Este Mundo, a veces insólito

Advanced Composition Explorer

Información general

Organización: NASA

Fabricante: Laboratorio de Física Aplicada Johns Hopkins

masa de lanzamiento: 757 kilogramos (1.669 lb)

Poder: 444 W End-of-Life (5 años)

Fecha de lanzamiento: 25 de 08 de 1997, 14:39:00 UTC

Vehículo de lanzamiento: Delta II 7920-8ace1

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-17A

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 596 kg

NSSDC ID: 1997-045A

Tipo de órbita: Alrededor del punto Lagrange L1

Semieje mayor: 148,100,000 kilómetros (92.000.000 millas)

Excentricidad: ~ 0,017

Perigeo: 145,700,000 90,500,000 kilómetros (millas)

Apogeo: 150,550,000 93,550,000 kilómetros (millas)

Inclinación: ~ 0 °

Instrumentación

  • Cosmic Ray Isotope Spectrometer (CRIS): Estudia y determina la composición isotópica de los rayos cósmicos en un intento de esclarecer su origen
  • ACE Real Time Solar Wind (RTSW)
  • Solar Wind Ion Mass Spectrometer (SWIMS) y Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS): Estos dos instrumentos son espectrómetros de masas cada uno destinado para diferentes medidas. Analizan la composición química e isotópica del viento solar y la materia interestelar.
  • Ultra-Low Energy Isotope Spectrometer (ULEIS): Este instrumento mide el flujo de iones en el rango del helio hasta el níquel para determinar las características de las partículas energéticas solares y el mecanismo por el cual las mismas se cargan por el sol.
  • Solar Energetic Particle Ionic Change analyzer (SEPICA)
  • Solar Isotope Spectrometer (SIS)
  • Solar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor (SWEPAM)
  • Magnetometer (MAG)

Historia

La misión fue concebida en un encuentro el 19 de junio de 1983 en la Universidad de Maryland, aunque se venía gestando la propuesta de un satélite que estudiara en profundidad el viento solar y las radiaciones intergalácticas bajo el nombre de Cosmic Composition Explorer. En 1986 la NASA retomó la idea, pero no sería hasta 1988 cuando el ACE fue seleccionado para un estudio conceptual conocido como la Fase A del diseño.

Finalmente el 22 de abril de 1991 la misión dio comienzo oficialmente con la firma de un contrato entre NASA/GSFC y el California Institute of Technology. Tras varios meses con el planeamiento de las operaciones, dio comienzo la Fase B de definición de la misión en agosto de 1992.

El diseño preliminar comenzó en noviembre de 1993, y las Fases C y D de implementación de los instrumentos comenzaron poco después.

ACE en órbita alrededor del Sol-Tierra L 1 puntoace2

Advanced Composition Explorer (ACE) es una NASA programa de Exploradores Solar y la exploración espacial misión para estudiar la materia que comprende partículas energéticas del viento solar, el medio interplanetario, y otras fuentes. En tiempo real los datos de la ECA son utilizados por la NOAA Centro de Clima Espacial Predicción para mejorar las predicciones y avisos de tormentas solares.[1] El ACE nave espacial robótica fue lanzadas el 25 de de agosto de 1997, y entró en una órbita de Lissajous cerca de la L1 punto de Lagrange (que se encuentra entre el Sol y la Tierra a una distancia de unos 1,5 millones de kilómetros de este último) el 12 de diciembre de 1997.[2] la nave espacial está operando a esa órbita. Debido a que la ECA está en una órbita no kepleriano, y tiene maniobras regulares de mantenimiento en posición, los parámetros orbitales en el cuadro de información adyacentes son sólo aproximados. La nave espacial se encuentra todavía en buen estado general, en 2015, y se prevé que tenga suficiente combustible para mantener su órbita hasta el año 2024.[3] de la NASA Goddard Space Flight Center a cargo del desarrollo y la integración de la nave espacial ACE.[4]

Observaciones de la ECA permiten la investigación de una amplia gama de problemas fundamentales en las siguientes cuatro áreas principales: [5]

Composición elemental e isotópica de la materia

Un objetivo importante es la determinación precisa y completa de la composición elemental e isotópica de las diversas muestras de «material básico» de la que se aceleran núcleos. Estas observaciones se han usado para:

  • Generar un conjunto de abundancias isotópicas solares basadas en el muestreo directo de material solar.
  • Determinar la composición elemental e isotópica de la corona con una precisión mejorada en gran medida.
  • Establecer el patrón de diferencias isotópicas entre los rayos cósmicos y el sistema solar materia.
  • Medir las abundancias elementales e isotópicas de interestelares «iones pick-up» y interplanetarias.
  • Determinar la composición isotópica del «componente de rayos cósmicos anómalos», lo que representa una muestra del medio interestelar local.

Origen de los elementos y el procesamiento posterior de la evolución

Isotópicas «anomalías» en meteoritos indican que el sistema solar no fue homogéneo, cuando se formó. Del mismo modo, la Galaxia no es ni uniforme en el espacio ni constante en el tiempo debido a la continua estelar nucleosíntesis. Las mediciones de la ECA se han usado para:

  • Buscar diferencias entre la composición isotópica de material solar y meteoritos.
  • Determinar las contribuciones de viento solar y las partículas energéticas solares para el material lunar y meteorítico, y a las atmósferas planetarias y magnetosferas.
  • Determinar los procesos de nucleosíntesis dominantes que contribuyen a los rayos cósmicos material de origen.
  • Determinar si los rayos cósmicos son una muestra de material recién sintetizado (por ejemplo, a partir de las supernovas) o de lo contemporáneo medio interestelar.
  • Buscar patrones isotópicos en materia solar y galáctico como una prueba de los modelos de evolución de las galaxias.

La formación de la corona solar y la aceleración del viento solar

De partículas energéticas solares, viento solar , y las observaciones espectroscópicas muestran que la composición elemental de la corona se diferencia de la de la fotosfera, a pesar de los procesos por los cuales esto ocurre, y por el cual el viento solar se acelera posteriormente, son poco conocidos. La composición y el cargo por el estado de datos detallados proporcionados por la ECA se utilizan para:

  • Aislar los procesos de formación de la corona dominantes mediante la comparación de una amplia gama de abundancias coronal y fotosféricas.
  • Estudiar las condiciones del plasma en la fuente del viento solar y las partículas energéticas solares midiendo y comparando los estados de carga de estas dos poblaciones.
  • Estudiar el viento solar procesos de aceleración y cualquier cargo o fraccionamiento de masa dependiente en diversos tipos de viento solar flujos.

Aceleración de partículas y el transporte en la naturaleza

Aceleración de partículas es ubicuo en la naturaleza y la comprensión de su naturaleza es uno de los problemas fundamentales del espacio de plasma astrofísica. El único conjunto de datos obtenidos por las mediciones de la ECA se han utilizado para:

  • Realizar mediciones directas de carga y / o fraccionamiento de masa-dependiente durante partículas energéticas solares y eventos de aceleración interplanetarias.
  • Restringir llamarada solar, descarga coronal y modelos de aceleración de choque interplanetarias con carga, masa, y los datos espectrales que abarcan hasta cinco décadas en energía.
  • Probar los modelos teóricos para el 3 de He-ricos bengalas y eventos de rayos γ solares.

Instrumentación

Espectrómetro de Rayos Cósmicos de Isótopos (CRIS)

El Cosmic Ray Isótopo Espectrómetro cubre la más alta década del intervalo de energía Composición Avanzada Explorer, de 50 a 500 MeV/nucleón, conace3 resolución isotópica de elementos de Z ≈ 2 a 30. Los núcleos detectados en este intervalo de energía son predominantemente rayos cósmicos originarios de nuestra galaxia. Esta muestra de la materia galáctica investiga la nucleosíntesis del material parental, así como los procesos de fraccionamiento, aceleración, y de transporte que estas partículas se someten en el Galaxy y en el medio interplanetario. Cargo e identificación masiva con CRIS se basa en mediciones múltiples de dE / dx y la energía total en pilas de detectores de silicio, y mediciones de trayectoria en un hodoscope brillante trayectoria de fibra óptica (SOFT). El instrumento tiene un factor geométrico de 250 cm 2 sr para mediciones de isótopos.[6]

Solar isótopos Espectrómetro (SIS)

El Solar Isótopo Espectrómetro (SIS) proporciona mediciones de alta resolución de la composición isotópica de núcleos energéticos de Él a Zn (Z = 2 a 30) en el rango de energía de ~ 10 a ~ 100 MeV / nucleón. Durante grandes eventos solares SIS mide las abundancias isotópicas de partículas energéticas solares para determinar directamente la composición de la energía solar en corona y para estudiar los procesos de aceleración de partículas. Durante los tiempos tranquilos solares SIS mide los isótopos de baja energía de los rayos cósmicos y el Galaxy isótopos de lo anómalo de rayos cósmicos componente, que se origina en el medio interestelar cercano. SIS tiene dos telescopios compuestos de los detectores de estado sólido de silicio que proporcionan mediciones de la carga nuclear, masa, y la energía cinética de los núcleos de incidentes. Dentro de cada telescopio, trayectorias de las partículas se miden con un par de detectores de silicio de la tira de dos dimensiones instrumentados con la electrónica (VLSI) personalizados muy gran escala integrados para proporcionar ambas medidas de posición y de pérdida de energía. SIS fue especialmente diseñado para conseguir una excelente resolución de masa bajo las altas condiciones extremas, el flujo se encuentran en grandes eventos de partículas solares. Se proporciona un factor de geometría de 40 cm2 sr, significativamente mayor que los espectrómetros de isótopos de partículas solares anteriores.[7]

Ultra Low Energy Isótopos (Espectrómetro ULEIS)

El ultra baja energía de Isótopos (Espectrómetro ULEIS) en la nave espacial ACE es un espectrómetro de masas de ultra alta resolución que las medidas composición de partículas y energía espectros de elementos Él-Ni con energías de ~ 45 keV / nucleón a un MeV pocos / nucleón. ULEIS investiga partículas aceleradas en partículas energéticas solares eventos, choques interplanetarios, y al viento solar choque de terminación. Mediante la determinación de espectros de energía, la composición de la masa, y sus variaciones temporales en relación con otros instrumentos de la ECA, ULEIS mejora enormemente nuestro conocimiento de las abundancias solares, así como otros depósitos tales como el local de medio interestelar. ULEIS combina la alta sensibilidad necesaria para medir flujos de partículas de baja, junto con la capacidad de operar en los más grandes eventos de partículas solares o de choque interplanetaria. Además de la información detallada de los iones individuales, ULEIS cuenta con una amplia gama de velocidades de recuento para diferentes iones y energías que permite la determinación precisa de los flujos de partículas y anisotropías más cortos (pocos minutos) escalas de tiempo.[8]

Solar Partículas Energéticas carga iónica Analizador (SEPICA)

El Partículas Energéticas solar carga iónica Analizador (SEPICA) fue el instrumento sobre la composición Advanced Explorer (ACE) que determina los estados de carga iónica de las partículas energéticas solares y interplanetarias en el rango de energía de ≈0.2 MeV nucl-1 a ≈5 MeV cargo- 1. El estado de carga de iones energéticos contiene información clave para desentrañar temperaturas fuente, la aceleración, el fraccionamiento y los procesos de transporte para estas poblaciones de partículas. SEPICA tenía la capacidad de resolver estados de carga individuales con un factor geométrico sustancialmente más grande que su predecesor ULEZEQ en ISEE-1 y -3, en la que se basa SEPICA. Para conseguir estos dos requisitos al mismo tiempo, SEPICA se compone de una sección de alta carga sensor de resolución, y dos resolución carga baja, pero una gran parte del factor geométrico.[9]

A partir de 2008, este instrumento ya no está funcionando debido a las válvulas de gas fallidas.[3]

Los iones del viento solar Espectrómetro de Masas (NADA) y el viento solar Ion Espectrómetro de Composición (SWICS)

El espectrómetro de iones de viento solar Composición (SWICS) y el viento solar iones Espectrómetro de Masas (NADA) sobre la ECA son instrumentos optimizados para las mediciones de la composición isotópica de materia solar e interestelar y químicas. SWICS unívocamente determinado la composición química e iónica de carga del viento solar, las velocidades térmicas y medias de los principales iones del viento solar de la H a la Fe a todas las velocidades del viento solar por encima de 300 km s -1 (protones) y 170 km S -1 (Fe + 16), y resolvió H y He isótopos de ambas fuentes de energía solar y interestelares. SWICS también midió las funciones de distribución, tanto de la nube interestelar y polvo en la nube iones de recogida hasta energías de 100 keV e -1. NADA mide la composición química del estado, isotópica y la carga del viento solar para cada elemento entre Él y Ni. Cada uno de los dos instrumentos son por tiempo de vuelo espectrómetros de masas y utilizar el análisis electrostático seguido del tiempo de vuelo y, en caso necesario, una medición de energía.[10] [11]

El 23 de agosto de 2011, el sistema electrónico de tiempo de vuelo SWICS experimentó una anomalía de hardware edad y el inducido por la radiación que aumentó el nivel de fondo en los datos de la composición. Para mitigar los efectos de este fondo, el modelo para la identificación de los iones en los datos se ajustó a tomar ventaja de sólo el ion de carga de energía por medido por el analizador electrostático, y la energía de iones medido por los detectores de estado sólido. Esto ha permitido a SWICS siguen ofreciendo un subconjunto de los productos de datos que se proporcionaron al público antes de que el hardware anomalía, incluyendo relaciones de estado de carga de iones de oxígeno y carbono, y las mediciones de hierro viento solar. Las mediciones de la densidad de protones, la velocidad, y la velocidad térmica por SWICS no se vieron afectados por esta anomalía y continúan hasta el día de hoy.[3]

Electrones, protones, y el monitor de partículas alfa (EPAM)

El electrón, protón, y Alpha Monitor (EPAM) a bordo de la nave espacial ACE está diseñado para medir una amplia gama de partículas energéticas sobre casi la unidad de esfera completa en alta resolución en el tiempo. Tales mediciones de iones y electrones en el intervalo de unas pocas decenas de keV a varios MeV son esenciales para entender la dinámica de las erupciones solares, regiones de interacción co-rotación de la aceleración de choque interplanetaria (del CIR), y eventos terrestres aguas arriba. La gran rango dinámico de EPAM se extiende desde alrededor de 50 keV a 5 MeV para los iones, y 40 keV a aproximadamente 350 keV para los electrones. Para complementar sus mediciones de electrones e iones, EPAM también está equipado con una composición de apertura (CA), que identifica de forma inequívoca especies de iones informado que las tarifas de grupos de especies y / o eventos de altura de impulsos individuales. El instrumento alcanza su gran cobertura espacial a través de telescopios Fife orientados en diversos ángulos con respecto al eje de giro nave espacial. Las mediciones de partículas de baja energía, obtenidos como las resoluciones de tiempo entre 1,5 y 24 s, y la capacidad del instrumento para observar anisotropías de partículas en tres dimensiones hacen EPAM un excelente recurso para proporcionar el contexto interplanetario para los estudios que utilizan otros instrumentos en la nave espacial ACE.[12]

El viento solar de electrones, protones y Alpha Monitor (SWEPAM)

El experimento del viento solar Electrón Protón Alfa Monitor (SWEPAM) proporciona la mayor parte del viento solar observaciones para el Advanced Composition Explorer (ACE). Estas observaciones proporcionan el contexto para las mediciones de la composición elemental e isotópicos realizados sobre la ECA, además de permitir el examen directo de numerosos viento solar fenómenos como la eyección de masa coronal, las perturbaciones interplanetarias, y viento solar estructura fina, con tecnología avanzada, la instrumentación de plasma 3-D. También proporcionan una base de datos ideal tanto para heliosféricos y magnetosféricos estudios multicéntricos nave espacial en la que se pueden utilizar en conjunción con otras observaciones simultáneas de la nave espacial, como Ulises. Las observaciones SWEPAM se realizan simultáneamente con electrones independientes (SWEPAM-e) y el ion (SWEPAM-i) instrumentos. Con el fin de ahorrar costes para el proyecto ACE, SWEPAM-e y SWEPAM-i son los repuestos de vuelo reciclados a partir de la articulación de la NASA / ESA Ulises misión. Ambos instrumentos tenían remodelación selectiva, modificación y modernización requerida para cumplir con los requisitos de la misión de la ECA y naves espaciales. Ambos incorporan analizadores electrostáticos cuyos campos de visión barren todas las direcciones de observación pertinentes como la nave espacial gira en forma de abanico.[13]

Magnetómetro (MAG)

El experimento de campo magnético sobre ACE proporciona mediciones continuas del campo magnético local en el medio interplanetario. Estas mediciones son esenciales en la interpretación de las observaciones de la ECA simultáneas de distribuciones energéticas y partículas térmicas. El experimento consiste en un par de gemelo, boom- montado, los sensores de saturación triaxiales que se encuentra a 165 pulgadas (= 4,19 m) del centro de la nave espacial en oponerse a los paneles solares. Los dos sensores triaxiales proporcionan un instrumento de vectores equilibrada, totalmente redundante y permiten cierta evaluación mejorada del campo magnético de la nave espacial.[14]

ACE eólica en tiempo real Solar (RTSW)

La avanzada Composición Explorer (ACE) RTSW sistema está supervisando continuamente el viento solar y la producción de las advertencias de mayor actividad geomagnética inminente, hasta una hora de antelación. Avisos y alertas emitidas por NOAA especiales con los sistemas sensibles a dicha actividad a tomar medidas preventivas. El sistema recoge RTSW viento solar y los datos de partículas energéticas en alta resolución de tiempo de cuatro instrumentos de la ECA (MAG, SWEPAM, EPAM, y SIS), los paquetes de los datos en un flujo de bits de baja velocidad, y transmite los datos de forma continua. La NASA envía datos en tiempo real a la NOAA cada día durante la descarga de datos de la ciencia. Con una combinación de estaciones de tierra dedicadas (CRL en Japón y RAL en Gran Bretaña), y el tiempo en las redes de seguimiento de tierra existentes (DSN de la NASA y AFSCN de la USAF), el sistema RTSW puede recibir datos las 24 horas del día durante todo el año. Los datos en bruto se envían inmediatamente desde la estación terrestre hacia el Centro de Predicción del Clima Espacial en Boulder, Colorado, procesado, y luego entregados a su tiempo del Centro de Operaciones del espacio en el que se utilizan en las operaciones diarias; los datos también se envían al Centro Regional de Alerta CRL en Hiraiso, Japón, a la USAF 55ª escuadrilla de espacio tiempo, y se colocan en la World Wide Web. Los datos se descargan, se procesan y se dispersan dentro de 5 minutos desde el momento en que salen de la ECA. El sistema también utiliza RTSW las partículas energéticas de baja energía para advertir sobre unas próxias perturbaciones interplanetarias, y para ayudar a controlar el flujo de partículas de alta energía que pueden producir daños por radiación en sistemas de satélites.[15]

Los resultados de la ciencia

Los espectros de partículas observada por ACEace4

Fluencias de oxígeno observada por ACE

La figura muestra la influencia de partículas (flujo total en un periodo de tiempo determinado) de oxígeno en ACE por un período de tiempo justo después de mínimo solar, la parte del ciclo solar de 11 años cuando la actividad solar es baja.[16] El de más bajo partículas de energía provienen del viento solar lento y rápido, con velocidades de aproximadamente 300 a aproximadamente 800 kilómetros por segundo. Al igual que la distribución de viento solar de todos los iones, la de oxígeno tiene una cola supratérmica de partículas de alta energía; es decir, en el marco del viento solar a granel, el plasma tiene una distribución de energía que es aproximadamente una distribución térmica, pero tiene un exceso notable por encima de aproximadamente 5 kiloelectron voltios, como se muestra en la Figura 1. El equipo de ACE ha hecho contribuciones a la comprensión de la orígenes de estas colas y su papel en la inyección de partículas en los procesos de aceleración adicionales.

A energías más altas que las de las partículas del viento solar, ACE observa partículas de regiones conocidas como co-rotación regiones de interacción (CIRS). CIRs forman debido a que el viento solar no es uniforme. Debido a la rotación solar, corrientes de alta velocidad chocan con los anteriores viento solar lento, creando ondas de choque en aproximadamente 2-5 unidades astronómicas (UA, la distancia entre la Tierra y el Sol) y la formación de CIR. Las partículas aceleradas por estos choques son comúnmente observados a 1 UA continuación energías de unos 10 megaelectron voltios por nucleón. Mediciones de la ECA confirman que CIRs incluyen una fracción significativa de helio con una sola carga se forma cuando se ioniza el helio neutro interestelar.[17]

A energías aún más altas, la mayor contribución a la medida de reflujo de partículas se debe a las partículas energéticas solares (SEP) asociados a las perturbaciones interplanetarias (IP) impulsados por las eyecciones de masa coronal rápidas (CME) y áreas fl solares. Abundancias enriquecidas de iones de helio-3 y helio muestran que las colas supratérmica son la principal población de semillas para estos SEP.[18] choques IP viajan a velocidades de hasta unos 2000 kilómetros por segundo acelerar las partículas de la cola supratérmica a 100 megaelectron voltios por nucleón y más. IP choques son particularmente importantes porque pueden seguir para acelerar partículas a medida que pasan a través de la ECA y por lo tanto permiten que los procesos de aceleración de choque para ser estudiados in situ.

Otras partículas de alta energía observados por ACE son los rayos cósmicos anómalos (ACRs) que se originan con los átomos interestelares neutros que se ionizan en la heliosfera interior para hacer que los iones «pickup» y más tarde se aceleran a energías superiores a 10 megaelectron voltios por nucleón en el exterior heliosfera. ACE también observa iones de recogida directamente; que son fácilmente identificados porque se pagan por separado. Por último, las partículas de más alta energía observados por ACE son los rayos cósmicos galácticos (GCR), que se cree que acelerar las ondas de choque de las explosiones de supernovas en nuestra galaxia.

Otros resultados de la ECA

Poco después del lanzamiento, los sensores detectan SEP sobre ACE eventos solares que tenían características inesperadas. A diferencia de la mayoría de los eventos grandes, choque acelerado por la SEP, éstos fueron altamente enriquecido en hierro y el helio-3, así como el mucho más pequeño, FL se asocian-eventos impulsivos SEP.[19] [20] En el primer año de operaciones, ACE encontrado muchos de estos eventos «híbridos», lo que llevó a la discusión sustancial dentro de la comunidad en cuanto a qué condiciones podrían generarlos.[21]

Un reciente descubrimiento notable en la física heliosférica ha sido la presencia ubicua de las partículas con forma espectral supratérmica común. Esta forma se produce de forma inesperada en el viento solar tranquila; en condiciones de perturbación corriente abajo de los choques, incluyendo CIRs; y en la heliosfera en otro lugar. Estas observaciones han llevado Fisk y Gloeckler 22] que sugieren un nuevo mecanismo para la aceleración de las partículas.

Otro descubrimiento ha sido que el ciclo solar actual, medido por manchas solares, las CME, y SEP, ha sido mucho menos magnéticamente activo que el ciclo anterior. McComas y col.[23] han demostrado que las presiones dinámicas del viento solar medidos por el satélite Ulises sobre todas las latitudes y por ACE en el plano de la eclíptica están correlacionados y estaban disminuyendo en el tiempo por cerca de 2 décadas. Llegaron a la conclusión de que el Sol había estado experimentando un cambio global que afectó a la heliosfera en general. Al mismo tiempo, las intensidades de GCR estaban aumentando y en 2009 fueron los más altos registrados durante los últimos 50 años.[24] GCR tener más di fi cultades para llegar a la Tierra cuando el Sol está más activo magnéticamente, por lo que la alta intensidad de GCR en 2009 es consistente con un dinámico reducido a nivel mundial la presión del viento solar.

ACE también mide la abundancia de níquel-cobalto-59 y 59 isótopos rayos cósmicos; estas mediciones indican que un tiempo más largo que la vida media de níquel-59 con los electrones ligados (7,6 × 10 4 años) transcurrido entre el momento de níquel-59 se creó en una explosión de supernova y el tiempo de los rayos cósmicos se aceleraron.[25] tales retrasos largos indican que los rayos cósmicos provienen de la aceleración del material estelar o interestelar de edad y no de material eyectado de la supernova fresco. ACE también mide una relación de hierro-58 / hierro-56 que se enriquece sobre la misma relación en el material del sistema solar.[26] Estos y otros hallazgos han llevado a una teoría sobre el origen de los rayos cósmicos en superburbujas galácticos, formada en las regiones donde muchas supernovas explotan dentro de unos pocos millones de años. Las observaciones recientes de un capullo de rayos cósmicos acelerados recién en el súper-Cygnus por el observatorio de rayos gamma Fermi[27] apoyan esta teoría.

Seguimiento sobre el observatorio del clima espacial

El 11 de febrero de 2015, el Observatorio Espacial Climático Profundo (DSCOVR) -con varios instrumentos similares que incluyen un instrumento nuevo y más sensible para detectar con destino a la Tierra eyecciones de masa coronal -successfully lanzados por la NOAA y la NASA a bordo de un SpaceX Falcon 9 vehículo de lanzamiento desde Cabo Cañaveral, Florida. La nave espacial llegó a L 1 el 8 de junio de 2015, poco más de 100 días después del lanzamiento.[28] Junto con la ECA, tanto proporcionará los datos del clima espacial, siempre y cuando la ECA puede seguir funcionando.[29]

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