Explorer 43 , también llamado IMP-I e IMP-6 , fue un satélite de la NASA lanzado como parte del programa Explorers . Explorer 43 fue lanzado el 13 de marzo de 1971 desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral (CCAFS) con un vehículo de lanzamiento Thor-Delta M6 . Explorer 43 fue el sexto satélite de la Plataforma de Monitoreo Interplanetario . [3]
El Explorer 43 continuó el estudio, iniciado por los IMP anteriores, de las regiones interplanetarias y magnetosféricas exteriores midiendo partículas energéticas, plasma , campos eléctricos y campos magnéticos . Su órbita lo llevó al espacio cislunar durante un período de disminución de la actividad solar. [4]
También se incluyó un experimento de radioastronomía en la carga útil de la nave espacial. La nave espacial de 16 lados tenía 182,12 cm (71,70 pulgadas) de alto por 135,64 cm (53,40 pulgadas) de diámetro. El eje de giro de la nave espacial era normal al plano de la eclíptica y su velocidad de giro era de 5 rpm , con propulsión Star-17A . El punto de apogeo inicial se encontraba cerca de la línea Tierra - Sol . La nave espacial alimentada por células solares y baterías químicas llevaba 2 transmisores. Uno transmitía continuamente datos del codificador PCM a una velocidad de bits de información de 1600 bit/s . [3]
El segundo transmisor se utilizó para la transmisión de datos de muy baja frecuencia (VLF) y para la información de medición de distancias. Se utilizaron tres pares ortogonales de antenas dipolares para los experimentos de campos eléctricos, y uno de estos pares también se utilizó para el experimento de radioastronomía. Los elementos del par de antenas a lo largo del eje de giro de la nave espacial se extendían 2,9 m (9 pies 6 pulgadas), los elementos del par utilizado tanto en el campo eléctrico como en los experimentos de radioastronomía se extendían 45,5 m (149 pies), y los elementos del tercer par estaban ligeramente desequilibrados, extendiéndose 24,4 × 27,6 m (80 × 91 pies), respectivamente. Los cuatro elementos perpendiculares al eje de giro debían haberse extendido 45,5 m (149 pies). [3]
Se montaron dos antenas dipolares ortogonalmente en el plano de giro de la nave espacial, mientras que una tercera antena dipolar se montó a lo largo del eje de giro de la nave espacial. Las longitudes de los elementos de la antena fueron -X, 27,6 m (91 pies); +X, 24,4 m (80 pies); -Y y +Y, 45,5 m (149 pies); -Z y +Z (eje de giro), 2,9 m (9 pies 6 pulgadas). Los electrómetros midieron la diferencia de potencial analógica entre los elementos en cada par de antenas simultáneamente cada 5,12 s. Las diferencias de potencial se muestrearon digitalmente a través de un convertidor analógico/digital de 14 bits cada 0,64 segundos. La sensibilidad de CC fue de 100 microvoltios por metro. [5]
Este experimento, tal como lo definió originalmente la sede de la NASA , se ha dividido en el NSSDC en sus componentes Iowa (71-019A-03), Minnesota (71-019A-12) y GSFC (71-019A-16). El desempeño inicial del experimento fue normal. [6]
La intensidad del campo eléctrico de CA en 12 canales estrechos se midió de 0,1 a 100 Hz . El experimento tenía un umbral de ruido óptimo de 10 microvoltios por metro. Cada canal se muestreó una vez cada 5,12 segundos a la alta tasa de bits. Las antenas utilizadas en el experimento de campo de CC (71-019A-02) también se utilizaron en este experimento. [7]
Tres antenas de bucle ortogonales y los tres dipolos ortogonales (casi equilibrados) obtuvieron datos simultáneos de los campos E y B en 16 canales estrechos equiespaciados logarítmicamente de 20 Hz a 200 kHz. Estos detectores también se utilizaron en el experimento de campo eléctrico de CC (71-019A-02). La resolución de frecuencia espectral fue de alrededor del 30%. Cada canal EB se muestreó cada 5,12 segundos. También se utilizó una antena dipolo de respaldo corta (de aproximadamente 1 m (3 pies 3 pulgadas) de punta a punta) para detectar fenómenos de plasma de longitud de onda muy corta. También se transmitieron por telemetría datos analógicos B o E de 0 a 30 kHz en tres segmentos en el canal analógico de 4 vatios para fines especiales . Este experimento fue diseñado para usarse junto con el analizador de energía diferencial de protones y electrones de baja energía (LEPEDEA). [8]
Este experimento fue diseñado para determinar la polarización, la dirección de propagación, el flujo y la dirección de la superficie normal de onda para ondas de plasma. La correlación promediada en el tiempo en una frecuencia de canal de cualquier combinación de los seis elementos de antena se podía calcular simultáneamente mediante seis computadoras analógicas de a bordo. Había 64 canales de frecuencia equiespaciados logarítmicamente centrados de 23 Hz a 200 kHz con un ancho de banda del 15% a 3 dB. El tiempo promedio era de 2,5 segundos a la alta tasa de bits. Las combinaciones de elementos y la secuencia de frecuencias a medir se controlaban mediante una computadora de a bordo o desde tierra. [9]
Este experimento fue diseñado para estudiar los espectros de radio de la galaxia, el Sol y Júpiter con una resolución temporal relativamente alta. Dos radiómetros de frecuencia escalonada, conectados a una sola antena dipolo de 91 m (299 pies) (también utilizada en los experimentos de campo eléctrico), recorrieron el rango de frecuencia de 30 kHz a 2 MHz en 32 pasos. [10]
El objetivo de este experimento fue estudiar los espectros de la galaxia, el sol y Júpiter con una alta resolución de flujo (alrededor del 1%). Se conectó un radiómetro, que funcionaba en modo escalonado (ocho frecuencias) o en una sola frecuencia, a una antena dipolo de 91 m (299 pies), que también se utilizó en los experimentos de campo eléctrico. El rango de frecuencias cubierto fue de 0,05 a 3,5 MHz. [11]
Este experimento fue diseñado para llevar a cabo observaciones exhaustivas de los espectros de energía diferencial, distribuciones angulares, distribuciones espaciales y variaciones temporales de electrones y protones en el rango de distancia radial geocéntrica de 1,03 a 30 radios terrestres. Para este propósito se utilizaron dos conjuntos de analizadores electrostáticos cilíndricos de placa curva y multiplicadores de canal continuo. Un analizador, el LEPEDEA (analizador de energía diferencial de protones y electrones de baja energía), debía medir los espectros de energía y la distribución angular de protones y electrones por separado en el rango de energía de 24 eV a 50 keV (16 intervalos de energía para protones y electrones por separado). El otro analizador, el LEPEDEA (analizador de energía diferencial de protones de baja energía) midió los espectros de energía y la distribución angular de protones en el rango de energía de 1,7 a 550 eV (ocho intervalos de energía). Los analizadores se montaron perpendiculares al eje de giro de la nave espacial. Se utilizó un contador Geiger-Müller EON tipo 213, cuyo campo de visión colimado de medio ángulo de 15° estaba orientado aproximadamente en paralelo al del LEPDEA, para medir la intensidad de los electrones de energías superiores a 45 keV y de los protones de energías superiores a 500 keV y para proporcionar mediciones de fondo para el LEPDEA. Un multiplicador de electrones de canal continuo falló el 10 de agosto de 1974, por lo que no se recogieron datos útiles sobre electrones durante las últimas siete semanas de vida de la nave espacial. Por lo demás, el experimento funcionó normalmente durante la vida útil de la nave espacial. [12]
Este experimento fue diseñado para medir con precisión el campo magnético vectorial en el medio interplanetario y en la magnetosfera , la cola magnética y la vaina magnética de la Tierra . El detector era un magnetómetro de compuerta de flujo triaxial montado en un brazo con cuatro rangos: ± 16, 48, 144 y 432 nT , respectivamente. Las sensibilidades correspondientes fueron ± 0,06, 0,19, 0,56 y 1,69 nT, respectivamente. Se incluyó la capacidad de selección automática de rango. Un mecanismo de volteo permitió la calibración en vuelo de los tres niveles cero del sensor. La tasa de muestreo vectorial fue de 12,5 muestras por segundo. El experimento funcionó normalmente durante la vida útil de la nave espacial. [13]
Se utilizó un analizador electrostático hemisférico para ampliar las descripciones de las poblaciones de partículas (electrones e iones positivos) en el viento solar , la magnetovaina y la cola magnética. El análisis espectral de energía se logró cargando las placas a niveles de voltaje conocidos y permitiéndoles descargarse con constantes de tiempo RC conocidas. El analizador tenía cuatro modos comandables. El primer modo fue diseñado para la medición de protones y partículas alfa del viento solar. Durante ocho revoluciones de la nave espacial, se obtuvieron espectros de energía de 32 niveles en ocho rangos angulares centrados en el sol. Los niveles de energía se extendieron de 100 eV a 8 keV. El segundo modo fue diseñado para la medición de iones pesados del viento solar. Este ciclo fue el mismo que el primero, excepto que los niveles de energía por carga se limitaron a 900 eV a 8 keV, y la eficiencia del conteo de iones pesados se incrementó en relación con los protones y las partículas alfa. El tercer modo fue diseñado para la medición de electrones del viento solar y la magnetovaina y los iones positivos de la magnetovaina. Este fue un ciclo de combinación en el que se alternaron barridos espectrales de electrones e iones positivos. Durante un ciclo de nueve revoluciones de la nave espacial, se obtuvieron ocho espectros de electrones y ocho espectros de iones positivos. Los datos combinados para electrones en este modo consistieron en espectros de energía de 16 niveles tomados en 32 rangos angulares espaciados uniformemente. Los espectros se extendieron de 4 a 1000 eV. Los datos para iones positivos consistieron en espectros de 32 niveles tomados en los mismos 32 rangos angulares. Los espectros de energía por carga se extendieron de 100 eV a 8 keV. El cuarto modo fue diseñado para electrones de cola magnética e iones positivos. Los electrones e iones positivos se estudiaron con espectros de 16 niveles en 32 rangos angulares espaciados uniformemente para electrones e iones positivos. Los rangos de energía por carga fueron de 6 eV a 24 keV para electrones y de 45 eV a 34 keV para iones positivos. [14]
Este experimento consistió en dos detectores de plasma dirigidos en direcciones opuestas, ambos perpendiculares al eje de giro de la nave espacial. Un analizador electrostático midió protones y partículas alfa con voltajes de deflexión entre 170 y 6400 voltios. Un analizador electrostático y un selector de velocidad midieron solo partículas alfa con voltajes de deflexión entre 640 y 7200 voltios. Durante las sucesivas revoluciones de la nave espacial, cada uno de los dos voltajes de deflexión del analizador electrostático se avanzó a través de uno de los 20 pasos logarítmicamente equiespaciados en los intervalos indicados anteriormente. De este modo, se obtuvieron espectros completos en 240 segundos. El rendimiento del experimento fue normal durante el primer mes. Un cortocircuito en la parte de alto voltaje provocó el fracaso del experimento. [15]
Este experimento, que se utilizó para estudiar la aceleración de los electrones en el Sol y su expulsión al espacio interplanetario, consistió en cuatro detectores. Dos de ellos eran tubos Geiger-Müller (GM) con direcciones de observación de 170° con respecto al eje de giro de la nave espacial. Un tubo respondió a electrones con energías superiores a 20 keV que se retrodispersaron desde una lámina de oro . Los datos de los electrones de 20 keV se acumularon y se leyeron cada 10,24 segundos. El otro tubo GM observó directamente electrones y protones con energías superiores a 18 y 250 keV, respectivamente. Este tipo de datos se acumularon y se leyeron cada 5,12 segundos. El tercer detector, un telescopio que constaba de tres semiconductores, tenía una dirección de observación de 170° con respecto al eje de giro de la nave espacial. Este detector respondió a electrones y protones en los intervalos de energía de 18 a 450 keV y de 0,04 a 2 MeV, respectivamente. Los datos de electrones de este detector se acumularon en cuatro canales de energía contiguos logarítmicamente equiespaciados durante 5,12 segundos y se leyeron al final de cada intervalo de tiempo. Además, se realizó un análisis de altura de pulso de 64 canales en los recuentos del detector, y esta información se telemedió cada 163,84 segundos. Los datos de protones de este detector se acumularon y leyeron cada 20,48 segundos. El cuarto detector consistió en dos semiconductores con una dirección de visualización perpendicular al eje de giro de la nave espacial. Este detector respondió a electrones con energías entre 47 y 350 keV que se retrodispersaron desde una lámina de oro. Se acumularon electrones de 47 a 350 keV y electrones de 80 a 350 keV en cada uno de los 16 y 4 sectores equiangulares, respectivamente, durante intervalos sucesivos de 20,48 segundos, y se leyeron al final de cada intervalo. El experimento funcionó normalmente. [16]
Este experimento fue diseñado para medir los espectros y la composición de los rayos cósmicos solares y galácticos y de las partículas de cola magnética, para servir como prototipo de los instrumentos que volarían en las sondas espaciales profundas Pioneer 10 y 11 , y para proporcionar datos de referencia de 1 UA para comparar con los datos de Pioneer en estudios de gradiente. El experimento consistió en un telescopio de composición (que falló aproximadamente 10 días después del lanzamiento), un segundo telescopio (del cual se obtuvieron virtualmente todos los datos útiles de este experimento), un detector de corriente de electrones (electrones por encima de 1,8 MeV más protones por encima de 21 MeV) y una celda de fisión (protones por encima de 120 MeV). Los dos últimos instrumentos se incluyeron específicamente como prototipos de los instrumentos Pioneer diseñados para medir flujos muy altos de partículas atrapadas jovianas. Como tal, no estaban optimizados para mediciones de los flujos relativamente bajos en el cinturón de radiación de la Tierra. El telescopio que se utilizó con éxito consistió en seis sensores colineales (cinco sensores de silicio con deriva de litio y un centelleador de CsI (Tl)) y un centelleador de anticoincidencia. Este telescopio tenía una dirección de observación normal al eje de giro de la nave espacial y tenía una apertura angular entre 48° y 64° (dependiendo del modo de coincidencia considerado). Las tasas de modo de coincidencia (acumulaciones de 5,12 segundos, correspondientes a protones en los rangos de 0,5 a 10,6, 10,6 a 19,6, 29,3 a 66,7 y por encima de 66,7 MeV) se obtuvieron cada 10,24 segundos. Se utilizó el análisis de altura de pulso (un evento cada 20,48 segundos) con estas tasas para estudiar la composición de carga (hasta Z de 8), la composición isotópica (para Z de 1 y 2) y los flujos de electrones. El ordenador de a bordo de la nave espacial permitió que algunos de los objetivos asignados al telescopio de composición se lograran a través del telescopio más pequeño que se había utilizado. A excepción del fallo del telescopio de composición, el experimento funcionó según lo previsto durante toda la vida útil de la nave espacial. [17]
Este experimento, tal como lo definió originalmente la sede de la NASA, se ha dividido en el NSSDC en sus componentes Michigan (71-019A-13) y GSFC (71-019A-15). El desempeño inicial del experimento fue normal. [18]
El experimento de rayos cósmicos GSFC fue diseñado para medir espectros de energía, composición y distribuciones angulares de electrones, protones y núcleos más pesados solares y galácticos hasta Z=26. Se utilizaron tres sistemas de detectores distintos. El primer sistema consistió en cuatro telescopios de estado sólido esencialmente idénticos. Dos eran perpendiculares y dos eran paralelos al eje de giro de la nave espacial. Debido a que los telescopios diferían en sus espesores de absorción, fue posible cierta discriminación entre electrones y protones. Cada detector respondió a partículas entre aproximadamente 50 keV y 2 MeV. Se incluyó un analizador integral de siete niveles para la información espectral. El segundo sistema de detector fue un telescopio de estado sólido dE/dx vs E que miraba perpendicular al eje de giro. Este telescopio midió Z=1 a 16 núcleos con energías entre 4 y 20 MeV/ nucleón . Los recuentos de partículas en el rango de 0,5 a 4 MeV/nucleón, sin resolución de carga, se obtuvieron como recuentos en el sensor dE/dx, pero no en el sensor E. El tercer sistema detector era un telescopio de tres elementos cuyo eje formaba un ángulo de 39 grados con respecto al eje de giro. El instrumento respondió a electrones entre 2 y 12 MeV y Z=1 a 30 núcleos en el rango de energía de 20 a 500 MeV/nucleón. Para partículas por debajo de 80 MeV, este instrumento actuó como un detector dE/dx vs E. Por encima de 80 MeV, actuó como un detector triple bidireccional dE/dx vs E. Mediante el uso de una combinación de análisis de altura de pulso y conmutación de ganancia, la salida de cada sensor del segundo y tercer sistema detector se clasificó en uno de 1000 y 1200 canales de energía, respectivamente. La información sobre la direccionalidad del flujo se obtuvo dividiendo ciertas porciones de los datos de cada detector en ocho sectores angulares. El segundo sistema detector funcionó normalmente desde el lanzamiento hasta el 14 de octubre de 1971 (sombra de apogeo), después de lo cual surgieron problemas. Esencialmente, no se obtuvieron datos de este telescopio después de noviembre de 1971. Por lo demás, el experimento funcionó normalmente durante la vida útil de la nave espacial. [19]
El experimento de monitoreo de protones solares consistió en cinco detectores separados, cada uno de los cuales utilizaba uno o más elementos detectores de estado sólido. Tres detectores, cada uno con un campo de visión de 2 pi-sr y un tiempo de acumulación de 5,12 segundos, midieron protones con energías mayores a 10, 30 y 60 MeV. Los flujos promedio por hora resultantes se publicaron rápidamente en "Solar-Geophysical Data". El cuarto detector, un telescopio de dos elementos, midió flujos direccionales de protones en los intervalos de energía de 0,2 a 0,5, 0,5 a 2,0 y 2,0 a 7,5 MeV y flujos direccionales de partículas alfa en el intervalo de energía de 8 a 20 MeV. El quinto detector midió flujos direccionales de electrones por encima de 10 keV. Para los dos últimos detectores, se obtuvieron recuentos en sectores de 45° mientras la nave espacial giraba. Se incluyó la capacidad de calibración a bordo para los primeros cuatro detectores. [20]
Este experimento fue diseñado para estudiar electrones y positrones galácticos y solares en el rango de energía cinética de 100 keV a 1,5 MeV. También se obtuvo información sobre protones entre 0,5 y 4,0 MeV. Un centelleador de cristal de estilbeno colimado que miraba perpendicular al eje de giro de la nave espacial fue el detector principal. Un cristal similar, completamente blindado, sirvió para determinar la contribución a la tasa de conteo del detector principal de electrones y protones generados dentro del detector principal por rayos gamma y neutrones , respectivamente. Un cristal de CsI completamente blindado sirvió como espectrómetro de rayos gamma y se utilizó en coincidencia con el detector principal para distinguir electrones de positrones. Las tasas de conteo de cada detector obtenidas en ocho sectores angulares por revolución fueron telemétricas. Además, se estudió la amplitud y la forma del pulso generado en el detector principal por la primera partícula de detención en cada cuadro de telemetría apropiado. La amplitud y la forma del pulso produjeron información sobre la energía (resolución del 10 %) y las especies de partículas. El rendimiento inicial del experimento fue normal. Un mal funcionamiento del experimento impidió la adquisición de datos útiles entre la séptima y la duodécima semana después del lanzamiento. El funcionamiento marginal de una parte del aparato dificultó la determinación de las proporciones entre positrones y electrones. Por lo demás, el funcionamiento del instrumento fue normal hasta el 26 de septiembre de 1972, cuando no se pudo poner en marcha el experimento tras un apagado de la nave espacial de cuatro horas. [21]
La nave espacial reingresó a la atmósfera de la Tierra el 2 de octubre de 1974, después de una misión altamente exitosa. [2] [22]
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