Vítr (kosmická loď) - Wind (spacecraft)

Vítr
Větrná sonda.jpg
Vítr je první z NASA Globální geoprostorová věda program
JménaGGS / vítr, ISTP / vítr, Laboratoř meziplanetární fyziky
Typ miseHeliofyzika
OperátorNASA
ID COSPARU1994-071A
SATCAT Ne.23333
webová stránkahttp://wind.nasa.gov/
Doba trvání miseMinimum: 3 roky
Uplynulý: 26 let, 1 měsíc, 4 dny
Vlastnosti kosmické lodi
VýrobceMartin Marietta
Odpalovací mše1250 kg (2760 lb)[1]
Suchá hmota950 kg (2090 lb)[1]
Hmotnost užitečného zatížení195 kg (430 lb)[1]
Rozměry2,4 × 1,8 m (7,9 × 5,9 ft)[1]
Napájení370 wattů[1]
Začátek mise
Datum spuštění1. listopadu 1994, 09:31 (1994-11-01UTC09: 31) UTC
RaketaDelta II 7925-10 D227[2]
Spusťte webMys Canaveral SLC-17
Orbitální parametry
Referenční systémHeliocentrický
RežimL1 Lagrangeův bod
Poloviční hlavní osa~100 R⊕
slunce orbiter
Orbitální vloženíKvěten 2004
Windlogo.gif
Logo projektu
← Geotail
Polární  →
 

The Globální geoprostorová věda (GGS) Vítr satelit je NASA Věda kosmická loď spuštěno 1. listopadu 1994 v 09:31UTC, z odpalovací rampy 17B v Stanice vzdušných sil Cape Canaveral (CCAFS) v Merritt Island, Florida, na palubě a McDonnell Douglas Delta II 7925-10 raketa. Vítr byl navržen a vyroben společností Martin Marietta Astro vesmírná divize v East Windsor, New Jersey. Družice je a stabilizovaný spinem válcovitý satelit o průměru 2,4m a výška 1,8 m.[2]

Byl nasazen ke studiu rádiových vln a plazmy, které se vyskytují v solární bouře a na Zemi magnetosféra. Původním úkolem kosmické lodi bylo obíhat kolem slunce na L1 Lagrangeův bod, ale toto bylo odloženo ke studiu magnetosféry a blízkého měsíčního prostředí, když SOHO a ESO kosmické lodě byly odeslány na stejné místo. Vítr byl v L1 nepřetržitě od května 2004 a stále funguje od října 2020.[2] Od roku 2020 Vítr v současné době má dostatek paliva na to, aby vydržel dalších 55 let v L1 nejméně do roku 2074.[11] Vítr nadále shromažďuje údaje a do konce roku 2019 přispělo údaji do více než 5350 vědeckých publikací.[2]

Operace mise jsou prováděny z Multi-Mission Operations Center (MMOC) v budově 14 v Goddardovo vesmírné středisko v Greenbeltu v Marylandu.

Vítr k datům lze přistupovat pomocí SPEDAS software.

Vítr je sesterskou lodí GGS Polární.

Vědecké cíle

Cílem Mezinárodní iniciativa pro vědu o solární a pozemské fyzice je pochopit chování sluneční-pozemské plazma prostředí, aby bylo možné předpovědět, jak Země Atmosféra bude reagovat na změny v solární bouře podmínky. Vítrje cílem je změřit vlastnosti slunečního větru dříve, než dosáhne Země.

  • Poskytněte kompletní vstup plazmy, energetických částic a magnetického pole pro magnetosférické a ionosférické studie.
  • Určete magnetosférický výstup do meziplanetárního prostoru v oblasti proti proudu.
  • Prozkoumejte základní plazmové procesy probíhající v slunečním větru blízkém Zemi.
  • Poskytují základní pozorování ekliptické roviny, která má být použita v heliosférických zeměpisných šířkách Ulysses mise.

Nástroje

The Vítr kosmická loď má řadu nástrojů včetně: KONUS,[9] vyšetřování magnetického pole (MFI),[5] experiment slunečního větru a suprathermálního složení iontů (SMS),[8] Vyšetřování Energetických částic: zrychlení, složení a transport (EPACT),[10] experiment se slunečním větrem (SWE),[7] trojrozměrné plazmové a energetické zkoumání částic (3DP),[3] přechodný spektrometr gama záření (TGRS),[4] a vyšetřování rádiových a plazmatických vln (WAVES).[6] The KONUS a přístroje TGRS jsou primárně určeny pro gama záření a vysokou energii foton pozorování sluneční erupce nebo záblesky gama záření a část Síť souřadnic gama záření. Experiment SMS měří poměry hmotnosti a hmotnosti těžkých iontů. Experimenty SWE a 3DP jsou určeny k měření / analýze slunečního větru s nižší energií (pod 10 MeV) protony a elektrony. Experimenty WAVES a MFI byly navrženy k měření elektrického a magnetické pole pozorováno ve slunečním větru. Všichni společně Vítr sada nástrojů kosmické lodi umožňuje úplný popis plazmatických jevů v rovině slunečního větru ekliptiky.

Vítr/ VLNY

Vzorník časové domény

The elektrické pole detektory Vítr WAVES nástroj[6] jsou složeny ze tří ortogonálních elektrických polí dipólové antény, dva v rovině rotace (zhruba v rovině rotace) ekliptický ) kosmické lodi a jeden podél osy rotace. Kompletní sada nástrojů WAVES zahrnuje pět celkových přijímačů, včetně: nízkofrekvenčního FFT přijímače zvaného FFT (0,3 Hz až 11 kHz), přijímače tepelného šumu zvaného TNR (4–256 kHz), rádiového přijímače v pásmu 1 zvaného RAD1 (20–1040 kHz) , Pásmo rádiového přijímače 2 s názvem RAD2 (1,075–13,825 MHz) a vzorkovač časové domény s názvem TDS (navržený a vyrobený University of Minnesota ). Delší ze dvou rotačních rovin anténa, definované jako EX, je 100 m tip-to-tip, zatímco kratší, definovaný jako E.y, je 15 m tip-to-tip. Dipól osy rotace, definovaný jako Ez, je zhruba 12 m tip-to-tip. Při zohlednění potenciálu kosmické lodi jsou tyto délky antén upraveny na ~ 41,1 m, ~ 3,79 m a ~ 2,17 m [Poznámka: ty se mohou měnit a pouze odhady a nemusí být nutně přesné na dvě desetinná místa]. The Vítr Přístroj WAVES také detekuje magnetické pole pomocí tří kolmých hledat cívkové magnetometry (navrhl a postavil University of Iowa ). Vyhledávací cívky XY jsou orientovány tak, aby byly rovnoběžné s dipólovou anténou XY. Vyhledávací cívky umožňují měření vysokofrekvenčního magnetického pole (definované jako BX, Bya B.z). Osa Z WAVES je antiparalelní se směrem Z-GSE (Geocentric Solar Ecliptic). Lze tedy libovolně otáčet kolem osy Z za normálních okolností Euleriánský smysl následuje změna znaménka v Z-složce libovolného vektoru GSE otočeného do souřadnic WAVES.

Zachycení křivek elektrického (a magnetického) pole lze získat z přijímače Time Domain Sampler (TDS).[6] Vzorky TDS jsou zachycením průběhu 2048 bodů (16384 bodů na STEREO kosmická loď) na složku pole. Tvary vln jsou měřítkem elektrického pole v závislosti na čase. Při nejvyšších vzorkovacích frekvencích běží rychlý (TDSF) vzorkovač rychlostí ~ 120 000 vzorků za sekundu (sps) a pomalý (TDSS) vzorkovač běží ~ 7500 sps. Vzorky TDSF se skládají ze dvou složek elektrického pole (obvykle EX a E.y) zatímco vzorky TDSS se skládají ze čtyř vektorů, buď tří elektrických a jednoho magnetického pole, nebo tří magnetických a jednoho elektrického pole. Přijímač TDSF má malý až žádný zisk pod ~ 120 Hz a magnetometry vyhledávací cívky se odvalují kolem ~ 3,3 Hz.[12]

Přijímač tepelného šumu

TNR měří ~ 4–256 kHz elektrických polí až v 5 logaritmicky rozmístěných kmitočtových pásmech, i když obvykle nastavených pouze na 3 pásma, od 32 nebo 16 kanálů na pásmo, s 7 nV / (Hz)1/2 citlivost, šířka pásma 400 Hz až 6,4 kHz a celkový dynamický rozsah přesahující 100 dB.[6] Data jsou odebírána dvěma vícekanálovými přijímači, které nominálně vzorkují po dobu 20 ms při vzorkovací frekvenci 1 MHz (viz Bougeret 1995[6] Pro více informací). TNR se často používá k určení lokální hustoty plazmy pozorováním plazmové linky, což je emise v lokálním prostředí horní hybrid frekvence v důsledku odezvy tepelného šumu drátové dipólové antény. Je třeba si uvědomit, že pozorování plazmového vedení vyžaduje, aby dipólová anténa byla delší než místní Délka debye, λDe.[13] Pro typické podmínky ve slunečním větru λDe ~ 7–20 m, mnohem kratší než zapnutá drátová dipólová anténa Vítr. Většina této sekce byla převzata z.[12]

Vítr/ 3DP

The Vítr/ 3DP nástroj (navržen a vyroben v Berkeley Laboratoř vesmírných věd ) byl navržen tak, aby provedl úplná trojrozměrná měření distribucí suprathermální elektrony a ionty ve slunečním větru. Nástroj obsahuje tři pole, každé se skládá z dvojice dvojitých zakončení polovodič dalekohledy každý s implantovanými dvěma nebo třemi těsně sendvičovanými pasivovanými ionty křemík detektory, které měří elektrony a ionty nad ~ 20 keV. Nástroj má také cylindrický symetrický sférický průřez elektrostatický (ES) analyzátory s mikrokanálové detektory desek (MCP) se používají k měření ionty a elektrony od ~ 3 eV do 30 eV.[3] Tyto dva typy detektorů mají energetické rozlišení v rozmezí od ΔE / E ≈ 0,3 pro teleskopy v pevné fázi (SST) a ΔE / E ≈ 0,2 pro ES analyzátory. Úhlová rozlišení jsou 22,5 ° × 36 ° pro SST a 5,6 ° (blízko ekliptiky) až 22,5 ° pro ES analyzátory. Detektory částic mohou pro SST (cylindrické ES analyzátory) získat plné 4π steradiánové pokrytí v jednom úplném (polovičním) otočení (~ 3 s). Většina této sekce byla převzata z.[12]

Elektrostatické analyzátory

Pole detektorů jsou namontována na dvou protilehlých ramenech, každé o délce 0,5 m. Top-hat ES analyzátory se skládají ze čtyř samostatných detektorů, každý s různými geometrické faktory k pokrytí různých rozsahů energií. Detektory elektronů, EESA, a iontové detektory, PESA, jsou rozděleny na detektory s nízkou (L) a vysokou (H) energií. Analyzátory H a L obsahují 24, respektive 16 samostatných anod. The anoda rozložení poskytuje úhlové rozlišení 5,6 ° v rozmezí ± 22,5 ° od ekliptické roviny (zvyšuje se na 22,5 ° při normálním dopadu na ekliptickou rovinu). Analyzátory jsou logaritmicky rozmítány v energii a počítají vzorek při 1024 vzorcích / spin (perioda vzorkování ~ 3 ms). Analyzátory lze tedy nastavit tak, aby odebíraly 64 vzorků energie na jedno zametání při 16 zametáních na spin, nebo 32 energetických vzorků na zametání při 32 zametáních na spin atd. Detektory jsou definovány takto:

  • EESA nízká (EL): pokrývá elektrony od ~ 3 eV do ~ 1 keV (Tyto hodnoty se liší od momentové struktury k momentové struktuře v závislosti na délce vzorkování dat, potenciálu kosmické lodi a zda v režimu série nebo průzkumu. Typický rozsah je ~ 5 eV až ~ 1,11 keV.[12]) s rozlišením fáze odstřeďování 11,25 °. EL má celkový geometrický faktor 1,3 × 10−2 E cm2-sr (kde E je energie v eV) s téměř identickým 180 ° zorným polem (FOV), radiálním vůči kosmické lodi, jako u PESA-L.
  • EESA vysoká (EH): pokrývá elektrony od ~ 200 eV do ~ 30 keV (i když typické hodnoty se pohybují od minima ~ 137 eV do maxima ~ 28 keV) v 32 vzorcích energie, které se pohybují každých 11,25 ° rotace kosmické lodi. EH má celkový geometrický faktor 2,0 × 10−1 E cm2-sr, účinnost MCP asi 70% a přenos do sítě asi 73%. EH má 360 ° rovinnou FOV tečnou k povrchu kosmické lodi, kterou lze elektrostaticky vychýlit do kuželu až do ± 45 ° od její normální roviny.
  • PESA nízká (PL): pokrývá ionty s rozmachem 14 vzorků (Všimněte si, že v režimu průzkumu datové struktury obvykle berou 25 datových bodů při 14 různých energiích, zatímco v režimu série berou 64 datových bodů při 14 různých energiích.) od ~ 100 eV do ~ 10 keV ( energie se často pohybují od ~ 700 eV do ~ 6 keV) každých 5,6 ° rotace kosmické lodi. PL má celkový geometrický faktor pouze 1,6 × 10−4 E cm2-sr ale stejná energetická úhlová odezva jako u PESA-H. Zatímco je ve slunečním větru, PL se přeorientuje ve směru objemového toku, aby zachytil tok slunečního větru, což má za následek úzký rozsah pokrytí úhlu hřiště.
  • PESA vysoká (PH): pokrývá ionty s 15 vzorkem energie od minima ~ 80 eV až po ~ 30 keV (typický rozsah energie je ~ 500 eV až ~ 28 keV[12]) každých 11,25 ° kosmické lodi (Všimněte si, že PH má několik režimů dat, kde počet datových bodů na energetický koš může být kterýkoli z následujících: 121, 97, 88, 65 nebo 56.). PH má celkový geometrický faktor 1,5 × 10−2 E cm2-sr s účinností MCP asi 50% a přenosem po vstupu do sítě asi 75%.

Většina této části byla převzata z dokumentu Wilson III (2010).[12]

Polovodičové dalekohledy

Detektory SST se skládají ze tří polí oboustranných dalekohledů, z nichž každý je tvořen buď párem nebo tripletem těsně obloženým polovodič detektory. Detektor středu (silný nebo T) tripletu je 1,5 cm2 v oblasti o tloušťce 500 μm, zatímco ostatní detektory, fólie (F) a otevřené (O), jsou stejné oblasti, ale jen 300 μm silné. Jeden směr dalekohledů je pokryt tenkou vrstvou lexan fólie, ~ 1 500 Å hliník odpařené na každé straně, aby se úplně odstranily sluneční světlo, (SST-Foil), kde byla zvolena tloušťka k zastavení protonů až do energie elektronů (~ 400 keV). Elektrony nejsou v podstatě ovlivněny fólií. Na opačné straně (SST-Open), společný magnet na koštěti se používá k zamezení vstupu elektronů pod ~ 400 keV, ale ponechává ionty v podstatě nedotčené. Pokud tedy částice vyšší energie neproniknou detekčními stěnami, měla by SST-fólie měřit pouze elektrony a SST-Open pouze ionty. Každý oboustranný dalekohled má dva FOV 36 ° × 20 ° FWHM, takže každý konec pěti dalekohledů může pokrýt prostor o 180 ° × 20 °. Dalekohled 6 sleduje stejný úhel k ose rotace jako dalekohled 2, ale oba konce dalekohledu 2 mají vyvrtaný tantalový kryt, který snižuje geometrický faktor o faktor 10 a měří tak nejintenzivnější toky. Datové struktury SST-Foil mají obvykle 7 energetických košů, každý s 48 datovými body, zatímco SST-Open má 9 energetických košů, každý s 48 datovými body. Oba detektory mají energetické rozlišení ΔE / E ≈ 30%. Většina této sekce byla převzata z.[12]

Vítr/ MFI

Přístroj pro magnetické pole (MFI)[5] na palubě Vítr je složen z dvojitého triaxiálu magnetometry fluxgate. MFI má dynamický rozsah ± 4 nT až ± 65 536 nT, digitální rozlišení v rozmezí ± 0,001 nT až ± 16 nT, úroveň šumu snímače <0,006 nT (R.M.S. ) pro signály 0–10 Hz a vzorkovací frekvence pohybující se od 44 vzorků za sekundu (sps) v paměti snímků do 10,87 sps ve standardním režimu. Data jsou také k dispozici v průměru za 3 sekundy, 1 minutu a 1 hodinu. Data vzorkovaná vyšší rychlostí (tj. > 10 sps) se v některých studiích označuje jako údaje s vysokým časovým rozlišením (HTR).[14][15]

Vítr/ SWE

The Vítr kosmická loď má dva iontové přístroje Faraday Cup (FC).[7] SWE FC mohou produkovat funkce distribuce iontů se sníženou až 20 úhlovou a 30 energií na náboje každých 92 sekund.[16] Každý snímač má sklon ~ 15 ° nad nebo pod rovinou odstřeďování a energetický rozsah od ~ 150 eV do ~ 8 keV. Kruhová clona omezuje účinky aberace poblíž mřížky modulátoru a definuje sběrnou plochu kolektorových desek v každém FC. Vzorky FCs při nastavené energii pro každou rotaci kosmické lodi, poté zvyšují energii pro další rotaci. Jelikož pro tyto detektory existuje až 30 energetických košů, vyžaduje funkce úplné redukované distribuce 30 otáček nebo o něco více než 90 sekund.

Vítr/ KONUS a TGRS

KONUS zůstává velmi aktivním partnerem v EU Síť souřadnic gama záření (GCN) a Meziplanetární síť. Oznámení o astrofyzikálních přechodech jsou okamžitě zasílána do celého světa od společnosti KONUS a jsou důležitá pro následné umístění dalekohledů všude. Nástroj tedy nadále aktivně přispívá k astrofyzikální komunitě, například s Rychlý mise.

Přístroj TGRS byl vypnut brzy v průběhu mise z důvodu plánovaného vypršení platnosti chladicí kapaliny.

Vítr/ EPAKT

Energetické částice: zrychlení, složení a transport (EPACT)[10] vyšetřování sestává z několika dalekohledů včetně: nízkoenergetického maticového dalekohledu (LEMT); Dalekohled SupraThermal Energetic Particle (STEP); a systém ELectron-Isotope TElescope (ELITE). ELITE se skládá ze dvou dalekohledů Alpha-Proton-Electron (APE) a izotopového dalekohledu (IT).

Souhrn dalekohledu EPACT[10]
LEMTAPE-AAPE-BTOKROK
Rozsah poplatků2 až 90-1 až 26-1 až 262 až 262 až 26
Rozsahy energie
Elektrony (MeV)N / A0.2–2.01–10N / AN / A
Vodík (MeV)1.4–104.6–2519–120N / AN / A
Helium (MeV / nucl)1.4–104.6–2519–5003.4–550.04–8.1
Železo (MeV / nucl)2.5–5015–9873–30012–2300.02–1.2
Faktor geometrie (cm2/ sr)3 × 171.21.3~9.02 × 0.4

Nejvyšší energetické dalekohledy (APE a IT) selhaly na začátku mise, ačkoli APE provádí dva kanály o ~ 5 a ~ 20 MeV protony ale IT bylo vypnuto. LEMT (pokrývající energie v rozmezí 1–10 MeV / nucl) a STEP (měření iontů těžších než protony v rozsahu 20 keV – 1 MeV / nucl) však i nadále poskytují cenná data.

Vítr/ SMS

Experiment slunečního větru a suprathermálního složení iontů (SMS)[8] na Vítr je složen ze tří samostatných nástrojů: SupraThermal Ion Composition Spectrometer (STICS); hmotnostní spektrometr s vysokým rozlišením (MASS); a spektrometr složení solárního větru a iontů (SWICS). STICS určuje hmotnost, hmotnost na náboj a energii pro ionty v energetickém rozmezí 6–230 keV / e. MASS určuje početnost prvků a izotopů od 0,5 do 12 keV / e. SWICS určuje hmotnost, náboj a energii pro ionty v energetickém rozsahu 0,5 až 30 keV / e. "Zastavení" SWICS MCP došlo k poruše vedoucí ke sníženým schopnostem tohoto přístroje a nakonec byla vypnuta v květnu 2000. Jednotka zpracování dat SMS (DPU) zaznamenala 26. června 2009 reset západky, který umístil napájecí zdroj MASS zrychlení / zpomalení do režim pevného napětí, spíše než procházet sadou napětí. V roce 2010 došlo na MASS k malému zhoršení napájecího zdroje zrychlení / zpomalení, což snížilo účinnost přístroje, i když to vážně neovlivňuje analýzu vědeckých dat.

SMS nástroje[10]
SWICSHMOTNOSTSTICS
Ionové druhyH – FeHe – NiH – Fe
Rozsah hmotnosti / nabíjení (amu / e)1–30N / A1–60
Rozsah energie (keV / e)0.5–300.5–11.68–226
Rozsah střední rychlosti (km / s)
H+310–2400N / AN / A
Ó6+190–1470200–900N / A
Fe10+130–1010200–500N / A
Celkový faktor geometrie (cm2/ sr)
cm2/ sr2.3 × 10−3N / A0.05
cm21.8 × 10−20.35N / A
Dynamický rozsah101010105 × 1010

Některé objevy a / nebo příspěvky k vědě ze strany Vítr kosmická loď

  1. Pozorování vztahu mezi velkými interakcemi slunečního větru a magnetosféry a magnetické opětovné připojení na pozemské magnetopauza.[17]
  2. První statistická studie vysokofrekvenčních (≥ 1 kHz) kolísání elektrického pole v rampě meziplanetární (IP) šoky.[18] Studie zjistila, že amplituda iontové akustické vlny (IAW) rostly s rostoucí rychlý mód Machovo číslo a šokovat kompresní poměr. Zjistili také, že IAW měly nejvyšší pravděpodobnost výskytu v EU rampová oblast.
  3. Pozorování největší pískající vlny pomocí magnetometru s vyhledávací cívkou v radiační pásy.[19][20]
  4. První pozorování šoky před kvazi-kolmým IP šokem.[14]
  5. První souběžná pozorování píšťalka vlny módu s distribucí elektronů nestabilní vůči whistlerovi tepelný tok nestabilita.[14]
  6. První pozorování elektrostatická osamělá vlna při IP šoku s amplitudou přesahující 100 mV / m.[15]
  7. První pozorování elektronůBerstein -jako vlny při IP šoku.[15]
  8. První pozorování zdrojové oblasti IP typu II rádio prasknout.[21]
  9. První důkaz pro Langmuirova vlna vazba na vlny v režimu Z.[22]
  10. První důkazy naznačující, že pozorované bipolární struktury ES v oblasti šokového přechodu jsou v souladu Režimy BGK nebo elektron fázový prostor díry.[23]
  11. První důkaz korelace mezi amplitudou otvorů elektronového fázového prostoru a změnou teploty elektronů.[24]
  12. První důkazy o trojvlnných interakcích v suchozemské zemi předsudek pomocí bi-koherence.[25][26]
  13. První důkaz protonu teplota anizotropie omezení způsobená zrcadlem, ohnivou hadicí a iontový cyklotron nestability.[27]
  14. První důkaz rozptýlení Alfvén-cyklotronu.[28]
  15. Nejprve (sdíleno s STEREO kosmická loď) pozorování odchytu elektronů pomocí velmi velké amplitudy whistlerové vlny ve vesmíru radiační pásy (také vidět na pozorováních STEREO).[29][30]
  16. První pozorování Langmuirových a hvízdavých vln v měsíční probudit.[31]
  17. První důkaz přímého důkazu o elektronová cyklotronová rezonance s vlnami v režimu píšťalky poháněnými a tepelný tok nestabilita v solární bouře.[32]
  18. První důkaz o lokálním generování iontového paprsku zarovnaného polem předsudek elektromagnetické vlny zvané krátké velké amplitudové magnetické struktury nebo SLAMS, které jsou soliton -jako vlny v magnetosonické režimu.[33]
  19. Pozorování meziplanetárních a mezihvězdný prach dopady částic, s více než 100 000 dopady zaznamenanými od roku 2019.[11]
Větrná kosmická loď v kapotáži na raketě Delta II čekající na start

Seznam publikací posuzovaných pro Vítr

Úplný seznam publikací podaných k posouzení přímo nebo nepřímo pomocí údajů z Vítr kosmická loď, viz https://wind.nasa.gov/bibliographies.php.

Vítr pokračuje v provádění relevantního výzkumu, přičemž jeho údaje přispěly k více než 3090 publikacím od roku 2009 a k více než 2260 publikacím před rokem 2009. Ke dni 25. února 2020 (bez roku 2020 publikací) celkový počet publikací přímo nebo nepřímo Vítr data jsou ~ 5359, nebo průměr ~ 214 publikací / rok (průměr od roku 2012 je ~ 306 publikací / rok nebo ~ 2447 publikací od roku 2012).[2] Vítr data byla použita ve více než 75 publikacích s vysokým dopadem na soud s přibližně 11 palci Věda, ~ 36 palců Příroda (zahrnuje Příroda, Fyzika přírody, Příroda komunikace, Vědecké zprávy, a Scientific American ) a ~ 32 palců Dopisy o fyzické kontrole. Všimněte si, že mnoho z těchto publikací bylo využito Vítr data přímo i nepřímo s odvoláním na datový soubor OMNI na CDAWeb, který do značné míry spoléhá Vítr Měření.[34]

Věda zdůrazňuje ve zprávách

  • Dokument z dubna 2012 uvádí zprávy z domovské stránky NASA.[35]
  • Dokument z března 2013 využívající data z Vítr kosmická loď byla zvýrazněna jako Dopisy o fyzické kontrole Článek Spotlight a článek o NASA.[36][37]
  • Dokument z dubna 2013 byl zvýrazněn na webových stránkách NASA.[38]
  • Dokument ze září 2014 byl zvýrazněn na webových stránkách NASA a na Populární věda.[39][40]
  • Vítr oslavila 20. výročí svého uvedení na trh 1. listopadu 2014, zdůrazněno na domovské stránce NASA.[41]
  • Papír z listopadu 2016 primárně používá THEMIS pozorování a využití údajů z Vítr kosmická loď byla zveřejněna v Dopisy o fyzické kontrole a byl vybrán jako článek redakčního návrhu a byl zvýrazněn na stránkách NASA a THEMIS Science Nuggest.[42][43][44]
  • Vítr data byla použita v dokumentu z června 2019, který ukazuje, že ionty jsou zahřívány v preferenční zóně blízko solárního povrchu, v nadmořských výškách, které navštíví Solární sonda Parker zhruba za dva roky.[45][46]
  • Vítr oslavila 25. výročí svého uvedení na trh 1. listopadu 2019, zdůrazněné v článku o funkci NASA.[11]

Ocenění

  • The Vítr Operations Team ve společnosti NASA Goddardovo vesmírné středisko obdržela v červnu 2015 cenu NASA Group Achievement Award za uzdravení Vítr procesor velení a přístupu kosmické lodi.[47]
  • The Vítr Operační tým v Goddardově vesmírném letovém středisku NASA obdržel 2. září 2015 cenu AIAA Space Operations & Support Award. Ocenění vyznamenává „výjimečnou vynalézavost a osobní obětavost týmu při obnově NASA Vítr kosmická loď “.[48] Jacqueline Snell, inženýrská manažerka pro Vítr, Geotail, a ESO mise, převzal cenu jménem týmu.[49]
  • Lynn B.Wilson III, vědecký pracovník projektu Vítr, byl oceněn Medaile za výjimečné vědecké úspěchy pro ocenění NASA Agency Honour Awards 2019.

Viz také

Seznamy relevantních témat

Další relevantní kosmická loď

Příslušné organizace

Další relevantní témata

Reference

  1. ^ A b C d E „WIND Solar-Terrestrial Mission“. eoPortál. Evropská kosmická agentura. Citováno 19. srpna 2018.
  2. ^ A b C d E „Wind Wind Home Page“. NASA.
  3. ^ A b C Lin, R.P .; et al. (Únor 1995). „Trojrozměrné plazmové a energetické zkoumání částic pro větrnou kosmickou loď“. Recenze vesmírných věd. 71 (1–4): 125–153. Bibcode:1995SSRv ... 71..125L. doi:10.1007 / BF00751328. S2CID  121371087.
  4. ^ A b Owens, A .; et al. (Únor 1995). „Spektrometr s vysokým rozlišením GE pro astronomii gama záblesku“. Recenze vesmírných věd. 71 (1–4): 273–296. Bibcode:1995SSRv ... 71..273O. doi:10.1007 / BF00751333. S2CID  119383556.
  5. ^ A b C Lepping, R.P .; et al. (Únor 1995). „Vyšetřování magnetického pole větru“. Recenze vesmírných věd. 71 (1–4): 207–229. Bibcode:1995SSRv ... 71..207L. doi:10.1007 / BF00751330. S2CID  86857569.
  6. ^ A b C d E F Bougeret, J.-L .; et al. (1995). „Waves: The Radio and Plasma Wave Investigation on the Wind Spacecraft“. Recenze vesmírných věd. 71 (1–4): 231–263. Bibcode:1995SSRv ... 71..231B. doi:10.1007 / BF00751331. S2CID  119756288.
  7. ^ A b C Ogilvie, K.W .; et al. (Únor 1995). „SWE, komplexní plazmový nástroj pro větrnou kosmickou loď“. Space Sci. Rev. 71 (1–4): 55–77. Bibcode:1995SSRv ... 71 ... 55O. doi:10.1007 / BF00751326. S2CID  110110496.
  8. ^ A b C Gloeckler, G .; et al. (Únor 1995). „Vyšetřování slunečního větru a suprathermálního složení iontů na větrné kosmické lodi“ (PDF). Recenze vesmírných věd. 71 (1–4): 79–124. Bibcode:1995SSRv ... 71 ... 79G. doi:10.1007 / BF00751327. hdl:2027.42/43776. S2CID  119883549.
  9. ^ A b Aptekar, R.L .; et al. (Únor 1995). „Experiment Konus-W Gamma-Ray Burst pro větrnou kosmickou loď GGS“. Recenze vesmírných věd. 71 (1–4): 265–272. Bibcode:1995SSRv ... 71..265A. doi:10.1007 / BF00751332. S2CID  121420345.
  10. ^ A b C d E von Rosenvinge, T.T .; et al. (Únor 1995). „Energetické částice: Vyšetřování zrychlení, složení a dopravy (EPACT) na kosmické lodi WIND“. Recenze vesmírných věd. 71 (1–4): 155–206. Bibcode:1995SSRv ... 71..155V. doi:10.1007 / BF00751329. S2CID  117444106.
  11. ^ A b C Darling, Susannah (1. listopadu 2019). „25 let vědy ve slunečním větru“. NASA. Citováno 6. listopadu 2019.
  12. ^ A b C d E F G Wilson III, L.B. (2010). Mikrofyzika šoků bez kolizí. Bibcode:2010PhDT ........ 43 W.. ISBN  978-1-124-27457-7.
  13. ^ Meyer-Vernet, N .; Perche, C. (březen 1989). "Sada nástrojů pro antény a tepelný šum poblíž plazmové frekvence". J. Geophys. Res. 94: 2405–2415. Bibcode:1989JGR .... 94,2405M. doi:10.1029 / JA094iA03p02405.
  14. ^ A b C Wilson III, L.B .; et al. (Říjen 2009). „Nízkofrekvenční hvízdavé vlny a rázy pozorované při kvazi-kolmých meziplanetárních rázech“. J. Geophys. Res. 114 (A10): 10106. Bibcode:2009JGRA..11410106W. doi:10.1029 / 2009JA014376.
  15. ^ A b C Wilson III, L.B .; et al. (Prosinec 2010). „Elektrostatické vlny s velkou amplitudou pozorované při superkritickém meziplanetárním šoku“. J. Geophys. Res. 115 (A12): 12104. Bibcode:2010JGRA..11512104W. doi:10.1029 / 2010JA015332.
  16. ^ Kasper, J.C .; et al. (Březen 2006). „Fyzikální testy k identifikaci přesnosti měření iontů slunečního větru: Případová studie s Wind Faraday Cup“. J. Geophys. Res. 111 (A3): 3105. Bibcode:2006JGRA..111,3105K. CiteSeerX  10.1.1.584.7056. doi:10.1029 / 2005JA011442.
  17. ^ Phan, T.D .; Kistler; Klecker; Haerendel; Paschmann; Sonnerup; Baumjohann; Bavassano-Cattaneo; Carlson; et al. (Duben 2000). „Rozšířené magnetické opětovné připojení v zemské magnetopauze z detekce obousměrných paprsků“. Příroda. 404 (6780): 848–850. Bibcode:2000Natur.404..848P. doi:10.1038/35009050. hdl:2027.42/144605. PMID  10786785. S2CID  4370357.
  18. ^ Wilson III, L.B .; et al. (Červenec 2007). „Vlny v meziplanetárních šokech: Studie větru / VLNY“. Phys. Rev. Lett. 99 (4): 041101. Bibcode:2007PhRvL..99d1101W. doi:10.1103 / PhysRevLett.99.041101. PMID  17678345.
  19. ^ Wilson III, L.B .; Cattell; Kellogg; Wygant; Goetz; Breneman; Kersten; et al. (Leden 2011). "Statistická studie vlastností velkých amplitudových whistlerových vln a jejich asociace s několika distribucemi elektronů od eV do 30 keV pozorovanými v magnetosféře větrem". arXiv:1101.3303 [fyzika.prostor-ph ].
  20. ^ Wilson III, L.B .; et al. (Září 2011). "Vlastnosti vln s vysokou amplitudou v pískovém režimu v magnetosféře: šíření a vztah s geomagnetickou aktivitou". Geophys. Res. Lett. 38 (17): 17107. Bibcode:2011GeoRL..3817107W. doi:10.1029 / 2011 GL048671. hdl:2060/20110023537.
  21. ^ Bale, S.D .; et al. (Červen 1999). Msgstr "Zdrojová oblast meziplanetárního rádiového výbuchu typu II". Geophys. Res. Lett. 26 (11): 1573–1576. Bibcode:1999GeoRL..26.1573B. doi:10.1029 / 1999 GL900293.
  22. ^ Bale, S.D .; et al. (1998). „Příčné vlny z-módu v předpovědi pozemského elektronu“ (PDF). Geophys. Res. Lett. 25 (1): 9–12. Bibcode:1998GeoRL..25 .... 9B. doi:10.1029 / 97GL03493.
  23. ^ Bale, S.D .; et al. (1998). „Bipolární elektrostatické struktury v oblasti šokového přechodu: důkazy o dírách v prostoru elektronové fáze“. Geophys. Res. Lett. 25 (15): 2929–2932. Bibcode:1998GeoRL..25.2929B. doi:10.1029 / 98GL02111.
  24. ^ Bale, S.D .; et al. (Srpen 2002). „Elektrostatická turbulence a struktury v měřítku Debye spojené s termonizací elektronů při nárazech bez kolize“. Astrophys. J. 575 (1): L25 – L28. Bibcode:2002ApJ ... 575L..25B. doi:10.1086/342609.
  25. ^ Bale, S.D .; et al. (1996). „Fázová vazba v Langmuirových vlnových paketech: Možné důkazy třívlnných interakcí v předním slunečním větru“. Geophys. Res. Lett. 23 (1): 109–112. Bibcode:1996GeoRL..23..109B. doi:10.1029 / 95GL03595.
  26. ^ Kellogg, P.J .; et al. (1996). "Počáteční pozorování větru nárazem z luku a vlnami předpovědi". Geophys. Res. Lett. 23 (10): 1243–1246. Bibcode:1996GeoRL..23,1243 tis. doi:10.1029 / 96GL01067.
  27. ^ Bale, S.D .; et al. (Listopad 2009). „Energie magnetického fluktuace blízko prahové hodnoty nestability anizotropie teploty slunečního větru“. Phys. Rev. Lett. 103 (21): 211101. arXiv:0908.1274. Bibcode:2009PhRvL.103u1101B. doi:10.1103 / PhysRevLett.103.211101. PMID  20366024. S2CID  8995612.
  28. ^ Kasper, J.C .; et al. (Prosinec 2008). „Hot Helium-Wind Helium: Direct Evidence for Local Heating by Alfven-Cyclotron Dissipation“. Phys. Rev. Lett. 101 (26): 261103. Bibcode:2008PhRvL.101z1103K. doi:10.1103 / PhysRevLett.101.261103. PMID  19113766.
  29. ^ Kellogg, P.J .; et al. (Říjen 2010). "Zachycení elektronů a přenos náboje velkými píšťalkami s amplitudou". Geophys. Res. Lett. 37 (20): 20106. Bibcode:2010GeoRL..3720106K. doi:10.1029 / 2010GL044845.
  30. ^ Cattell, C. A.; et al. (Leden 2008). „Objev velmi velkých amplitudových vlnových režimů v radiačních pásech Země“. Geophys. Res. Lett. 35: 1105. Bibcode:2008GeoRL..3501105C. doi:10.1029 / 2007 GL032009.
  31. ^ Kellogg, P.J .; et al. (1996). "Pozorování plazmatických vln během přechodu po probuzení měsíce". Geophys. Res. Lett. 23 (10): 1267–1270. Bibcode:1996GeoRL..23,1267 tis. doi:10.1029 / 96GL00376.
  32. ^ Wilson III, L.B .; et al. (Leden 2013). „Elektromagnetické vlny a elektronové anizotropie po proudu od superkritických meziplanetárních šoků“. J. Geophys. Res. 118 (1): 5–16. arXiv:1207.6429. Bibcode:2013JGRA..118 .... 5W. doi:10.1029 / 2012JA018167. S2CID  118833028.
  33. ^ Wilson III, L.B .; et al. (Březen 2013). „Shocklets, SLAMS, and field-aligned ion beams in the terrestrial foreshock“. J. Geophys. Res. 118 (3): 957–966. arXiv:1207.5561. Bibcode:2013JGRA..118..957W. doi:10.1029 / 2012JA018186. S2CID  59446231.
  34. ^ „Web pro koordinovanou analýzu dat (CDAWeb)“. NASA. Citováno 11. července 2019.
  35. ^ Fox, Karen C. (17. července 2012). „Heliophysics Nugget: Riding the Plasma Wave“. NASA. Citováno 11. července 2019.
  36. ^ Kasper, J. C .; Maruca, B. A .; Stevens, M. L .; Zaslavsky, A. (28. února 2013). „Synopse: Proč sluneční vítr fouká teplý a studený“. Fyzika. 110 (9): 091102. doi:10.1103 / PhysRevLett.110.091102. PMID  23496700.
  37. ^ „Objeven zdroj solární větrné energie“. NASA. 8. března 2013. Citováno 11. července 2019.
  38. ^ Fox, Karen C. (16. dubna 2013). „Vlnová mise NASA naráží na vlny SLAMS“. NASA. Citováno 11. července 2019.
  39. ^ Patel, Kasha (4. září 2014). „More Than Meets the Eye: NASA Scientists Listen to Data“. NASA. Citováno 11. července 2019.
  40. ^ Atherton, Kelsey D. (4. září 2014). „Vědci NASA studují Slunce tím, že ho poslouchají“. Populární věda. Citováno 11. července 2019.
  41. ^ Fox, Karen C. (29. prosince 2014). „Solar Wind Workhorse Marks 20 Years of Science Discoveries“. NASA. Citováno 11. července 2019.
  42. ^ Wilson III, L. B .; et al. (Listopad 2016). „Relativistické elektrony produkované poruchami předpovědi pozorovanými proti proudu zemského rázu“. Dopisy o fyzické kontrole. 117 (21). 215101. arXiv:1607.02183. Bibcode:2016PhRvL.117u5101W. doi:10.1103 / PhysRevLett.117.215101. PMID  27911552. S2CID  22641772.
  43. ^ Johnson-Groh, Mara (14. listopadu 2016). „NASA nalézá neobvyklé počátky vysokoenergetických elektronů“. NASA. Citováno 11. července 2019.
  44. ^ Wilson III, Lynn B. „Relativistické elektrony produkované poruchami předpovědi pozorovanými proti proudu od zemského šoku“. Vědecké nugety THEMIS. UCLA. Citováno 11. července 2019.
  45. ^ Kasper, Justin C .; Klein, Kristopher G. (červen 2019). „Silné preferenční iontové vytápění je omezeno na povrch solárního Alfvénu“. The Astrophysical Journal Letters. 877 (2). L35. arXiv:1906.02763. Bibcode:2019ApJ ... 877L..35K. doi:10.3847 / 2041-8213 / ab1de5.
  46. ^ Lynch, Jim; Moore, Nicole Casal (4. června 2019). „Řešení sluneční žhnoucí záhady pomocí Parker Solar Probe“. Michiganská univerzita. Citováno 11. července 2019.
  47. ^ „2015 NASA Honor Awards“ (PDF). NASA. 2015. Citováno 11. července 2019.
  48. ^ „Cena za vesmírný provoz a podporu“. AIAA. Archivováno od originálu 11. července 2019. Citováno 11. července 2019.
  49. ^ Hyland, Duane (17. srpna 2015). „AIAA uznává úspěchy během fóra a výstavy AIAA pro vesmír a astronautiku“ (Tisková zpráva). AIAA. Archivovány od originál 5. září 2015.

externí odkazy