Explorador de composição avançada - Advanced Composition Explorer

Explorador de composição avançada

O conceito de ACE de um artista.
Tipo de missão	Pesquisa solar
Operador	NASA
COSPAR ID	1997-045A
SATCAT nº	24912
Local na rede Internet	www .srl .caltech .edu / ACE /
Duração da missão	5 anos planejados decorridos: 24 anos e 19 dias
Propriedades da espaçonave
Ônibus	Personalizado
Fabricante	Laboratório de Física Aplicada Johns Hopkins
Massa de lançamento	757 quilogramas (1.669 lb)
Massa seca	562 quilogramas (1.239 lb)
Poder	444 W Fim de Vida (5 anos)
Início da missão
Data de lançamento	25 de agosto de 1997, 14:39:00  UTC ( 1997-08-25UTC14: 39Z )
Foguete	Delta II 7920-8
Local de lançamento	Cabo Canaveral , LC-17A
Parâmetros orbitais
Sistema de referência	Heliocêntrico
Regime	L1 Lissajous
Semi-eixo maior	148.100.000 quilômetros (92.000.000 mi)
Excentricidade	~ 0,017
Altitude do perigeu	145.700.000 quilômetros (90.500.000 mi)
Altitude de apogeu	150.550.000 quilômetros (93.550.000 mi)
Inclinação	~ 0 °
Período	1 ano

Advanced Composition Explorer ( ACE ) é uma missão de exploração solar e espacial do programa Explorers da NASA para estudar a matéria que compreende partículas energéticas do vento solar , o meio interplanetário e outras fontes.

Os dados em tempo real do ACE são usados ​​pelo NOAA Space Weather Prediction Center para melhorar as previsões e avisos de tempestades solares. A espaçonave robótica ACE foi lançada em 25 de agosto de 1997 e entrou em uma órbita de Lissajous perto do ponto L _{1 de} Lagrange (que fica entre o Sol e a Terra a uma distância de cerca de 1,5 milhão de km deste último) em 12 de dezembro de 1997. A espaçonave está operando atualmente nessa órbita. Como o ACE está em uma órbita não Kepleriana e tem manobras regulares de manutenção da estação, os parâmetros orbitais na caixa de informações adjacente são apenas aproximados.

Em 2019, a espaçonave ainda está em boas condições, e foi projetada para ter propelente suficiente para manter sua órbita até 2024. O Goddard Space Flight Center da NASA administrou o desenvolvimento e integração da espaçonave ACE.

Objetivos de ciência

As observações do ACE permitem a investigação de uma ampla gama de problemas fundamentais nas seguintes quatro áreas principais:

Composição elementar e isotópica da matéria

Um objetivo principal é a determinação precisa e abrangente da composição elementar e isotópica das várias amostras de "material fonte" a partir do qual os núcleos são acelerados. Essas observações foram usadas para:

• Gere um conjunto de abundâncias isotópicas solares com base em uma amostra direta de material solar
• Determine a composição coronal elementar e isotópica com uma precisão muito melhor
• Estabelece o padrão de diferenças isotópicas entre os raios cósmicos galácticos e a matéria do sistema solar
• Meça as abundâncias elementares e isotópicas de "íons de coleta" interestelares e interplanetários
• Determinar a composição isotópica do "componente anômalo dos raios cósmicos", que representa uma amostra do meio interestelar local.

Origem dos elementos e processamento evolutivo subsequente

As "anomalias" isotópicas em meteoritos indicam que o sistema solar não era homogêneo quando se formou. Da mesma forma, a Galáxia não é uniforme no espaço nem constante no tempo devido à nucleossíntese estelar contínua . As medições ACE têm sido usadas para:

• Procure por diferenças entre a composição isotópica do material solar e meteorítico
• Determine as contribuições do vento solar e das partículas energéticas solares para o material lunar e meteorítico e para as atmosferas planetárias e magnetosferas
• Determine os processos nucleossintéticos dominantes que contribuem para o material fonte de raios cósmicos
• Determine se os raios cósmicos são uma amostra de material recentemente sintetizado (por exemplo, de supernovas ) ou do meio interestelar contemporâneo
• Pesquisa por padrões isotópicos em material solar e galáctico como um teste de modelos de evolução galáctica

Formação da coroa solar e aceleração do vento solar

Partícula energética solar , vento solar e observações espectroscópicas mostram que a composição elemental da corona é diferenciada daquela da fotosfera , embora os processos pelos quais isso ocorre, e pelos quais o vento solar é subsequentemente acelerado, sejam mal compreendidos. A composição detalhada e os dados de estado de carga fornecidos pela ACE são usados ​​para:

• Isole os processos de formação coronal dominantes, comparando uma ampla gama de abundâncias coronal e fotosférica
• Estude as condições do plasma na fonte do vento solar e das partículas energéticas solares medindo e comparando os estados de carga dessas duas populações
• Estude os processos de aceleração do vento solar e qualquer carga ou fracionamento dependente da massa em vários tipos de fluxos de vento solar

Aceleração de partículas e transporte na natureza

A aceleração de partículas é onipresente na natureza e entender sua natureza é um dos problemas fundamentais da astrofísica do plasma espacial . O conjunto de dados exclusivo obtido por medições ACE foi usado para:

• Faça medições diretas de carga e / ou fracionamento dependente da massa durante a partícula energética solar e eventos de aceleração interplanetária
• Restrinja modelos de explosão solar , choque coronal e aceleração de choque interplanetário com carga, massa e dados espectrais abrangendo até cinco décadas de energia
• Testar modelos teóricos para erupções ricas em ³ He e eventos de raios γ solares

Instrumentação

Espectrômetro Isotópico de Raios Cósmicos (CRIS)

O Cosmic-Ray Isotope Spectrometer cobre a década mais alta do intervalo de energia do Advanced Composition Explorer, de 50 a 500 MeV / nucleon, com uma resolução isotópica para elementos de Z ≈ 2 a 30. Os núcleos detectados neste intervalo de energia são predominantemente raios cósmicos originários de nossa galáxia. Esta amostra de matéria galáctica investiga a nucleossíntese do material original, bem como os processos de fracionamento, aceleração e transporte que essas partículas sofrem na Galáxia e no meio interplanetário. A identificação de carga e massa com o CRIS é baseada em várias medições de dE / dx e energia total em pilhas de detectores de silício e medições de trajetória em um hodoscópio de trajetória de fibra óptica cintilante (SOFT). O instrumento tem um fator geométrico de 250 cm ² sr para medições de isótopos.

Espectrômetro de isótopo solar (SIS)

O Espectrômetro de Isótopo Solar (SIS) fornece medições de alta resolução da composição isotópica de núcleos energéticos de He a Zn (Z = 2 a 30) ao longo da faixa de energia de ~ 10 a ~ 100 MeV / nucleon. Durante grandes eventos solares, o SIS mede as abundâncias isotópicas das partículas energéticas solares para determinar diretamente a composição da coroa solar e estudar os processos de aceleração das partículas. Durante os tempos de silêncio solar, o SIS mede os isótopos dos raios cósmicos de baixa energia da Galáxia e os isótopos do componente de raios cósmicos anômalos , que se origina no meio interestelar próximo. O SIS tem dois telescópios compostos por detectores de estado sólido de silício que fornecem medições da carga nuclear, massa e energia cinética dos núcleos incidentes. Dentro de cada telescópio, as trajetórias das partículas são medidas com um par de detectores de fita de silício bidimensionais instrumentados com componentes eletrônicos integrados de grande escala (VLSI) para fornecer medições de posição e perda de energia. O SIS foi especialmente projetado para alcançar excelente resolução de massa sob as condições extremas de alto fluxo encontradas em grandes eventos de partículas solares. Ele fornece um fator de geometria de 40 cm ² sr, significativamente maior do que os espectrômetros de isótopos de partículas solares anteriores.

Espectrômetro isotópico de ultra-baixa energia (ULEIS)

O espectrômetro isotópico de ultra-baixa energia (ULEIS) na espaçonave ACE é um espectrômetro de massa de ultra-alta resolução que mede a composição de partículas e espectros de energia de elementos He-Ni com energias de ~ 45 keV / nucleon a alguns MeV / nucleon . ULEIS investiga partículas aceleradas em eventos de partícula energética solar , choques interplanetários e no choque de terminação do vento solar . Ao determinar espectros de energia, composição de massa e variações temporais em conjunto com outros instrumentos ACE, o ULEIS melhora muito nosso conhecimento da abundância solar, bem como de outros reservatórios, como o meio interestelar local . O ULEIS combina a alta sensibilidade necessária para medir baixos fluxos de partículas, juntamente com a capacidade de operar na maior partícula solar ou eventos de choque interplanetário. Além de informações detalhadas para íons individuais, o ULEIS apresenta uma ampla gama de taxas de contagem para íons e energias diferentes que permitem a determinação precisa de fluxos de partículas e anisotropias em escalas de tempo curtas (alguns minutos).

Analisador de carga iônica de partícula energética solar (SEPICA)

O Analisador de Carga Iônica de Partículas Energéticas Solar (SEPICA) foi o instrumento no Explorador de Composição Avançada (ACE) que determinou os estados de carga iônica das partículas energéticas solares e interplanetárias na faixa de energia de ≈0,2 MeV nucl-1 a ​​≈5 MeV de carga- 1 O estado de carga dos íons energéticos contém informações importantes para desvendar as temperaturas da fonte, aceleração, fracionamento e processos de transporte para essas populações de partículas. O SEPICA tinha a capacidade de resolver estados de carga individuais com um fator geométrico substancialmente maior do que seu predecessor ULEZEQ no ISEE-1 e -3, no qual o SEPICA foi baseado. Para atender a esses dois requisitos ao mesmo tempo, o SEPICA era composto de uma seção de sensor de alta resolução de carga e duas de baixa resolução de carga, mas grandes seções de fator geométrico.

A partir de 2008, este instrumento não está mais funcionando devido a válvulas de gás com falha.

Espectrômetro de massa de íons de vento solar (SWIMS) e espectrômetro de composição de íons de vento solar (SWICS)

O Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS) e o Solar Wind Ions Mass Spectrometer (SWIMS) no ACE são instrumentos otimizados para medições da composição química e isotópica da matéria solar e interestelar. SWICS determinou exclusivamente a composição química e de carga iônica do vento solar , as velocidades térmicas e médias de todos os principais íons do vento solar de H a Fe em todas as velocidades do vento solar acima de 300 km s ⁻¹ (prótons) e 170 km s ⁻¹ (Fe + 16), e isótopos H e He resolvidos de fontes solares e interestelares. SWICS também mediu as funções de distribuição de ambos os íons de captação de nuvem interestelar e nuvem de poeira até energias de 100 keV e ^-1 . SWIMS mede a composição química, isotópica e de estado de carga do vento solar para cada elemento entre He e Ni. Cada um dos dois instrumentos são espectrômetros de massa de tempo de vôo e usam análise eletrostática seguida pelo tempo de vôo e, conforme necessário, uma medição de energia.

Em 23 de agosto de 2011, a eletrônica de tempo de voo SWICS experimentou uma anomalia de hardware induzida por idade e radiação que aumentou o nível de fundo nos dados de composição. Para mitigar os efeitos desse fundo, o modelo para identificar íons nos dados foi ajustado para aproveitar apenas a energia iônica por carga medida pelo analisador eletrostático e a energia iônica medida por detectores de estado sólido. Isso permitiu que a SWICS continuasse a fornecer um subconjunto de produtos de dados que eram fornecidos ao público antes da anomalia de hardware, incluindo relações de estado de carga iônica de oxigênio e carbono e medições de ferro do vento solar. As medições de densidade de prótons, velocidade e velocidade térmica por SWICS não foram afetadas por esta anomalia e continuam até os dias atuais.

Monitor de elétrons, prótons e partículas alfa (EPAM)

O instrumento Electron, Proton e Alpha Monitor (EPAM) na espaçonave ACE é projetado para medir uma ampla gama de partículas energéticas em quase toda a esfera unitária em alta resolução de tempo. Essas medições de íons e elétrons na faixa de algumas dezenas de keV a vários MeV são essenciais para compreender a dinâmica de erupções solares , regiões de interação co-rotativas (CIRs), aceleração de choque interplanetário e eventos terrestres a montante. A grande faixa dinâmica de EPAM se estende de cerca de 50 keV a 5 MeV para íons e 40 keV a cerca de 350 keV para elétrons. Para complementar suas medições de elétrons e íons, o EPAM também é equipado com uma abertura de composição (CA) que identifica inequivocamente as espécies de íons relatadas como taxas de grupos de espécies e / ou eventos individuais de altura de pulso. O instrumento atinge sua ampla cobertura espacial por meio de cinco telescópios orientados em vários ângulos em relação ao eixo de rotação da espaçonave. As medições de partículas de baixa energia, obtidas como resoluções de tempo entre 1,5 e 24 s, e a capacidade do instrumento de observar anisotropias de partículas em três dimensões tornam a EPAM um excelente recurso para fornecer o contexto interplanetário para estudos utilizando outros instrumentos na espaçonave ACE.

Elétron do Vento Solar, Monitor de Próton e Alfa (SWEPAM)

O experimento Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM) fornece observações do vento solar em massa para o Explorador de Composição Avançada (ACE). Essas observações fornecem o contexto para medições de composição elementar e isotópica feitas no ACE, bem como permitem o exame direto de vários fenômenos do vento solar , como ejeção de massa coronal , choques interplanetários e estrutura fina do vento solar , com instrumentação de plasma 3-D avançada. Eles também fornecem um conjunto de dados ideal para estudos de múltiplas espaçonaves heliosféricas e magnetosféricas , onde podem ser usados ​​em conjunto com outras observações simultâneas de espaçonaves como a Ulisses . As observações da SWEPAM são feitas simultaneamente com instrumentos independentes de elétrons (SWEPAM-e) e íons (SWEPAM-i). A fim de economizar custos para o projeto ACE, SWEPAM-e e SWEPAM-i são os sobressalentes de voo reciclados da missão conjunta NASA / ESA Ulysses . Ambos os instrumentos tiveram renovação seletiva, modificação e modernização necessária para atender aos requisitos de missão e espaçonave do ACE. Ambos incorporam analisadores eletrostáticos cujos campos de visão em forma de leque varrem todas as direções pertinentes à medida que a espaçonave gira.

Magnetômetro (MAG)

O experimento de campo magnético no ACE fornece medições contínuas do campo magnético local no meio interplanetário. Essas medições são essenciais na interpretação de observações simultâneas de ACE de distribuições de partículas energéticas e térmicas. O experimento consiste em um par de sensores triaxiais de porta de fluxo duplos, montados em lança, que estão localizados a 165 polegadas (419 cm) do centro da espaçonave em painéis solares opostos. Os dois sensores triaxiais fornecem um instrumento vetorial equilibrado e totalmente redundante e permitem uma avaliação aprimorada do campo magnético da espaçonave.

Vento solar em tempo real ACE (RTSW)

O sistema RTSW Advanced Composition Explorer (ACE) monitora continuamente o vento solar e produz avisos de grande atividade geomagnética iminente, com até uma hora de antecedência. Avisos e alertas emitidos pela NOAA permitem que aqueles com sistemas sensíveis a tal atividade tomem medidas preventivas. O sistema RTSW reúne vento solar e dados de partículas energéticas em alta resolução de tempo de quatro instrumentos ACE (MAG, SWEPAM, EPAM e SIS), compacta os dados em um fluxo de bits de baixa taxa e os transmite continuamente. A NASA envia dados em tempo real para a NOAA todos os dias ao baixar dados científicos. Com uma combinação de estações terrestres dedicadas (CRL no Japão e RAL na Grã-Bretanha) e tempo nas redes de rastreamento terrestre existentes (DSN da NASA e AFSCN da USAF), o sistema RTSW pode receber dados 24 horas por dia durante todo o ano. Os dados brutos são enviados imediatamente da estação terrestre para o Centro de Previsão do Clima Espacial em Boulder, Colorado, processados ​​e, em seguida, entregues ao Centro de Operações do Clima Espacial, onde são usados ​​em operações diárias; os dados também são entregues ao Centro Regional de Alerta CRL em Hiraiso, Japão, para o 55º Esquadrão de Clima Espacial da USAF, e colocados na rede mundial de computadores. Os dados são baixados, processados ​​e dispersos em 5 minutos a partir do momento em que saem do ACE. O sistema RTSW também usa partículas energéticas de baixa energia para alertar sobre a aproximação de choques interplanetários e para ajudar a monitorar o fluxo de partículas de alta energia que podem produzir danos de radiação em sistemas de satélite.

Resultados de ciência

Os espectros de partículas observados por ACE

A figura mostra a fluência de partículas (fluxo total em um determinado período de tempo) de oxigênio no ACE por um período logo após o mínimo solar, a parte do ciclo solar de 11 anos em que a atividade solar é mais baixa. As partículas de menor energia vêm do vento solar lento e rápido, com velocidades de cerca de 300 a cerca de 800 km / s. Como a distribuição do vento solar de todos os íons, a do oxigênio tem uma cauda supratérmica de partículas de alta energia; ou seja, no quadro do vento solar em massa, o plasma tem uma distribuição de energia que é aproximadamente uma distribuição térmica, mas tem um excesso notável acima de cerca de 5 keV, conforme mostrado na Figura 1. A equipe ACE fez contribuições para entender as origens dessas caudas e seu papel na injeção de partículas em processos de aceleração adicionais.

Em energias maiores do que as das partículas do vento solar, o ACE observa partículas de regiões conhecidas como regiões de interação corrotativa (CIRs). Os CIRs se formam porque o vento solar não é uniforme. Devido à rotação solar, correntes de alta velocidade colidem com o vento solar lento anterior, criando ondas de choque em cerca de 2–5 unidades astronômicas (UA, a distância entre a Terra e o Sol) e formando CIRs. Partículas aceleradas por esses choques são comumente observadas a 1 UA abaixo de energias de cerca de 10 MeV por nucleon. As medições de ACE confirmam que os CIRs incluem uma fração significativa de hélio com carga única formado quando o hélio neutro interestelar é ionizado.

Em energias ainda mais altas, a maior contribuição para o fluxo medido de partículas é devido às partículas energéticas solares (SEPs) associadas a choques interplanetários (IP) impulsionados por ejeções de massa coronal rápidas (CMEs) e explosões solares. Abundâncias enriquecidas de hélio-3 e íons de hélio mostram que as caudas supratermais são a principal população de sementes para esses SEPs. Os choques IP que se deslocam a velocidades de até 2.000 km / s aceleram as partículas da cauda supratérmica para 100 MeV por nucleon e mais. Os choques IP são particularmente importantes porque podem continuar a acelerar as partículas à medida que passam pelo ACE e, assim, permitir que os processos de aceleração de choque sejam estudados in situ.

Outras partículas de alta energia observadas por ACE são raios cósmicos anômalos (ACRs) que se originam com átomos interestelares neutros que são ionizados na heliosfera interna para fazer íons "pickup" e são posteriormente acelerados para energias maiores que 10 MeV por nucleon na heliosfera externa . O ACE também observa íons de captação diretamente; eles são facilmente identificados porque são carregados individualmente. Finalmente, as partículas de maior energia observadas pelo ACE são os raios cósmicos galácticos (GCRs), que se acredita serem acelerados por ondas de choque de explosões de supernova em nossa galáxia.

Outras descobertas da ACE

Logo após o lançamento, os sensores SEP no ACE detectaram eventos solares com características inesperadas. Ao contrário da maioria dos eventos SEP grandes e acelerados por choque, eles eram altamente enriquecidos em ferro e hélio-3, assim como os eventos SEP impulsivos associados a chamas, muito menores. No primeiro ano de operação, a ACE encontrou muitos desses eventos "híbridos", o que levou a uma discussão substancial na comunidade sobre quais condições poderiam gerá-los.

Uma descoberta recente notável na física heliosférica foi a presença onipresente de partículas supratermais com forma espectral comum. Esta forma ocorre inesperadamente no silencioso vento solar; em condições perturbadas a jusante de choques, incluindo CIRs; e em outras partes da heliosfera. Essas observações levaram Fisk e Gloeckler a sugerir um novo mecanismo para a aceleração das partículas.

Outra descoberta foi que o ciclo solar atual, medido por manchas solares, CMEs e SEPs, foi muito menos magneticamente ativo do que o ciclo anterior. McComas et al. mostraram que as pressões dinâmicas do vento solar medidas pelo satélite Ulysses em todas as latitudes e por ACE no plano eclíptico estão correlacionadas e declinaram com o tempo por cerca de 2 décadas. Eles concluíram que o Sol estava passando por uma mudança global que afetou toda a heliosfera. Simultaneamente, as intensidades de GCR foram aumentando e em 2009 foram as mais altas registradas nos últimos 50 anos. Os GCRs têm mais dificuldade em alcançar a Terra quando o Sol está mais magneticamente ativo, então a alta intensidade do GCR em 2009 é consistente com uma pressão dinâmica globalmente reduzida do vento solar.

ACE também mede abundâncias de isótopos de raios cósmicos níquel-59 e cobalto-59; essas medições indicam que um tempo maior que a meia-vida do níquel-59 com elétrons ligados (7,6 × 10 ⁴ anos) passou entre o momento em que o níquel-59 foi criado em uma explosão de supernova e o momento em que os raios cósmicos foram acelerados. Esses longos atrasos indicam que os raios cósmicos vêm da aceleração de materiais estelares ou interestelares antigos, e não da ejeção de supernovas recentes. O ACE também mede uma proporção ferro-58 / ferro-56 que é enriquecido na mesma proporção em material do sistema solar. Essas e outras descobertas levaram a uma teoria da origem dos raios cósmicos em superbolhas galácticas, formadas em regiões onde muitas supernovas explodem em alguns milhões de anos. Observações recentes de um casulo de raios cósmicos recentemente acelerados na superbolha de Cygnus pelo observatório de raios gama Fermi apóiam essa teoria.

Observatório meteorológico espacial de acompanhamento

Em 11 de fevereiro de 2015, o Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) - com vários instrumentos semelhantes, incluindo um instrumento mais novo e mais sensível para detectar ejeções de massa coronal ligadas à Terra - lançado com sucesso pela NOAA e NASA a bordo de um veículo de lançamento SpaceX Falcon 9 do Cabo Canaveral, Flórida. A espaçonave chegou a L ₁ em 8 de junho de 2015, pouco mais de 100 dias após o lançamento. Junto com o ACE, ambos fornecerão dados meteorológicos espaciais, desde que o ACE possa continuar a funcionar.

Veja também

Referências

links externos

• Advanced Composition Explorer (ACE) - do California Institute of Technology
• ACE Real-Time Solar Wind - da National Oceanic and Atmospheric Association