風（宇宙船）

風

風力衛星はNASAの地球地球空間科学プログラムの最初のものである
名前	GGS/風力、ISTP/風力、惑星間物理学研究所
ミッションタイプ	太陽物理学
オペレーター	米航空宇宙局（NASA）
コスパーID	1994-071A
SATCAT番号	23333
Webサイト	ウェブ
ミッション期間	3年（予定） 30年21日 （進行中）
宇宙船の特性
メーカー	マーティン・マリエッタ
打ち上げ質量	1,250 kg (2,760 ポンド) [1]
乾燥質量	950 kg (2,090 ポンド)
ペイロード質量	195 kg (430 ポンド)
寸法	2.4 × 1.8 m (7 フィート 10 インチ × 5 フィート 11 インチ)
力	370ワット
ミッション開始
発売日	1994年11月1日 09:31:00 UTC
ロケット	デルタ II 7925-10 (デルタ 227)
発射場	ケープカナベラル、SLC-17B
請負業者	マクドネル・ダグラス
ミッション終了
最後の連絡	2070年（予定）
軌道パラメータ
参照システム	太陽中心軌道
政権	L 1 ラグランジュ点
太陽探査機
軌道投入	2004年5月
楽器 3DP 風力宇宙船のための3次元プラズマと高エネルギー粒子の調査 TGRS 過渡ガンマ線分光計 マイクロフィ 磁場調査 波 電波とプラズマ波の実験 スウェーデン 太陽風実験 SMS 太陽風と超熱イオン組成実験 コヌス ガンマ線バースト実験 エパクト 高エネルギー粒子：加速、構成、輸送
風のミッションパッチ 国際太陽地球物理科学イニシアチブ

地球地球空間科学( GGS)風衛星は、太陽風と地球の磁気圏内で発生する電波とプラズマを研究するために設計されたNASA の科学宇宙船です。1994 年 11 月 1 日 09:31:00 UTCにフロリダ州メリット島のケープカナベラル空軍基地(CCAFS)の LC-17B 発射台からマクドネル・ダグラスデルタ II 7925-10 ロケットで打ち上げられました。風はニュージャージー州イーストウィンザータウンシップのマーティン・マリエッタ宇宙宇宙部門で設計および製造されました。衛星は直径 2.4 m (7 フィート 10 インチ)、高さ 1.8 m (5 フィート 11 インチ) のスピン安定化円筒形衛星です。 ^[2]

探査機の当初のミッションは、L ₁ラグランジュ点で太陽を周回することだったが、太陽・太陽圏観測衛星（SOHO）と先進的組成探査機（ACE）が同じ場所に送られたため、磁気圏と月付近の環境を研究するためにこのミッションは延期された。ウィンドは2004年5月から継続的にL ₁に滞在しており、2024年現在も稼働している。^[2] 2024年現在、ウィンドは少なくとも2070年までL ₁で50年以上持続するのに十分な燃料を保有している。 ^[3]ウィンドは引き続きデータを収集しており、2023年末までに7,290件を超える科学出版物にデータを提供した。^{[2] [アップデート][アップデート]}

ミッションの運用は、メリーランド州グリーンベルトにあるゴダード宇宙飛行センターの建物 14 にあるマルチミッション運用センター (MMOC) から行われます。風のデータは、 SPEDASソフトウェアを使用してアクセスできます。WindはGGS Polarの姉妹船です。

国際太陽地球物理科学イニシアチブの目的は、太陽地球プラズマ環境の挙動を理解し、地球の大気が太陽風の状態の変化にどのように反応するかを予測することです。Windの目的は、太陽風が地球に到達する前にその特性を測定することです。

• 磁気圏および電離圏の研究のために、完全なプラズマ、高エネルギー粒子、および磁場の入力を提供します。
• 上流領域における惑星間空間への磁気圏出力を決定します。
• 地球近傍の太陽風で発生する基本的なプラズマプロセスを調査します。
• ユリシーズミッションによって太陽圏緯度で使用される基準黄道面観測を提供します。

Wind宇宙船には、KONUS、^[4]磁場調査（MFI）、^[5]太陽風および超熱イオン組成実験（SMS）、^[6]高エネルギー粒子：加速、組成、輸送（EPACT）調査、^[7]太陽風実験（SWE）、^[8]三次元プラズマおよび高エネルギー粒子調査（3DP）、^[9]過渡ガンマ線分光計（TGRS）、^{[10]および電波およびプラズマ波調査（WAVES） [11]を}含む一連の機器が搭載されています。KONUSおよびTGRS機器は、主に太陽フレアまたはガンマ線バーストのガンマ線および高エネルギー光子の観測用であり、ガンマ線座標ネットワークの一部です。SMS実験は、重イオンの質量および質量電荷比を測定します。 SWE および 3DP 実験は、低エネルギー (10 MeV未満) の太陽風の陽子と電子を測定/分析することを目的としています。WAVES および MFI 実験は、太陽風で観測される電場と磁場を測定するために設計されました。Wind宇宙船の一連の機器をすべて合わせると、黄道の太陽風面におけるプラズマ現象を完全に記述できます。

Wind WAVES機器^[11]の電界検出器は、 3つの直交電界ダイポールアンテナで構成されており、2つは宇宙船のスピン面（おおよそ黄道面）にあり、1つはスピン軸に沿っています。完全なWAVES機器スイートには、FFTと呼ばれる低周波FFT受信機（0.3 Hz〜11 kHz）、TNRと呼ばれる熱雑音受信機（4〜256 kHz）、RAD1と呼ばれる無線受信機バンド1（20〜1040 kHz）、RAD2と呼ばれる無線受信機バンド2（1.075〜13.825 MHz）、およびTDSと呼ばれる時間領域サンプラー（ミネソタ大学で設計および構築）の合計5つの受信機が含まれます。 2 つのスピンプレーンアンテナのうち長い方（E _x）は先端から先端までの長さが 100 m（330 フィート）で、短い方（E _y）は先端から先端までの長さが 15 m（49 フィート）です。スピン軸ダイポール（E _z）は先端から先端までの長さが約 12 m（39 フィート）です。宇宙船の電位を考慮すると、これらのアンテナの長さは、約 41.1 m（135 フィート）、約 3.79 m（12.4 フィート）、約 2.17 m（7 フィート 1 インチ）に調整されます [注: これらは変更される可能性があり、推定値にすぎず、必ずしも小数点第 2 位まで正確であるとは限りません]。Wind WAVES 機器は、 3 つの直交サーチコイル磁力計（アイオワ大学で設計および構築）を使用して磁場も検出します。XY サーチコイルは、 XY ダイポールアンテナと平行になるように配置されます。サーチコイルは高周波磁場測定を可能にします (B _x、B _y、および B _{zとして定義されます)。WAVES の Z 軸は、Z-GSE (地心太陽黄道) 方向と反平行です。したがって、通常の}オイラーの意味で Z 軸を中心に回転し、その後、WAVES 座標に回転した任意の GSE ベクトルの Z 成分の符号を変更できます。

電界（および磁界）波形キャプチャは、タイム ドメイン サンプラー（TDS）受信機から取得できます。^{[11] TDS サンプルは、フィールド コンポーネントごとに 2048 ポイント（} STEREO宇宙船では 16384 ポイント）の波形キャプチャです。波形は、電界と時間の測定値です。最高のサンプリング レートでは、高速（TDSF）サンプラーは 1 秒あたり約 120,000 サンプル（sps）で実行され、低速（TDSS）サンプラーは 7,500 sps で実行されます。TDSF サンプルは 2 つの電界コンポーネント（通常は E _xと E _y）で構成され、TDSS サンプルは 3 つの電界と 1 つの磁界、または 3 つの磁界と 1 つの電界の 4 つのベクトルで構成されます。TDSF 受信機は約 120 Hz 未満ではほとんどゲインがなく、サーチ コイル磁力計は約 3.3 Hz 付近でロールオフします。^[12]

TNR は最大 5 つの対数的に間隔を置いた周波数帯域で約 4～256 kHz の電界を測定しますが、通常は 3 つの帯域に設定され、帯域あたり 32 または 16 チャンネル、7 nV/(Hz) ^{1/2 の感度、400 Hz ～ 6.4 kHz の帯域幅、および 100} dBを超える総ダイナミック レンジを備えています。^[11]データは、公称 1 MHz のサンプリング レートで 20 ms サンプリングする 2 つのマルチ チャンネル受信機によって取得されます (詳細については、 Bougeret 1995 ^{[11]を参照してください)。TNR は、ワイヤ ダイポール アンテナの熱雑音応答による局所的な}上部混成周波数での放射であるプラズマ ラインを観測することによって、局所的なプラズマ密度を決定するためによく使用されます。プラズマ ラインを観測するには、ダイポール アンテナを局所的なデバイ長λ _Deよりも長くする必要があることに注意してください。^[13]太陽風の典型的な条件ではλ _{De は約7～20 m（23～66フィート）であり、} Windのワイヤダイポールアンテナよりもはるかに短い。このセクションの大部分は^[12]から取られた。

Wind / 3DP装置（バークレー宇宙科学研究所で設計および構築）は、太陽風中の超熱的電子およびイオンの分布の完全な3次元測定を行うために設計されました。この装置には3つのアレイがあり、各アレイは両端が尖った半導体望遠鏡のペアで構成され、各望遠鏡には2つまたは3つの近接して挟まれた不活性化されたイオン注入シリコン検出器があり、約20 keV以上の電子とイオンを測定します。この装置には、約3 eVから30 keVのイオンと電子を測定するために使用されるマイクロチャネルプレート検出器（ MCP）を備えたトップハット対称球面セクション静電分析器（ES）もあります。 ^[9] 2種類の検出器のエネルギー分解能は、固体望遠鏡（SST）の場合はΔE/E ≈0.3、トップハットES分析器の場合はΔE/E ≈0.2です。角度分解能は、SST では 22.5° × 36°、トップハット ES 分析装置では5.6° (黄道付近) から 22.5° です。粒子検出器は、SST (トップハット ES 分析装置) の場合、1 回のフルスピン (約 3 秒) で4πステラジアンの完全なカバレッジを得ることができます。このセクションの大部分は^、[12]から引用されました。

検出器アレイは、それぞれ長さ 0.5 m (1 フィート 8 インチ) の 2 つの対向ブームに取り付けられています。トップハット ES 分析装置は、それぞれ異なるエネルギー範囲をカバーするために異なるジオメトリ係数を持つ 4 つの独立した検出器で構成されています。電子検出器 EESA とイオン検出器 PESA は、それぞれ低エネルギー (L) と高エネルギー (H) の検出器に分かれています。H 分析装置と L 分析装置には、それぞれ 24 個と 16 個の個別のアノードが含まれています。アノードのレイアウトは、黄道面の ± 22.5° 以内で 5.6° の角度分解能を提供します (黄道面への垂直入射では 22.5° に増加します)。分析装置はエネルギーに対して対数的にスイープされ、1 スピンあたり 1024 サンプル (約 3 ミリ秒のサンプル期間) でカウンター サンプルします。したがって、アナライザーは、スピンあたり 16 スイープでスイープあたり 64 エネルギー サンプルをサンプリングするように設定することも、スピンあたり 32 スイープでスイープあたり 32 エネルギー サンプルをサンプリングするように設定することもできます。検出器は次のように定義されます。

• EESA Low (EL):約3 eVから約1 keVまでの電子をカバーします（これらの値は、データサンプリングの期間、宇宙船の電位、バーストモードかサーベイモードかによってモーメント構造ごとに異なります。一般的な範囲は、約5 eVから約1.11 keVです。^[12]）。スピン位相分解能は11.25°です。ELの総幾何学的係数は1.3 × 10 ⁻² E cm ² -sr（ここで、EはeV単位のエネルギー）で、宇宙船に対して半径方向の視野（FOV）はPESA-Lとほぼ同じ180°です。
• EESA High (EH):宇宙船のスピンが 11.25° 回転するごとに 32 サンプルのエネルギー スイープを行い、約 200 eV から約 30 keV までの電子 (ただし、一般的な値は、最小約 137 eV から最大約 28 keV まで変化します) をカバーします。EH の総幾何学係数は 2.0 × 10 ⁻¹ E cm ² -sr、MCP 効率は約 70%、グリッド透過率は約 73% です。EH は、宇宙船の表面に接する 360° の平面 FOV を持ち、通常の平面から最大 ±45° の円錐状に静電的に偏向できます。
• PESA Low (PL):宇宙船のスピン 5.6° ごとに、約 100 eV から約 10 keV (多くの場合、エネルギー範囲は約 700 eV から約 6 keV) の 14 サンプルのエネルギー スイープでイオンをカバーします (サーベイ モードでは、データ構造は通常、14 の異なるエネルギーで 25 のデータ ポイントを取得しますが、バースト モードでは、14 の異なるエネルギーで 64 のデータ ポイントを取得します)。PL の総幾何学的係数はわずか 1.6 × 10 ⁻⁴ E cm ² -sr ですが、エネルギー角度応答は PESA-H と同じです。太陽風中にある間、PL は太陽風の流れを捉えるためにバルク フローの方向に沿って向きを変え、ピッチ角度の範囲が狭くなります。
• PESA High (PH):宇宙船の11.25°ごとに、最低約80 eVから約30 keVまで(一般的なエネルギー範囲は、約500 eVから約28 keV ^[12] )の15サンプルエネルギースイープでイオンをカバーします(PHには複数のデータモードがあり、エネルギービンあたりのデータポイントの数は、121、97、88、65、または56のいずれかになります)。PHの総幾何学的係数は1.5 × 10 ⁻² E cm ² -srで、MCP効率は約50%、グリッド入口後の透過率は約75%です。

このセクションの大部分はウィルソンIII（2010）から引用された。^[12]

SST 検出器は、両端に望遠鏡を備えた 3 つのアレイで構成され、各アレイは、半導体検出器が 1 組または 3 組密接に挟み込まれた構造になっています。3 組の中央の検出器 (Thick または T) は面積が 1.5 cm ² (0.23 平方インチ)、厚さが 500 μm ですが、他の検出器であるフォイル (F) とオープン (O) は同じ面積ですが、厚さは 300 μm しかありません。望遠鏡の 1 つの方向は薄いレキサンフォイルで覆われており、太陽光を遮断するために、両面に約 1500オングストローム(Å) のアルミニウムが蒸着されています (SST-Foil)。この厚さは、電子のエネルギー (約 400 keV) までの陽子を阻止するように選択されています。電子は基本的にフォイルの影響を受けません。反対側 (SST-Open) では、一般的なほうき型磁石を使用して、約 400 keV 未満の電子の進入を拒否しますが、イオンは基本的に影響を受けません。したがって、高エネルギー粒子が検出器の壁を貫通しない場合、SST-Foil は電子のみを測定し、SST-Open はイオンのみを測定することになります。両端望遠鏡にはそれぞれ 36° × 20° FWHM FOV が 2 つあるため、5 つの望遠鏡の両端はそれぞれ 180° × 20° の空間をカバーできます。望遠鏡 6 は望遠鏡 2 と同じ回転軸の角度を観測しますが、望遠鏡 2 の両端には穴の開いたタンタル カバーがあり、最も強いフラックスを測定するために幾何学的係数を 10 分の 1 に減らしています。SST-Foil のデータ構造には通常、それぞれ 48 のデータ ポイントを持つ 7 つのエネルギー ビンがありますが、SST-Open にはそれぞれ 48 のデータ ポイントを持つ 9 つのエネルギー ビンがあります。両方の検出器のエネルギー分解能は ΔE/E ≈ 30% です。このセクションの大部分は^{[12]から引用されました。}

Windに搭載されている磁場計測装置 (MFI) ^[5]は、2 つの 3 軸フラックスゲート磁力計で構成されています。MFI のダイナミック レンジは ±4 nT～ ±65,536 nT、デジタル分解能は ±0.001 nT ～ ±16 nT、センサー ノイズ レベルは 0～10 Hz 信号で < 0.006 nT ( RMS )、サンプル レートはスナップショット メモリで 44 サンプル/秒 (sps) から標準モードで 10.87 sps まで変化します。データは、3 秒、1 分、1 時間の平均でも利用できます。より高いレート (つまり>10 sps)でサンプリングされたデータは、一部の研究では高時間分解能 (HTR) データと呼ばれています。^{[14] [15]}

Wind宇宙船には、2つのファラデーカップ（FC）イオン計測器が搭載されています。^{[8] SWE FCは、92秒ごとに最大20の角度と30の電荷ビンの縮小イオン分布関数を生成できます。 [16]}各センサーは、スピン面の上または下に約15°傾斜しており、エネルギー範囲は約150 eVから約8 keVです。円形の開口部は、変調器グリッド付近の収差の影響を制限し、各FCのコレクタープレートの収集領域を定義します。FCは、宇宙船の各回転で設定されたエネルギーでサンプルを採取し、次の回転のためにエネルギーを上げます。これらの検出器には最大30のエネルギービンがあるため、完全な縮小分布関数には30回転、つまり90秒強が必要です。

KONUS は、ガンマ線座標ネットワーク (GCN) と惑星間ネットワークにおいて、非常に積極的なパートナーであり続けています。天体物理学的突発現象の通知は KONUS から世界中に即座に送信され、その後のあらゆる場所の望遠鏡の配置に重要な役割を果たします。したがって、この装置は、ニール ゲーレルズ スウィフト天文台(スウィフトミッション) など、天体物理学コミュニティに積極的に貢献し続けています。

TGRS 装置は、冷却剤の予定期限切れのため、ミッションの早い段階で停止されました。

高エネルギー粒子加速・組成・輸送（EPACT）^[7]調査は、低エネルギーマトリックス望遠鏡（LEMT）、超熱高エネルギー粒子望遠鏡（STEP）、電子同位体望遠鏡システム（ELITE）を含む複数の望遠鏡で構成されています。ELITEは、2つのアルファ陽子電子（APE）望遠鏡と同位体望遠鏡（IT）で構成されています。

最高エネルギー望遠鏡 (APE と IT) はミッションの初期段階で故障しました。APE は ~5 と ~20 MeV の陽子の 2 つのチャンネルをカバーしますが、IT はオフになりました。ただし、LEMT (1～10 MeV/nucl の範囲のエネルギーをカバー) と STEP (20 keV～1 MeV/nucl の範囲で陽子よりも重いイオンを測定) は、引き続き貴重なデータを提供し続けています。

太陽風および超熱イオン組成実験（SMS）^[6]風は、超熱イオン組成分光計（STICS）、高分解能質量分析計（MASS）、太陽風イオン組成分光計（SWICS）の3つの独立した機器で構成されています。STICSは、6～230 keV/eのエネルギー範囲でイオンの質量、電荷あたりの質量、エネルギーを決定します。MASSは、0.5～12 keV/eの元素および同位体存在比を決定します。SWICSは、0.5～30 keV/eのエネルギー範囲でイオンの質量、電荷、エネルギーを決定します。 SWICS の「停止」マイクロチャネル プレート検出器(MCP) に障害が発生し、この機器の機能が低下したため、2000 年 5 月に電源がオフになりました。SMS データ処理ユニット (DPU) は 2009 年 6 月 26 日にラッチアップ リセットが発生し、MASS 加速/減速電源が一連の電圧を段階的に変化させるのではなく、固定電圧モードになりました。2010 年に、MASS の加速/減速電源に若干の劣化が発生し、機器の効率が低下しましたが、科学データの分析に重大な影響はありません。

1. 大規模な太陽風磁気圏相互作用と地球磁気圏界面における磁気再結合の関係の観測。^[17]
2. 惑星間衝撃波（IP）のランプにおける高周波（≥1kHz）電場変動に関する初の統計的研究。 ^{[18]この研究では、}イオン音波（IAW）の振幅は高速モード マッハ数と衝撃波圧縮比の増加とともに増加することが判明した。また、IAWはランプ領域で発生する確率が最も高いことも判明した。
3. 放射線帯におけるサーチコイル磁力計を用いた最大のホイッスラー波の観測。^{[19] [20]}
4. 準垂直IP衝撃波の上流における衝撃波の最初の観測。 ^[14]
5. ホイッスラー熱流束不安定性に対して不安定な電子分布を持つホイッスラーモード波の初めての同時観測。^[14]
6. IPショックにおける100mV/mを超える振幅の静電孤立波の最初の観測。 ^[15]
7. IP衝撃波における電子ベルシュタイン波の初観測。 ^[15]
8. IPタイプII電波 バーストの発生源領域の最初の観測。^[21]
9. ラングミュア波とZモード波の結合の最初の証拠。 ^[22]
10. 衝撃波遷移領域で観測された双極性ES構造がBGKモードまたは電子位相空間ホールと一致することを示唆する最初の証拠。^[23]
11. 電子位相空間ホールの振幅と電子温度の変化との相関関係を示す最初の証拠。^[24]
12. 双コヒーレンス法を用いた陸域前震における3波相互作用の最初の証拠。 ^{[25] [26]}
13. ミラー、ファイアホース、イオンサイクロトロン不安定性による陽子温度 異方性制約の最初の証拠。^[27]
14. アルヴェンサイクロトロンによる消散の最初の証拠。^[28]
15. 放射線帯における非常に大きな振幅のホイッスラー波による電子捕獲の初めての観測（ STEREO宇宙船と共有） （STEREO観測でも見られました）。^{[29] [30]}
16. 月の航跡におけるラングミュア波とホイッスラー波の最初の観測。^[31]
17. 太陽風の熱流不安定性によって駆動されるホイッスラーモード波による電子サイクロトロン共鳴の直接的な証拠の最初の証拠。^[32]
18. 短大振幅磁気構造（SLAMS）と呼ばれる前震電磁波による局所的な沿磁力線イオンビーム生成の最初の証拠。これは磁気音波モードのソリトンのような波である。^[33]
19. 惑星間および星間塵粒子の衝突の観測。2019年時点で10万回以上の衝突が記録されている。^[3]
20. 高速電波バーストとマグネターと天の川銀河とのつながりを示す最初の証拠。プレスリリースは Fast Radio Bursts でご覧いただけます。この研究は、 Nature 誌に少なくとも 6 本の論文が掲載されるきっかけとなりました。
21. 近くのこてつ座銀河内で、ガンマ線バーストよりも見かけの強度が大きい放射である巨大フレアが初めて観測されました。この放射は平均して 10 年に 1 回発生しています。プレスリリースは「近くの銀河の巨大フレア」でご覧いただけます。この研究は、少なくとも 6 本の論文がNatureに掲載されるきっかけとなりました。

Windが科学にもたらした貢献についての包括的なレビューは、^[34]によってReviews of Geophysicsに掲載され、 Eos（雑誌）のウェブサイト上のEditors' Voxで同誌によって取り上げられました。

Wind宇宙船のデータを直接または間接的に使用した査読済み出版物の完全なリストについては、https://wind.nasa.gov/bibliographies.php を参照してください。

Windは関連研究を生み出し続けており、そのデータは2010年1月1日以降4800件以上の出版物に寄与しており、それ以前にも2480件以上の出版物に貢献しています。2024年5月5日現在（2024年の出版物は含まない）、Windデータを使用して直接的または間接的に発表された出版物の総数は約7293件で、平均すると年間約243件の出版物になります（2018年以降の平均は年間約441件の出版物、または2018年以降約2648件の出版物です）。^[2] Windデータは、約15件がScience、約71件がNature Publishing Group（Nature、Nature Physics、Nature Communications、Scientific Reports、Scientific Americanを含む）、約37件がPhysical Review Lettersの、合計120件以上の高影響力の査読付き出版物で使用されています。これらの出版物の多くは、 Wind測定に大きく依存しているCDAWebのOMNIデータセットを引用することにより、 Windデータを直接的または間接的に利用しました。^[35]

• 2012年4月の論文がNASAのホームページのニュースになった。^[36]
• 2013年3月にウィンド宇宙船のデータを使用した論文が、Physical Review Lettersのスポットライト記事とNASAの特集記事として取り上げられました。 ^{[37] [38]}
• 2013年4月の論文はNASAのウェブサイトで紹介されました。^[39]
• 2014年9月の論文はNASAのウェブサイトとポピュラーサイエンスで取り上げられました。^{[40] [41]}
• ウィンドは2014年11月1日に打ち上げ20周年を迎え、NASAのホームページでそのことが強調された。^[42]
• 2016年11月、 THEMISの観測とWind宇宙船のデータを中心にした論文がPhysical Review Letters誌に掲載され、編集者の推薦論文に選ばれ、NASAとTHEMIS Science Nuggestのサイトで取り上げられました。^{[43] [44] [45]}
• 2019年6月の論文では風のデータが使用され、パーカー・ソーラー・プローブがおよそ2年後に訪れる高度で、太陽表面近くの優先領域でイオンが加熱されることが示されています。^{[46] [47]}
• ウィンドは2019年11月1日に打ち上げ25周年を迎え、NASAの特集記事でも取り上げられました。^[3]
• Wind / KONUSのデータを使用して、高速電波バーストがマグネターから発生する可能性があることが初めて示され、2020年11月4日にNASAがFast Radio Burstsで強調しました。
• Wind / KONUSのデータは、近くの彫刻刀銀河で発生した最初の巨大フレアの証拠を提供するのに役立ち、2021年1月13日にNASAが「近くの銀河の巨大フレア」で強調しました。
• Wind / LEMTデータは、太陽の高エネルギー粒子の発生源領域を正確に特定するのに役立ち、 2021年3月10日にNASAの「科学者が太陽最速粒子をその根源まで追跡」で強調されました。
• Wind / KONUS データは、総エネルギー出力が 10 ⁵⁴エルグ (または 10 ⁴⁷ J) という、記録上最も強力かつ明るいガンマ線バースト(GRB) イベントの 1 つを検出するのに役立ちました。このストーリーは、2022 年 10 月 13 日に Exceptional Cosmic Blast で取り上げられます。
• Windは2022年11月1日に発売28周年を迎えました。
• 2023年2月21日、Reviews of Geophysicsに掲載されたWindのレビュー論文^[34]が、同誌から2021-2022年のトップ引用論文に選ばれました。

• NASAゴダード宇宙飛行センターのウィンド運用チームは、2015年6月にウィンド宇宙船のコマンドおよび姿勢プロセッサの回復によりNASAグループ功績賞を受賞した。 ^[48]
• NASAゴダード宇宙飛行センターの風力運用チームは、2015年9月2日にAIAA宇宙運用・支援賞を受賞した。この賞は、チームの「NASA​​の風力宇宙船の回収における並外れた創意工夫と個人的な犠牲」を称えるものである。[ 49 ]^風力、ジオテール、および高度構成探査機（ACE）ミッションのエンジニアリングマネージャーであるジャクリーン・スネルが、チームを代表して賞を受け取った。^[50]
• 2019年、風力発電プロジェクトの科学者であるリン・B・ウィルソン3世がNASAの卓越した科学的業績賞を受賞した。^[51]

ウィキメディア・コモンズには、風 (宇宙船)に関連するメディアがあります。

• NASA.gov の Wind ウェブサイト
• NASA.gov の Old Wind ウェブサイト
• Washington.edu での 3D プラズマおよび高エネルギー粒子実験
• NASA.gov での電波とプラズマ波の実験