Вікіпедія

Advanced Composition Explorer

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: ACE.

ACE (англ. Advanced Composition Explorer, «просунутий дослідник складу») або Explorer 71 — космічний апарат програми «Експлорер», призначений для вивчення енергетичних частинок від сонячного вітру, міжпланетного середовища та інших джерел.

Advanced Composition Explorer
Зображення
Країна  США Редагувати інформацію у Вікіданих
Попередник Fast Auroral Snapshot Explorerd Редагувати інформацію у Вікіданих
Наступник Student Nitric Oxide Explorerd Редагувати інформацію у Вікіданих
Замінений на Deep Space Climate Observatory Редагувати інформацію у Вікіданих
Початкова точка маршруту SLC-17Ad[1] Редагувати інформацію у Вікіданих
Ракета-носій Delta-2[1] Редагувати інформацію у Вікіданих
Дата запуску космічного апарата за UTC 25 серпня 1997[1] Редагувати інформацію у Вікіданих
Батьківське небесне тіло Сонце Редагувати інформацію у Вікіданих
Апоцентр 150 550 000 км Редагувати інформацію у Вікіданих
Перицентр 145 700 000 км Редагувати інформацію у Вікіданих
Точка Лагранжа L1 Earth-Sund Редагувати інформацію у Вікіданих
Тип орбіти геліоцентрична орбіта Редагувати інформацію у Вікіданих
Споживана потужність 44 ват Редагувати інформацію у Вікіданих
Маса 596 кг Редагувати інформацію у Вікіданих
3D модель Редагувати інформацію у Вікіданих
Офіційний сайт​(англ.) Редагувати інформацію у Вікіданих
CMNS: Advanced Composition Explorer у Вікісховищі Редагувати інформацію у Вікіданих
Анімація орбіти ACE при спостереженні з Сонця:
  Земля ·   ACE
ACE на орбіті навколо точки L1.

Дані ACE в режимі реального часу використовуються Центром прогнозування космічної погоди Національного управління океанічних і атмосферних досліджень для покращення прогнозів і попереджень про сонячні бурі[2]. Космічний апарат ACE був запущений 25 серпня 1997 року та вийшов на орбіту Ліссажу поблизу точки Лагранжа L1 (яка розташована між Сонцем і Землею на відстані близько 1,5 млн км від Землі) 12 грудня 1997 року[3]. Космічний апарат дотепер працює на цій орбіті. Оскільки ACE знаходиться на нестійкій орбіті та регулярно виконує маневри з утримання станції, указані в картці параметри орбіти є лише приблизними.

Станом на 2023 рік[4], космічний апарат все ще знаходиться в загалом хорошому стані[5]. Розробкою космічного апарату керував Центр космічних польотів імені Ґоддарда[6].

Історія

ред.
 
ACE під час зборки

Космічний апарат ACE запропонували 1986 року в межах програми Explorer Concept Study. ACE призначений для узгоджених вимірювань елементного та ізотопного складу прискорених ядер від водню до цинку в діапазоні енергій на нуклон, що охоплює шість порядків величини — від сонячного вітру до енергій галактичних космічних променів, із чутливістю та роздільною здатністю за зарядом і масою значно кращими, ніж раніше. Після попереднього етапу (Phase-A) ACE обрали для розробки у 1989 році, а будівництво розпочали у 1994 році. 25 серпня 1997 року ACE успішно запустили з мису Канаверал за допомогою ракети-носія Delta-II. Запуск, який відбувся у серпні 1997 року, спочатку планували ще на 1993 рік[7].

Наукові цілі

ред.
 
Наукові інструменти на ACE

Спостереження ACE дають змогу досліджувати широкий спектр фундаментальних проблем у таких чотирьох основних напрямах[8]:

Елементний та ізотопний склад речовини

ред.

Головною метою є точне й всебічне визначення елементного та ізотопного складу різних зразків речовини, з якої прискорюються ядра. Ці спостереження дали змогу:

Походження елементів і їхні подальші перетворення

ред.

Ізотопні аномалії в метеоритах свідчать, що Сонячна система під час формування не була однорідною. Аналогічно, Галактика не є ані просторово однорідною, ані сталою в часі через безперервний нуклеосинтез у зорях.

Вимірювання ACE дали змогу:

  • шукати відмінності між ізотопним складом сонячної та метеоритної речовини;
  • визначати внесок сонячного вітру та сонячних енергетичних частинок у речовину Місяця й метеоритів, а також у планетні атмосфери та магнітосфери;
  • визначати головні процеси нуклеосинтезу, що формують джерело космічних променів;
  • з'ясувати, чи космічні промені є зразком щойно синтезованої речовини (наприклад, із наднових) чи сучасного міжзоряного середовища;
  • шукати ізотопні закономірності в сонячній та галактичній речовині для перевірки моделей еволюції Галактики.

Формування сонячної корони та прискорення сонячного вітру

ред.

Сонячні енергетичні частинки, сонячний вітер і спектроскопічні спостереження показують, що елементний склад сонячної корони відрізняється від складу фотосфери, однак процеси, які це зумовлюють, а також механізми подальшого прискорення сонячного вітру залишаються недостатньо зрозумілими. Детальні дані про склад і зарядові стани, отримані ACE, використовують для того, щоб:

  • виокремити основні процеси формування корони шляхом порівняння широкого діапазону корональних і фотосферних поширеностей;
  • досліджувати умови плазми в джерелах сонячного вітру та сонячних енергетичних частинок, вимірюючи й порівнюючи зарядові стани цих двох популяцій;
  • вивчати процеси прискорення сонячного вітру та можливу фракціонованість, залежну від заряду або маси, у різних типах потоків сонячного вітру.

Прискорення та перенесення частинок у природі

ред.

Прискорення частинок є повсюдним явищем у природі, і його природа є однією з фундаментальних проблем космічної плазмової астрофізики. Унікальний набір даних, отриманий завдяки вимірюванням ACE, дав змогу:

  • безпосередньо вимірювати фракціонування, залежне від заряду та/або маси, під час подій прискорення сонячних енергетичних частинок і міжпланетного прискорення;
  • обмежувати моделі прискорення в сонячних спалахах, корональних ударних хвилях і міжпланетних ударних хвилях за допомогою даних про заряд, масу та спектри, що охоплюють до п'яти порядків за енергією;
  • перевіряти теоретичні моделі для сонячних спалахів, збагачених 3He, і сонячних γ-променевих подій.

Прилади

ред.

Спектрометр ізотопів космічних променів (CRIS)

ред.
 
CRIS

Спектрометр ізотопів космічних променів (англ. Cosmic-Ray Isotope Spectrometer, CRIS) охоплює найвищий енергетичний діапазон серед приладів ACE — від 50 до 500 МеВ/нуклон — із ізотопною роздільною здатністю для елементів із Z ≈ 2–30. Ядра, що реєструються в цьому інтервалі енергій, переважно є космічними променями, які походять із нашої Галактики. Ця вибірка галактичної речовини дає змогу досліджувати нуклеосинтез первинного матеріалу, а також процеси фракціонування, прискорення і перенесення, яких зазнають ці частинки в Галактиці та міжпланетному середовищі. Визначення заряду і маси в CRIS ґрунтується на багаторазових вимірюваннях dE/dx і повної енергії в стопках кремнієвих детекторів, а також на вимірюваннях траєкторії у сцинтиляційному волоконно-оптичному годоскопі (SOFT). Геометричний фактор приладу для ізотопних вимірювань становить 250 квадратних сантиметрів (39 дюйм2)·ср[9].

Монітор електронів, протонів і альфа-частинок (EPAM)

ред.
 
EPAM

Прилад Electron, Proton, and Alpha Monitor (EPAM) на борту ACE призначений для вимірювання широкого спектра енергійних частинок майже по всій одиничній сфері з високою часовою роздільною здатністю. Такі вимірювання іонів і електронів у діапазоні від кількох десятків кеВ до кількох МеВ є ключовими для розуміння динаміки сонячних спалахів, ко-ротаційних областей взаємодії (CIR), прискорення на міжпланетних ударних хвилях і подій у передній області біля Землі. Великий динамічний діапазон EPAM охоплює приблизно від 50 кеВ до 5 МеВ для іонів і від 40 кеВ до приблизно 350 кеВ для електронів. На додаток до вимірювань електронів та іонів, EPAM оснащено апертурою складу (CA), яка однозначно ідентифікує види іонів, подані як групові швидкості частинок і/або окремі імпульсні події за висотою сигналу. Прилад досягає великого просторового покриття завдяки п'яти телескопам, орієнтованим під різними кутами до осі обертання апарата. Вимірювання частинок низьких енергій із часовою роздільною здатністю від 1,5 до 24 секунд, а також здатність приладу спостерігати анізотропії частинок у трьох вимірах роблять EPAM важливим джерелом даних для забезпечення міжпланетного контексту досліджень, виконуваних іншими приладами ACE[10].

Магнітометр (MAG)

ред.
 
MAG

Магнітометричний експеримент на ACE забезпечує безперервні вимірювання локального магнітного поля в міжпланетному середовищі. Ці вимірювання є необхідними для інтерпретації одночасних спостережень ACE розподілів енергійних і теплових частинок. Експеримент складається з пари однакових тривісних датчиків типу fluxgate, змонтованих на штангах на відстані 165 дюймів (419 см) від центру апарата на протилежних сонячних панелях. Два тривісні датчики утворюють збалансований, повністю резервований векторний інструмент і дають змогу точніше оцінювати власне магнітне поле апарата[11].

Сонячний вітер у реальному часі (RTSW)

ред.

Система Real-Time Solar Wind (RTSW) безперервно відстежує сонячний вітер і формує попередження про наближення значної геомагнітної активності приблизно за годину до події. Попередження та сповіщення, які видає NOAA, дають змогу операторам чутливих систем вжити запобіжних заходів. Система RTSW збирає дані про сонячний вітер і енергійні частинки з чотирьох приладів ACE (MAG, SWEPAM, EPAM і SIS), упаковує їх у потік даних із низькою швидкістю та безперервно передає. NASA щодня надсилає дані в реальному часі до NOAA під час завантаження наукових даних. Завдяки поєднанню спеціалізованих наземних станцій (CRL у Японії та RAL у Великій Британії) і використанню існуючих мереж відстеження (NASA DSN і AFSCN ВПС США) система RTSW приймає дані 24 години на добу протягом усього року. Сирі дані негайно передають із наземної станції до Центру прогнозування космічної погоди в Боулдері, штат Колорадо, де їх обробляють і передають до Центру операцій космічної погоди для щоденного використання; ці дані також надходять до регіонального центру попереджень CRL на Станції Хіраїсо[en], Японія, до 55-ї ескадрильї космічної погоди ВПС США[en] і публікуються в Інтернеті. Дані завантажують, обробляють і розповсюджують протягом 5 хвилин після їх передачі з ACE. Система RTSW також використовує низькоенергетичні енергійні частинки для попередження про наближення міжпланетних ударних хвиль і для моніторингу потоку високоенергетичних частинок, які можуть спричиняти радіаційні пошкодження супутникових систем[12].

Аналізатор іонного заряду сонячних енергійних частинок (SEPICA)

ред.
 
SEPICA

Прилад Solar Energetic Particle Ionic Charge Analyzer (SEPICA) на борту Advanced Composition Explorer (ACE) визначав зарядові стани іонів сонячних і міжпланетних енергійних частинок у діапазоні енергій від ≈0,2 МеВ/нуклон до ≈5 МеВ/заряд. Зарядовий стан енергійних іонів містить ключову інформацію для визначення температур джерела, а також процесів прискорення, фракціонування і перенесення для цих популяцій частинок. SEPICA мав змогу розрізняти окремі зарядові стани з істотно більшим геометричним фактором, ніж його попередник ULEZEQ на ISEE-1[en] і ISEE-3, на основі якого його створили. Для одночасного виконання цих вимог SEPICA складався з одного сенсора з високою роздільною здатністю за зарядом і двох сенсорів із нижчою роздільною здатністю, але більшим геометричним фактором[13]. Станом на 2008 рік цей прилад більше не працює через відмову газових клапанів[5].

Спектрометр ізотопів Сонця (SIS)

ред.
 
SIS

Спектрометр ізотопів Сонця (SIS) забезпечує високоточні вимірювання ізотопного складу енергійних ядер від He до Zn (Z = 2–30) у діапазоні енергій приблизно від ~10 до ~100 МеВ/нуклон. Під час потужних сонячних подій SIS вимірює ізотопні вмісти сонячних енергійних частинок, що дає змогу безпосередньо визначати склад сонячної корони і досліджувати процеси прискорення частинок. У періоди спокійної Сонячної активності SIS вимірює ізотопи низькоенергетичних космічних променів із Галактики, а також ізотопи аномальної компоненти космічних променів, що походить із навколишнього міжзоряного середовища. SIS має два телескопи, що складаються з кремнієвих твердотільних детекторів, які забезпечують вимірювання заряду ядра, маси та кінетичної енергії падаючих ядер. У кожному телескопі траєкторії частинок визначають за допомогою пари двовимірних кремнієвих стрічкових детекторів із спеціалізованою надвеликих інтегральних схем (VLSI), що забезпечують вимірювання як положення, так і втрат енергії. SIS спеціально розробили для досягнення високої масової роздільної здатності в умовах екстремально високих потоків частинок під час потужних сонячних подій. Геометричний фактор приладу становить 40 см2·ср, що значно перевищує показники попередніх ізотопних спектрометрів сонячних частинок[14].

Монітор електронів, протонів і альфа-частинок сонячного вітру (SWEPAM)

ред.
 
SWEPAM

Експеримент Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM) забезпечує базові спостереження сонячного вітру для апарата Advanced Composition Explorer (ACE). Ці спостереження створюють контекст для вимірювань елементного та ізотопного складу, які виконують на ACE, а також дають змогу безпосередньо досліджувати численні явища сонячного вітру, зокрема корональний викид маси, міжпланетні ударні хвилі та тонку структуру сонячного вітру за допомогою сучасної тривимірної плазмової апаратури. Вони також формують ідеальний набір даних для багатокосмічних досліджень у геліосфері та магнітосфері, де їх використовують разом із одночасними спостереженнями інших апаратів, таких як Улісс. Спостереження SWEPAM виконують одночасно за допомогою незалежних інструментів для електронів (SWEPAM-e) та іонів (SWEPAM-i). Щоб зменшити витрати на проєкт ACE, SWEPAM-e і SWEPAM-i використали як резервні льотні екземпляри спільної місії NASA/ESA Ulysses. Обидва прилади пройшли вибіркову модернізацію, модифікацію та оновлення відповідно до вимог місії ACE. Вони містять електростатичні аналізатори, поля зору яких у формі віяла охоплюють усі необхідні напрямки під час обертання апарата[15].

Спектрометр складу іонів сонячного вітру (SWICS) і мас-спектрометр іонів сонячного вітру (SWIMS)

ред.
 
SWICS
 
SWIMS

Прилади Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS) і Solar Wind Ion Mass Spectrometer (SWIMS) на борту ACE оптимізовано для вимірювання хімічного та ізотопного складу сонячної та міжзоряної речовини. SWICS унікально визначає хімічний склад і зарядові стани іонів сонячного вітру, а також теплові та середні швидкості всіх основних іонів сонячного вітру від H до Fe за швидкостей понад 300 км/с (протони) і 170 км/с (Fe+16), і розрізняє ізотопи H і He як сонячного, так і міжзоряного походження. SWICS також вимірює функції розподілу іонів захоплення (pickup ions) міжзоряної газової та пилової хмар до енергій 100 кеВ/е−1. SWIMS вимірює хімічний, ізотопний і зарядовий склад сонячного вітру для всіх елементів від He до Ni. Обидва прилади є часопролітними мас-спектрометрами і використовують електростатичний аналіз із подальшим вимірюванням часу прольоту і, за потреби, енергії[16][17].

23 серпня 2011 року в електроніці вимірювання часу прольоту SWICS виникла апаратна аномалія, спричинена старінням і радіаційним впливом, що призвела до зростання фону в даних про склад. Щоб зменшити вплив цього фону, модель ідентифікації іонів у даних скоригували так, щоб використовувати лише енергію на заряд іона, виміряну електростатичним аналізатором, і повну енергію іона, визначену твердотільними детекторами. Це дало змогу SWICS і надалі надавати частину набору даних, доступних до аномалії, зокрема відношення зарядових станів іонів кисню і вуглецю, а також вимірювання вмісту заліза в сонячному вітрі. Вимірювання густини протонів, швидкості та теплової швидкості за допомогою SWICS не постраждали від цієї аномалії і виконуються й дотепер[5].

Спектрометр ізотопів наднизьких енергій (ULEIS)

ред.
 
ULEIS

Спектрометр Ultra-Low-Energy Isotope Spectrometer (ULEIS) на борту ACE є високоточним мас-спектрометром, який вимірює склад частинок і енергетичні спектри елементів від He до Ni з енергіями від ~45 кеВ/нуклон до кількох МеВ/нуклон. ULEIS досліджує частинки, прискорені під час подій сонячних енергійних частинок, на міжпланетних ударних хвилях і на термінаційній ударній хвилі сонячного вітру. Визначаючи енергетичні спектри, масовий склад і часові варіації разом з іншими приладами ACE, ULEIS суттєво розширює наші знання про вміст елементів на Сонці, а також в інших резервуарах, зокрема в локальному міжзоряному середовищі. ULEIS поєднує високу чутливість, необхідну для вимірювання слабких потоків частинок, зі здатністю працювати під час найінтенсивніших сонячних подій або міжпланетних ударних хвиль. Окрім детальної інформації про окремі іони, ULEIS охоплює широкий діапазон швидкостей рахунку для різних іонів та енергій, що дає змогу точно визначати потоки частинок і їхню анізотропію на коротких (кілька хвилин) часових масштабах[18].

Наукові результати

ред.

Спектри частинок, спостережених ACE

ред.

На рисунку 1 показано флюенс частинок (сумарний потік за певний період часу) кисню, зареєстрований ACE невдовзі після мінімуму сонячної активності — фази 11-річного сонячного циклу, коли активність Сонця найнижча[19]. Найменш енергійні частинки походять із повільного та швидкого сонячного вітру зі швидкостями приблизно від 300 до 800 км/с. Як і для всіх іонів сонячного вітру, розподіл кисню має надтепловий «хвіст» вищих енергій; тобто в системі відліку плазми сонячного вітру енергетичний розподіл близький до теплового, але має помітний надлишок частинок із енергіями понад приблизно 5 кеВ, як показано на рисунку 1. Команда ACE зробила вагомий внесок у розуміння походження цих хвостів і їхньої ролі як «насіння» для подальших процесів прискорення частинок.

За енергій, вищих за енергії частинок сонячного вітру, ACE реєструє частинки з областей, відомих як співобертальні зони взаємодії (CIR). CIR виникають через неоднорідність сонячного вітру: унаслідок обертання Сонця швидкі потоки наздоганяють повільніші, утворюючи ударні хвилі на відстанях приблизно 2–5 а. о. (відстань між Землею та Сонцем) і формуючи CIR. Частинки, прискорені на цих ударних хвилях, зазвичай спостерігають на відстані 1 а. о. при енергіях до приблизно 10 МеВ/нуклон. Вимірювання ACE підтверджують, що CIR містять значну частку одноразово іонізованого гелію, який утворюється під час іонізації нейтрального міжзоряного гелію[20].

За ще вищих енергій основний внесок у потік частинок дають сонячні енергійні частинки (SEP), пов'язані з міжпланетними ударними хвилями, які виникають під дією швидких корональних викидів маси (CME) та сонячних спалахів. Підвищений вміст гелію-3 і гелієвих іонів свідчить, що надтеплові «хвости» є головною початковою популяцією для цих SEP[21]. Міжпланетні ударні хвилі зі швидкостями до приблизно 2 000 кілометрів за секунду (1 200 миля/с) прискорюють частинки з надтеплового хвоста до енергій 100 МеВ/нуклон і більше. Такі ударні хвилі особливо важливі, оскільки вони можуть і далі прискорювати частинки під час проходження через ACE, що дає змогу досліджувати ці процеси безпосередньо.

Іншими високоенергетичними частинками, які реєструє ACE, є аномальні космічні промені (ACR), що походять із нейтральних міжзоряних атомів. У внутрішній геліосфері вони іонізуються, утворюючи «захоплені» (pickup) іони, а згодом прискорюються у зовнішній геліосфері до енергій понад 10 МеВ/нуклон. ACE також безпосередньо спостерігає ці захоплені іони; їх легко ідентифікувати, оскільки вони мають одиничний заряд. Нарешті, найенергійніші частинки, які спостерігає ACE, — це галактичні космічні промені (GCR), які, ймовірно, прискорюються ударними хвилями від вибухів наднових у нашій Галактиці.

Інші результати ACE

ред.

Невдовзі після запуску сенсори SEP на ACE зареєстрували сонячні події з неочікуваними властивостями. На відміну від більшості великих подій SEP, пов'язаних із ударними хвилями, ці події характеризувалися значним збагаченням залізом і гелієм-3, подібно до значно слабших імпульсних подій SEP, пов'язаних зі спалахами[22][23]. Уже протягом першого року роботи ACE виявив багато таких «гібридних» подій, що спричинило активні дискусії в науковій спільноті щодо умов їх виникнення[24].

Одним із важливих відкриттів у фізиці геліосфери стала повсюдна наявність надтеплових частинок зі спільною формою спектра. Ця форма несподівано проявляється як у спокійному сонячному вітрі, так і в збурених умовах за ударними хвилями, зокрема в CIR, а також в інших областях геліосфери. Ці спостереження спонукали Фіска та Глеклера[25] запропонувати новий механізм прискорення цих частинок.

Інше відкриття полягає в тому, що поточний сонячний цикл, за показниками сонячних плям, CME і SEP, виявився значно менш магнітно активним, ніж попередній. McComas та ін.[26] показали, що динамічний тиск сонячного вітру, виміряний апаратом Ulysses на всіх широтах і ACE в екліптичній площині, корелює і протягом приблизно двох десятиліть зменшувався. Вони дійшли висновку, що Сонце переживає глобальні зміни, які впливають на всю геліосферу. Водночас інтенсивність GCR зростала і у 2009 році досягла найвищих значень за останні 50 років[27]. Галактичним космічним променям важче досягати Землі за умов більшої магнітної активності Сонця, тому високі значення GCR у 2009 році узгоджуються з глобально зниженим динамічним тиском сонячного вітру.

ACE також вимірює вмісти ізотопів космічних променів нікелю-59 і кобальту-59; ці вимірювання показують, що між утворенням нікелю-59 у вибуху наднової та прискоренням космічних променів минув час, довший за період напіврозпаду нікелю-59 зі зв'язаними електронами (7,6 × 104 років)[28]. Такі тривалі затримки свідчать, що космічні промені походять від прискорення давньої зоряної або міжзоряної речовини, а не свіжих викидів наднових. ACE також вимірює відношення заліза-58/залізо-56, яке виявляється збагаченим порівняно з таким самим відношенням у речовині Сонячної системи[29]. Ці та інші результати привели до теорії походження космічних променів у галактичних надбульбашках — областях, де протягом кількох мільйонів років вибухає багато наднових. Нещодавні спостереження «кокона» свіжоприскорених космічних променів у супербульбашці Лебедя гамма-обсерваторією Fermi[30] підтримують цю теорію.

Наступна обсерваторія космічної погоди

ред.

11 лютого 2015 року обсерваторію Deep Space Climate Observatory (DSCOVR), оснащену кількома подібними приладами, включно з новішим і чутливішим інструментом для виявлення спрямованих до Землі корональних викидів маси, успішно запустили НАСА і Національне управління океанічних і атмосферних досліджень ракетою-носієм Falcon 9 компанії SpaceX з мису Канаверал, Флорида. Космічний апарат досяг точки L1 до 8 червня 2015 року, трохи більш ніж через 100 днів після запуску[31]. Разом із ACE цей апарат забезпечує дані про космічну погоду доти, доки ACE залишається працездатним[32].

Примітки

ред.
  1. ↑ а б в McDowell J. Jonathan's Space Report — 1989.
  2. ↑ Satellite to aid space weather forecasting. USA Today. 24 червня 1999. Архів оригіналу за 18 жовтня 2009. Процитовано 24 жовтня 2008.
  3. ↑ Operations Day -- 346/1997 (12 December 1997). srl.caltech.edu. 31 грудня 1997. Процитовано 28 жовтня 2021.
  4. ↑ ACE (Advanced Composition Explorer) - Mission Status. ESA eoPortal Directory. 15 червня 2021. Процитовано 29 жовтня 2021.
  5. ↑ а б в Christian, Eric R.; Davis, Andrew J. (10 лютого 2017). Advanced Composition Explorer (ACE) Mission Overview. California Institute of Technology. Процитовано 14 грудня 2017.
  6. ↑ Display: Advanced Composition Explorer (1997-045A). NASA. 28 жовтня 2021. Процитовано 28 листопада 2021.   Ця стаття містить текст з джерела, що зараз в суспільному надбанні.
  7. ↑ The Advanced Composition Explorer (PDF). srl.caltech.edu. 1998. Процитовано 28 жовтня 2021.
  8. ↑ Stone, E. C. та ін. (Липень 1998). The Advanced Composition Explorer. Space Science Reviews. 86: 1—22. Bibcode:1998SSRv...86....1S. doi:10.1023/A:1005082526237. S2CID 10744811.
  9. ↑ Stone, E. C. та ін. (Липень 1998). The Cosmic-Ray Isotope Spectrometer for the Advanced Composition Explorer. Space Science Reviews. 86: 285—356. Bibcode:1998SSRv...86..285S. CiteSeerX 10.1.1.38.7241. doi:10.1023/A:1005075813033. S2CID 12773394.
  10. ↑ Gold, R. E. та ін. (Липень 1998). Electron, Proton, and Alpha Monitor on the Advanced Composition Explorer Spacecraft. Space Science Reviews. 86: 541—562. Bibcode:1998SSRv...86..541G. doi:10.1023/A:1005088115759. S2CID 115540562.
  11. ↑ Smith, C. W. та ін. (Липень 1998). The ACE Magnetic Fields Experiment. Space Science Reviews. 86: 613—632. Bibcode:1998SSRv...86..613S. doi:10.1023/A:1005092216668. S2CID 189772564.
  12. ↑ Zwickl, R. D. та ін. (Липень 1998). The NOAA Real-Time Solar-Wind (RTSW) System using ACE Data. Space Science Reviews. 86: 633—648. Bibcode:1998SSRv...86..633Z. doi:10.1023/A:1005044300738. S2CID 189767518.
  13. ↑ Moebius, E. та ін. (Липень 1998). The Solar Energetic Particle Ionic Charge Analyzer (SEPICA) and the Data Processing Unit (S3DPU) for SWICS, SWIMS and SEPICA. Space Science Reviews. 86: 449—495. Bibcode:1998SSRv...86..449M. doi:10.1023/A:1005084014850. S2CID 12879423.
  14. ↑ Stone, E. C. та ін. (Липень 1998). The Solar Isotope Spectrometer for the Advanced Composition Explorer. Space Science Reviews. 86: 357—408. Bibcode:1998SSRv...86..357S. doi:10.1023/A:1005027929871. S2CID 16609619.
  15. ↑ McComas, D. J. та ін. (Липень 1998). Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM) for the Advanced Composition Explorer. Space Science Reviews. 86: 563—612. Bibcode:1998SSRv...86..563M. doi:10.1023/A:1005040232597. S2CID 189791714.
  16. ↑ Gloeckler, G. та ін. (Липень 1998). Investigation of the composition of solar and interstellar matter using solar wind and pickup ion measurements with SWICS and SWIMS on the ACE spacecraft. Space Science Reviews. 86: 497—539. Bibcode:1998SSRv...86..497G. doi:10.1023/A:1005036131689. S2CID 189787814.
  17. ↑ ACE/SWICS and ACE/SWIMS. The Solar and Heliospheric Research Group. Архів оригіналу за 10 серпня 2006. Процитовано 30 червня 2006.
  18. ↑ Mason, G. M. та ін. (Липень 1998). The Ultra-Low-Energy Isotope Spectrometer (ULEIS) for the Advanced Composition Explorer. Space Science Reviews. 86: 409—448. Bibcode:1998SSRv...86..409M. doi:10.1023/A:1005079930780. S2CID 42297254.
  19. ↑ Mewaldt, R. A. та ін. (2001). Long-term fluences of energetic particles in the heliosphere (PDF). AIP Conf. Proc. 86: 165—170. Bibcode:2001AIPC..598..165M. doi:10.1063/1.1433995. hdl:2027.42/87586.
  20. ↑ Möbius, E. та ін. (2002). Charge states of energetic (~ 0.5 MeV/n) ions in corotating interaction regions at 1 AU and implications on source populations. Geophys. Res. Lett. 29 (2): 1016. Bibcode:2002GeoRL..29.1016M. doi:10.1029/2001GL013410. S2CID 119651635.
  21. ↑ Desai, M. I. та ін. (2001). Acceleration of 3He nuclei at interplanetary shocks. Astrophysical Journal. 553 (1): L89—L92. Bibcode:2001ApJ...553L..89D. doi:10.1086/320503.
  22. ↑ Cohen, C. M. S. та ін. (1999). Inferred charge states of high energy solar particles from the solar isotope spectrometer on ACE (PDF). Geophys. Res. Lett. 26 (2): 149—152. Bibcode:1999GeoRL..26..149C. doi:10.1029/1998GL900218.
  23. ↑ Mason, G. M. та ін. (1999). Particle acceleration and sources in the November 1997 solar energetic particle events (PDF). Geophys. Res. Lett. 26 (2): 141—144. Bibcode:1999GeoRL..26..141M. doi:10.1029/1998GL900235.
  24. ↑ Cohen, C. M. S. та ін. (2012). Observations of the longitudinal spread of solar energetic particle events in solar cycle 24 (PDF). AIP Conf. Proc. AIP Conference Proceedings. 1436: 103—109. Bibcode:2012AIPC.1436..103C. doi:10.1063/1.4723596.
  25. ↑ Fisk, L. A. та ін. (2008). Acceleration of suprathermal tails in the solar wind. Astrophysical Journal. 686 (2): 1466—1473. Bibcode:2008ApJ...686.1466F. doi:10.1086/591543.
  26. ↑ McComas, D. J. та ін. (2008). Weaker solar wind from the polar coronal holes and the whole Sun. Geophys. Res. Lett. 35 (18): L18103. Bibcode:2008GeoRL..3518103M. doi:10.1029/2008GL034896. S2CID 14927209.
  27. ↑ Leske, R. A. та ін. (2011). Anomalous and galactic cosmic rays at 1 AU during the cycle 23/24 solar minimum. Space Sci. Rev. 176 (1—4): 253—263. Bibcode:2013SSRv..176..253L. doi:10.1007/s11214-011-9772-1. S2CID 122973813.
  28. ↑ Wiedenbeck, M. E. та ін. (1999). Constraints on the time delay between nucleosynthesis and cosmic-ray acceleration from observations of 59Ni and 59Co. Astrophysical Journal. 523 (1): L61—L64. Bibcode:1999ApJ...523L..61W. doi:10.1086/312242.
  29. ↑ Binns, W. R. та ін. (2005). Cosmic-ray neon, Wolf-Rayet stars, and the superbubble origin of galactic cosmic rays. Astrophysical Journal. 634 (1): 351—364. arXiv:astro-ph/0508398. Bibcode:2005ApJ...634..351B. doi:10.1086/496959. S2CID 34996423.
  30. ↑ Ackermann, M. та ін. (2011). A cocoon of freshly accelerated cosmic rays detected by Fermi in the Cygnus superbubble. Science. 334 (6059): 1103—1107. Bibcode:2011Sci...334.1103A. doi:10.1126/science.1210311. PMID 22116880. S2CID 38789717.
  31. ↑ Nation's first operational satellite in deep space reaches final orbit. NOAA. 8 червня 2015. Архів оригіналу за 8 червня 2015. Процитовано 8 червня 2015.   Ця стаття містить текст з джерела, що зараз в суспільному надбанні.
  32. ↑ Graham, William (8 лютого 2015). SpaceX Falcon 9 ready for DSCOVR mission. NASASpaceFlight.com. Процитовано 8 лютого 2015.

Література

ред.

Посилання

ред.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Advanced_Composition_Explorer&oldid=47810778