高度な構成エクスプローラー

高度な構成エクスプローラー

ACE のアーティストによるコンセプト
名前	エクスプローラー 71 ACE
ミッションタイプ	太陽研究
オペレーター	米航空宇宙局（NASA）
コスパーID	1997-045A
SATCAT番号	24912
Webサイト	詳しくはこちら
ミッション期間	5年（予定） 27年2ヶ月28日 （進行中）
宇宙船の特性
宇宙船	エクスプローラー LXXI
宇宙船の種類	高度な構成エクスプローラー
バス	エース
メーカー	ジョンズホプキンス応用物理学研究所
打ち上げ質量	757 kg (1,669 ポンド)
乾燥質量	562 kg (1,239 ポンド)
寸法	直径2メートル（6フィート7インチ）、 長さ1.9メートル（6フィート3インチ）、 翼幅8.3メートル（27フィート）
力	444ワット
ミッション開始
発売日	1997年8月25日 14:39:00 UTC
ロケット	デルタ II 7920-8 D-247
発射場	ケープカナベラル、LC-17A
請負業者	マクドネル・ダグラス
入隊	1997年12月12日
ミッション終了
無効化	2024年（予定）[1]
軌道パラメータ
参照システム	太陽中心軌道
政権	リサージュ軌道
近地点高度	145,700,000 km (90,500,000 マイル)
遠地点高度	150,550,000 km (93,550,000 マイル)
傾斜	〜0°
期間	1年
楽器
宇宙線同位体分光計 (CRIS) 電子、陽子、およびアルファ粒子モニター (EPAM) 磁力計 (MAG) リアルタイム太陽風 (RTSW) 太陽高エネルギー粒子イオン電荷分析装置 (SEPICA) 太陽風電子、陽子、およびアルファモニター (SWEPAM) 太陽同位体分光計 (SIS) 太陽風イオン組成分光計 (SWICS) および太陽風イオン質量分析計 (SWIMS) 超低エネルギー同位体分光計 (ULEIS)
ACEミッションパッチ エクスプローラープログラム

高度構成探査機( ACEまたはExplorer 71 ) は、太陽風、惑星間物質、その他の発生源 からの高エネルギー粒子で構成される物質を研究するためのNASA エクスプローラー プログラムの衛星および宇宙探査ミッションです。

ACEからのリアルタイムデータは、アメリカ海洋大気庁（NOAA）宇宙天気予報センター（SWPC）によって、太陽嵐の予報と警報の精度向上に使用されています。^[2] ACEロボット宇宙船は1997年8月25日に打ち上げられ、 1997年12月12日にL1ラグランジュ点（太陽と地球の間にあり、地球から約1,500,000 km（930,000マイル）の距離にある）に近いリサージュ軌道に入りました_。 ^[3]宇宙船は現在その軌道で動作しています。ACEは非ケプラー軌道にあり、定期的に軌道維持操作を行っているため、隣接する情報ボックスの軌道パラメータは概算値です。

2023年現在^{[アップデート]}、^[4]宇宙船は概ね良好な状態にある。^[1] NASAゴダード宇宙飛行センターがACE宇宙船の開発と統合を管理した。^[5]

先進組成探査機（ACE）は、探査機概念研究プログラムの一環として1986年に提案された。ACEは、太陽風から銀河宇宙線エネルギーまで、核子あたりのエネルギーで60年にわたるH（水素）からZn（亜鉛）までの加速核の元素および同位体組成を、これまで可能だったよりもはるかに優れた感度と電荷および質量分解能で協調的に測定する設計となっている。フェーズA定義研究の後、ACEは1989年に開発対象として選定され、1994年に建設が開始された。1997年8月25日、ACEはケープカナベラル空軍基地からデルタIIロケットで打ち上げられた。1997年8月の打ち上げは、1993年に予定されていた。^[6]

ACE観測により、以下の4つの主要分野における幅広い基礎的問題の調査が可能になります。^[7]

主な目的は、原子核を加速する「原料物質」のさまざまなサンプルの元素および同位体組成を正確かつ包括的に決定することです。これらの観察は、次の目的で使用されています。

• 太陽物質の直接サンプリングに基づいて太陽同位体存在比のセットを生成します。
• コロナの元素および同位体組成を、大幅に改善された精度で決定します。
• 銀河宇宙線と太陽系物質間の同位体の違いのパターンを確立する。
• 星間および惑星間の「ピックアップイオン」の元素および同位体存在比を測定します。
• 局所的な星間物質のサンプルを表す「異常宇宙線成分」の同位体組成を決定します。

隕石中の同位体の「異常」は、太陽系が形成された当時は均質ではなかったことを示しています。同様に、銀河は恒星の継続的な元素合成により、空間的に均一ではなく、時間的にも一定ではありません。

ACE 測定は次のような目的で使用されています。

• 太陽と隕石の同位体組成の違いを調べる。
• 太陽風と太陽エネルギー粒子が月や隕石の物質、惑星の大気や磁気圏に与える影響を決定する。
• 宇宙線源物質に寄与する主要な核合成プロセスを決定する。
• 宇宙線が新しく合成された物質（例えば、超新星からのもの）のサンプルなのか、それとも現代の星間物質のサンプルなのかを判断する。
• 銀河進化モデルのテストとして、太陽と銀河の物質の同位体パターンを探します。

太陽の高エネルギー粒子、太陽風、分光観測により、太陽コロナの元素組成は光球の元素組成とは異なっていることが示されていますが、これが起こるプロセスと、その後太陽風が加速されるプロセスについては十分に理解されていません。ACE によって提供される詳細な組成と電荷状態データは、次の目的で使用されます。

• 広範囲にわたるコロナと光球の存在量を比較することにより、主要なコロナ形成プロセスを特定します。
• 太陽風と太陽エネルギー粒子の電荷状態を測定し比較することで、太陽風と太陽エネルギー粒子の発生源におけるプラズマの状態を研究します。
• 太陽風の加速プロセスと、さまざまな種類の太陽風の流れにおける電荷または質量に依存する分裂を研究します。

粒子加速は自然界に遍在しており、その性質を理解することは宇宙プラズマ天体物理学の基本的な課題の 1 つです。ACE 測定によって得られた独自のデータ セットは、次の目的で使用されています。

• 太陽の高エネルギー粒子および惑星間加速イベント中の電荷および/または質量依存の分離を直接測定する。
• 最大 50 年間のエネルギーにわたる電荷、質量、スペクトル データを使用して、太陽フレア、コロナ衝撃波、惑星間衝撃波の加速モデルを制約します。
• ³ He に富む太陽フレアと太陽 γ 線イベントの理論モデルをテストします。

宇宙線同位体分光計は、Advanced Composition Explorer のエネルギー範囲の最も高い範囲である 50 ～ 500 MeV/核子をカバーし、Z ≈ 2 ～ 30 の元素の同位体分解能を備えています。このエネルギー範囲で検出された核は、主に銀河系で発生した宇宙線です。この銀河物質のサンプルは、親物質の核合成、およびこれらの粒子が銀河系および惑星間媒体で受ける分別、加速、輸送プロセスを調査します。CRIS による電荷と質量の識別は、シリコン検出器のスタックでの dE/dx と総エネルギーの複数の測定と、シンチレーション光ファイバー軌道 (SOFT)ホドスコープでの軌道測定に基づいています。この機器は、同位体測定用に 250 cm ² (39 平方インチ)-srの幾何学的係数を備えています。 ^[8]

ACE 宇宙船の電子、陽子、アルファ モニター (EPAM) 装置は、ほぼ全単位球にわたって広範囲のエネルギー粒子を高時間分解能で測定するように設計されています。数十 keV から数 MeV の範囲でのイオンと電子のこのような測定は、太陽フレア、共回転相互作用領域 (CIR)、惑星間衝撃波加速、上流の地上イベントのダイナミクスを理解するために不可欠です。EPAMの広いダイナミック レンジは、イオンの場合は約 50 keV から 5 MeV、電子の場合は 40 keV から約 350 keV に及びます。電子とイオンの測定を補完するために、EPAM には、種グループ レートおよび/または個々のパルス高イベントとして報告されるイオン種を明確に識別する構成アパーチャ (CA) も装備されています。この装置は、宇宙船の回転軸に対してさまざまな角度に向けられた 5 つの望遠鏡を通じて、広い空間カバレッジを実現します。 1.5秒から24秒の間の時間分解能で得られる低エネルギー粒子の測定と、3次元で粒子の異方性を観測する機器の能力により、EPAMはACE宇宙船の他の機器を使用した研究に惑星間コンテキストを提供するための優れたリソースになります。^[9]

ACE の磁場実験では、惑星間媒体の局所磁場を連続的に測定します。これらの測定は、ACE のエネルギー粒子分布と熱粒子分布の同時観測の解釈に不可欠です。この実験は、宇宙船の中心から 165 インチ (419 cm) 離れた反対側の太陽電池パネルに設置された、ブームに取り付けられた 2 つの 3 軸フラックスゲートセンサーで構成されています。2 つの 3 軸センサーは、バランスのとれた完全に冗長なベクトル計測器を提供し、宇宙船の磁場の強化された評価を可能にします。^[10]

リアルタイム太陽風（RTSW）システムは、太陽風を継続的に監視し、最大1時間前に差し迫った大規模な地磁気活動を警告します。NOAAが発行する警告と警報により、そのような活動に敏感なシステムを持つ人は予防措置を講じることができます。RTSWシステムは、4つのACE機器（MAG、SWEPAM、EPAM、およびSIS）から太陽風とエネルギー粒子のデータを高解像度で収集し、データを低レートのビットストリームにパックして、データを継続的にブロードキャストします。NASAは、科学データをダウンロードするときに、毎日リアルタイムデータをNOAAに送信します。専用の地上局（日本のCRLと英国のRAL）と既存の地上追跡ネットワーク（NASA DSNとUSAFのAFSCN）の時間を組み合わせ、RTSWシステムは年間を通じて1日24時間データを受信できます。生データは地上局からコロラド州ボルダーの宇宙天気予報センターにすぐに送信され、処理されてから、日常業務で使用する宇宙天気運用センターに配信されます。データは日本の平磯基地にあるCRL地域警報センターやアメリカ空軍第55宇宙天気飛行隊にも送られ、ワールドワイドウェブに掲載される。データはACEから発信されてから5分以内にダウンロード、処理、配布される。RTSWシステムはまた、低エネルギーの高エネルギー粒子を使用して、接近する惑星間衝撃波を警告し、衛星システムに放射線損傷を引き起こす可能性のある高エネルギー粒子のフラックスを監視するのに役立てている。^[11]

太陽高エネルギー粒子イオン電荷分析装置 (SEPICA) は、先進的組成探査機 (ACE) に搭載された装置で、エネルギー範囲が ≈0.2 MeV nucl-1 から ≈5 MeV charge-1 の太陽および惑星間高エネルギー粒子のイオン電荷状態を測定した。高エネルギーイオンの電荷状態には、これらの粒子集団の発生源温度、加速、分別、輸送過程を解明するための重要な情報が含まれている。SEPICA は、そのベースとなったISEE-1およびISEE-3の前身である ULEZEQ よりも大幅に大きな幾何学的係数で個々の電荷状態を分析する能力があった。この 2 つの要件を同時に達成するために、SEPICA は 1 つの高電荷分解能センサーセクションと 2 つの低電荷分解能だが幾何学的係数が大きいセクションで構成された。^[12]

2008年現在、この機器はガスバルブの故障により機能していない。^[1]

太陽同位体分光計 (SIS) は、He から Zn (Z=2 ～ 30) までの高エネルギー核の同位体組成を、核子あたり約 10 ～ 約 100 MeV のエネルギー範囲にわたって高解像度で測定します。大規模な太陽活動の間、SIS は太陽高エネルギー粒子の同位体存在比を測定し、太陽コロナの組成を直接決定し、粒子加速プロセスを研究します。太陽活動が静かな間、SIS は銀河からの低エネルギー宇宙線の同位体と、近くの星間物質から発生する異常宇宙線成分の同位体を測定します。SIS には、入射核の核電荷、質量、運動エネルギーを測定するシリコン固体検出器で構成された 2 つの望遠鏡があります。各望遠鏡内では、位置とエネルギー損失の両方の測定を行うために、カスタムの超大規模集積回路 (VLSI) 電子機器を搭載した 2 次元シリコンストリップ検出器のペアで粒子の軌道が測定されます。SIS は、大規模な太陽粒子イベントで発生する極端で高フラックス条件下で優れた質量分解能を達成するために特別に設計されました。これは、以前の太陽粒子同位体分光計よりも大幅に大きい 40 cm ² sr のジオメトリ係数を提供します。^[13]

太陽風電子陽子アルファモニター (SWEPAM) 実験は、先進的組成探査機 (ACE) に大量の太陽風観測を提供します。これらの観測は、ACE で行われる元素および同位体組成測定の背景を提供するとともに、コロナ質量放出、惑星間衝撃波、太陽風微細構造など、数多くの太陽風現象を、先進的な 3-D プラズマ計測機器で直接調査することを可能にします。また、これらの観測は、ユリシーズなどの宇宙船からの同時観測と組み合わせて使用​​できるため、太陽圏と磁気圏の両方の複数の宇宙船の研究に理想的なデータセットを提供します。SWEPAM 観測は、独立した電子 (SWEPAM-e) およびイオン (SWEPAM-i) 計測機器によって同時に行われます。ACE プロジェクトのコストを節約するため、SWEPAM-e と SWEPAM-i は、 NASA / ESA共同ユリシーズ ミッションからのフライトスペア部品を再利用したものです。どちらの機器も、ACEミッションと宇宙船の要件を満たすために、選択的な改修、修正、近代化が必要でした。どちらも静電分析装置を内蔵しており、扇形の視野で宇宙船が回転するにつれて、関連するすべての方向を観測します。^[14]

ACE の太陽風イオン組成分光計 (SWICS) と太陽風イオン質量分析計 (SWIMS) は、太陽と星間物質の化学組成と同位体組成の測定に最適化された機器です。SWICS は、太陽風の化学組成とイオン電荷組成、H から Fe までのすべての主要な太陽風イオンの熱速度と平均速度を、300 km/s ⁻¹ (陽子) と 170 km/s ^{−1 (Fe+16) を超えるすべての太陽風速度で独自に決定し、太陽と星間の両方の源の H と He の同位体を分解しました。SWICS はまた、100 keV/e −1}のエネルギーまでの星間雲と塵雲ピックアップイオンの分布関数を測定しました。SWIMS は、He から Ni までのすべての元素について、太陽風の化学組成、同位体組成、電荷状態組成を測定します。 2つの機器はいずれも飛行時間型質量分析計であり、静電分析の後に飛行時間測定を行い、必要に応じてエネルギー測定を行う。^{[15] [16]}

2011 年 8 月 23 日、SWICS の飛行時間型電子機器で経年劣化と放射線によるハードウェア異常が発生し、組成データのバックグラウンド レベルが上昇しました。このバックグラウンドの影響を軽減するために、データ内のイオンを識別するモデルが調整され、静電分析装置で測定されたイオンの電荷あたりのエネルギーと、固体検出器で測定されたイオン エネルギーのみを利用するようになりました。これにより、SWICS は、ハードウェア異常が発生する前に公開されていたデータ製品のサブセット (酸素と炭素のイオン電荷状態比、太陽風鉄の測定など) を引き続き提供できるようになりました。SWICS による陽子密度、速度、熱速度の測定はこの異常の影響を受けず、現在も継続されています。^[1]

ACE宇宙船に搭載された超低エネルギー同位体分光計（ULEIS）は、約45 keV/核子から数MeV/核子までのエネルギーを持つHe-Ni元素の粒子組成とエネルギースペクトルを測定する超高解像度の質量分析計です。ULEISは、太陽の高エネルギー粒子イベント、惑星間衝撃波、太陽風終端衝撃波で加速された粒子を調査します。他のACE機器と組み合わせてエネルギースペクトル、質量組成、時間的変化を決定することで、ULEISは太陽の存在量だけでなく、局所的な星間物質などの他の貯蔵庫に関する知識を大幅に向上させます。ULEISは、低粒子フラックスを測定するために必要な高感度と、最大の太陽粒子イベントまたは惑星間衝撃波イベントで動作する機能を兼ね備えています。 ULEISは個々のイオンの詳細な情報に加えて、さまざまなイオンやエネルギーに対する幅広いカウントレートを特徴としており、短い（数分）時間スケールでの粒子フラックスと異方性を正確に測定することができます。^[17]

図1は、太陽活動極小期直後、つまり11年の太陽周期のうち太陽活動が最も低い時期のACEにおける酸素の粒子フルエンス（一定期間の総フラックス）を示しています。^[18]最もエネルギーの低い粒子は、約300 km/sから約800 km/sの速度を持つ低速および高速太陽風から来ます。すべてのイオンの太陽風分布と同様に、酸素の分布には、高エネルギー粒子の超熱的テールがあります。つまり、バルク太陽風のフレームでは、プラズマのエネルギー分布はほぼ熱分布ですが、図1に示すように、約5 keVを超えると顕著な過剰があります。ACEチームは、これらのテールの起源と、粒子を追加の加速プロセスに注入する際の役割の理解に貢献しました。

ACE は、太陽風粒子よりも高いエネルギーで、共回転相互作用領域 (CIR) として知られる領域からの粒子を観測します。CIR は、太陽風が均一ではないために形成されます。太陽の自転により、高速の流れが先行する低速太陽風と衝突し、約 2～5天文単位(AU、地球と太陽の間の距離) で衝撃波が発生し、CIR が形成されます。これらの衝撃によって加速された粒子は、通常、核子あたり約 10 MeV のエネルギーで 1 AU 未満で観測されます。ACE の測定により、CIR には、星間中性ヘリウムが電離したときに形成される一価ヘリウムのかなりの部分が含まれていることが確認されています。^[19]

さらに高いエネルギーでは、測定された粒子束への主な寄与は、高速コロナ質量放出（CME）と太陽フレアによって引き起こされる惑星間（IP）衝撃波に関連する太陽高エネルギー粒子（SEP）によるものです。ヘリウム3とヘリウムイオンの豊富な存在比は、超熱的尾部がこれらのSEPの主なシード集団であることを示しています。^[20]最大約2,000 km/s（1,200 mi/s）の速度で移動するIP衝撃波は、超熱的尾部からの粒子を核子あたり100 MeV以上に加速します。IP衝撃波は、ACEを通過するときに粒子を加速し続けることができるため、衝撃波加速プロセスをその場で研究できるため、特に重要です。

ACE が観測するその他の高エネルギー粒子には、異常宇宙線 (ACR) があります。これは、中性星間原子から発生し、内部太陽圏でイオン化されて「ピックアップ」イオンになり、その後、外部太陽圏で核子あたり 10 MeV を超えるエネルギーに加速されます。ACE はピックアップイオンも直接観測します。ピックアップイオンは単一電荷であるため、簡単に識別できます。最後に、ACE が観測する最高エネルギー粒子は銀河宇宙線 (GCR) です。これは、銀河系内の超新星爆発による衝撃波によって加速されると考えられています。

打ち上げ直後、ACEのSEPセンサーは予想外の特徴を持つ太陽現象を検出した。衝撃波によって加速される大規模なSEP現象のほとんどとは異なり、これらの現象は鉄とヘリウム3に非常に富んでおり、これははるかに小規模なフレア関連の衝撃的SEP現象と同様である。^{[21] [22]}運用開始から1年以内に、ACEはこれらの「ハイブリッド」現象を多数発見し、どのような条件でこれらの現象が発生するのかについてコミュニティ内でかなりの議論が巻き起こった。^[23]

太陽圏物理学における最近の注目すべき発見の一つは、共通のスペクトル形状を持つ超熱粒子が遍在しているということである。この形状は、静かな太陽風、CIRを含む衝撃波の下流の乱れた条件、そして太陽圏の他の場所で予期せず発生する。これらの観察から、フィスクとグロエクラー^[24]は粒子の加速の新しいメカニズムを示唆した。

もう一つの発見は、太陽黒点、CME、SEP で測定された現在の太陽活動周期は、以前の周期よりも磁気的に活動がはるかに少ないということです。 McComas ら^[25]は、ユリシーズ衛星によってすべての緯度で測定された太陽風の動圧と、黄道面で ACE によって測定された太陽風の動圧が相関しており、約 20 年間で時間とともに低下していることを示しました。彼らは、太陽が太陽圏全体に影響を及ぼす地球規模の変化を経験していると結論付けました。同時に、GCR の強度が増加し、2009 年には過去 50 年間で最高を記録しました^[26] 。太陽の磁気活動が活発なときは GCR が地球に到達するのがより困難になるため、2009 年の GCR の強度が高かったのは、太陽風の動圧が世界的に低下したことと一致しています。

ACEは宇宙線のニッケル59とコバルト59同位体の存在量も測定している。これらの測定は、ニッケル59が超新星爆発で生成されたときから宇宙線が加速されたときまでに、電子を結合したニッケル59の半減期（7.6×10 ^{4年）よりも長い時間が経過したことを示している。 [27]}このような長い遅延は、宇宙線が新鮮な超新星噴出物からではなく、古い恒星または星間物質の加速から来ていることを示している。ACEはまた、太陽系の物質中の同じ比率よりも濃縮されている鉄58 /鉄56比を測定している。 ^{[28]これらの発見と他の発見から、数百万年以内に多くの超新星が爆発する領域で形成される銀河の}スーパーバブルにおける宇宙線の起源に関する理論が生まれた。フェルミガンマ線観測所^[29]による白鳥座スーパーバブル内の新しく加速された宇宙線の繭の最近の観測は、この理論を支持している。

2015年2月11日、NASAとアメリカ海洋大気庁は、地球に向かうコロナ質量放出を検知するための新型でより感度の高い機器を含むいくつかの類似機器を搭載した深宇宙気候観測衛星（DSCOVR）を、フロリダ州ケープカナベラルからSpaceX社のファルコン9ロケットで打ち上げました。宇宙船は、打ち上げからわずか100日後の2015年6月8日にL1に到着しました。_[ 30 ^] ACEが機能し続ける限り、ACEと共に宇宙天気データを提供します。^[31]

ウィキメディア・コモンズには、ACE (宇宙船) に関連するメディアがあります。

• カリフォルニア工科大学による Advanced Composition Explorer (ACE)
• ACE リアルタイム太陽風 - 米国海洋大気庁より