Explorer 51 , también conocido como AE-C ( Atmospheric Explorer-C ), fue un satélite científico de la NASA perteneciente a la serie Atmosphere Explorer lanzado el 16 de diciembre de 1973, a las 06:18:00 UTC , desde Vandenberg a bordo de un vehículo de lanzamiento Delta 1900. [1 ]
La nave espacial AE-C era un poliedro de múltiples caras con un diámetro de aproximadamente 140 cm (55 pulgadas). Pesaba 658 kg (1451 libras) incluyendo 85 kg (187 libras) de instrumentación. La órbita elíptica inicial fue alterada muchas veces en el primer año de vida por medio de un sistema de propulsión a bordo que empleaba un propulsor de 1,6 kg (3,5 libras). El propósito de estos cambios era alterar la altura del perigeo a 129 km (80 mi). Después de este período, la órbita se circularizó y se elevó periódicamente a unos 390 km (240 mi) cuando decaería a una altitud de 250 km (160 mi). Durante el primer año, la latitud del perigeo se movió desde aproximadamente 10° hasta 68° norte y luego bajó a aproximadamente 60° sur. Durante este período se completaron aproximadamente dos ciclos a través de todas las horas locales. La nave espacial podía funcionar en cualquiera de dos modos: girando a una velocidad nominal de 4 rpm o girando a una revolución por órbita. El eje de giro era perpendicular al plano de la órbita. La energía era suministrada por un conjunto de células solares. La nave espacial utilizaba un sistema de datos de telemetría PCM que funcionaba en tiempo real o en modo de grabadora de cinta . La carga útil incluía instrumentación para la medición de la radiación ultravioleta solar; la composición de iones positivos y partículas neutras; la densidad y temperatura de partículas neutras, iones positivos y electrones; la medición de emisiones de resplandor atmosférico, espectros de energía de fotoelectrones y flujos de protones y electrones de hasta 25 keV . [4]
El objetivo de la misión Explorer 51 era investigar la termosfera , con énfasis en la transferencia de energía y los procesos que rigen su estado. El estudio de los procesos fotoquímicos que acompañan la absorción de la radiación ultravioleta solar en la atmósfera terrestre se logró mediante mediciones estrechamente coordinadas de los componentes reactivos y la entrada solar. [4]
Los datos del Explorer 51 sirvieron, entre otras cosas, para obtener la distribución de carga angular alrededor del satélite y compararla con los datos del Explorer 32 y modelar las emisiones de iones hidroxilo en la atmósfera terrestre. [5]
El satélite llevaba instrumentos para medir la radiación solar ultravioleta , la temperatura , la composición y densidad de los iones positivos , de las partículas neutras y de los electrones , para medir las emisiones de resplandor atmosférico, los espectros de energía de los fotoelectrones y de los flujos de protones y electrones con energías de hasta 25 keV . [6]
El analizador electrostático en miniatura (MESA) obtuvo datos sobre la densidad neutra de la atmósfera en el rango de altitud de 120 a 400 km (75 a 249 mi) a partir de las mediciones de desaceleración del satélite debido a la resistencia aerodinámica. El instrumento constaba de tres acelerómetros de un solo eje , montados mutuamente en ángulos rectos, dos en el plano XY de la nave espacial y el otro a lo largo del eje Z. El instrumento determinaba la aceleración aplicada a partir de la fuerza electrostática necesaria para centrar nuevamente una masa de prueba. La salida del dispositivo era una frecuencia de pulso digital proporcional a la aceleración aplicada. Las mediciones permitieron determinar la densidad de la atmósfera neutra, monitorearon el empuje del sistema de propulsión de ajuste de órbita (OAPS), determinaron la altitud mínima del satélite, midieron el balanceo de la nave espacial y proporcionaron alguna información de detección de actitud. Se monitorearon nutaciones de la nave espacial de menos de 0,01°. El instrumento tenía tres rangos de sensibilidad: 8.E-3 Gravedad de la Tierra (G) en modo de monitor OAPS; 4.E-4 G entre 120 km (75 mi) (± 2%) y 280 km (170 mi) (± 10%); y 2.E-5 G entre 180 km (110 mi) (± 2%) y 400 km (250 mi) (± 10%). Los números entre paréntesis representan errores; además, puede haber un error sistemático de hasta ± 5% debido a la incertidumbre del coeficiente de arrastre. La altitud de medición más alta se determinó asumiendo que el instrumento podía detectar hasta el 0,2% de la escala completa. [7]
Este experimento se llevó a cabo para medir, a lo largo de la órbita del Explorer 51 (AE-C), las concentraciones individuales de todas las especies de iones térmicos en el rango de masa de 1 a 72 unidades de masa atómica (u), y en el rango de densidad ambiental de 8,E1 a 5,E6 iones/cc. Cualquier combinación de los siguientes tres rangos de masa, expresados en unidades, fue seleccionada por el comando de tierra: rango A, -1 a 4, rango B, -2 a 18, rango C, -8 a 72. Cada rango se escaneó normalmente en 1,7 segundos (aproximadamente 12 km (7,5 mi) a lo largo de la órbita). La operación normal consistió en la secuencia ABCABC (1 a 72 unidades en 5,1 segundos). La determinación en laboratorio y en vuelo de la eficiencia del espectrómetro y la discriminación de masa permitieron la conversión directa de las corrientes de iones medidas a concentraciones ambientales. Los cuatro componentes mecánicos principales del experimento fueron el anillo de protección y el tubo analizador de iones, el conjunto colector y preamplificador, el respiradero y la carcasa de la electrónica principal. El anillo de protección estaba normalmente al potencial de tierra, pero podía colocarse a -6 voltios por orden si se deseaba, por ejemplo, si la nave espacial adquiría una carga positiva. Se voló un tubo Bennett de tres etapas con espacios de deriva de 7 a 5 ciclos y se modificó para permitir que se obtuvieran mediciones de concentración de iones a bajas altitudes. La frecuencia del voltaje de radiofrecuencia ( RF) pico a pico de 30 voltios variaba con el rango de masa medido: rango A, -10 MHz, rango B, -5 MHz y rango C, -2,5 MHz. La salida del instrumento analógico primario era un espectro de corriente de iones comprimido que mostraba el rango dinámico completo del sistema amplificador en un solo canal de telemetría. El procesamiento de datos a bordo proporcionó una lectura de los datos del experimento primario en forma de dos palabras digitales para cada pico en el espectro de iones. Una palabra de 8 bits indicaba la amplitud del pico (corriente) y la otra palabra de 8 bits identificaba la posición de barrido, es decir, la identificación de la especie. [8]
El manómetro de capacitancia fue principalmente un experimento de ingeniería para proporcionar datos sobre las operaciones de la nave espacial. Sin embargo, los datos de este experimento también se correlacionaron con los datos del acelerómetro y del medidor de iones para evaluar la resistencia aerodinámica del satélite. El manómetro, también conocido como sensor de presión B (PSB), medía la presión atmosférica en la región por debajo de los 200 km (120 mi). La precisión del medidor PSB variaba de aproximadamente el 10 % a 120 km (75 mi) a aproximadamente el 40 % a 180 km (110 mi). El PSB constaba de dos cámaras esféricas, controladas térmicamente, separadas por una membrana delgada estirada plana y bajo tensión radial. Cualquier deflexión del diafragma causada por un diferencial de presión entre los dos lados causaba un cambio en la capacitancia entre el diafragma y un electrodo adyacente que se medía mediante un circuito de puente de corriente alterna (CA). Se permitía el ingreso de aire en una de las cámaras a través de dos puertos separados 180° y perpendiculares al eje de giro de la nave espacial. De este modo, la diferencia de presión entre la onda y el ariete se muestreó dos veces para cada revolución de la nave espacial. [9]
Este experimento midió in situ la distribución espacial y los cambios temporales de las concentraciones de las especies atmosféricas neutras. Además, se obtuvo una nueva perspectiva sobre las técnicas de medición in situ a partir de comparaciones de estas mediciones con las obtenidas de otros experimentos a bordo; a saber, el espectrómetro de fuente abierta (1973-101A-07), el espectrofotómetro solar ultravioleta extremo (EUV) (1973-101A-06) y el acelerómetro de densidad (1973-101A-02). El sensor del espectrómetro de masas tenía una cámara termalizadora de acero inoxidable bañada en oro y una fuente de iones, un analizador cuadrupolo de varillas hiperbólicas y un multiplicador de electrones fuera del eje. Se disponía de cinco secuencias diferentes de selecciones de masas, expresadas en unidades de masa atómica (u): (a) geofísica -1, 2, 4, total, 16, 28, 32, seleccionada, 40, (b) analítica -12, 14, 18, 20, 22, 30, 44, calibrar, cero, (c) individual -seleccionada, seleccionada, seleccionada, ... (cualquier masa de 1 a 44), (d) barrido digital -1, 2, 3, 4, 5, ... 45 (en pasos de 3/16 unidades), (e) barrido analógico -2, 3, 4, 5, ... 45 (continuo). Se disponía de cinco formatos operativos, seleccionados por el comando terrestre, y cada uno de ellos contenía una combinación diferente de las cinco secuencias de selección de masas enumeradas anteriormente. Cuando se operaba en el "formato normal", el analizador medía todas las masas en el rango de 1 a 44, con énfasis en hidrógeno , helio , oxígeno , nitrógeno y argón . Otro formato fue optimizado para estudios de constituyentes menores de cualquier especie de gas individual en el rango medido. La resolución espacial fue determinada principalmente por el modo de operación de la nave espacial. En órbita, se abrió el espectrómetro presellado y los constituyentes atmosféricos pasaron a través de un orificio con borde afilado hacia la cámara de termalización y la fuente de iones. Los iones seleccionados salieron del analizador cuadrupolo a través de una lente de enfoque débil y fueron acelerados hacia un multiplicador de electrones de 14 etapas, donde fueron girados 90° para golpear el primer dínodo. Para cada ion impactante, la salida del multiplicador fue un pulso de 2,E6 electrones. Estos pulsos de salida constituyeron la medición y la tasa de conteo fue proporcional a la densidad de la cámara de la especie seleccionada. Estos valores de densidad luego se convirtieron a concentraciones ambientales. El analizador normalmente operaba a una resolución de 1 unidad (u) en el rango de masas. Los pulsos que se produjeron durante intervalos de integración de 0,015 segundos se acumularon en un contador de 16 bits. Se asignaron múltiples períodos de integración (hasta 16) a cada medición para las especies atmosféricas menos densas. Se utilizaron rangos seleccionados automáticamente de corrientes de electrones ionizantes. El rango dinámico general de las mediciones fue mayor que 1,E7. [10]
El medidor de iones de cátodo frío que voló en Explorer 51 (AE-C) fue principalmente un experimento de ingeniería para proporcionar datos sobre el funcionamiento de la nave espacial. Sin embargo, los datos de este experimento se correlacionaron con los datos del acelerómetro y el manómetro de capacitancia para evaluar el rendimiento de la resistencia aerodinámica del satélite. El medidor de iones, también conocido como sensor de presión A (PSA), midió la presión atmosférica en la región entre 120 km (75 mi) y 370 km (230 mi) sobre la superficie de la Tierra para valores de presión atmosférica entre 1.3E-3 a 1.3E-7 mb . La precisión estimada del PSA fue de ± 20%. El paquete de sensores de forma cilíndrica constaba de un orificio en forma de cuña, un cátodo cerca del potencial de tierra, un ánodo que operaba a aproximadamente 1300 VCC y un campo magnético permanente de aproximadamente 1600 gauss . El medidor no contenía ninguna fuente primaria de electrones ionizantes. La descarga se inició por emisión de campo y se autosostenía a una presión superior a 1,3E-7 mb. La corriente de iones se recogió en el cátodo. El sensor se montó en la nave espacial, con el orificio perpendicular al eje de giro de la nave espacial, que era normal al plano orbital. El instrumento podía funcionar en dos modos, girando o deshilando. Cuando la nave espacial estaba en modo de giro, el PSA muestreaba alternativamente la presión de ariete y de estela. Cuando la nave espacial estaba en modo deshilando, el PSA se encaró a 30° de la dirección del movimiento. Los datos de este experimento no se registraron en cinta, sino que se observaron en tiempo real. [11]
El CEP constaba de dos instrumentos idénticos diseñados para medir las temperaturas de los electrones, las concentraciones de electrones e iones, la masa de los iones y el potencial de la nave espacial. Una sonda estaba orientada a lo largo del eje de giro de la nave espacial (normalmente perpendicular al plano de la órbita) y la otra radialmente, de modo que pudiera observar en la dirección del vector de velocidad una vez cada período de giro de 15 segundos. Cada instrumento era un dispositivo de sonda de potencial retardante Langmuir que producía una curva de corriente-voltaje (IV) para un patrón de voltaje conocido colocado en el colector. Se utilizaban electrómetros para medir la corriente. Había dos sistemas de operación (uno con dos modos y otro con tres modos) que utilizaban patrones de voltaje del colector entre más y menos 5 voltios. La mayoría de los modos implicaban un ajuste automático o fijo de los límites de voltaje del colector (y/o la salida del electrómetro) de modo que la región de interés en el perfil IV proporcionara alta resolución. Cada sistema estaba diseñado para usarse solo con una de las sondas, pero podían interconmutarse para proporcionar redundancia de respaldo. Las mejores mediciones en los modos más favorables proporcionaban una resolución temporal de 1 segundo; temperatura de los electrones entre 300K y 10.000K (10% de precisión); densidad de iones entre 10.000 y 10.000.000 iones/cc (10-20% de precisión); densidad de electrones entre 50 y 1.000.000 electrones/cc; y masa de iones a densidades de iones superiores a 10.000 iones/cc. Cada sonda tenía un electrodo colector que se extendía desde el eje central de un anillo de protección cilíndrico. El anillo de protección de 2,5 cm (0,98 pulgadas) de largo estaba al final de un brazo de 25 cm (9,8 pulgadas), y el colector se extendía otros 7,5 cm (3,0 pulgadas) más allá del anillo de protección. El brazo, el protector y el colector tenían un diámetro de 0,2 cm (0,079 pulgadas). [12]
El Monitor Ultravioleta Solar Extremo (ESUM) realizó mediciones espectro-radiométricas de banda ancha absolutas del flujo solar EUV desde 200 Angstrom (A) hasta Lyman-alfa a 1216 A y realizó mediciones precisas de la variabilidad temporal - aproximadamente 1% por rotación solar. El instrumento consistió en dos fotodiodos EUV idénticos sin ventanas con cátodos de óxido de aluminio y una rueda de filtros que contenía dos juegos de filtros metálicos sin respaldo (aluminio, estaño , indio ) y una posición abierta. Un diodo de luz visible midió la transmitancia de los orificios de los filtros para determinar el fondo de luz blanca. El ángulo de inclinación del instrumento en relación con el eje +Z de la nave espacial se optimizó para el tiempo máximo de visualización del Sol en los modos de nave espacial giratorio y deshilachado. El campo de visión del instrumento fue de 60°. Los anchos de banda nominales (para el 50% de la señal) fueron de 270 a 550 A, de 570 a 584 A, de 800 a 935 A y de 1216 A. [13]
Este experimento proporcionó mediciones directas de la entrada de energía a la atmósfera superior debido a electrones y protones en el rango de energía de 0,2 a 25 keV. El experimento adquirió mediciones diferenciales del influjo de energía y la distribución angular. Había dos detectores que medían electrones y protones de 0,2 a 25 keV en 16 pasos espaciados logarítmicamente, y un detector que medía electrones de 5 keV de forma continua. Cada detector consistía en un analizador electrostático cilíndrico para la selección de especies y energía y un multiplicador de electrones Spiraltron para la detección de partículas. Las distribuciones de energía se obtuvieron aplicando diferentes voltajes fijos o escalonados a las placas de deflexión. Las distribuciones en ángulo se midieron utilizando el giro de la nave espacial y las posiciones de los analizadores en la nave espacial. En los modos despun, las mediciones se obtuvieron a 45° con respecto al ecuador de la nave espacial y radialmente lejos de la Tierra. Los ángulos de visión del detector se eligieron para brindar una cobertura óptima del ángulo de inclinación magnética cuando la nave espacial se movía hacia los polos o hacia el ecuador. Todos los detectores eran idénticos en construcción y utilizaban aberturas de entrada de 1 x 6 mm. Los conteos se acumularon durante 55,7 ms y se leyeron en cada cuadro principal de telemetría (62,5 ms). Los detectores de dos pasos se movieron un paso de energía una vez en cada cuadro principal con el mismo tiempo de acumulación, lo que requirió aproximadamente 1 segundo para un ciclo completo de pasos. [14]
Se utilizó un espectrómetro de masas de iones magnéticos para medir in situ las concentraciones de las especies iónicas ambientales en el rango de masas de 1 a 90 unidades de masa atómica (u). Se montó en el ecuador del satélite de forma normal al eje de giro, y la abertura de entrada estaba orientada hacia adelante cuando la nave espacial estaba en el modo despun. Los campos eléctricos y magnéticos se dispusieron para producir un espectro de masas a lo largo del plano focal después del analizador magnético. Se colocaron tres rendijas a lo largo del plano focal en lugares apropiados para recolectar simultáneamente iones en las relaciones de masas de 1 a 4 a 16. Los iones ionosféricos se aceleraron hacia el sistema analizador mediante un voltaje negativo que variaba de -1060 a -225 voltios. Los tres rangos de masas medidos simultáneamente fueron 1 a 4, 4 a 16 y 16 a 90 unidades. Después de cada rendija había un multiplicador de electrones y un detector amplificador-electrómetro logarítmico. La salida del detector se podía medir directamente para una salida analógica, o se podía enviar a un circuito de "pico" que determinaba la amplitud de cada pico en el espectro. En el modo de picos primarios, solo se medía la amplitud de cada pico y, en este modo, el tiempo necesario para barrer simultáneamente los tres rangos de masa era de 1 segundo. Eran posibles otros modos de funcionamiento. En el modo analógico corto, se barrían los tres rangos de masa en 4 segundos, alternando con barridos de 1 segundo en modo de "picos". En el modo analógico largo se requería un barrido de 8 segundos, alternando nuevamente con un barrido de 1 segundo en modo de pico. En el modo bloqueado existía una opción para medir continuamente cualquier conjunto de números de masa en la proporción de 1 a 4 a 16 para dar una alta resolución espacial. [15]
Este experimento midió la temperatura cinética de la atmósfera neutra determinando la densidad instantánea del nitrógeno molecular en una cámara esférica acoplada a la atmósfera a través de un orificio con borde afilado. El análisis de la variación de la densidad del nitrógeno molecular medida durante un ciclo de centrifugado con conocimiento del movimiento y la orientación del satélite condujo a una determinación de la temperatura ambiente, independientemente de la altura de la escala. También se obtuvo una medición de la densidad del nitrógeno ambiente. También se realizó una medición alternativa de la temperatura neutra, utilizando un deflector insertado frente al orificio para interceptar una parte de la corriente de partículas de gas que ingresaba a la cámara. Cuando el satélite estaba en el modo de deshilachado, se hizo que el deflector oscilara de manera escalonada para interrumpir la corriente de partículas vista por la cámara con orificio. Estas variaciones de densidad de la cámara se interpretaron para obtener la temperatura cinética del gas neutro. Una fuente de iones de filamento doble muestreó el nitrógeno molecular termalizado en la cámara y produjo una densidad de haz de iones proporcional a la densidad de la cámara de nitrógeno. Desde la fuente, este haz de nitrógeno ionizado se dirigió desde un analizador cuadrupolo, ajustado para pasar aquellas partículas cuya relación masa-carga (M/Q) es 28, a un multiplicador de electrones. Los pulsos de salida se amplificaron y contaron en un acumulador de 16 bits. El experimento también proporcionó mediciones de la composición atmosférica neutra, cuando se le ordenó pasar al modo apropiado y, por primera vez, midió el viento local (movimientos verticales). Los valores del viento se determinaron midiendo la posición de la "corriente" en relación con la velocidad del satélite. Cuando la nave espacial estaba en el modo despun, se midió la densidad del nitrógeno, excepto cuando la corriente de partículas se interrumpió por el deflector. El sensor se selló al vacío antes del lanzamiento y se abrió a la atmósfera después de que la nave espacial estuviera en órbita. [16]
El objetivo de este experimento fue contribuir al estudio de los procesos químicos, dinámicos y energéticos que controlan la estructura de la termosfera , proporcionando mediciones directas in situ de los constituyentes atmosféricos neutros, tanto mayores como menores, que tienen masas en el rango de 1 a 48 unidades de masa atómica (u). Se voló un espectrómetro de masas de deflexión magnética Mattauch-Herzog de doble enfoque con una fuente de iones de impacto. Se incluyeron dos colectores de iones para medir iones que difieren en masa por un factor de 8, es decir, los dos rangos de masa cubiertos fueron de 1 a 6 unidades y de 6 a 48 unidades. En la fuente de iones, las especies neutras se ionizaron por medio del impacto de electrones. A altitudes superiores a 380 km (240 mi), se midieron las corrientes de iones con un multiplicador de electrones que contaba iones individuales. Los conteos se acumularon durante 1/20 de segundo antes de cambiar automáticamente a un número de masa diferente. Aunque se podían barrer espectros de masas completos, en el modo de funcionamiento común se empleaba el escalonamiento de picos, repitiéndose las lecturas de los picos principales del espectro de masas aproximadamente cada 0,5 segundos y en otras especies con menor frecuencia. Los datos por debajo de los 380 km (240 mi) se midieron utilizando un electrómetro. Además del modo de escalonamiento de picos, había otros modos de funcionamiento que se seleccionaban mediante el comando de tierra. En el modo de vuelo, los voltajes de la fuente de iones se ajustaban de modo que no hubiera un campo eléctrico que extrajera iones del haz de electrones cuando se formaban. Las partículas ambientales que golpeaban la fuente de iones retenían energías inferiores a 0,1 eV, lo que no era lo suficientemente alto como para superar el potencial de carga espacial negativo que retenía los iones en el haz. Las partículas ambientales que no golpeaban la fuente de iones retenían su energía entrante de varios eV después de la ionización y escapaban a la región de aceleración del analizador. El potencial de aceleración de electrones era de 75 eV en el modo de funcionamiento normal y de 25 eV en el modo de vuelo. En otro modo de funcionamiento, el instrumento cambia automáticamente a una secuencia de masas de particular interés, como por ejemplo entre las masas 16 y 32 o entre las masas 28 y 32. [17]
Este experimento fue diseñado para proporcionar información sobre la intensidad, distribución angular, espectro de energía y flujo neto a lo largo de líneas de campo de electrones en la termosfera con energías entre 1 y 500 eV. El instrumento consistía en dos analizadores electrostáticos hemisféricos idénticos con direcciones opuestas y 30 modos de funcionamiento. Cada espectrómetro tenía una resolución de energía relativa de ± 2,5% y un factor geométrico del orden de 0,001 cm2sr , independientemente de la energía del electrón. Se podían detectar tres rangos de energía separados: 0 a 25, 0 a 100 o 0 a 500 eV. Las mediciones de estos intervalos se podían secuenciar de cinco formas diferentes. Los datos se podían tomar de cada sensor por separado o alternativamente con una resolución temporal que variaba de 0,25 a 8 segundos. Había dos velocidades de escaneo de voltaje de deflexión determinadas por el reloj de la nave espacial. Este voltaje se cambiaba en 64 pasos y se realizaba a 4 o 16 pasos por cuadro de telemetría. Con 16 cuadros/s, esto permitió elegir entre un espectro de 64 puntos o cuatro espectros de 16 puntos en 1 segundo. El ciclo de datos más largo (8 segundos) implicó observaciones utilizando pasos de voltaje crecientes para los rangos de energía más bajos, medios, más bajos y luego más altos (en ese orden) durante 1 segundo cada uno. Una repetición para el paso de voltaje decreciente completó el ciclo. [18]
Este experimento fue diseñado para determinar las velocidades de deriva de iones vectoriales, la concentración y temperatura de iones y el potencial de la nave espacial. También se obtuvo un índice de irregularidad ionosférica del sensor de concentración de iones. El experimento consistió en un analizador de potencial retardador con cuatro cabezales de sensor planares. El cabezal del sensor utilizado para las mediciones de deriva de iones se colocó junto con otro cabezal, y todos estaban espaciados casi por igual, mirando hacia afuera desde el ecuador del satélite. Dado que el eje de giro del satélite era perpendicular al plano de la órbita, estos cabezales podían observar a lo largo del vector de velocidad de la nave espacial, ya sea en el modo de giro o de desgiro de la nave espacial. El objetivo principal de este experimento fue proporcionar temperaturas de iones precisas, siendo otras mediciones de importancia secundaria. Tres de los cabezales de sensor eran similares. Tenían dos rejillas de entrada conectadas a tierra, dos rejillas de retardo, una rejilla supresora, una rejilla de protección y un colector. Normalmente se aplicaba un voltaje de barrido lineal (32 o 22 a 0 voltios, hacia arriba o hacia abajo) a las rejillas de retardo en 0,75 segundos. La interpretación de los perfiles de corriente-voltaje resultantes proporcionó la temperatura de los iones, la concentración de iones y electrones, cierta información sobre la composición de los iones, el potencial del vehículo y la velocidad de deriva del plasma paralela al vector de velocidad. Dos de los tres sensores similares tenían una rejilla adicional entre la rejilla de entrada y la rejilla de retardo para proteger las rejillas internas del bombardeo de iones durante las mediciones de electrones. La otra característica significativa de estos dos sensores era que se podía aplicar una pequeña polarización positiva del colector para asegurar el acceso adecuado de los electrones térmicos al colector. Con la rejilla de retardo a cero voltios constantes, se podían observar los cambios de corriente durante períodos de 3 segundos para obtener gradientes de concentración de iones. Los parámetros de los electrones se midieron de manera similar a los iones. Se pudieron identificar iones en rangos de masa de 1 a 4, 14 a 16, 24 a 32 y mayores de 40 unidades de masa atómica. El cuarto cabezal del sensor era para las mediciones de velocidad de deriva de iones y consistía en cuatro rejillas conectadas a tierra, una rejilla supresora polarizada negativamente y un colector de cuatro segmentos. Las diferencias en las corrientes de varios segmentos colectores proporcionaron información sobre los componentes direccionales de la deriva iónica. [19]
El Espectrómetro Ultravioleta Extremo (EUVS) se utilizó para observar las variaciones en el flujo solar EUV en el rango de longitud de onda de 140 a 1850 A y la atenuación atmosférica en varias longitudes de onda fijas. Esto proporcionó datos cuantitativos de la estructura y composición atmosférica. El instrumento constaba de 24 monocromadores de rejilla de incidencia rasante , que utilizaban sistemas de rendijas paralelas para la colimación de entrada y detectores fotoeléctricos en las rendijas de salida. Doce de estos monocromadores tenían capacidad de escaneo de longitud de onda, cada uno con 128 posiciones de longitud de onda seleccionables, que también podían escanear automáticamente por pasos a través de estas posiciones. Los otros 12 monocromadores funcionaban en longitudes de onda fijas con campos de visión más pequeños que el disco solar completo para ayudar en el análisis de absorción atmosférica. La resolución espectral variaba de 2 a 54 A dependiendo del instrumento en particular. El campo de visión variaba de 60 x 60 minutos de arco a 3 x 6 minutos de arco. Los 24 ejes de entrada del monocromador estaban alineados en paralelo. Un sistema de apuntamiento solar podía apuntar a 256 posiciones diferentes, ejecutar un escaneo unidimensional de 16 pasos o un raster completo de 256 pasos. La resolución temporal variaba desde 0,5 segundos para observar 12 longitudes de onda fijas hasta 256 segundos para programar el EUVS a través de todos los modos posibles. [20]
Este experimento de ingeniería midió la temperatura de impacto durante los perigeos bajos. [21]
Este experimento de óxido nítrico ultravioleta (UVNO) consistió en un espectrómetro Ebert-Fastie de rejilla fija de dos canales que midió el resplandor atmosférico en la banda gamma (1, 0) en una región de 15 A centrada en 2149 A. La intensidad observada fue producida por la fluorescencia de resonancia de la luz solar por las moléculas de óxido nítrico en el campo de visión del instrumento. Los perfiles de intensidad obtenidos dieron como resultado perfiles de altitud de la densidad de óxido nítrico en función del tiempo y la ubicación. Los perfiles se midieron a lo largo de la trayectoria del satélite en momentos en que se encontraba en el lado iluminado de la Tierra. El carácter de teledetección del experimento UVNO permitió realizar mediciones de óxido nítrico a altitudes tanto por encima como por debajo del perigeo del satélite. A medida que la nave espacial giraba, el espectrómetro, que miraba hacia afuera a través del borde del satélite, hizo que su campo de visión se desplazara repetidamente a través de la atmósfera hasta el borde de la Tierra, y se obtuvieron perfiles de altitud de la intensidad del resplandor atmosférico emitido. Por debajo de cierta altitud, la señal medida a 2149 A estaba contaminada por la luz solar dispersada por Rayleigh. Para corregir esta contaminación, un segundo canal midió solo la intensidad de la luz dispersada en una región de 12 A centrada en 2190 A. Los dos canales eran óptica y eléctricamente independientes. La intensidad de la luminiscencia atmosférica de óxido nítrico se determinó tomando la diferencia entre estas dos mediciones. El espejo telescópico esférico de cuarzo fundido del sensor tenía una longitud focal de 125 mm y enfocaba la luz incidente en la ranura de entrada del espectrómetro. Desde esta ranura, la luz incidía en la mitad del espejo de Ebert y se colimaba sobre la rejilla. La rejilla de 3600 líneas por mm la devolvía colimada a la otra mitad del espejo y la luz se enfocaba en dos ranuras de salida. El campo de visión del espectrómetro era de 4° X 1/4°, con el eje largo paralelo al eje de giro de la nave espacial y, por lo tanto, paralelo al borde observado. En condiciones normales de funcionamiento, cada canal se integró durante 20,8 ms y se leyó de forma alternada a intervalos de 10,4 ms. El instrumento estaba protegido contra la contaminación por dispersión interna de luz no dispersa fuera del eje. [22]
Este experimento contenía un fotómetro de filtro diseñado para medir diversas características del resplandor del aire y de las auroras en el rango espectral entre 3000 y 7500 A. La información principal obtenida de este experimento fueron las tasas de excitación de los componentes atómicos y moleculares de la termosfera. Para la misión Explorer 51 (AE-C), se eligieron las siguientes seis líneas y bandas específicas para su estudio, ya que desempeñan un papel importante en el balance energético fotoquímico de la atmósfera (expresado en Angstroms ): 3371, 4278, 5200, 5577, 6300 y 7319. Las emisiones se midieron en pares: 5577 y 6300, 7319 y calibración, 3371 y 5577, 5200 y 7319, 4278 y 3371, calibración y 5200, y 6300 y 4278. Dos sistemas ópticos vistos en ángulos rectos entre sí. Cada uno empleaba una combinación de una lente objetivo simple y un tope de campo para definir el campo de visión, y cada uno contenía un deflector de luz de múltiples etapas. El sistema de gran angular de alta sensibilidad (designado canal 2) tenía un campo de visión de 3° de ángulo medio y se utilizó para medir el resplandor nocturno, el resplandor diurno sobre el satélite y otras características de emisión débil. El sistema menos sensible (designado canal 1) tenía un campo de visión de aproximadamente 0,75° de ángulo medio y se utilizó para mediciones del resplandor diurno y del horizonte nocturno, así como características aurorales discretas que mostraron fuertes gradientes espaciales. Ambos canales ópticos tenían un diámetro de 2,2 cm (0,87 pulgadas). Compartían una rueda de filtros que contenía seis filtros de interferencia en las longitudes de onda identificadas anteriormente y otras dos posiciones. Una era una posición oscura para mediciones de ruido y la otra era una posición calibrada. El rango dinámico del instrumento era de 1,E16 fotones por sm2 ( 1,E6 rayleighs ). Para que los sensores respondieran en una fracción de segundo a grandes cambios en el brillo de la superficie sin ninguna mejora notable en la tasa de conteo de fondo, cada uno contenía un atenuador de 1/100 y un circuito electrónico para polarizar hacia atrás el cátodo. Con estas características de protección, fue posible medir una característica oscura sin ninguna mejora aparente en el fondo dentro de los 120 ms posteriores a una visión directa del sol. Los fotones que llegaban al cátodo se registraban utilizando un sistema de conteo de pulsos. [23]
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