고급 컴포지션 탐색기

Advanced Composition Explorer
고급 컴포지션 탐색기
Advanced Composition Explorer.jpg
아티스트의 ACE 컨셉.
이름ACE
탐색기-71
미션형태양 연구
연산자나사
COSPAR1997-045a
새캣24912
웹사이트www.srl.caltech.edu/ACE/
임무 기간5년(계획)

24년 2개월 6일 (진행 중)
우주선 속성
제조사존스 홉킨스 응용 물리학 연구소
발사 질량757kg(1,669lb)
건질량562kg(1,239lb)
치수직경 2m(6ft 7인치)
길이 1.9m(6피트 3인치)
8.3m(27ft)의 날개 폭
힘444와트
미션의 시작
출시일자1997년 8월 25일 14:39:00 UTC
로켓델타 II 7920-8
발사장케네디 우주 센터, LC-17A을
계약자맥도넬 더글러스
입력서비스1997년 12월 12일
궤도 매개변수
참조 시스템태양중심학
정권L1 리사주스
페리기 고도145,700,000 km (90,500,000 mi)
아포기 고도150,550,000km(93,550,000mi)
기울기~0°
기간1년
계기
우주선 동위원소 분광계(CRIS)
전자, 양성자 및 알파 입자 모니터(EPAM)
자기계(MAG)
실시간 태양풍(RTSW)
태양 에너지 입자 이온 충전 분석기(SEPICA)
태양풍 전자, 양성자 및 알파 모니터(SWEPAM)
태양 동위원소 분광계(SIS)
태양풍 이온 구성 분광계(SWICS) 및 태양풍 이온 질량 분광계(SWIMS)
초저에너지 동위원소 분광계(ULEIS)
ACE mission logo.png
ACE 미션 패치
ACE는 태양-지구 L 지점1 주위의 궤도에 있다.

어드밴스트 컴포지션 탐색기(ACE)는 태양풍, 행성간 매체 및 기타 소스에서 나오는 에너지 입자로 구성된 물질을 연구하기 위한 NASA 탐험가 프로그램 솔라(Solar)와 우주 탐사 임무다.

ACE의 실시간 데이터는 국립해양대기청(NOAA) 우주기상예측센터가 태양폭풍의 예보와 경고를 개선하기 위해 사용한다.[1] ACE 로봇 우주선은 1997년 8월 25일 발사되었고, 1997년 12월 12일 L1 라그랑주 지점(후자로부터 약 150만 km 떨어진 곳에 태양과 지구 사이에 놓여 있음)에 가까운 리사주 궤도에 진입했다.[2] 그 우주선은 현재 그 궤도에서 운항 중이다. ACE는 비 케플러안 궤도에 있고, 정기적인 스테이션 유지 기동을 가지고 있기 때문에, 인접한 정보 상자의 궤도 매개변수는 근사치일 뿐이다.

2021년 현재 우주선의 상태는 대체로 양호하며, 2024년까지 궤도를 유지할 수 있는 충분한 추진체가 있을 것으로 예상된다.[3][4] NASA 고다드 우주비행센터는 ACE 우주선의 개발과 통합을 관리했다.[5]

역사

ACC(Advanced Composition Explorer)는 1986년 탐색기 개념 연구 프로그램의 일환으로 제안되었다. ACE는 태양풍에서 은하계 우주선 에너지까지 핵당 60년에 걸쳐 H에서 Zn까지 가속핵의 원소 및 동위원소 구성을 감도로 조정하고 감도와 전하 및 질량 분해능을 지금보다 훨씬 더 잘 측정하도록 설계되었다. A단계 정의 연구에 따라 ACE는 1989년에 개발 대상으로 선정되었고, 1994년에 공사를 시작했다. 1997년 8월 25일, ACE는 델타 II 발사 차량에 의해 케이프 커내버럴 공군기지에서 성공적으로 발사되었다. 1997년 8월 발사는 원래 1993년으로 예정되어 있었다.[6]

과학 목표

ACE 관찰을 통해 다음의 4대 주요 영역에서 광범위한 근본적 문제를 조사할 수 있다.[7]

물질의 원소 및 동위원소 구성

주요 목표는 핵이 가속되는 "원소 물질"의 다양한 샘플의 원소 및 동위원소 구성을 정확하고 포괄적으로 결정하는 것이다. 이러한 관찰은 다음을 위해 사용되어 왔다.

  • 태양 물질의 직접 샘플링을 기반으로 태양 동위원소 함량 집합 생성
  • 정확도가 크게 향상된 관상동위원소 및 동위원소 구성 결정
  • 은하 우주선과 태양계 물질의 동위원소 차이 패턴 설정
  • 성간 및 행성간 "픽업 이온"의 원소 및 동위원소 함량을 측정한다.
  • 국소 성간 매체의 표본을 나타내는 "열성 우주선 성분"의 동위원소 구성을 결정한다.

원소의 기원과 이후의 진화적 처리

운석의 동위원소 "아노말리"는 태양계가 형성되었을 때 균질하지 않았음을 나타낸다. 마찬가지로 은하도 항성 핵합성이 지속돼 우주공간이 균일하지도 않고 시간적으로도 일정하지도 않다.

ACE 측정은 다음을 위해 사용되었다.

  • 태양과 유성 물질의 동위원소 구성 사이의 차이 탐색
  • 달과 유성 물질, 그리고 행성 대기 및 자석 공간에 대한 태양풍 및 태양 에너지 입자의 기여를 결정한다.
  • 우주 광원 물질에 기여하는 지배적인 핵합성 과정 결정
  • 우주선이 새로 합성된 물질(예: 초신성)의 샘플인지 또는 현대 성간 매체의 샘플인지 확인
  • 은하 진화 모델 테스트로 태양 및 은하 물질에서 동위원소 패턴 검색

태양 코로나의 형성과 태양풍 가속도

태양에너지의 입자, 태양풍, 분광 관측을 통해 코로나의 원소 구성이 광권 구성과 구별된다는 것을 알 수 있다. 비록 코로나의 원소 구성은 이것이 발생하고 그 후에 태양풍이 가속되는 과정은 잘 이해되지 않지만 말이다. ACE가 제공하는 상세한 구성 및 충전 상태 데이터는 다음을 위해 사용된다.

  • 광범위한 관상동맥과 광서권 함수를 비교하여 지배적인 관상동맥 형성 프로세스를 격리한다.
  • 이 두 모집단의 전하 상태를 측정하고 비교함으로써 태양풍과 태양열 에너지 입자의 발생원에서 플라즈마 상태를 연구한다.
  • 태양풍 가속 프로세스와 다양한 태양풍 흐름의 전하 또는 질량 의존적 분율 연구

자연에서의 입자 가속 및 이동

입자 가속은 자연에서 어디서나 볼 수 있으며 그 본질을 이해하는 것은 우주 플라즈마 천체물리학의 근본적인 문제들 중 하나이다. ACE 측정을 통해 얻은 고유 데이터 세트는 다음과 같은 용도로 사용되어 왔다.

  • 태양 에너지 입자 및 행성간 가속 이벤트 중 전하 및/또는 질량 의존 분율을 직접 측정
  • 최대 50년에 이르는 에너지에서 충전, 질량 및 스펙트럼 데이터를 사용하여 태양 플레어, 관상 충격 및 행성간 충격 가속 모델 제한
  • 풍부한 태양 플레어 및 태양 and-ray 이벤트를 위한 이론 모델 테스트

계측

우주선 동위원소 분광계(CRIS)

우주선 동위원소 분광계는 50 ~ 500 MeV/뉴클레온에서 Z composition 2 ~ 30의 원소에 대한 동위원소 분해능으로 Advanced Composition Explorer의 에너지 간격 중 가장 높은 10년을 차지한다. 이 에너지 간격에서 검출된 핵은 우리 은하에서 발원하는 우주 광선이 주를 이룬다. 이 은하 물질의 샘플은 모성 물질의 핵합성을 조사하고, 이러한 입자들이 은하와 행성간 매체에서 겪는 분절, 가속, 수송 과정을 조사한다. CRIS를 통한 충전 및 질량 식별은 실리콘 검출기 스택에서 dE/dx 및 총 에너지의 다중 측정과 섬광 광섬유 궤적(SOFT) 진폭에서의 궤적 측정을 기반으로 한다. 계측기는 동위원소 측정에 250 cm2 sr의 기하학적 계수를 가진다.[8]

전자, 양성자 및 알파 입자 모니터(EPAM)

ACE 우주선에 탑재된 전자, 프로토, 알파 모니터(EPAM) 기기는 거의 전체 유닛-sphere에 걸쳐 다양한 범위의 에너지 입자를 고해상도로 측정하도록 설계되었다. 그러한 이온과 전자의 측정은 태양 플레어, 공회전 상호작용 영역(CIRs), 행성간 충격 가속도 및 상류 지상 사건의 역학을 이해하는 데 필수적이다. EPAM의 큰 동적 범위는 이온의 경우 약 50 keV에서 5 MeV까지, 전자의 경우 40 keV에서 약 350 keV까지 확장된다. 전자 및 이온 측정을 보완하기 위해 EPAM에는 종군 비율 및/또는 개별 펄스 높이 이벤트로 보고된 이온 종을 명확하게 식별하는 컴포지션 애퍼처(CA)도 장착된다. 이 기구는 우주선 스핀 축에 대한 다양한 각도를 지향하는 5개의 망원경을 통해 넓은 공간 커버리지를 달성한다. 1.5초에서 24초 사이의 시간 분해능으로 얻은 저에너지 입자 측정과 3차원 입자 음이소트로피를 관측할 수 있는 기구의 능력은 EPAM이 ACE 우주선에서 다른 기구를 사용하는 연구에 행성간 컨텍스트를 제공하는 훌륭한 자원을 만든다. [9]

자기계(MAG)

ACE의 자기장 실험은 행성간 매체의 국소 자기장에 대한 연속적인 측정을 제공한다. 이러한 측정은 에너지 및 열 입자 분포의 ACE 동시 관측을 해석하는 데 필수적이다. 이 실험은 우주선의 중심에서 반대편 태양 전지판에 있는 165인치(419cm) 떨어진 곳에 위치한 붐 장착형 3축 관문 센서 한 쌍으로 구성된다. 두 개의 3축 센서는 균형 잡힌 완전 이중화 벡터 기구를 제공하며 우주선의 자기장에 대해 어느 정도 강화된 평가를 할 수 있다. [10]

실시간 태양풍(RTSW)

실시간태양풍(RTSW) 시스템은 최대 1시간 전에 태양풍을 지속적으로 모니터링하고 주요 지구자기 활동이 임박했다는 경고를 생산하고 있다. NOAA에 의해 발표된 경고와 경고는 그러한 활동에 민감한 시스템을 가진 사람들이 예방 조치를 취할 수 있도록 한다. RTSW 시스템은 4개의 ACE 기기(MAG, SWEPAM, EPAM, SIS)에서 태양풍과 정력 입자 데이터를 고해상도로 수집하여 저속 비트 스트림으로 포장하여 지속적으로 데이터를 방송한다. NASA는 매일 과학 데이터를 다운로드할 때 NOAA에 실시간 데이터를 보낸다. RTSW 시스템은 전용 지상국(일본의 CRL, 영국의 RAL)과 기존 지상 추적 네트워크(NASA의 DSN, USAF의 AFSCN)의 시간을 조합해 연중 내내 24시간 데이터를 수신할 수 있다. 원시 데이터는 지상국에서 콜로라도주 볼더에 있는 우주기상예측센터로 즉시 보내져 처리한 뒤 우주기상운영센터로 전달되며, 이 데이터는 일본 히라이소의 CRL 지역경보센터에도 전달되고, USAF 55 우주기상스쿼드로에도 전달된다.n, 월드 와이드 웹에 위치한다. 데이터는 ACE를 떠난 시점으로부터 5분 이내에 다운로드, 처리, 분산된다. RTSW 시스템은 또한 행성간 충격에 접근하는 것을 경고하고, 위성 시스템에서 방사선 손상을 일으킬 수 있는 고에너지 입자의 유동성을 감시하기 위해 저에너지 에너지 입자를 사용한다.[11]

태양 에너지 입자 이온 충전 분석기(SEPICA)

태양 에너지 입자 이온 충전 분석기(SEPICA)는 ≈0.2 MeV 핵종-1에서 ≈5 MeV 충전-1까지의 에너지 범위에서 태양 및 행성간 에너지 입자의 이온 충전 상태를 결정하는 첨단 합성 탐색기(ACE)의 기기였다. 에너지 이온의 충전 상태는 이러한 입자 집단의 소스 온도, 가속도, 분율 및 전송 과정을 밝혀내는 핵심 정보를 포함한다. SEPICA는 ISEE-1 및 SEPICA의 기반이 된 국제통화탐사기(ISEE-3)의 이전 ULEZEQ보다 훨씬 큰 기하학적 요인으로 개별 충전 상태를 해결할 수 있는 능력을 가지고 있었다. 이 두 가지 요건을 동시에 달성하기 위해 SEPICA는 고차지 해상도 센서 섹션 1개와 저차지 분해능 2개로 구성되었지만 큰 기하학적 요인 섹션으로 구성되었다.[12]

2008년 현재 이 기기는 가스밸브 고장으로 더 이상 작동하지 않고 있다.[4]

태양 동위원소 분광계(SIS)

태양 동위원소 분광계(SIS)는 ~10 ~ ~100 MeV/핵에 걸친 에너지 범위에서 He에서 Zn(Z = 2 ~ 30)까지의 에너지 핵의 동위원소 구성의 고해상도 측정을 제공한다. 대규모 태양 이벤트 동안 SIS는 태양 에너지 입자의 동위원소 함량을 측정하여 태양 코로나의 구성을 직접 결정하고 입자 가속 과정을 연구한다. 태양 정숙기에 SIS는 은하에서 나오는 저에너지 우주선의 동위원소와 성간 매질에서 발생하는 변칙적인 우주선 성분의 동위원소를 측정한다. SIS는 입사핵의 핵 전하, 질량 및 운동에너지의 측정을 제공하는 실리콘 고체 상태의 검출기로 구성된 두 개의 망원경을 가지고 있다. 각 망원경 내에서 입자 궤도는 위치 측정과 에너지 손실 측정을 모두 제공하기 위해 맞춤형 초대형 통합형(VLSI) 전자 장치로 계측된 2차원 실리콘 스트립 검출기 한 쌍으로 측정된다. SIS는 대규모 태양 입자 이벤트에서 만나는 극도의 고유속 조건에서 뛰어난 질량 분해능을 달성하도록 특별히 설계되었다. 그것은 이전의 태양 입자 동위원소 분광계보다 훨씬 큰 40 cm2 sr의 기하학적 인자를 제공한다.[13]

태양풍 전자, 양성자 및 알파 모니터(SWEPAM)

태양풍 전자 양성자 알파 모니터(SWEPAM) 실험은 첨단 합성 탐색기(ACE)를 위한 대량 태양풍 관측을 제공한다. 이러한 관측은 ACE에 대해 이루어진 원소 및 동위원소 조성 측정의 맥락을 제공하며, 고급 3-D 플라즈마 계측기로 관상질량 방출, 행성간 충격 및 태양풍 미세구조와 같은 수많은 태양풍 현상을 직접 검사할 수 있다. 그들은 또한 율리시스 같은 우주선의 다른 동시 관측과 함께 사용될 수 있는 태양권 및 자기권 다우주선 연구에 이상적인 데이터 세트를 제공한다. SWEPAM 관측은 독립 전자(SWEPAM-e) 및 이온(SWEPAM-i) 계기와 동시에 이루어진다. ACE 프로젝트의 비용을 절감하기 위해 SWEPAM-e와 SWEPAM-i는 NASA/ESA 율리시스 공동 임무에서 나오는 재활용 비행 스페어다. 두 기기는 ACE 임무와 우주선 요건을 충족하기 위해 필요한 선택적 개조, 개조 및 현대화를 가지고 있었다. 둘 다 우주선이 회전할 때 팬 모양의 시야가 모든 해당 룩 방향을 쓸어내는 정전기 분석기를 포함하고 있다.[14]

태양풍 이온 구성 분광계(SWICS) 및 태양풍 이온 질량 분광계(SWIMS)

ACE의 태양풍 이온 성분 분광계(SWICS)와 태양풍 이온 질량 분광계(SWIMS)는 태양과 성간 물질의 화학적, 동위원소 성분 측정에 최적화된 계측기다. SWICS는 300kms−1(프로톤)와 170kms−1(Fe+16) 이상의 모든 태양풍 속도에서 H에서 Fe까지 모든 주요 태양풍 이온의 화학적 및 이온적 구성, 열적 및 평균 속도를 고유하게 결정하고, 태양과 성간 선원의 H와 He 동위원소를 모두 해결했다. SWICS는 또한 100 keV의 에너지까지 성간 구름과 먼지 구름 픽업 이온의 분포 기능을 측정했다. SWILS는−1 He와 Ni 사이의 모든 원소에 대해 태양풍의 화학적, 동위원소 및 전하 상태 구성을 측정한다. 두 계측기 각각은 비행 시간 질량 분광계이며, 비행 시간 및 필요에 따라 에너지 측정에 따른 정전기 분석을 사용한다.[15][16]

2011년 8월 23일, SWICS 비행시간 전자제품은 구성 데이터의 배경 수준을 증가시키는 연령 및 방사선 유도 하드웨어 이상을 경험했다. 이 배경의 영향을 완화하기 위해, 데이터에서 이온을 식별하는 모델은 정전기 분석기에 의해 측정되는 이온 에너지와 고체 상태 검출기에 의해 측정되는 이온 에너지만을 이용하도록 조정되었다. 이를 통해 SWICS는 산소와 탄소의 이온 충전 상태비, 태양풍 철 측정 등 하드웨어 이상 발생 이전에 대중에게 제공되었던 데이터 제품의 일부를 지속적으로 전달할 수 있게 되었다. SWICS에 의한 양성자 밀도, 속도, 열 속도의 측정은 이러한 변칙의 영향을 받지 않고 현재에 이르고 있다.[4]

초저에너지 동위원소 분광계(ULEIS)

ACE 우주선에 탑재된 ULEIS(Ultra-Low-Energy Equote Spectrometer, ULEIS)는 약 45 keV/뉴클레온에서 소수의 MeV/뉴클레온에 이르는 에너지로 He-Ni 원소의 입자 구성과 에너지 스펙트럼을 측정하는 초고해상도 질량분석기이다. ULEIS는 태양 에너지 입자 이벤트, 행성간 충격 및 태양풍 종단 충격에서 가속된 입자를 조사한다. ULEIS는 다른 ACE 계측기와 연계하여 에너지 스펙트럼, 질량 구성 및 시간적 변동을 결정함으로써 태양에 대한 지식뿐만 아니라 국소 간 성간 매체와 같은 다른 저장소에 대한 지식을 크게 향상시킨다. ULEIS는 가장 큰 태양 입자 또는 행성간 충격 이벤트에서 작동할 수 있는 능력과 함께 낮은 입자 유속을 측정하는 데 필요한 높은 민감도를 결합한다. ULEIS는 개별 이온에 대한 자세한 정보 외에도 다양한 이온과 에너지에 대한 광범위한 계수 속도를 특징으로 짧은 시간(few 분)의 눈금에 걸쳐 입자 플럭스와 음이소트로피를 정확하게 측정할 수 있다.[17]

과학 결과

ACE가 관측한 입자의 스펙트럼

그림 1: ACE가 관찰한 산소 독성.

그림 1은 태양 활동이 가장 낮은 11년 태양 주기의 부분인 태양 최소 직후의 기간 동안 ACE에서 산소의 입자 유량(특정 기간 동안의 총 유량)을 보여준다.[18] 가장 낮은 에너지 입자는 약 300km에서 약 800km/s의 속도로 느리고 빠른 태양풍에서 나온다. 모든 이온의 태양풍 분포와 마찬가지로 산소의 산소는 고에너지 입자의 피부 꼬리가 있다. 즉, 벌크 태양풍 프레임에서 플라즈마는 대략 열분포지만 그림 1과 같이 약 5 keV 이상의 현저한 초과 에너지 분포를 가진다. ACE 팀은 이러한 꼬리의 기원과 추가 가속 프로세스에 입자를 주입하는 역할을 이해하는 데 기여했다.

태양풍 입자보다 높은 에너지에서 ACE는 COR(코로팅 상호작용 영역)으로 알려진 지역의 입자를 관측한다. CIR은 태양풍이 균일하지 않기 때문에 형성된다. 태양 회전으로 인해 고속하천은 이전의 느린 태양풍과 충돌하여 약 2~5 천문단위(AU, 지구와 태양의 거리)에서 충격파를 일으키고 CIR을 형성한다. 이러한 충격에 의해 가속된 입자는 일반적으로 핵당 약 10 MeV의 에너지 아래 1AU에서 관측된다. ACE 측정은 CIR이 성간 중성 헬륨이 이온화되었을 때 형성되는 단일 충전 헬륨의 상당 부분을 포함하고 있음을 확인한다.[19]

아직 높은 에너지에서 입자의 측정 유량에 대한 주요한 기여는 빠른 관상질량 방출(CME)과 태양 플레어에 의해 구동되는 행성간(IP) 충격과 관련된 태양 에너지 입자(SEP)에 기인한다. 헬륨-3와 헬륨 이온의 농축된 풍부함은 섬말 꼬리가 이러한 SEP의 주요 종자 집단임을 보여준다.[20] 최대 2000km/s의 속도로 이동하는 IP 충격은 입자를 초피 꼬리로부터 핵당 100MeV로 가속시킨다. IP 충격은 입자가 ACE를 통과할 때 계속 가속할 수 있어 현장에서 충격 가속 과정을 연구할 수 있기 때문에 특히 중요하다.

ACE에 의해 관측된 다른 고에너지 입자는 내부 헬리콥터권에서 "픽업" 이온을 만들기 위해 이온화된 중성 성간 원자에서 유래한 변칙적인 우주선(ACR)이며, 이후 외부 헬리콥터권에서 핵당 10 MeV 이상의 에너지로 가속된다. ACE는 또한 픽업 이온을 직접 관찰한다; 그것들은 단독 충전되기 때문에 쉽게 식별된다. 마지막으로 ACE가 관측하는 가장 높은 에너지 입자는 우리 은하의 초신성 폭발로 인한 충격파에 의해 가속되는 것으로 생각되는 은하 우주선(GCRs)이다.

ACE의 기타 소견

발사 직후 ACE의 SEP 센서는 예상치 못한 특성을 가진 태양열을 감지했다. 대부분의 크고 충격 가속화된 SEP 이벤트와는 달리, 이러한 이벤트는 훨씬 더 작고 플레어 관련 충동 SEP 이벤트와 마찬가지로 철과 헬륨-3에서 고도로 농축되었다.[21][22] 운영 첫 해에 ACE는 이러한 "하이브리드" 이벤트 중 많은 것을 발견했고, 이는 커뮤니티 내에서 어떤 조건이 그것들을 발생시킬 수 있는지에 대한 실질적인 논의를 이끌어냈다.[23]

태양권 물리학에서 최근 주목할 만한 발견 중 하나는 공통의 스펙트럼 형태를 가진 물체 입자가 어디에나 존재한다는 것이다. 이 모양은 예상외로 조용한 태양풍, CIR을 포함한 충격으로 인한 하류의 교란 상태, 그리고 그 밖의 다른 헬리콥터권에서 발생한다. 이러한 관찰을 통해 Fisk와 Gloeckler는 입자의 가속을 위한 새로운 메커니즘을 제안하게 되었다.

또 다른 발견은 태양 흑점, CME, SEP에 의해 측정된 현재의 태양 주기가 이전 주기에 비해 훨씬 덜 자력적으로 활성화되었다는 것이다. 맥코마스 [25]외 율리시스 위성이 모든 위도에 걸쳐 측정한 태양풍과 ACE가 측정한 황색 평면의 동적 압력이 상관관계가 있으며 약 20년 동안 제때에 감소하고 있다는 것을 보여주었다. 그들은 태양이 전반적인 태양권에 영향을 미치는 세계적인 변화를 겪고 있다고 결론지었다. 동시에, GCR 강도는 증가하고 있었고 2009년에는 지난 50년 동안 가장 높은 수치를 기록했다.[26] GCR은 태양이 더 자력적으로 활동할 때 지구에 도달하는 데 더 많은 어려움을 겪기 때문에 2009년의 높은 GCR 강도는 세계적으로 감소된 태양 바람의 동적 압력과 일치한다.

ACE는 또한 우주선 니켈-59와 코발트-59 동위원소의 풍부함을 측정한다. 이러한 측정은 니켈-59가 초신성 폭발에서 생성된 시간과 우주선이 가속된 시간 사이에 결합된 전자(7.6 × 10년4)가 경과한 니켈-59의 반감기보다 긴 시간을 나타낸다.[27] 이러한 긴 지연은 우주 광선이 신선한 초신성 이젝타에서 오는 것이 아니라 오래된 항성 또는 성간 물질의 가속에서 오는 것임을 나타낸다. ACE는 또한 태양계 물질에서 동일한 비율에 걸쳐 농축된 철-58/철-56 비율을 측정한다.[28] 이것들과 다른 발견들은 은하계 초신성들이 몇 백만 년 안에 많이 폭발하는 지역에서 형성된 은하계 초신성의 우주 광선의 기원에 대한 이론으로 이어졌다. 최근 페르미 감마선 관측소에[29] 의한 시그너스 슈퍼허블에서 새로 가속된 우주선의 고치에 대한 관측은 이 이론을 뒷받침한다.

후속 우주기상관측소

2015년 2월 11일, NOAA와 NASA가 플로리다 케이프 커내버럴에서 스페이스X Falcon 9 발사체를 타고 성공적으로 발사된, 지구 탐지를 위한 보다 새롭고 민감한 기기와 결합한 Coronal 질량 유출물을 포함한 몇몇 유사한 기구들과 함께, 딥 스페이스 기후 전망대(DSCOVR)가 성공적으로 발사되었다. 우주선은 발사 100일이 조금 넘은 2015년 6월 8일까지 L에1 도착했다.[30] ACE와 함께 ACE가 계속 작동할 수 있는 한 두 가지 모두 우주 기상 데이터를 제공할 것이다.[31]

참고 항목

참조

  1. ^ "Satellite to aid space weather forecasting". USA Today. 24 June 1999. Archived from the original on 18 October 2009. Retrieved 24 October 2008.
  2. ^ "Operations Day -- 346/1997 (12 December 1997)". srl.caltech.edu. 31 December 1997. Retrieved 28 October 2021.
  3. ^ "ACE (Advanced Composition Explorer) - Mission Status". ESA eoPortal Directory. 15 June 2021. Retrieved 29 October 2021.
  4. ^ Jump up to: a b c Christian, Eric R.; Davis, Andrew J. (10 February 2017). "Advanced Composition Explorer (ACE) Mission Overview". California Institute of Technology. Retrieved 14 December 2017.
  5. ^ NASA - NSSDC - 우주선 - 세부 정보 Public Domain 이 글은 공개 도메인에 있는 이 출처의 텍스트를 통합한다..
  6. ^ "The Advanced Composition Explorer" (PDF). srl.caltech.edu. 1998. Retrieved 28 October 2021.
  7. ^ Stone, E. C.; et al. (July 1998). "The Advanced Composition Explorer". Space Science Reviews. 86: 1–22. Bibcode:1998SSRv...86....1S. doi:10.1023/A:1005082526237. S2CID 10744811.
  8. ^ Stone, E. C.; et al. (July 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.
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