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

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. 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. 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, космічний апарат все ще знаходиться в загалом хорошому стані. Розробкою космічного апарату керував Центр космічних польотів імені Ґоддарда .

Історія 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.

Наукові цілі

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

Елементний та ізотопний склад речовини Головною метою є точне й всебічне визначення елементного та ізотопного складу різних зразків речовини, з якої прискорюються ядра. Ці спостереження дали змогу: визначити поширеності різних ізотопів на Сонці на основі безпосереднього відбору сонячної речовини, визначити елементний та ізотопний склад сонячної корони; встановити ізотопні відмінності між галактичними космічними променями та речовиною Сонячної системи; виміряти елементний та ізотопний склад «підхоплених іонів» міжзоряного середовища та міжпланетного простору; визначити ізотопний склад , яка відображає локальне міжзоряне середовище.

Походження елементів і їхні подальші перетворення 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 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 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

Спектрометр ізотопів космічних променів (CRIS) Спектрометр ізотопів космічних променів () 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 ·ср.

Монітор електронів, протонів і альфа-частинок (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.

Магнітометр (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.

Сонячний вітер у реальному часі (RTSW) 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 , Японія, до 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.

Аналізатор іонного заряду сонячних енергійних частинок (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 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. Станом на 2008 рік цей прилад більше не працює через відмову газових клапанів.

Спектрометр ізотопів Сонця (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.

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