-H. Находясь в солнечном ветре, PL переориентируется вдоль направления основного потока, чтобы уловить поток солнечного ветра, что приводит к узкому диапазону угла тангажа.
  • PESA High (PH): охватывает ионы с энергетической разверткой 15 образцов от ~80 эВ до ~30 кэВ (типичный диапазон энергий от ~500 эВ до ~28 кэВ). [12] ) каждые 11,25° космического корабля (обратите внимание, что PH имеет несколько режимов данных, в которых количество точек данных на один энергетический элемент может быть любым из следующих: 121, 97, 88, 65 или 56). PH имеет общий геометрический коэффициент 1,5 × 10. −2 И см 2 -sr с эффективностью MCP около 50% и пропускной способностью входного поста сети около 75%.

Большая часть этого раздела была взята из Wilson III (2010). [12]

Твердотельные телескопы

[ редактировать ]

Детекторы SST состоят из трех массивов двусторонних телескопов, каждый из которых состоит из пары или тройки тесно расположенных полупроводниковых детекторов. Центральный детектор (Толстый или Т) тройника составляет 1,5 см. 2 (0,23 кв. дюйма) и толщиной 500 мкм, в то время как другие детекторы, фольговый (F) и открытый (O), имеют ту же площадь, но толщину всего 300 мкм. Одно направление телескопов покрыто тонкой лексановой фольгой, ~1500 ангстрем (Å) алюминия, испаряемого с каждой стороны для устранения солнечного света (SST-фольга), толщина которой была выбрана для остановки протонов до энергии электронов (~ 400 кэВ). Электроны практически не подвергаются воздействию фольги. На противоположной стороне (SST-Open) используется обычный магнит-метла, который препятствует проникновению электронов ниже ~ 400 кэВ, но оставляет ионы практически незатронутыми. Таким образом, если частицы с более высокой энергией не проникают через стенки детектора, SST-Foil должна измерять только электроны, а SST-Open - только ионы. Каждый двусторонний телескоп имеет два поля зрения 36° × 20° на полуширине, таким образом, каждый конец пяти телескопов может покрывать участок пространства размером 180° × 20°. Телескоп 6 смотрит под тем же углом к ​​оси вращения, что и телескоп 2, но оба конца телескопа 2 имеют просверленную танталовую крышку, позволяющую уменьшить геометрический коэффициент в 10 раз для измерения наиболее интенсивных потоков. Структуры данных SST-Foil обычно имеют 7 ячеек энергии по 48 точек данных каждая, тогда как структура SST-Open имеет 9 ячеек энергии по 48 точек данных каждая. Оба детектора имеют энергетическое разрешение ΔE/E ≈ 30%. Большая часть этого раздела была взята отсюда. [12]

Ветер / МФИ

[ редактировать ]

Прибор магнитного поля (MFI) [5] На борту Wind состоит из двойных трехосных феррозондовых магнитометров . MFI имеет динамический диапазон от ±4 нТл до ±65 536 нТл, цифровое разрешение от ±0,001 нТл до ±16 нТл, уровень шума датчика < 0,006 нТл ( СКЗ ) для сигналов 0–10 Гц и частоту дискретизации от 44 выборок в секунду (с/с) в памяти моментальных снимков до 10,87 с/с в стандартном режиме. Данные также доступны в средних значениях за 3 секунды, 1 минуту и ​​1 час. Данные, отобранные с более высокой скоростью ( т.е. >10 раз в секунду), в некоторых исследованиях называются данными высокого временного разрешения (HTR). [14] [15]

Ветер / ЮВЕ

[ редактировать ]

Космический корабль «Ветер» оснащен двумя ионными приборами «Чашка Фарадея » (FC). [8] ТЭ SWE могут производить уменьшенные функции распределения ионов с до 20 угловыми и 30 энергетическими ячейками на заряд каждые 92 секунды. [16] Каждый сенсор имеет наклон ~15° выше или ниже плоскости спина и диапазон энергий от ~150 эВ до ~8 кэВ. Круглая апертура ограничивает эффекты аберрации вблизи сетки модулятора и определяет площадь сбора коллекторных пластин в каждом FC. FC отбирают заданную энергию для каждого вращения космического корабля, а затем увеличивают энергию для следующего вращения. Поскольку для этих детекторов имеется до 30 ячеек энергии, для полной приведенной функции распределения требуется 30 оборотов или чуть больше 90 секунд.

Ветер / КОНУС и ТГРС

[ редактировать ]

КОНУС остается очень активным партнером в Координационной сети гамма-излучения (GCN) и Межпланетной сети . Уведомления об астрофизических переходных процессах мгновенно отправляются из КОНУСа по всему миру и имеют важное значение для последующего размещения телескопов повсюду. Таким образом, инструмент остается активным вкладом в астрофизическое сообщество, например, в обсерватории Нила Герельса Свифта ( миссия Swift ).

Прибор TGRS был отключен в начале миссии из-за запланированного истечения срока службы охлаждающей жидкости.

Ветер / ЭПАКТ

[ редактировать ]

Энергетические частицы: ускорение, состав и транспорт (EPACT) [7] исследование состоит из нескольких телескопов, включая: Матричный телескоп низкой энергии (LEMT); Телескоп SupraThermal Energetic Particle (STEP); и система «Электронно-изотопный телескоп» (ЭЛИТ). ELITE состоит из двух альфа-протонно-электронных (APE) телескопов и изотопного телескопа (IT).

Обзор телескопа EPACT [7]
РЕШАТЬ АПЕ-А АПЕ-Б ЭТО ШАГ
Диапазон заряда от 2 до 90 от −1 до 26 от −1 до 26 от 2 до 26 от 2 до 26
Энергетические диапазоны
Электроны (МэВ) Н/Д 0.2–2.0 1–10 Н/Д Н/Д
Водород (МэВ) 1.4–10 4.6–25 19–120 Н/Д Н/Д
Гелий (МэВ/ядер) 1.4–10 4.6–25 19–500 3.4–55 0.04–8.1
Железо (МэВ/ядер) 2.5–50 15–98 73–300 12–230 0.02–1.2
Коэффициент геометрии (см 2 /ср) 3 × 17 1.2 1.3 ~9.0 2 × 0.4

Телескопы с самой высокой энергией (APE и IT) вышли из строя в начале миссии, хотя APE имеет два канала протонов ~ 5 и ~ 20 МэВ, но IT был отключен. Однако методы LEMT (охватывающие энергии в диапазоне 1–10 МэВ/ядро) и STEP (измерение ионов тяжелее протонов в диапазоне 20 кэВ–1 МэВ/ядро) по-прежнему продолжают предоставлять ценные данные.

Ветер / СМС

[ редактировать ]

Эксперимент по солнечному ветру и надтепловому ионному составу (SMS) [6] on Wind состоит из трех отдельных приборов: супратермального спектрометра ионного состава (STICS); масс-спектрометр высокого разрешения (МАСС); и спектрометр ионного состава солнечного ветра (SWICS). STICS определяет массу, массу заряда и энергию ионов в диапазоне энергий 6–230 кэВ/э. MASS определяет содержание элементов и изотопов от 0,5 до 12 кэВ/э. SWICS определяет массу, заряд и энергию ионов в диапазоне энергий от 0,5 до 30 кэВ/э. (MCP) SWICS В «стопном» микроканальном пластинчатом детекторе произошел сбой, что привело к ограничению возможностей этого прибора, и в конечном итоге он был отключен в мае 2000 года. 26 июня 2009 года в блоке обработки данных SMS (DPU) произошел сброс блокировки, в результате чего перевел источник питания ускорения/замедления MASS в режим фиксированного напряжения вместо пошагового переключения набора напряжений. В 2010 году в MASS произошло небольшое ухудшение питания источника ускорения/замедления, что снизило эффективность прибора, хотя это не оказало серьезного влияния на анализ научных данных.

СМС-инструменты [7]
СВИКС МАССА СТИКС
Виды ионов H–Fe Хе-Ни H–Fe
Масса/диапазон заряда (а.е.м./эл.) 1–30 Н/Д 1–60
Энергетический диапазон (кэВ/эл.) 0.5–30 0.5–11.6 8–226
Диапазон средней скорости (км/с)
ЧАС + 310–2400 Н/Д Н/Д
ТО 6+ 190–1470 200–900 Н/Д
Фе 10+ 130–1010 200–500 Н/Д
Общий коэффициент геометрии (см 2 /ср)
см 2 /ср 2.3 × 10 −3 Н/Д 0.05
см 2 1.8 × 10 −2 0.35 Н/Д
Динамический диапазон 10 10 10 10 5 × 10 10

Открытия

[ редактировать ]
  1. Наблюдение связи между крупномасштабными взаимодействиями солнечного ветра и магнитосферы и магнитным пересоединением на земной магнитопаузе . [17]
  2. Первое статистическое исследование высокочастотных (≥1 кГц) флуктуаций электрического поля в рампе межпланетных (МП) толчков. [18] Исследование показало, что амплитуда ионно-звуковых волн (ИАВ) увеличивается с увеличением быстрой моды числа Маха и степени ударного сжатия. Они также обнаружили, что IAW имели наибольшую вероятность появления в районе рампы .
  3. Наблюдение крупнейшей свистовой волны с помощью поискового магнитометра в радиационных поясах . [19] [20]
  4. Первое наблюдение ударных волн перед квазиперпендикулярным IP-ударом. [14]
  5. Первые одновременные наблюдения волн свистовой моды с распределениями электронов, неустойчивыми к нестабильности свистового теплового потока . [14]
  6. Первое наблюдение электростатической уединенной волны при ИП ударной волне с амплитудой более 100 мВ/м. [15]
  7. Первое наблюдение электронно- берштейновских волн при ВП ударной волне. [15]
  8. Первое наблюдение региона источника радиовсплеска IP типа II . [21]
  9. Первые доказательства связи ленгмюровских волн с волнами Z-моды. [22]
  10. Первые доказательства того, что наблюдаемые биполярные структуры ES в области ударного перехода согласуются с модами BGK или дырами в электронном фазовом пространстве . [23]
  11. Первые свидетельства корреляции между амплитудой электронных фазовых дырок и изменением электронной температуры. [24]
  12. Первые доказательства трехволновых взаимодействий в земном форшоке с использованием бикогерентности. [25] [26]
  13. Первое свидетельство температуры ограничений анизотропии протонов из-за зеркальной, пожарной и ионной циклотронной нестабильностей. [27]
  14. Первые свидетельства альфвеновской циклотронной диссипации. [28]
  15. Первое (совместное с космическим кораблем STEREO ) наблюдение захвата электронов свистовой волной очень большой амплитуды в радиационных поясах (также наблюдаемое в наблюдениях STEREO). [29] [30]
  16. Первое наблюдение ленгмюровских и свистовых волн в лунном следе. [31]
  17. Первое свидетельство прямого доказательства электронного циклотронного резонанса с волнами свистовой моды, вызванными нестабильностью теплового потока в солнечном ветре . [32]
  18. Первое свидетельство генерации локального ориентированного по полю ионного пучка форшоковыми электромагнитными волнами, называемыми короткими магнитными структурами большой амплитуды или SLAMS, которые представляют собой солитоноподобные волны в магнитозвуковом режиме. [33]
  19. Наблюдение за столкновениями межпланетных и межзвездных частиц пыли: по состоянию на 2019 год зарегистрировано более 100 000 столкновений. [3]
  20. Первые доказательства связи быстрого радиовсплеска и магнетара с галактикой Млечный Путь . Пресс-релиз можно найти на сайте Fast Radio Bursts . было опубликовано как минимум шесть статей В результате этой работы в журнале Nature .
  21. Первое наблюдение гигантской вспышки — излучения большей видимой интенсивности, чем гамма-всплески, со средней частотой возникновения один раз в десятилетие — в соседней галактике Скульптор . Пресс-релиз можно найти на сайте Giant Flare в Ближайшей галактике . было опубликовано как минимум шесть статей В результате этой работы в журнале Nature .
Ветровой космический корабль в обтекателе ракеты-носителя Дельта II в ожидании запуска.

Всесторонний обзор вклада, внесенного Виндом в науку, был опубликован в журнале «Обзоры геофизики» издательства [34] и отмечено журналом в сообщении редакции на веб-сайте Eos (журнала) .

Список рецензируемых публикаций Wind

[ редактировать ]

Полный список рецензируемых публикаций, прямо или косвенно использующих данные космического корабля «Винд» , см. на странице https://wind.nasa.gov/bibliographies.php .

Wind продолжает проводить соответствующие исследования: с 1 января 2010 года ее данные использовались в более чем 4800 публикациях и более чем в 2480 публикациях ранее. По состоянию на 5 мая 2024 г. (не считая 2024 публикаций) общее количество публикаций прямо или косвенно с использованием данных Wind составляет ~7293, или в среднем ~243 публикации/год (в среднем с 2018 г. ~441 публикация/год или ~ 2648 публикаций с 2018 года). [2] Данные о ветре использовались в более чем 120 важных рецензируемых публикациях, из них ~15 в Science , ~71 в Nature Publishing Group (включая Nature , Nature Physics , Nature Communications , Scientific Reports и Scientific American ) и ~37 в Physical Review Letters . Многие из этих публикаций прямо или косвенно использовали данные о ветре , ссылаясь на набор данных OMNI на CDAWeb, который в значительной степени опирается на измерения ветра . [35]

Научные события в новостях

[ редактировать ]

Награды

[ редактировать ]
  • В июне 2015 года группа по управлению ветром НАСА в Центре космических полетов имени Годдарда получила Премию группы НАСА за достижения в восстановлении Wind . процессора управления и ориентации космического корабля [48]
  • 2 сентября 2015 года группа по эксплуатации ветра в Центре космических полетов Годдарда НАСА получила награду AIAA за космические операции и поддержку. Эта награда отмечает «исключительную изобретательность и личные жертвы команды в восстановлении космического корабля НАСА Wind ». [49] Жаклин Снелл, технический руководитель миссий Wind , Geotail и Advanced Composition Explorer (ACE), приняла награду от имени команды. [50]
  • В 2019 году Линн Б. Уилсон III, научный сотрудник проекта Wind , была награждена медалью НАСА за выдающиеся научные достижения . [51]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ «Солнечно-земная миссия ВИНД» . ЭКА эоПортал . Европейское космическое агентство . Проверено 19 августа 2018 г.
  2. ^ Перейти обратно: а б с д «Домашняя страница НАСА Wind» . НАСА.
  3. ^ Перейти обратно: а б с Дорогая, Сюзанна (1 ноября 2019 г.). «25 лет науки о солнечном ветре» . НАСА . Проверено 6 ноября 2019 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  4. ^ Аптекар, РЛ; и др. (февраль 1995 г.). «Эксперимент по гамма-всплеску Конус-В для ветрового космического корабля GGS» . Обзоры космической науки . 71 (1–4): 265–272. Бибкод : 1995ССРв...71..265А . дои : 10.1007/BF00751332 . S2CID   121420345 .
  5. ^ Перейти обратно: а б Леппинг, Р.П.; и др. (февраль 1995 г.). «Исследование магнитного поля ветра» . Обзоры космической науки . 71 (1–4): 207–229. Бибкод : 1995ССРв...71..207Л . дои : 10.1007/BF00751330 . S2CID   86857569 .
  6. ^ Перейти обратно: а б Глеклер, Г.; и др. (февраль 1995 г.). «Исследование солнечного ветра и надтеплового ионного состава на ветровом космическом корабле» (PDF) . Обзоры космической науки . 71 (1–4): 79–124. Бибкод : 1995ССРв...71...79Г . дои : 10.1007/BF00751327 . hdl : 2027.42/43776 . S2CID   119883549 .
  7. ^ Перейти обратно: а б с д фон Розенвинге, ТТ; и др. (февраль 1995 г.). «Исследование энергетических частиц: ускорение, состав и транспорт (EPACT) на космическом корабле WIND». Обзоры космической науки . 71 (1–4): 155–206. Бибкод : 1995ССРв...71..155В . дои : 10.1007/BF00751329 . S2CID   117444106 .
  8. ^ Перейти обратно: а б Огилви, КВ; и др. (февраль 1995 г.). «SWE, комплексный плазменный прибор для ветрового космического корабля». Космическая наука. Преподобный . 71 (1–4): 55–77. Бибкод : 1995ССРв...71...55О . дои : 10.1007/BF00751326 . S2CID   110110496 .
  9. ^ Перейти обратно: а б Лин, Р.П.; и др. (февраль 1995 г.). «Трехмерное исследование плазмы и энергетических частиц для ветрового космического корабля». Обзоры космической науки . 71 (1–4): 125–153. Бибкод : 1995ССРв...71..125Л . дои : 10.1007/BF00751328 . S2CID   121371087 .
  10. ^ Оуэнс, А.; и др. (февраль 1995 г.). «GE-спектрометр высокого разрешения для астрономии гамма-всплесков». Обзоры космической науки . 71 (1–4): 273–296. Бибкод : 1995ССРв...71..273О . дои : 10.1007/BF00751333 . S2CID   119383556 .
  11. ^ Перейти обратно: а б с д и Бужере, Ж.-Л.; и др. (1995). «Волны: исследование радио- и плазменных волн на ветровом космическом корабле» . Обзоры космической науки . 71 (1–4): 231–263. Бибкод : 1995ССРв...71..231Б . дои : 10.1007/BF00751331 . S2CID   119756288 .
  12. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Уилсон III, LB (2010). Микрофизика бесстолкновительных ударов . Бибкод : 2010PhDT........43W . ISBN  978-1-124-27457-7 .
  13. ^ Мейер-Верне, Н.; Перш, К. (март 1989 г.). «Набор инструментов для антенн [так в оригинале] и теплового шума вблизи плазменной частоты». Дж. Геофиз. Рез . 94 : 2405–2415. Бибкод : 1989JGR....94.2405M . дои : 10.1029/JA094iA03p02405 .
  14. ^ Перейти обратно: а б с Уилсон III, LB; и др. (октябрь 2009 г.). «Низкочастотные свистовые волны и ударные волны, наблюдаемые при квазиперпендикулярных межпланетных толчках» . Дж. Геофиз. Рез . 114 (A10): 10106. Бибкод : 2009JGRA..11410106W . дои : 10.1029/2009JA014376 .
  15. ^ Перейти обратно: а б с Уилсон III, LB; и др. (декабрь 2010 г.). «Электростатические волны большой амплитуды, наблюдаемые при сверхкритической межпланетной ударной волне» . Дж. Геофиз. Рез . 115 (A12): 12104. Бибкод : 2010JGRA..11512104W . дои : 10.1029/2010JA015332 .
  16. ^ Каспер, Дж. К.; и др. (март 2006 г.). «Физические тесты для определения точности измерений ионов солнечного ветра: пример использования ветровых чашек Фарадея». Дж. Геофиз. Рез . 111 (A3): 3105. Бибкод : 2006JGRA..111.3105K . CiteSeerX   10.1.1.584.7056 . дои : 10.1029/2005JA011442 .
  17. ^ Фан, Т.Д.; Кистлер ; Клекер; Херендель; Пашманн; Зоннеруп; Баумйоханн; Бавассано-Каттанео; Карлсон; и др. (апрель 2000 г.). «Расширенное магнитное пересоединение на магнитопаузе Земли в результате обнаружения двунаправленных струй». Природа . 404 (6780): 848–850. Бибкод : 2000Natur.404..848P . дои : 10.1038/35009050 . hdl : 2027.42/144605 . PMID   10786785 . S2CID   4370357 .
  18. ^ Уилсон III, LB; и др. (июль 2007 г.). «Волны при межпланетных толчках: исследование ветра/ВОЛН» . Физ. Преподобный Летт . 99 (4): 041101. Бибкод : 2007PhRvL..99d1101W . doi : 10.1103/PhysRevLett.99.041101 . ПМИД   17678345 .
  19. ^ Уилсон III, LB; Кеттелл ; Келлог; Вайгант; Гетц; Бренеман; Керстен; и др. (январь 2011 г.). «Статистическое исследование свойств свистовых волн большой амплитуды и их связи с распределениями электронов от нескольких эВ до 30 кэВ, наблюдаемыми в магнитосфере с помощью Wind». arXiv : 1101.3303 [ physical.space-ph ].
  20. ^ Уилсон III, LB; и др. (сентябрь 2011 г.). «Свойства волн свистовой моды большой амплитуды в магнитосфере: распространение и связь с геомагнитной активностью». Геофиз. Рез. Летт . 38 (17): 17107. arXiv : 1101.3303 . Бибкод : 2011GeoRL..3817107W . дои : 10.1029/2011GL048671 . hdl : 2060/20110023537 . S2CID   20034844 .
  21. ^ Бэйл, Южная Дакота; и др. (июнь 1999 г.). «Источник межпланетного радиовсплеска II типа». Геофиз. Рез. Летт . 26 (11): 1573–1576. Бибкод : 1999GeoRL..26.1573B . дои : 10.1029/1999GL900293 . S2CID   122763627 .
  22. ^ Бэйл, Южная Дакота; и др. (1998). «Поперечные волны z-моды в земном электронном форшоке» (PDF) . Геофиз. Рез. Летт . 25 (1): 9–12. Бибкод : 1998GeoRL..25....9B . дои : 10.1029/97GL03493 .
  23. ^ Бэйл, Южная Дакота; и др. (1998). «Биполярные электростатические структуры в области ударного перехода: свидетельства наличия дыр в фазовом пространстве электронов» . Геофиз. Рез. Летт . 25 (15): 2929–2932. Бибкод : 1998GeoRL..25.2929B . дои : 10.1029/98GL02111 .
  24. ^ Бэйл, Южная Дакота; и др. (август 2002 г.). «Электростатическая турбулентность и структуры масштаба Дебая, связанные с термализацией электронов при бесстолкновительных ударных волнах» . Астрофиз. Дж . 575 (1): Л25–Л28. Бибкод : 2002ApJ...575L..25B . дои : 10.1086/342609 .
  25. ^ Бэйл, Южная Дакота; и др. (1996). «Фазовая связь в волновых пакетах Ленгмюра: возможные доказательства трехволновых взаимодействий в восходящем солнечном ветре». Геофиз. Рез. Летт . 23 (1): 109–112. Бибкод : 1996GeoRL..23..109B . дои : 10.1029/95GL03595 .
  26. ^ Келлог, П.Дж.; и др. (1996). «Ранние ветровые наблюдения за головными ударными и форшоковыми волнами». Геофиз. Рез. Летт . 23 (10): 1243–1246. Бибкод : 1996GeoRL..23.1243K . дои : 10.1029/96GL01067 .
  27. ^ Бэйл, Южная Дакота; и др. (ноябрь 2009 г.). «Мощность магнитных колебаний вблизи порогов нестабильности анизотропии температуры протонов в солнечном ветре». Физ. Преподобный Летт . 103 (21): 211101. arXiv : 0908.1274 . Бибкод : 2009PhRvL.103u1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.103.211101 . ПМИД   20366024 . S2CID   8995612 .
  28. ^ Каспер, Дж. К.; и др. (декабрь 2008 г.). «Горячий гелий солнечного ветра: прямое свидетельство локального нагрева за счет альфвен-циклотронной диссипации». Физ. Преподобный Летт . 101 (26): 261103. Бибкод : 2008PhRvL.101z1103K . doi : 10.1103/PhysRevLett.101.261103 . ПМИД   19113766 .
  29. ^ Келлог, П.Дж.; и др. (октябрь 2010 г.). «Захват электронов и перенос заряда свистами большой амплитуды» . Геофиз. Рез. Летт . 37 (20): 20106. Бибкод : 2010GeoRL..3720106K . дои : 10.1029/2010GL044845 .
  30. ^ Кеттелл, Калифорния ; и др. (январь 2008 г.). «Обнаружение волн свистовой моды очень большой амплитуды в радиационных поясах Земли» (PDF) . Геофиз. Рез. Летт . 35 (1): 1105. Бибкод : 2008GeoRL..35.1105C . дои : 10.1029/2007GL032009 . S2CID   120148399 .
  31. ^ Келлог, П.Дж.; и др. (1996). «Наблюдения плазменных волн во время прохождения следа Луны». Геофиз. Рез. Летт . 23 (10): 1267–1270. Бибкод : 1996GeoRL..23.1267K . дои : 10.1029/96GL00376 .
  32. ^ Уилсон III, LB; и др. (январь 2013 г.). «Электромагнитные волны и анизотропия электронов после сверхкритических межпланетных ударных волн». Дж. Геофиз. Рез . 118 (1): 5–16. arXiv : 1207.6429 . Бибкод : 2013JGRA..118....5W . дои : 10.1029/2012JA018167 . S2CID   118833028 .
  33. ^ Уилсон III, LB; и др. (март 2013 г.). «Ударные волны, SLAMS и направленные по полю ионные пучки в земном форшоке». Дж. Геофиз. Рез . 118 (3): 957–966. arXiv : 1207.5561 . Бибкод : 2013JGRA..118..957W . дои : 10.1029/2012JA018186 . S2CID   59446231 .
  34. ^ Перейти обратно: а б Уилсон III, LB; и др. (июнь 2021 г.). «Четверть века открытий ветровых космических аппаратов». Преподобный Геофиз . 59 (2): e2020RG000714. Бибкод : 2021RvGeo..5900714W . дои : 10.1029/2020RG000714 . hdl : 2027.42/167798 .
  35. ^ «Сеть координированного анализа данных (CDAWeb)» . НАСА. Архивировано из оригинала 22 декабря 1997 года . Проверено 11 июля 2019 г.
  36. ^ Фокс, Карен С. (17 июля 2012 г.). «Самородок гелиофизики: на плазменной волне» . НАСА . Проверено 11 июля 2019 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  37. ^ Каспер, Дж. К.; Марука, бакалавр; Стивенс, ML; Заславский А. (28 февраля 2013 г.). «Краткий обзор: Почему солнечный ветер дует то жарко, то холодно» . Письма о физических отзывах . 110 (9): 091102. doi : 10.1103/PhysRevLett.110.091102 . ПМИД   23496700 .
  38. ^ «Обнаружен источник энергии солнечного ветра» . НАСА. 8 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 11 марта 2013 г. . Проверено 11 июля 2019 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  39. ^ Фокс, Карен С. (16 апреля 2013 г.). «Миссия НАСА по ветру сталкивается с волнами» . НАСА . Проверено 11 июля 2019 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  40. ^ Патель, Каша (4 сентября 2014 г.). «Больше, чем кажется на первый взгляд: ученые НАСА слушают данные» . НАСА . Проверено 11 июля 2019 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  41. ^ Атертон, Келси Д. (4 сентября 2014 г.). «Учёные НАСА изучают Солнце, слушая его» . Популярная наука . Проверено 11 июля 2019 г.
  42. ^ Фокс, Карен С. (29 декабря 2014 г.). «Рабочая лошадка солнечного ветра отмечает 20 лет научных открытий» . НАСА . Проверено 11 июля 2019 г.
  43. ^ Уилсон III, LB; и др. (ноябрь 2016 г.). «Релятивистские электроны, производимые форшоковыми возмущениями, наблюдавшимися выше головной ударной волны Земли». Письма о физических отзывах . 117 (21). 215101.arXiv ​ : 1607.02183 . Бибкод : 2016PhRvL.117u5101W . doi : 10.1103/PhysRevLett.117.215101 . ПМИД   27911552 . S2CID   22641772 .
  44. ^ Джонсон-Гро, Мара (14 ноября 2016 г.). «НАСА обнаруживает необычное происхождение электронов высоких энергий» . НАСА . Проверено 11 июля 2019 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  45. ^ Уилсон III, Линн Б. (2016). «Релятивистские электроны, возникающие в результате форшоковых возмущений, наблюдавшихся выше головной ударной волны Земли» . Письма о физических отзывах . THEMIS Science Nuggets. 117 (21). Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе: 215101. arXiv : 1607.02183 . Бибкод : 2016PhRvL.117u5101W . doi : 10.1103/PhysRevLett.117.215101 . ПМИД   27911552 . S2CID   22641772 . Проверено 11 июля 2019 г.
  46. ^ Каспер, Джастин С.; Кляйн, Кристофер Г. (июнь 2019 г.). «Сильный преимущественный ионный нагрев ограничен пределами солнечной альфвеновской поверхности» . Письма астрофизического журнала . 877 (2). Л35. arXiv : 1906.02763 . Бибкод : 2019ApJ...877L..35K . дои : 10.3847/2041-8213/ab1de5 .
  47. ^ Линч, Джим; Мур, Николь Казаль (4 июня 2019 г.). «Разгадка тайны солнечного перегрева с помощью солнечного зонда Parker» . Мичиганский университет . Проверено 11 июля 2019 г.
  48. ^ «Почетная награда агентства НАСА 2015» (PDF) . НАСА. 2015 . Проверено 11 июля 2019 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  49. ^ «Награда за космические операции и поддержку» . АААА. Архивировано из оригинала 11 июля 2019 года . Проверено 11 июля 2019 г.
  50. ^ Хайленд, Дуэйн (17 августа 2015 г.). «AIAA отметит достижения во время форума и выставки AIAA по космосу и астронавтике» (пресс-релиз). АААА. Архивировано из оригинала 5 сентября 2015 года.
  51. ^ «Выигранные награды - Отделение гелиофизики - 670» . science.gsfc.nasa.gov . Проверено 3 июля 2021 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы, связанные с ветром (космическим кораблем) .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Wind_(spacecraft)&oldid=1236116590"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: a86c156024864dcaa3be7c87e3c50397__1721682840
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/a8/97/a86c156024864dcaa3be7c87e3c50397.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Wind (spacecraft) - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)