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WIND (우주선)

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목차

1. 개요

WIND는 태양풍과 지구 자기권 연구를 위해 개발된 우주선이다. 1994년 델타 II 로켓으로 발사되어, 초기에는 황도면 근처의 궤도를 거쳐 L1 지점에 배치되어 태양풍, 자기장, 입자를 관측한다. WIND는 다양한 과학 장비를 탑재하여 태양풍과 지구 자기권 사이의 상호 작용, 플라스마 현상 등을 연구했으며, 주요 연구 성과를 통해 관련 분야의 지식 발전에 기여했다. 2020년 11월 현재까지 운영되고 있으며, 2074년까지 궤도 유지가 가능할 것으로 예상된다.

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  • 1994년 우주 개발 - 스카웃 (로켓)
    스카우트 로켓은 미국 해군연구소가 소형 과학 위성 발사를 위해 개발한 4단 고체 추진 로켓으로, 다양한 파생 모델과 NASA의 과학 임무에 활용되었으나, 우주 잔해 문제가 남아있다.
  • 1994년 11월 - 1994년 AFC U-16 축구 선수권 대회
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  • 1994년 11월 - 1994년 11월 3일 일식
    1994년 11월 3일 일식은 페루, 칠레, 볼리비아, 아르헨티나, 파라과이, 브라질, 고프 섬에서 관측된 개기일식으로, 과학적 관측과 다양한 시간적 정보 및 매개변수 기록이 이루어졌다.
WIND (우주선)
개요
이름Wind
다른 이름GGS/Wind
ISTP/Wind
행성간 물리 연구소
임무 유형태양권
운영 주체NASA
COSPAR ID1994-071A
SATCAT23333
웹사이트Wind
임무 기간3년 (계획)
시작일1994년 11월 1일, 09:31:00 UTC (진행 중)
우주선 정보
제작사마틴 마리에타
발사 질량1250 kg
건조 질량950 kg
탑재체 질량195 kg
크기2.4 x 1.8 m
전력370 와트
발사 정보
발사일1994년 11월 1일, 09:31:00 UTC
발사 로켓델타 II 7925-10 (델타 227)
발사 장소케이프커내버럴, SLC-17B
발사 계약자맥도넬 더글러스
궤도 정보
궤도 기준태양 중심 궤도
궤도 영역L1
임무 상태
마지막 교신2070년 (예정)
이미지
Wind 위성은 NASA의 지구 공간 과학 프로그램의 첫 번째 위성임
목표
목표태양풍, 자기장, 입자 관측

2. 과학적 임무 목표

국제 태양-지구 물리학 과학 계획의 목표는 태양-지구 플라스마 환경이 어떻게 움직이는지를 이해하고, 지구 대기가 태양풍의 변화에 어떻게 반응하는지를 예측하는 것이다. ''WIND(우주선)''의 목표는 태양풍이 지구에 오기 전에 그 특성을 미리 측정하는 것이다.

''WIND(우주선)''의 구체적인 과학적 임무 목표는 다음과 같다.[20]


  • 자기권 및 전리권 연구를 위한 플라스마, 고에너지 입자, 자기장 정보를 제공한다.
  • 상류 지역에서 행성간 공간으로 나가는 자기권의 출력을 측정한다.
  • 지구 근처 태양풍에서 일어나는 기본적인 플라스마 과정을 연구한다.
  • 율리시스 임무에서 헬리오스피어 위도에서 사용될 기준 황도면 관측을 제공한다.

3. 탐사선 구조 및 특징

마틴 마리에타(현 록히드 마틴)의 아스트로 스페이스 부문에서 설계 및 제조하였다. 직경 2.4m, 높이 1.8m의 원통형 스핀 안정 방식이다. 추진 장치가 갖춰져 있으며, 설계 수명은 3년에서 5년이다.[20] 데이터는 탑재된 테이프 레코더를 이용하여 기록되며, 5.5 또는 11.1kbps로 심우주 네트워크에 중계한다.[20]

4. 과학 장비

WIND 탐사선에는 태양풍이 지구에 도달하기 전에 그 성질을 측정하기 위해 다양한 과학 장비들이 탑재되어 있다. 이러한 장비들은 태양풍의 플라스마 환경을 조사하고, 지구 대기와의 상호작용을 예측하는 데 중요한 정보를 제공한다.


  • KONUS: 감마선 폭발을 감지하는 장비로, 태양 플레어나 감마선 폭발에서 발생하는 감마선 및 고에너지 광자를 관측한다. 감마선 좌표 네트워크(GCN)와 행성간 네트워크의 주요 파트너로서, 전 세계 망원경의 위치 결정에 중요한 역할을 한다.
  • MFI (자기장 탐사기): 듀얼 삼축 플럭스 게이트 자력계로 구성되어 있으며, 태양풍의 자기장을 측정한다. 측정 범위는 ±4 nT에서 ±65,536 nT이다.
  • SMS (태양풍 및 초열 이온 조성 실험장치): 태양풍 내 이온의 질량, 전하량, 에너지 등을 측정하는 세 가지 기기로 구성되어 있다.
  • STICS (초열 이온 조성 분광기): 6-230 keV/e 에너지 범위 이온의 질량, 전하당 질량 및 에너지를 측정한다.
  • MASS (고분해능 질량 분석기): 0.5-12 keV/e 범위 원소 및 동위원소 존재비를 측정한다.
  • SWICS (태양풍 이온 조성 분광기): 0.5-30 keV/e 에너지 범위 이온의 질량, 전하 및 에너지를 측정한다.
  • EPACT (하전 입자: 가속, 구성, 이동 탐사기): 저에너지 입자의 가속, 구성, 이동을 연구하는 여러 개의 망원경으로 구성되어 있다.
  • SWE (태양풍 실험기): 두 개의 패러데이 컵 이온 계측기를 통해 태양풍 이온의 분포 함수를 측정한다.
  • 3DP (3차원 플라스마 및 하전 입자 조사기): 태양풍 내 초열 전자와 이온의 분포를 3차원으로 측정하는 장비이다.
  • TGRS (단기 감마선 분광기): KONUS와 함께 태양 플레어나 감마선 폭발에서 발생하는 감마선 및 고에너지 광자를 관측한다.
  • WAVES (전파 및 플라스마파 조사기): 태양풍의 전기장과 자기장을 측정하는 장비로, 3개의 직교하는 전기장 다이폴 안테나와 3개의 직교하는 탐색 코일 자력계로 구성되어 있다.

4. 1. WAVES

WAVES 장비는 3개의 직교하는 전기장 다이폴 안테나와 3개의 직교하는 탐색 코일 자력계로 구성되어 태양풍의 전기장과 자기장을 측정한다. 전기장 안테나는 2개가 우주선의 회전면(대략 황도면)에 있고, 1개는 회전축을 따라 위치한다. 회전면에 있는 두 안테나 중 긴 것은 Ex로, 끝에서 끝까지 100m이고, 짧은 안테나는 Ey로, 끝에서 끝까지 15m이다. 회전축 다이폴은 Ez로, 끝에서 끝까지 대략 12m이다. 아이오와 대학교에서 설계 및 제작한 탐색 코일 자력계는 XY 다이폴 안테나와 평행하게 정렬되어 고주파 자기장 측정(Bx, By, Bz)을 가능하게 한다.

WAVES 장비는 5개의 수신기로 구성된다.

  • 저주파 FFT 수신기 (FFT, 0.3Hz~11kHz)
  • 열 잡음 수신기 (TNR, 4kHz–256kHz)
  • 라디오 수신기 밴드 1 (RAD1, 20kHz–1040kHz)
  • 라디오 수신기 밴드 2 (RAD2, 1.075MHz–13.825MHz)
  • 미네소타 대학교에서 설계 및 제작한 시간 영역 샘플러 (TDS)

시간 영역 샘플러 (TDS)는 전기장 및 자기장 파형을 측정한다. TDS 샘플은 각 필드 구성 요소당 2048개 포인트의 파형 캡처이며, 시간에 따른 전기장의 측정값이다. 고속(TDSF) 샘플러는 초당 ~120,000개 샘플(sps)로 작동하고, 저속(TDSS) 샘플러는 ~7,500 sps로 작동한다. TDSF 샘플은 두 개의 전기장 구성 요소(일반적으로 Ex 및 Ey)로 구성되는 반면, TDSS 샘플은 4개의 벡터(전기장 3개와 자기장 1개 또는 자기장 3개와 전기장 1개)로 구성된다.
열 잡음 수신기 (TNR)는 최대 5개의 대수 간격 주파수 대역에서 약 4kHz~256kHz의 전기장을 측정한다. TNR은 7nV/(Hz)1/2의 감도, 400Hz ~ 6.4kHz의 대역폭, 100 dB를 초과하는 총 동적 범위를 갖는다. TNR은 와이어 다이폴 안테나의 열적 잡음 응답으로 인한 국부 상부 하이브리드 주파수에서 방출되는 플라스마 라인을 관찰하여 국부 플라스마 밀도를 결정하는 데 사용된다.

4. 2. 3DP

''WIND''(우주선) / 3DP 장비는 버클리 우주 과학 연구소에서 설계 및 제작되었으며, 태양풍에서 초열 전자와 이온의 분포에 대한 완전한 3차원 측정을 수행하도록 설계되었다. 이 장비는 세 개의 배열을 포함하며, 각 배열은 ~20 keV 이상의 전자와 이온을 측정하는 이중 종단 반도체 망원경 쌍으로 구성된다. 이 망원경 쌍에는 수동형 이온 주입 실리콘 검출기 2~3개가 샌드위치처럼 밀착되어 있다. 또한, 3DP 장비는 ~3 eV에서 30 keV 사이의 이온과 전자를 측정하기 위해 마이크로채널 플레이트 검출기(MCP)가 있는 톱햇 대칭 구형 단면 전기 분석기(ES)를 갖추고 있다.

두 종류의 검출기는 고체 상태 망원경(SST)의 경우 ΔE/E ≈0.3, 톱햇 ES 분석기의 경우 ΔE/E ≈ 0.2의 에너지 분해능을 갖는다. 각도 분해능은 SST의 경우 22.5° × 36°, 톱햇 ES 분석기의 경우 (황도 근처) 5.6°에서 22.5°이다. 입자 검출기는 SST (톱햇 ES 분석기)의 경우 한 번의 전체(반) 회전 (~3초)에서 전체 표면적 4π 스테라디안 범위를 얻을 수 있다.

탐지기 배열은 각각 0.5m 길이의 두 개의 반대쪽 붐에 장착되어 있다. 탑 햇(top-hat) ES 분석기는 각각 다른 에너지 범위를 커버하기 위해 서로 다른 기하학적 인자를 가진 4개의 개별 탐지기로 구성된다. 전자 탐지기(EESA)와 이온 탐지기(PESA)는 각각 저에너지(L) 및 고에너지(H) 탐지기로 구분된다. H 및 L 분석기는 각각 24개와 16개의 개별 양극을 포함한다. 양극 레이아웃은 황도면의 ± 22.5° 이내에서 5.6°의 각도 분해능을 제공한다(황도면에 수직일 때 22.5°로 증가). 분석기는 에너지에 따라 대수적으로 스윕되며, 카운터는 1024 샘플/스핀(~3ms 샘플 기간)으로 샘플링한다. 따라서 분석기는 스윕당 64개의 에너지 샘플을 16 스윕/스핀으로 또는 스윕당 32개의 에너지 샘플을 32 스윕/스핀 등으로 설정할 수 있다.

각 탐지기의 정의는 다음과 같다.

  • '''EESA Low (EL):''' ~3 eV에서 ~1 keV까지의 전자를 커버한다 (일반적인 범위는 ~5 eV에서 ~1.11 keV). 11.25° 스핀 위상 분해능을 갖는다. EL은 1.3 × 10−2 E cm2-sr의 총 기하학적 인자(여기서 E는 eV 단위의 에너지)를 가지며, PESA-L과 거의 동일한 180° 시야(FOV), 우주선에 대한 방사형을 가집니다.
  • '''EESA High (EH):''' 우주선 스핀 11.25°마다 32개의 샘플 에너지 스윕으로 ~200 eV에서 ~30 keV까지의 전자를 커버한다(일반적인 값은 최소 ~137 eV에서 최대 ~28 keV). EH는 2.0 × 10−1 E cm2-sr의 총 기하학적 인자, 약 70%의 MCP 효율 및 약 73%의 그리드 투과율을 갖는다. EH는 우주선 표면에 접하는 360° 평면 FOV를 가지며, 이는 정상 평면에서 최대 ±45°까지 원뿔 형태로 전기적으로 편향될 수 있다.
  • '''PESA Low (PL):''' 14개의 샘플 에너지 스윕을 사용하여 우주선 스핀 5.6°마다 ~100 eV에서 ~10 keV까지의 이온을 커버한다(에너지는 종종 ~700 eV에서 ~6 keV). PL은 1.6 × 10−4 E cm2-sr의 총 기하학적 인자만 가지지만 PESA-H와 동일한 에너지-각도 응답을 보입니다. 태양풍에서 PL은 벌크 흐름 방향을 따라 자체적으로 재정렬되어 좁은 피치각 범위를 생성하는 태양풍 흐름을 포착한다.
  • '''PESA High (PH):''' 15개의 샘플 에너지 스윕을 사용하여 우주선 스핀 11.25°마다 ~80 eV에서 ~30 keV까지의 이온을 커버한다(일반적인 에너지 범위는 ~500 eV에서 ~28 keV). PH는 1.5 × 10−2 E cm2-sr의 총 기하학적 인자와 약 50%의 MCP 효율 및 약 75%의 그리드 입구 후 투과율을 갖는다.


SST 검출기는 3개의 양방향 망원경 배열로 구성되어 있으며, 각 배열은 한 쌍 또는 세 쌍의 겹쳐진 반도체 검출기로 구성되어 있다. 삼중 구조의 중앙 검출기(Thick 또는 T)는 면적이 1.5cm2이고 두께가 500 μm인 반면, 다른 검출기인 호일(F)과 개방형(O)은 면적은 같지만 두께는 300 μm이다. 망원경의 한 방향은 얇은 렉산 호일로 덮여 있으며, 각 면에 약 1500 옹스트롬(Å)의 알루미늄이 증착되어 햇빛을 제거한다(SST-Foil). 이 두께는 전자의 에너지(~400 keV)까지의 양성자를 차단하도록 선택되었다. 전자는 호일에 실질적으로 영향을 받지 않는다. 반대쪽(SST-Open)에는 일반적인 자석이 사용되어 ~400 keV 미만의 전자가 들어오는 것을 거부하지만 이온에는 실질적으로 영향을 미치지 않는다. 따라서 더 높은 에너지 입자가 검출기 벽을 관통하지 않는 경우, SST-Foil은 전자를 측정하고 SST-Open은 이온만 측정해야 한다. 각 양방향 망원경은 36° × 20° FWHM FOV를 두 개씩 가지고 있으므로, 5개의 망원경의 각 끝은 180° × 20° 공간을 커버할 수 있다. 망원경 6은 망원경 2와 회전축에 대해 동일한 각도를 바라보지만, 망원경 2의 양쪽 끝은 기하학적 요소를 10분의 1로 줄여 가장 강렬한 플럭스를 측정하기 위해 뚫린 탄탈 덮개가 있다. SST-Foil 데이터 구조는 일반적으로 각 48개의 데이터 포인트를 가진 7개의 에너지 빈을 가지고 있으며, SST-Open은 각 48개의 데이터 포인트를 가진 9개의 에너지 빈을 가지고 있다. 두 검출기 모두 ΔE/E ≈ 30%의 에너지 분해능을 가지고 있다.

4. 3. MFI

''윈드'' 호에 탑재된 자기장 측정 장비(MFI)는 듀얼 삼축 플럭스 게이트 자력계로 구성되어 있다. MFI는 ±4 nT에서 ±65,536 nT까지의 동적 범위를 가지며, 디지털 분해능은 ±0.001 nT에서 ±16 nT까지이다. 센서 잡음 수준은 0–10 Hz 신호에 대해 0.006 nT (R.M.S.) 미만이며, 샘플링 속도는 스냅샷 메모리에서 초당 44 샘플(sps)에서 표준 모드에서 10.87 sps까지 다양하다. 데이터는 3초, 1분 및 1시간 간격으로 평균화되어 제공되기도 한다. 더 높은 속도(즉, >10 sps)로 샘플링된 데이터는 일부 연구에서 고시간 분해능(HTR) 데이터라고 한다.

4. 4. SWE

WIND 우주선에는 파라데이 컵 (FC) 이온 계측기 두 개가 있다. SWE FC는 92초마다 최대 20개의 각도 및 30개의 전하당 에너지 빈을 가진 감소된 이온 분포 함수를 생성할 수 있다. 각 센서는 스핀 평면 위 또는 아래로 약 15° 기울어져 있으며, 에너지 범위는 약 150eV에서 약 8keV이다. 원형 조리개는 변조기 그리드 근처의 수차 효과를 제한하고 각 FC의 수집판의 수집 영역을 정의한다. FC는 각 우주선 회전에 대해 설정된 에너지에서 샘플링한 다음, 다음 회전에 대해 에너지를 증가시킨다. 이러한 검출기에 대해 최대 30개의 에너지 빈이 있으므로, 완전한 감소 분포 함수에는 30번의 회전 또는 90초보다 약간 더 많은 시간이 필요하다.

4. 5. KONUS 및 TGRS

KONUS와 TGRS는 주로 태양 플레어나 감마선 폭발에서 발생하는 감마선 및 고에너지 광자를 관측하기 위한 장비이다. KONUS는 감마선 좌표 네트워크(GCN) 및 행성간 네트워크의 주요 파트너로 활동하고 있다. KONUS는 천체 물리학적 과도 현상에 대한 알림을 전 세계로 즉시 전송하며, 이는 전 세계 망원경의 위치 결정에 중요한 역할을 한다. 따라서 KONUS는 닐 게럴스 스위프트 천문대(Swift 미션) 등과 함께 천체 물리학 커뮤니티에 기여하고 있다.

TGRS는 냉각수 고갈 문제로 인해 임무 초기에 작동이 중단되었다.

4. 6. EPACT

에너지 입자: 가속, 조성 및 수송(EPACT) 연구는 저에너지 매트릭스 망원경(LEMT), 초열에너지 입자 망원경(STEP), 전자-동위원소 망원경 시스템(ELITE) 등 여러 개의 망원경으로 구성되어 있다. ELITE는 두 개의 알파-양성자-전자(APE) 망원경과 동위원소 망원경(IT)으로 구성되어 있다.

EPACT 망원경 요약
LEMTAPE-AAPE-BITSTEP
전하 범위2 ~ 90−1 ~ 26−1 ~ 262 ~ 262 ~ 26
에너지 범위
전자(MeV)해당 없음0.2–2.01–10해당 없음해당 없음
수소(MeV)1.4–104.6–2519–120해당 없음해당 없음
헬륨(MeV/핵자)1.4–104.6–2519–5003.4–550.04–8.1
철(MeV/핵자)2.5–5015–9873–30012–2300.02–1.2
기하학적 계수(cm2/sr)3 × 171.21.3~9.02 × 0.4



가장 높은 에너지 망원경(APE 및 IT)은 임무 초기에 고장 났다. APE는 ~5 및 ~20 MeV 양성자의 두 채널을 작동시키지만 IT는 꺼졌다. 그러나 LEMT(1–10 MeV/핵자 범위의 에너지 측정) 및 STEP(20 keV–1 MeV/핵자 범위에서 양성자보다 무거운 이온 측정)는 여전히 귀중한 데이터를 제공하고 있다.

4. 7. SMS

WIND (우주선)에 탑재된 태양풍 및 초열 이온 조성 실험(SMS)은 세 가지 기기로 구성된다.

  • STICS (초열 이온 조성 분광기): 6-230 keV/e 에너지 범위 이온의 질량, 전하당 질량 및 에너지를 측정한다.
  • MASS (고분해능 질량 분석기): 0.5-12 keV/e 범위 원소 및 동위원소 존재비를 측정한다. 2009년 6월 26일 래치업 리셋으로 인해 가속/감속 전원 공급 장치가 고정 전압 모드로 전환되었고, 2010년에는 성능 저하가 발생했지만 과학 데이터 분석에는 큰 영향이 없다.
  • SWICS (태양풍 이온 조성 분광기): 0.5-30 keV/e 에너지 범위 이온의 질량, 전하 및 에너지를 측정한다. 마이크로채널판 검출기 (MCP) 고장으로 기능이 감소하여 2000년 5월 작동이 중단되었다.


SMS 기기
SWICSMASSSTICS
이온 종H–FeHe–NiH–Fe
질량/전하 범위 (amu/e)1–30해당 없음1–60
에너지 범위 (keV/e)0.5–300.5–11.68–226
평균 속도 범위 (km/s)
H+310–2400해당 없음해당 없음
O6+190–1470200–900해당 없음
Fe10+130–1010200–500해당 없음
총 기하학적 계수 (cm2/sr)
cm2/sr2.3 × 10−3해당 없음0.05
cm21.8 × 10−20.35해당 없음
동적 범위101010105 × 1010


5. 주요 연구 성과


  • 대규모 태양풍-자기권 상호작용과 지구 자기 재결합 사이의 관계를 관측했다.
  • 행성 간 공간 (IP) 충격파 램프에서 고주파수 (1kHz 이상) 전기장 변동에 대한 최초의 통계적 연구를 수행했다. 이 연구에서는 이온 음향파 (IAW)의 진폭이 자기음파 마하 수와 충격파 압축률이 증가함에 따라 증가하고, IAW가 램프 영역에서 발생할 확률이 가장 높다는 것을 발견했다.
  • 방사선대에서 탐색 코일 자력계를 사용하여 가장 큰 휘슬러 파를 관측했다.
  • 준 수직 IP 충격파 상류에서 자기음파 충격파를 최초로 관측했다.
  • 휘슬러 열 플럭스 불안정성에 불안정한 전자 분포를 가진 휘슬러 모드 파를 최초로 동시에 관측했다.
  • 100mV/m을 초과하는 진폭을 가진 IP 충격파에서 전기적 고독파를 최초로 관측했다.
  • IP 충격파에서 전자-베르스타인 유사파를 최초로 관측했다.
  • IP 유형 II 전파 태양 플레어 폭발의 근원 영역을 최초로 관측했다.
  • 랑뮤어파가 Z-모드 파에 결합된다는 최초의 증거를 발견했다.
  • 충격파 전이 영역에서 관측된 쌍극 ES 구조가 BGK 모드 또는 전자 위상 공간 홀과 일치한다는 최초의 증거를 발견했다.
  • 전자 위상 공간 홀의 진폭과 전자 온도의 변화 사이의 상관 관계에 대한 최초의 증거를 발견했다.
  • 바이코히어런스를 사용하여 지구 전방 충격파에서 세 파 상호 작용에 대한 최초의 증거를 발견했다.
  • 거울, 소방호 및 이온 사이클로트론 불안정성으로 인한 양성자 온도 비등방성 제약에 대한 최초의 증거를 발견했다.
  • 알벤-사이클로트론 소산에 대한 최초의 증거를 발견했다.
  • 방사선대에서 매우 큰 진폭의 휘슬러 파에 의한 전자 포획을 최초로 관측했으며, 이는 STEREO 관측에서도 확인되었다 (STEREO 우주선과 공유).
  • 달의 wake에서 랑뮤어파와 휘슬러파를 최초로 관측했다.
  • 태양풍에서 열 플럭스 불안정성에 의해 구동되는 휘슬러 모드 파와 전자 사이클로트론 공명의 직접적인 증거에 대한 최초의 증거를 발견했다.
  • 단파 자기 구조 또는 SLAMS라고 하는 전방 충격파 전자기파에 의한 국부적 자기장 정렬 이온 빔 생성의 최초 증거는 자기음파 모드의 솔리톤 유사파이다.
  • 2019년 기준으로 100,000건 이상의 충격이 기록된 행성 간 및 성간 먼지 입자 충격을 관측했다.[15]
  • 고속 전파 폭발과 마그네타가 은하수 은하와 연결되어 있다는 최초의 증거를 발견했다.
  • 평균 발생률이 10년에 한 번인 감마선 폭발보다 겉보기 강도가 큰 거대 플레어를 최초로 관측했으며, 이는 인근 조각가 은하 내에서 발생했다.

6. 발사 및 궤도

1994년 11월 1일 4시 31분 00초 (EST) 케네디 우주 센터의 17B 발사대에서 맥도넬 더글러스의 델타 II 로켓에 의해 발사되었다.[20]。 작동 후 첫 9개월 동안 황도면 근처의 더블 루나 스윙바이 궤도 (double-lunar swingby orbit)에 배치되어 지자기 관측을 수행했다. 그 후 태양풍, 자기장, 입자 관측을 위해 작은 헤일로 궤도 (L1)에 투입되었다.[20]。 2004년부터 영구적으로 L1 지점에 위치하고 있다. 2020년 11월 시점에서 운용이 계속되고 있으며, 현재 궤도 유지를 위한 연료는 2074년까지 유지될 것으로 예상된다.

7. 운영

고다드 우주 비행 센터의 WIND/POLAR 미션 운영실에서 미션 운영을 수행하고 있다.[20]

8. 수상 내역

연도수상 내역비고
2015년 6월NASA 그룹 성과상고다드 우주 비행 센터 WIND 운영팀, Wind 우주선 명령 및 자세 처리 장치 복구 공로[16]
2015년 9월 2일AIAA 우주 운영 및 지원상고다드 우주 비행 센터 Wind 운영팀, "NASA Wind 우주선 복구에 대한 뛰어난 독창성과 개인적인 희생" 기림[17]; 재클린 스넬(엔지니어링 매니저)이 팀 대표로 수상[18]
2019년탁월 과학 성취 메달Wind 프로젝트 과학자 린 B. 윌슨 3세[19]


9. 기타

프로젝트 로고


WIND는 GEOTAIL, Polar, SOHO, 클러스터 미션과 함께, 태양-지구 관계에서의 물리학 지식 향상을 목표로 하는 국제 협력 프로젝트인 태양 지구계 과학 국제 공동 관측 계획 (ISTP)의 일부이다. Polar와는 자매기 관계에 있다.[20]

미션 운영은 고다드 우주 비행 센터의 WIND/POLAR 미션 운영실에서 수행하고 있다.

WIND는 ISTP/Wind, GGS/Wind, Wind/ISTP, Wind/GGS 등으로도 불린다.[20]

참조

[1] 웹사이트 WIND Solar-Terrestrial Mission https://directory.eo[...] European Space Agency 2018-08-19
[2] 웹사이트 Coordinated Data Analysis Web (CDAWeb) https://web.archive.[...] NASA 2019-07-11
[3] 웹사이트 Heliophysics Nugget: Riding the Plasma Wave https://www.nasa.gov[...] NASA 2019-07-11
[4] 논문 Synopsis: Why the Solar Wind Blows Hot and Cold 2013-02-28
[5] 웹사이트 Solar Wind Energy Source Discovered https://web.archive.[...] NASA 2019-07-11
[6] 웹사이트 NASA's Wind Mission Encounters 'SLAMS' Waves https://www.nasa.gov[...] NASA 2019-07-11
[7] 웹사이트 More Than Meets the Eye: NASA Scientists Listen to Data https://www.nasa.gov[...] NASA 2019-07-11
[8] 웹사이트 NASA Scientists Study The Sun By Listening To It https://www.popsci.c[...] Popular Science 2019-07-11
[9] 웹사이트 A Solar Wind Workhorse Marks 20 Years of Science Discoveries https://www.nasa.gov[...] NASA 2019-07-11
[10] 논문 Relativistic Electrons Produced by Foreshock Disturbances Observed Upstream of Earth's Bow Shock 2016-11
[11] 웹사이트 NASA Finds Unusual Origins of High-Energy Electrons https://www.nasa.gov[...] NASA 2019-07-11
[12] 논문 Relativistic electrons produced by foreshock disturbances observed upstream of the Earth's bow shock http://themis.igpp.u[...] UCLA 2019-07-11
[13] 논문 Strong Preferential Ion Heating is Limited to within the Solar Alfvén Surface 2019-06
[14] 웹사이트 Solving the sun's super-heating mystery with Parker Solar Probe https://news.umich.e[...] University of Michigan 2019-07-11
[15] 웹사이트 25 Years of Science in the Solar Wind https://www.nasa.gov[...] NASA 2019-11-06
[16] 웹사이트 2015 NASA Agency Honor Awards https://searchpub.ns[...] NASA 2019-07-11
[17] 웹사이트 Space Operations & Support Award https://www.aiaa.org[...] AIAA 2019-07-11
[18] 간행물 AIAA to Recognize Achievements During AIAA Space and Astronautics Forum and Exposition https://www.aiaa.org[...] AIAA 2015-08-17
[19] 웹사이트 Awards Won - Heliophysics Science Division - 670 https://science.gsfc[...] 2021-07-03
[20] 웹사이트 Launch/Orbital information for Wind https://nssdc.gsfc.n[...] 2010-04-14


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