Первоначальная миссия космического корабля состояла в том, чтобы вращаться вокруг Солнца в точке Лагранжа L 1 , но она была отложена для изучения магнитосферы и окололунной среды, когда космические аппараты Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) и Advanced Composition Explorer (ACE) были отправлены в то же место. Wind непрерывно находится в точке L 1 с мая 2004 года и все еще работает по состоянию на 2024 год . [2] По состоянию на 2024 год у Wind в настоящее время достаточно топлива, чтобы продержаться еще более 50 лет в точке L 1 , по крайней мере до 2070 года. [3] Wind продолжает собирать данные и к концу 2023 года предоставил данные для более чем 7290 научных публикаций. [2][обновлять][обновлять]
Целью Международной инициативы по солнечно-земной физике является понимание поведения солнечно-земной плазменной среды, чтобы предсказать, как атмосфера Земли будет реагировать на изменения условий солнечного ветра. Целью Wind является измерение свойств солнечного ветра до того, как он достигнет Земли.
Предоставлять полный набор данных по плазме, энергичным частицам и магнитному полю для исследований магнитосферы и ионосферы.
Определить выход магнитосферы в межпланетное пространство в восходящей области.
Исследовать основные плазменные процессы, происходящие в околоземном солнечном ветре.
Предоставить базовые наблюдения в плоскости эклиптики для использования в гелиосферных широтах в ходе миссии Ulysses .
Инструменты
Космический аппарат Wind имеет ряд инструментов, включая: KONUS, [4] исследование магнитного поля (MFI), [5] эксперимент по исследованию состава солнечных ветров и надтепловых ионов (SMS), [6] исследование энергетических частиц: ускорение, состав и транспорт (EPACT), [7] эксперимент по исследованию солнечного ветра (SWE), [8] исследование трехмерной плазмы и энергетических частиц (3DP), [9] спектрометр переходных гамма-лучей (TGRS), [10] и исследование радиоволн и плазменных волн (WAVES). [11] Инструменты KONUS и TGRS в основном предназначены для наблюдения за гамма-лучами и фотонами высокой энергии солнечных вспышек или гамма-всплесков и являются частью сети координат гамма-излучения. Эксперимент SMS измеряет массу и отношение массы к заряду тяжелых ионов. Эксперименты SWE и 3DP предназначены для измерения/анализа протонов и электронов солнечного ветра с более низкой энергией (ниже 10 МэВ ) . Эксперименты WAVES и MFI были разработаны для измерения электрических и магнитных полей, наблюдаемых в солнечном ветре. В целом набор инструментов космического аппарата Wind позволяет полностью описать плазменные явления в плоскости солнечного ветра эклиптики.
Ветер/ВОЛНЫ
Сэмплер временной области
Детекторы электрического поля инструмента Wind WAVES [11] состоят из трех ортогональных дипольных антенн электрического поля , две в плоскости спина (примерно плоскости эклиптики ) космического корабля и одна вдоль оси спина. Полный набор инструментов WAVES включает пять общих приемников, включая: низкочастотный приемник FFT, называемый FFT (0,3 Гц - 11 кГц), приемник теплового шума, называемый TNR (4-256 кГц), радиоприемник диапазона 1, называемый RAD1 (20-1040 кГц), радиоприемник диапазона 2, называемый RAD2 (1,075-13,825 МГц), и сэмплер временной области, называемый TDS (разработанный и построенный Университетом Миннесоты ). Более длинная из двух антенн плоскости спина , определяемая как E x , составляет 100 м (330 футов) от кончика до кончика, в то время как более короткая, определяемая как E y , составляет 15 м (49 футов) от кончика до кончика. Диполь оси спина, определяемый как E z , составляет примерно 12 м (39 футов) от кончика до кончика. При учете потенциала космического корабля эти длины антенн корректируются до ~41,1 м (135 футов), ~3,79 м (12,4 фута) и ~2,17 м (7 футов 1 дюйм) [Примечание: они могут быть изменены и являются только оценками и не обязательно точными до двух знаков после запятой]. Прибор Wind WAVES также обнаруживает магнитные поля с помощью трех ортогональных поисковых катушечных магнитометров (разработанных и изготовленных Университетом Айовы ). Поисковые катушки XY ориентированы так, чтобы быть параллельными дипольной антенне XY. Поисковые катушки позволяют проводить высокочастотные измерения магнитного поля (определяемые как B x , B y и B z ). Ось Z WAVES антипараллельна направлению Z-GSE (геоцентрической солнечной эклиптики). Таким образом, любые вращения могут быть выполнены вокруг оси Z в нормальном эйлеровом смысле с последующей сменой знака в Z-компоненте любого вектора GSE, повернутого в координаты WAVES.
Захваты волновых форм электрического (и магнитного) поля могут быть получены с помощью приемника Time Domain Sampler (TDS). [11] Выборки TDS представляют собой захват волновых форм 2048 точек (16384 точек на космическом аппарате STEREO ) на компонент поля. Формы волн являются мерами электрического поля в зависимости от времени. При самых высоких частотах выборки быстрый (TDSF) выборщик работает со скоростью ~120 000 выборок в секунду (sps), а медленный (TDSS) выборщик работает со скоростью ~7 500 выборок в секунду. Выборки TDSF состоят из двух компонентов электрического поля (обычно E x и E y ), в то время как выборки TDSS состоят из четырех векторов, либо трех электрических и одного магнитного поля, либо трех магнитных и одного электрического поля. Приемник TDSF имеет небольшой или нулевой коэффициент усиления ниже примерно ~120 Гц, а магнитометры поисковой катушки спадают около ~3,3 Гц. [12]
Приемник теплового шума
TNR измеряет электрические поля ~4–256 кГц в 5 логарифмически разнесенных частотных диапазонах, хотя обычно устанавливается только на 3 диапазонах, из 32 или 16 каналов на диапазон, с чувствительностью 7 нВ/(Гц) 1/2 , полосой пропускания от 400 Гц до 6,4 кГц и общим динамическим диапазоном более 100 дБ . [11] Данные собираются двумя многоканальными приемниками, которые номинально производят выборку в течение 20 мс с частотой выборки 1 МГц (см. Bougeret 1995 [11] для получения дополнительной информации). TNR часто используется для определения локальной плотности плазмы путем наблюдения за плазменной линией, излучением на локальной верхней гибридной частоте из-за теплового шумового отклика проволочной дипольной антенны. Следует отметить, что наблюдение за плазменной линией требует, чтобы дипольная антенна была длиннее локальной длины Дебая , λ De . [13] Для типичных условий в солнечном ветре λ De ~7–20 м (23–66 футов), что намного короче, чем проволочная дипольная антенна на Wind . Большая часть этого раздела была взята из. [12]
Ветер/ 3ДП
Инструмент Wind / 3DP (разработанный и построенный в Лаборатории космических наук Беркли ) был разработан для проведения полных трехмерных измерений распределений надтепловых электронов и ионов в солнечном ветре. Инструмент включает в себя три массива, каждый из которых состоит из пары двухсторонних полупроводниковых телескопов, каждый из которых имеет два или три плотно расположенных пассивированных ионно-имплантированных кремниевых детектора, которые измеряют электроны и ионы выше ~20 кэВ. Инструмент также имеет цилиндрические симметричные сферические электростатические анализаторы (ES) с микроканальными пластинчатыми детекторами (MCP), которые используются для измерения ионов и электронов от ~3 эВ до 30 кэВ. [9] Два типа детекторов имеют энергетическое разрешение от ΔE/E ≈ 0,3 для твердотельных телескопов (SST) и ΔE/E ≈ 0,2 для цилиндрических ES-анализаторов. Угловые разрешения составляют 22,5° × 36° для SST и от 5,6° (вблизи эклиптики ) до 22,5° для анализаторов ES top-hat. Детекторы частиц могут получить полное покрытие 4π стерадиан за один полный (половинный) оборот (~3 секунды) для SST (анализаторы ES top-hat). Большая часть этого раздела взята из. [12]
Электростатические анализаторы
Массивы детекторов установлены на двух противоположных штангах, каждая длиной 0,5 м (1 фут 8 дюймов). Анализаторы ES top-hat состоят из четырех отдельных детекторов, каждый с различными геометрическими факторами для покрытия различных диапазонов энергий. Детекторы электронов, EESA, и детекторы ионов, PESA, разделены на детекторы низкой (L) и высокой (H) энергии. Анализаторы H и L содержат 24 и 16 дискретных анодов соответственно. Расположение анодов обеспечивает угловое разрешение 5,6° в пределах ± 22,5° от плоскости эклиптики (увеличивается до 22,5° при нормальном падении к плоскости эклиптики). Анализаторы сканируются логарифмически по энергии и счетчики выборок при 1024 выборках/спин (период выборки ~3 мс). Таким образом, анализаторы могут быть настроены на выборку 64 выборок энергии за развертку при 16 развертках за спин или 32 выборок энергии за развертку при 32 развертках за спин и т.д. Детекторы определяются следующим образом:
EESA Low (EL): охватывает электроны от ~3 эВ до ~1 кэВ (Эти значения варьируются от структуры момента к структуре момента в зависимости от продолжительности выборки данных, потенциала космического аппарата и режима всплеска или обзора. Типичный диапазон составляет ~5 эВ до ~1,11 кэВ. [12] ) с разрешением по фазе спина 11,25°. EL имеет общий геометрический фактор 1,3 × 10−2 E см2 - ср (где E — энергия в эВ) с почти идентичным полем зрения (FOV) в 180°, радиальным к космическому аппарату, как у PESA-L.
EESA High (EH): охватывает электроны от ~200 эВ до ~30 кэВ (хотя типичные значения варьируются от минимума ~137 эВ до максимума ~28 кэВ) в 32-выборочной энергетической развертке на каждые 11,25° вращения космического аппарата. EH имеет общий геометрический фактор 2,0 × 10−1 E см2 - ср, эффективность MCP около 70% и пропускание сетки около 73%. EH имеет 360° плоское поле зрения, касательное к поверхности космического аппарата, которое может быть электростатически отклонено в конус до ±45° от его нормальной плоскости.
PESA Low (PL): охватывает ионы с 14-выборочной энергетической разверткой (обратите внимание, что в режиме обзора структуры данных обычно берут 25 точек данных при 14 различных энергиях, тогда как в пакетном режиме они берут 64 точки данных при 14 различных энергиях.) от ~100 эВ до ~10 кэВ (часто энергии находятся в диапазоне от ~700 эВ до ~6 кэВ) каждые 5,6° вращения космического аппарата. PL имеет общий геометрический фактор всего 1,6 × 10−4 E см2 - ср , но идентичный отклик энергии-угла, как у PESA-H. Находясь в солнечном ветре, PL переориентируется вдоль направления объемного потока, чтобы захватить поток солнечного ветра, что приводит к узкому диапазону покрытия угла питча.
PESA High (PH): охватывает ионы с 15-выборочной энергетической разверткой от ~80 эВ до ~30 кэВ (типичный диапазон энергий составляет ~500 эВ до ~28 кэВ [12] ) каждые 11,25° космического аппарата (обратите внимание, что PH имеет несколько режимов данных, где количество точек данных на энергетический бин может быть любым из следующих: 121, 97, 88, 65 или 56). PH имеет общий геометрический фактор 1,5 × 10−2 E см2 - ср с эффективностью MCP около 50% и пропускной способностью на входе сетки около 75%.
Большая часть этого раздела была взята из Wilson III (2010). [12]
Твердотельные телескопы
Детекторы SST состоят из трех массивов двухсторонних телескопов, каждый из которых состоит из пары или тройки тесно расположенных полупроводниковых детекторов. Центральный детектор (толстый или T) тройки имеет площадь 1,5 см2 ( 0,23 кв. дюйма) и толщину 500 мкм, в то время как другие детекторы, фольгированный (F) и открытый (O), имеют ту же площадь, но толщину всего 300 мкм. Одно направление телескопов покрыто тонкой лексановой фольгой, ~1500 ангстрем (Å) алюминия, испаренного с каждой стороны для устранения солнечного света (SST-Foil), где толщина была выбрана для остановки протонов до энергии электронов (~400 кэВ). Электроны по существу не подвержены влиянию фольги. На противоположной стороне (SST-Open) используется обычный магнит-метла, чтобы не допустить попадания электронов ниже ~400 кэВ, но при этом ионы остаются практически нетронутыми. Таким образом, если частицы с более высокой энергией не проникают через стенки детектора, SST-Foil должен измерять только электроны, а SST-Open — только ионы. Каждый двухсторонний телескоп имеет два поля зрения 36° × 20° FWHM, таким образом, каждый конец пяти телескопов может охватывать участок пространства 180° × 20°. Телескоп 6 просматривает тот же угол к оси вращения, что и телескоп 2, но оба конца телескопа 2 имеют просверленную танталовую крышку для уменьшения геометрического фактора в 10 раз для измерения наиболее интенсивных потоков. Структуры данных SST-Foil обычно имеют 7 энергетических ячеек, каждая с 48 точками данных, в то время как SST-Open имеет 9 энергетических ячеек, каждая с 48 точками данных. Оба детектора имеют энергетическое разрешение ΔE/E ≈ 30%. Большая часть этого раздела взята из [12] .
Ветер/ МФО
Магнитный полевой прибор (MFI) [5] на борту Wind состоит из двух трехосных феррозондовых магнитометров . MFI имеет динамический диапазон от ±4 нТл до ±65 536 нТл, цифровое разрешение от ±0,001 нТл до ±16 нТл, уровень шума датчика < 0,006 нТл ( RMS ) для сигналов 0–10 Гц и частоту дискретизации от 44 выборок в секунду (sps) в памяти моментальных снимков до 10,87 sps в стандартном режиме. Данные также доступны в виде средних значений за 3 секунды, 1 минуту и 1 час. Данные, полученные с более высокой частотой ( т. е. >10 sps), в некоторых исследованиях называются данными с высоким временным разрешением (HTR). [14] [15]
Ветер/ Швеция
Космический аппарат Wind оснащен двумя ионными приборами с чашей Фарадея (FC). [8] FC SWE могут производить функции распределения уменьшенных ионов с 20 угловыми и 30 энергетическими ячейками на заряд каждые 92 секунды. [16] Каждый датчик имеет наклон ~15° выше или ниже плоскости спина и диапазон энергий от ~150 эВ до ~8 кэВ. Круглая апертура ограничивает эффекты аберрации вблизи сетки модулятора и определяет область сбора пластин коллектора в каждом FC. FC производят выборку с заданной энергией для каждого поворота космического аппарата, затем увеличивают энергию для следующего поворота. Поскольку для этих детекторов имеется до 30 энергетических ячеек, полная функция распределения уменьшенных ионов требует 30 поворотов или немного больше 90 секунд.
Ветер/ КОНУС и ТГРС
KONUS остается очень активным партнером в Gamma-ray Coordinates Network (GCN) и Interplanetary Network. Уведомления об астрофизических транзиентах мгновенно отправляются по всему миру из KONUS и имеют важное значение для последующего позиционирования телескопов по всему миру. Таким образом, инструмент остается активным участником астрофизического сообщества, например, в обсерватории Нила Герелса Свифта ( миссия Swift ).
Прибор TGRS был отключен в начале миссии из-за запланированного истечения срока службы охлаждающей жидкости.
Ветер/ ЭПАКТ
Исследование «Энергичные частицы: ускорение, состав и транспорт» (EPACT) [7] проводится с использованием нескольких телескопов, включая: низкоэнергетический матричный телескоп (LEMT); телескоп супратепловых энергетических частиц (STEP); и система электронного изотопного телескопа (ELITE). ELITE состоит из двух альфа-протонно-электронных (APE) телескопов и изотопного телескопа (IT).
Телескопы с самой высокой энергией (APE и IT) вышли из строя в начале миссии, хотя APE имеет два канала протонов ~5 и ~20 МэВ , но IT был выключен. Однако LEMT (охватывающий энергии в диапазоне 1–10 МэВ/нукл) и STEP (измерение ионов тяжелее протонов в диапазоне 20 кэВ–1 МэВ/нукл) по-прежнему продолжают предоставлять ценные данные.
Ветер/ SMS
Эксперимент по исследованию состава ионов солнечного ветра и надтеплового излучения (SMS) [6] на Wind состоит из трех отдельных инструментов: спектрометра состава ионов супратеплового излучения (STICS); масс-спектрометра высокого разрешения (MASS); и спектрометра состава ионов солнечного ветра (SWICS). STICS определяет массу, массу на заряд и энергию для ионов в диапазоне энергий 6–230 кэВ/э. MASS определяет элементное и изотопное содержание от 0,5 до 12 кэВ/э. SWICS определяет массу, заряд и энергию для ионов в диапазоне энергий 0,5–30 кэВ/э. Микроканальный пластинчатый детектор SWICS "stop" (MCP) дал сбой, что привело к снижению возможностей этого прибора и в конечном итоге был отключен в мае 2000 года. Блок обработки данных SMS (DPU) пережил сброс защелкивания 26 июня 2009 года, что перевело источник питания ускорения/замедления MASS в режим фиксированного напряжения, а не в режим пошагового прохождения набора напряжений. В 2010 году MASS испытал небольшое ухудшение в источнике питания ускорения/замедления, что снизило эффективность прибора, хотя это не оказало серьезного влияния на анализ научных данных.
Открытия
Наблюдение за связью между крупномасштабными взаимодействиями солнечного ветра и магнитосферы и магнитным пересоединением на земной магнитопаузе . [17]
Первое статистическое исследование высокочастотных (≥1 кГц) флуктуаций электрического поля в рампе межпланетных (IP) ударных волн. [18] Исследование показало, что амплитуда ионно-акустических волн (IAW) увеличивается с увеличением числа Маха быстрой моды и коэффициента сжатия ударной волны . Они также обнаружили, что IAW имеют самую высокую вероятность возникновения в области рампы .
Наблюдение за самой большой свистящей волной с использованием поискового магнитометра в радиационных поясах . [19] [20]
Первое наблюдение шоклетов выше квазиперпендикулярного IP-шока. [14]
Первое наблюдение волн типа электронно- Берштейна при ударной волне IP. [15]
Первое наблюдение области источника радиовсплеска IP-типа II . [ 21 ]
Первое доказательство связи волн Ленгмюра с волнами Z-моды. [22]
Первое доказательство того, что наблюдаемые биполярные структуры ES в области ударного перехода согласуются с модами BGK или дырками в электронном фазовом пространстве . [23]
Первое доказательство корреляции между амплитудой электронных фазовых дырок и изменением электронной температуры. [24]
Первое доказательство трехволнового взаимодействия в земном форшоке с использованием бикогерентности. [25] [26]
Первые доказательства альфвеновско-циклотронного рассеяния. [28]
Первое (совместное с космическим аппаратом STEREO ) наблюдение захвата электронов свистящей волной очень большой амплитуды в радиационных поясах (также наблюдавшееся в наблюдениях STEREO). [29] [30]
Первое наблюдение волн Ленгмюра и свистовых волн в лунном следе. [31]
Первое свидетельство генерации локального ионного пучка, ориентированного по полю, электромагнитными волнами форшока , называемыми короткими магнитными структурами большой амплитуды или SLAMS, которые представляют собой солитоноподобные волны в магнитозвуковом режиме. [33]
Наблюдение за столкновениями межпланетных и межзвездных пылевых частиц. По состоянию на 2019 год зарегистрировано более 100 000 столкновений. [3]
Первое наблюдение гигантской вспышки — выброса большей видимой интенсивности, чем гамма-всплески со средней частотой возникновения один раз в десятилетие — в близлежащей галактике Скульптор . Пресс-релиз можно найти на сайте Giant Flare in Nearby Galaxy. Эта работа привела к публикации по меньшей мере шести статей в Nature .
Космический аппарат Wind в обтекателе ракеты-носителя Delta II в ожидании запуска.
Подробный обзор вклада Винда в науку был опубликован в журнале Reviews of Geophysics [ 34] и освещен в разделе Editors' Vox на веб-сайте журнала Eos .
Список рецензируемых публикаций дляВетер
Полный список рецензируемых публикаций, напрямую или косвенно использующих данные космического аппарата Wind , можно найти по ссылке https://wind.nasa.gov/bibliographies.php.
Wind продолжает проводить соответствующие исследования, его данные были использованы в более чем 4800 публикациях с 1 января 2010 года и более чем в 2480 публикациях до этого. По состоянию на 5 мая 2024 года (не включая публикации 2024 года) общее количество публикаций, напрямую или косвенно использующих данные Wind , составляет ~7293, или в среднем ~243 публикации/год (в среднем с 2018 года составляет ~441 публикация/год или ~2648 публикаций с 2018 года). [2] Данные Wind использовались в более чем 120 рецензируемых публикациях с высоким уровнем влияния, из которых ~15 в Science , ~71 в Nature Publishing Group (включая Nature , Nature Physics , Nature Communications , Scientific Reports и Scientific American ) и ~37 в Physical Review Letters . Многие из этих публикаций использовали данные о ветре напрямую и косвенно, ссылаясь на набор данных OMNI на CDAWeb, который в значительной степени опирается на измерения ветра . [35]
Научные новости
Статья, опубликованная в апреле 2012 года, попала в новостную сводку на главной странице NASA. [36]
Статья, опубликованная в марте 2013 года и использующая данные космического аппарата Wind , была отмечена как статья-споттинг в Physical Review Letters и статья-статья NASA Feature Article. [37] [38]
Статья, опубликованная в апреле 2013 года, была опубликована на сайте NASA. [39]
Статья, опубликованная в сентябре 2014 года, была представлена на сайте NASA и в Popular Science . [40] [41]
1 ноября 2014 года Wind отметил 20-ю годовщину своего запуска, о чем было сообщено на домашней странице NASA. [42]
Статья от ноября 2016 года, в которой в первую очередь использовались наблюдения THEMIS и данные с космического аппарата Wind, была опубликована в Physical Review Letters и выбрана в качестве статьи, рекомендуемой редакторами, а также была отмечена на сайтах NASA и THEMIS Science Nuggest. [43] [44] [45]
Данные о ветре были использованы в статье, опубликованной в июне 2019 года, в которой показано, что ионы нагреваются в предпочтительной зоне вблизи поверхности Солнца, на высотах, которые Parker Solar Probe посетит примерно через два года. [46] [47]
1 ноября 2019 года компания Wind отметила 25-ю годовщину своего запуска, о чем было упомянуто в статье НАСА. [3]
Данные Wind /KONUS были использованы для того, чтобы впервые показать, что быстрые радиовсплески могут исходить от магнетаров , о чем NASA заявило на конференции Fast Radio Bursts 4 ноября 2020 года.
Данные Wind /KONUS помогли предоставить доказательства первой гигантской вспышки в близлежащей галактике Скульптор , о которой НАСА сообщило в рамках проекта «Гигантская вспышка в близлежащей галактике» 13 января 2021 года.
Данные о ветре /LEMT помогли точно определить область источника солнечных энергичных частиц , о чем НАСА сообщило на конференции «Ученые отслеживают самые быстрые солнечные частицы до их корней» 10 марта 2021 года.
Данные Wind / KONUS помогли обнаружить один из самых мощных/ярких гамма-всплесков (GRB) за всю историю наблюдений с общим выбросом энергии 10 54 эрг (или 10 47 Дж). История будет освещена 13 октября 2022 года на Exceptional Cosmic Blast.
1 ноября 2022 года компания Wind отпраздновала 28-ю годовщину своего запуска.
21 февраля 2023 года обзорная статья Wind [34], опубликованная в Reviews of Geophysics, была признана журналом самой цитируемой статьей 2021–2022 годов .
Команда Wind Operations Team в Центре космических полетов имени Годдарда NASA получила премию AIAA Space Operations & Support Award 2 сентября 2015 года. Награда присуждается команде за «исключительную изобретательность и личную жертву при восстановлении космического корабля Wind NASA ». [49] Жаклин Снелл, технический руководитель миссий Wind , Geotail и Advanced Composition Explorer (ACE), приняла награду от имени команды. [50]
TRACE (Transition Region and Coronal Explorer), запущен в 1998 г., выведен из эксплуатации в 2010 г.
Зонды Ван Аллена (ранее называвшиеся зондами радиационного пояса), запущены в 2012 г., выведены из эксплуатации в 2019 г.
Ссылки
^ "WIND Solar-Terrestrial Mission". ESA eoPortal . Европейское космическое агентство . Получено 19 августа 2018 г.
^ abcd "Домашняя страница NASA Wind". NASA.
^ abc Дарлинг, Сюзанна (1 ноября 2019 г.). «25 лет науки о солнечном ветре». NASA . Получено 6 ноября 2019 г.В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
^ Аптекар, Р. Л.; и др. (февраль 1995 г.). «Эксперимент по гамма-всплеску Konus-W для космического корабля GGS Wind». Space Science Reviews . 71 (1–4): 265–272. Bibcode :1995SSRv...71..265A. doi :10.1007/BF00751332. S2CID 121420345.
^ ab Lepping, RP; et al. (февраль 1995). "Исследование магнитного поля ветра". Space Science Reviews . 71 (1–4): 207–229. Bibcode : 1995SSRv...71..207L. doi : 10.1007/BF00751330. S2CID 86857569.
^ ab Gloeckler, G.; et al. (февраль 1995 г.). "Исследование состава солнечных ветров и надтепловых ионов на космическом аппарате Wind" (PDF) . Space Science Reviews . 71 (1–4): 79–124. Bibcode :1995SSRv...71...79G. doi :10.1007/BF00751327. hdl : 2027.42/43776 . S2CID 119883549.
^ abcd von Rosenvinge, TT; et al. (февраль 1995 г.). «Исследование энергетических частиц: ускорение, состав и транспорт (EPACT) на космическом аппарате WIND». Space Science Reviews . 71 (1–4): 155–206. Bibcode :1995SSRv...71..155V. doi :10.1007/BF00751329. S2CID 117444106.
^ ab Ogilvie, KW; et al. (февраль 1995 г.). "SWE, комплексный плазменный прибор для ветрового космического корабля". Space Sci. Rev. 71 ( 1–4): 55–77. Bibcode :1995SSRv...71...55O. doi :10.1007/BF00751326. S2CID 110110496.
^ ab Lin, RP; et al. (февраль 1995). "Исследование трехмерной плазмы и энергичных частиц для ветрового космического корабля". Space Science Reviews . 71 (1–4): 125–153. Bibcode :1995SSRv...71..125L. doi :10.1007/BF00751328. S2CID 121371087.
^ Оуэнс, А. и др. (февраль 1995 г.). «Высокоразрешающий спектрометр GE для астрономии гамма-всплесков». Space Science Reviews . 71 (1–4): 273–296. Bibcode :1995SSRv...71..273O. doi :10.1007/BF00751333. S2CID 119383556.
^ abcde Bougeret, J.-L.; et al. (1995). "Волны: исследование радио- и плазменных волн на ветровом космическом аппарате". Space Science Reviews . 71 (1–4): 231–263. Bibcode :1995SSRv...71..231B. doi :10.1007/BF00751331. S2CID 119756288.
^ abcdefg Wilson III, LB (2010). Микрофизика бесстолкновительных ударов . Бибкод : 2010PhDT........43W. ISBN978-1-124-27457-7.
^ Мейер-Верне, Н.; Перш, К. (март 1989). «Набор инструментов для антенн [sic] и теплового шума вблизи плазменной частоты». J. Geophys. Res . 94 : 2405–2415. Bibcode :1989JGR....94.2405M. doi :10.1029/JA094iA03p02405.
^ abc Wilson III, LB; et al. (октябрь 2009 г.). "Низкочастотные свистящие волны и ударные волны, наблюдаемые при квазиперпендикулярных межпланетных ударных волнах". J. Geophys. Res . 114 (A10): 10106. Bibcode :2009JGRA..11410106W. doi : 10.1029/2009JA014376 .
^ abc Wilson III, LB; et al. (декабрь 2010 г.). "Электростатические волны большой амплитуды, наблюдаемые при сверхкритической межпланетной ударной волне". J. Geophys. Res . 115 (A12): 12104. Bibcode :2010JGRA..11512104W. doi : 10.1029/2010JA015332 .
^ Kasper, JC; et al. (март 2006 г.). "Физические тесты для определения точности измерений ионов солнечного ветра: исследование случая с использованием Wind Faraday Cups". J. Geophys. Res . 111 (A3): 3105. Bibcode : 2006JGRA..111.3105K. CiteSeerX 10.1.1.584.7056 . doi : 10.1029/2005JA011442.
^ Фан, ТД; Кистлер ; Клекер; Херендель; Пашманн; Зоннеруп; Баумйоханн; Бавассано-Каттанео; Карлсон; и др. (апрель 2000 г.). «Расширенное магнитное пересоединение на магнитопаузе Земли по данным обнаружения двунаправленных струй». Nature . 404 (6780): 848–850. Bibcode :2000Natur.404..848P. doi :10.1038/35009050. hdl : 2027.42/144605 . PMID 10786785. S2CID 4370357.
^ Wilson III, LB; et al. (Июль 2007). "Волны в межпланетных ударных волнах: исследование Wind/WAVES". Phys. Rev. Lett . 99 (4): 041101. Bibcode :2007PhRvL..99d1101W. doi : 10.1103/PhysRevLett.99.041101 . PMID 17678345.
^ Wilson III, LB; Cattell ; Kellogg; Wygant; Goetz; Breneman; Kersten; et al. (январь 2011 г.). "Статистическое исследование свойств волн свиста большой амплитуды и их связь с электронными распределениями от нескольких эВ до 30 кэВ, наблюдаемыми в магнитосфере Wind". arXiv : 1101.3303 [physics.space-ph].
^ Wilson III, LB; et al. (сентябрь 2011 г.). "Свойства волн свистового режима большой амплитуды в магнитосфере: распространение и связь с геомагнитной активностью". Geophys. Res. Lett . 38 (17): 17107. arXiv : 1101.3303 . Bibcode :2011GeoRL..3817107W. doi :10.1029/2011GL048671. hdl : 2060/20110023537 . S2CID 20034844.
^ Bale, SD; et al. (июнь 1999). «Исходная область межпланетного радиовсплеска II типа». Geophys. Res. Lett . 26 (11): 1573–1576. Bibcode :1999GeoRL..26.1573B. doi :10.1029/1999GL900293. S2CID 122763627.
^ Bale, SD; et al. (1998). "Поперечные волны z-моды в земном электронном предвестнике" (PDF) . Geophys. Res. Lett . 25 (1): 9–12. Bibcode :1998GeoRL..25....9B. doi : 10.1029/97GL03493 .
^ Bale, SD; et al. (1998). «Биполярные электростатические структуры в области ударного перехода: доказательства наличия дыр в электронном фазовом пространстве». Geophys. Res. Lett . 25 (15): 2929–2932. Bibcode :1998GeoRL..25.2929B. doi : 10.1029/98GL02111 .
^ Bale, SD; et al. (август 2002 г.). «Электростатическая турбулентность и структуры масштаба Дебая, связанные с термализацией электронов при ударных волнах без столкновений». Astrophys. J . 575 (1): L25–L28. Bibcode :2002ApJ...575L..25B. doi : 10.1086/342609 .
^ Bale, SD; et al. (1996). «Фазовая связь в пакетах волн Ленгмюра: возможное свидетельство трехволновых взаимодействий в восходящем потоке солнечного ветра». Geophys. Res. Lett . 23 (1): 109–112. Bibcode : 1996GeoRL..23..109B. doi : 10.1029/95GL03595.
^ Kellogg, PJ; et al. (1996). «Ранние наблюдения ветра над головной ударной волной и предударными волнами». Geophys. Res. Lett . 23 (10): 1243–1246. Bibcode : 1996GeoRL..23.1243K. doi : 10.1029/96GL01067.
^ Bale, SD; et al. (ноябрь 2009 г.). "Мощность магнитных флуктуаций вблизи порогов нестабильности анизотропии температуры протонов в солнечном ветре". Phys. Rev. Lett . 103 (21): 211101. arXiv : 0908.1274 . Bibcode :2009PhRvL.103u1101B. doi :10.1103/PhysRevLett.103.211101. PMID 20366024. S2CID 8995612.
^ Kasper, JC; et al. (декабрь 2008 г.). "Горячий гелий солнечного ветра: прямое доказательство локального нагрева за счет диссипации циклотрона Альвена". Phys. Rev. Lett . 101 (26): 261103. Bibcode :2008PhRvL.101z1103K. doi :10.1103/PhysRevLett.101.261103. PMID 19113766.
^ Kellogg, PJ; et al. (октябрь 2010 г.). "Захват электронов и перенос заряда свистящими источниками большой амплитуды". Geophys. Res. Lett . 37 (20): 20106. Bibcode :2010GeoRL..3720106K. doi : 10.1029/2010GL044845 .
^ Кэттелл, Калифорния ; и др. (январь 2008 г.). "Открытие волн свистовой моды очень большой амплитуды в радиационных поясах Земли" (PDF) . Geophys. Res. Lett . 35 (1): 1105. Bibcode : 2008GeoRL..35.1105C. doi : 10.1029/2007GL032009. S2CID 120148399.
^ Kellogg, PJ; et al. (1996). «Наблюдения плазменных волн во время прохождения лунного следа». Geophys. Res. Lett . 23 (10): 1267–1270. Bibcode : 1996GeoRL..23.1267K. doi : 10.1029/96GL00376.
^ Wilson III, LB; et al. (январь 2013 г.). «Электромагнитные волны и электронная анизотропия ниже по течению сверхкритических межпланетных ударных волн». J. Geophys. Res . 118 (1): 5–16. arXiv : 1207.6429 . Bibcode :2013JGRA..118....5W. doi :10.1029/2012JA018167. S2CID 118833028.
^ Wilson III, LB; et al. (март 2013 г.). «Shocklets, SLAMS и выровненные по полю ионные пучки в наземном предвестнике землетрясения». J. Geophys. Res . 118 (3): 957–966. arXiv : 1207.5561 . Bibcode : 2013JGRA..118..957W. doi : 10.1029/2012JA018186. S2CID 59446231.
^ ab Wilson III, LB; et al. (июнь 2021 г.). "Четверть века открытий ветровых космических аппаратов". Rev. Geophys . 59 (2): e2020RG000714. Bibcode : 2021RvGeo..5900714W. doi : 10.1029/2020RG000714. hdl : 2027.42/167798 .
^ "Coordinated Data Analysis Web (CDAWeb)". NASA. Архивировано из оригинала 22 декабря 1997 года . Получено 11 июля 2019 года .
^ Фокс, Карен С. (17 июля 2012 г.). «Heliophysics Nugget: Riding the Plasma Wave». NASA . Получено 11 июля 2019 г. .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
^ Каспер, Дж. К.; Марука, Б. А.; Стивенс, М. Л.; Заславский, А. (28 февраля 2013 г.). «Синопсис: Почему солнечный ветер дует то горячо, то холодно». Physical Review Letters . 110 (9): 091102. doi : 10.1103/PhysRevLett.110.091102 . PMID 23496700.
^ "Обнаружен источник энергии солнечного ветра". NASA. 8 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 11 марта 2013 г. Получено 11 июля 2019 г.В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
^ Фокс, Карен С. (16 апреля 2013 г.). «Миссия NASA Wind сталкивается с волнами 'SLAMS'». NASA . Получено 11 июля 2019 г. .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
^ Патель, Каша (4 сентября 2014 г.). «Больше, чем кажется на первый взгляд: ученые НАСА слушают данные». НАСА . Получено 11 июля 2019 г. .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
^ Атертон, Келси Д. (4 сентября 2014 г.). «Ученые НАСА изучают Солнце, слушая его». Popular Science . Получено 11 июля 2019 г.
^ Фокс, Карен С. (29 декабря 2014 г.). «Рабочая лошадка солнечного ветра отмечает 20 лет научных открытий». NASA . Получено 11 июля 2019 г.
^ Wilson III, LB; et al. (ноябрь 2016 г.). «Релятивистские электроны, созданные предударными возмущениями, наблюдаемыми выше по течению от головной ударной волны Земли». Physical Review Letters . 117 (21). 215101. arXiv : 1607.02183 . Bibcode : 2016PhRvL.117u5101W. doi : 10.1103/PhysRevLett.117.215101. PMID 27911552. S2CID 22641772.
^ Джонсон-Грох, Мара (14 ноября 2016 г.). «NASA находит необычное происхождение электронов высокой энергии». NASA . Получено 11 июля 2019 г. .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
^ Wilson III, Lynn B. (2016). «Релятивистские электроны, созданные предударными возмущениями, наблюдаемыми выше по течению от головной ударной волны Земли». Physical Review Letters . THEMIS Science Nuggets. 117 (21). UCLA: 215101. arXiv : 1607.02183 . Bibcode : 2016PhRvL.117u5101W. doi : 10.1103/PhysRevLett.117.215101. PMID 27911552. S2CID 22641772. Получено 11 июля 2019 г.
^ Каспер, Джастин С.; Кляйн, Кристофер Г. (июнь 2019 г.). «Сильный предпочтительный нагрев ионов ограничен пределами солнечной альфвеновской поверхности». Письма в Astrophysical Journal . 877 (2). L35. arXiv : 1906.02763 . Bibcode : 2019ApJ...877L..35K. doi : 10.3847/2041-8213/ab1de5 .
^ Линч, Джим; Мур, Николь Касал (4 июня 2019 г.). «Решение загадки перегрева Солнца с помощью Parker Solar Probe». Мичиганский университет . Получено 11 июля 2019 г.
^ "Почетные награды агентства NASA 2015 года" (PDF) . NASA. 2015 . Получено 11 июля 2019 .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
^ "Space Operations & Support Award". AIAA. Архивировано из оригинала 11 июля 2019 года . Получено 11 июля 2019 года .
^ Хайленд, Дуэйн (17 августа 2015 г.). «AIAA отметит достижения на космическом и астронавтическом форуме и выставке AIAA» (пресс-релиз). AIAA. Архивировано из оригинала 5 сентября 2015 г.
^ "Awards Won - Heliophysics Science Division - 670". science.gsfc.nasa.gov . Получено 3 июля 2021 г. .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
Внешние ссылки
На Викискладе есть медиафайлы по теме « Ветер (космический аппарат)» .
Сайт о ветре NASA.gov
Сайт Old Wind на NASA.gov
Эксперимент с 3-D плазмой и энергичными частицами в Washington.edu
Эксперимент с радио- и плазменными волнами на NASA.gov
В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
