Explorer 47 ( IMP-H o IMP-7 ) fue un satélite de la NASA lanzado como parte del programa Explorers . El Explorer 47 fue lanzado el 23 de septiembre de 1972 desde Cabo Cañaveral , Florida , con un Thor-Delta 1604. Explorer 47 fue el noveno lanzamiento general de la serie de Plataformas de Monitoreo Interplanetario , pero recibió la designación de lanzamiento "IMP-7" porque dos vuelos "IMP anclados" anteriores habían utilizado "AIMP" en su lugar. [3] [4]
Explorer 47 continuó el estudio iniciado por naves espaciales IMP anteriores del espacio interplanetario y las regiones de cola magnética desde una órbita casi circular , cerca de 37 radios terrestres . Esta nave espacial con forma de tambor de 16 lados tenía 157 cm (62 pulgadas) de altura y 135 cm (53 pulgadas) de diámetro, con propulsión Star-17A . [3]
El Explorer 47 fue diseñado para medir partículas energéticas, plasma , campos eléctricos y campos magnéticos . El eje de giro era normal al plano de la eclíptica y el período de giro era de 1,3 segundos. La nave espacial estaba alimentada por células solares y una batería química . Los datos científicos se transmitían por telemetría a 1600 bit/s (con una tasa secundaria disponible de 400 bit/s). [3]
El Explorer 47 fue lanzado el 23 de septiembre de 1972, a las 01:20:00 UTC , desde Cabo Cañaveral , Florida , con un vehículo de lanzamiento Thor-Delta 1604. [2]
Tres detectores de estado sólido en un centelleador plástico de anticoincidencia observaron electrones entre 0,2 y 2,5 MeV , protones entre 0,3 y 500 MeV, partículas alfa entre 2,0 y 200 MeV, partículas pesadas con números atómicos que van de 2 a 5 con energías mayores de 8 MeV, partículas pesadas con valores Z que van de 6 a 8 con energías mayores de 32 MeV, y protones integrales y alfa de energías mayores de 50 MeV/ nucleón , todos con rangos dinámicos de 1 a 1E+6 partículas por (cm 2 s sr). Cinco tubos Geiger-Müller de ventana delgada observaron electrones de energía mayor a 15 keV, protones de energía mayor a 250 keV y rayos X con longitudes de onda entre 2 y 10 A, todos con un rango dinámico de 10 a 1E+8 partículas por (cm 2 s sr). Se estudiaron partículas y rayos X (principalmente de origen solar), pero el rango dinámico y la resolución del instrumento permitieron observar rayos cósmicos y partículas de cola magnética . [5]
Este experimento fue diseñado para medir electrones, positrones y núcleos solares y galácticos, y para separar isótopos del hidrógeno a través del oxígeno . Los rangos de energía cubiertos fueron de 0,16 a 5 MeV (electrones), de 0,16 a 2 MeV ( positrones ) y aproximadamente de 1 a 40 MeV/ nucleón para núcleos. El instrumento era un telescopio que constaba de 11 detectores de barrera de superficie de silicio totalmente empobrecidos y colineales dentro de un escudo de anticoincidencia de centelleador de plástico . Cuatro de los cinco sensores superiores eran anulares, mientras que el resto eran discos sólidos. Esta disposición proporcionó una geometría estrecha (anticoincidencia en sensores anulares) y modos de geometría amplia con conos de aceptación de medio ángulo de aproximadamente 24° y 36°. El eje del telescopio era perpendicular al eje de giro de la nave espacial. Los datos devueltos consistieron en tasas de conteo de 8 sectores e integradas por espín para 8 modos de coincidencia/anticoincidencia diferentes y análisis de altura de pulso de 2 parámetros para 32 partículas cada 20,48 segundos. El modo de coincidencia elegido para el análisis de altura de pulso en cualquier intervalo de 0,64 segundos se fijó mediante un sistema de prioridad de cinco niveles. Los principales contribuyentes a cada tasa de modo de coincidencia fueron: (1) electrones de 0,16 a 5 MeV y núcleos de 1 a 43 MeV/nucleón, (2) electrones de 1 a 5 MeV y núcleos de 13 a 43 MeV/nucleón, (3) neutros y rayos gamma, (4) electrones de 0,2 a 1 MeV, (5) electrones de 1 a 3 MeV, (6) núcleos de 1,2 a 2,4 MeV/nucleón, (7) núcleos de 4 a 13 MeV/nucleón y (8) electrones por encima de 3 MeV y núcleos por encima de 30 MeV/nucleón. [6]
Los objetivos de esta investigación fueron: (1) estudiar las características de propagación de los rayos cósmicos solares a través del medio interplanetario en los rangos de energía indicados a continuación, (2) estudiar los flujos de electrones y protones a lo largo de la cola geomagnética y cerca de los flancos de la magnetosfera, y (3) estudiar la entrada de los rayos cósmicos solares en la magnetosfera. La instrumentación consistió en un telescopio de tres elementos que empleaba detectores de estado sólido de barrera superficial completamente agotados y un imán para desviar los electrones. Se utilizaron dos detectores montados lateralmente para medir los electrones desviados. El experimento fue diseñado para medir: (1) flujos de protones de 30 keV a >8,6 MeV en seis rangos; (2) flujos de electrones de 30 keV a >450 keV en tres rangos; (3) partículas cargadas con E >15 keV; (4) partículas alfa >0,5 MeV, >1,6 MeV, 2,2 a 8,8 MeV y 8,8 a 35 MeV; y (5) partículas cargadas de Z > 2 y E > 5 MeV. [7]
Este experimento fue diseñado para determinar la composición y los espectros de energía de partículas de baja energía asociadas con la actividad solar y los procesos interplanetarios. Los detectores utilizados fueron: (1) un analizador electrostático (para seleccionar partículas de la energía designada por carga) combinado con una matriz de detectores de estado sólido sin ventanas (para medir la pérdida de energía) y rodeado por un blindaje de anticoincidencia, y (2) un telescopio de partículas que consiste en un detector de barrera de superficie de silicio y un contador proporcional plano de dos cámaras encerrado en una copa de centelleo de anticoincidencia. El experimento midió energías de partículas de 0,1 a 2 MeV por carga en 12 bandas e identificó de forma única positrones y electrones, así como núcleos con cargas de Z de 1 a 8 (y resolución de grupo de carga para Z entre 9 y 28). Se incluyeron en la carga útil del experimento dos analizadores de altura de pulso de 1000 canales, uno para cada elemento del telescopio. El telescopio falló el 25 de noviembre de 1972, cuando la ventana del contador proporcional se debilitó y estalló debido a la exposición a la radiación ultravioleta . [8]
Este experimento consistió en un magnetómetro de compuerta de flujo triaxial montado en un brazo diseñado para estudiar los campos magnéticos de cola interplanetarios y geomagnéticos. Cada sensor tenía tres rangos dinámicos; ± 12, ± 36 y ± 108 nT . Con la ayuda de un esquema de compactación de bits (modulación delta), se realizaron y se telemetrizaron 25 mediciones vectoriales por segundo. Los vectores de palabra completa se telemetrizaron con una resolución de 320 ms. El instrumento funcionó normalmente desde el encendido (del 23 de septiembre de 1972 al 28 de diciembre de 1972), cuando falló el mecanismo de volteo. Esto hizo algo más difícil la determinación de la deriva de nivel cero en el sensor del eje de giro. El instrumento continuó en este estado hasta el 4 de abril de 1973, cuando un mal funcionamiento del instrumento provocó una serie de apagados por subvoltaje de la nave espacial. No se obtuvieron datos después de este momento. [9]
Este experimento midió los espectros de energía de electrones y protones de baja energía en el rango geocéntrico de 30 a 40 radios terrestres para comprender mejor las tormentas geomagnéticas, las auroras, las capas de cola y neutrales y otros fenómenos magnetosféricos. El detector era un analizador electrostático de placa curva de doble canal (LEPEDEA - analizador de energía diferencial de protones y electrones de baja energía) con 16 intervalos de energía entre 5 eV y 50 keV. Tenía un campo de visión angular de 9° por 25° en cuatro direcciones perpendiculares al eje de giro de la nave espacial. El detector funcionaba en uno de dos modos: (1) uno que proporcionaba una buena resolución angular (16 direcciones para cada banda de energía de partículas) una vez cada 272 segundos, y (2) uno que proporcionaba una buena resolución temporal en el que se medía todo el rango de energía en cuatro direcciones cada 68 segundos. [10]
Los componentes del campo eléctrico perpendiculares al eje de giro de la nave espacial y el componente del campo magnético paralelo a ese eje se midieron mediante una antena dipolar eléctrica y un magnetómetro de bobina de búsqueda. Ambos sensores estaban montados en un brazo de 305 cm (120 pulgadas). Los datos se obtuvieron en ocho canales de frecuencia de 10 Hz a 100 kHz en modo normal o en modo de instantánea. Dos canales, centrados en 67 y 600 Hz, tenían puntos de caída de 10 dB de 17 y 150 Hz, y 270 y 810 Hz, respectivamente. Los seis canales restantes eran canales de ancho de banda estrecho centrados en 1,3, 2,3, 5,4, 10,5, 30 y 70 kHz. En el modo normal, la antena se muestreó primero en un canal de frecuencia dado muchas veces durante un período de medición dado (comparable al período de giro de la nave espacial). Durante el siguiente período, la bobina de búsqueda se muestreó muchas veces en el mismo canal de frecuencia. A continuación, se muestreó la antena en el siguiente canal de frecuencia, seguida por la bobina de búsqueda en ese canal. Se incrementaron los canales de frecuencia y se alternaron los sensores muestreados hasta que se obtuvo un conjunto completo de datos en 16 períodos de medición (aproximadamente 20 segundos). En el modo de instantánea, solo se transmitieron datos del campo eléctrico, de la siguiente manera. Primero se muestreó la antena en un canal de frecuencia determinado muchas veces durante un período de medición determinado. En el siguiente período, se muestreó la antena en dos secuencias de ocho canales de frecuencia. Esta medición de dos períodos se ejecutó ocho veces, incrementando cada vez en uno el canal de frecuencia estudiado en cada uno de los otros períodos. Por lo tanto, un conjunto completo de datos requirió nuevamente 16 períodos de medición. Además, se utilizó un modo analógico, muestreando la antena y la bobina de búsqueda de 10 a 100 Hz, junto con la prueba de telemetría analógica de propósito especial que se iba a realizar. Desafortunadamente, este sistema de telemetría no funcionó bien y no se obtuvieron datos utilizables en este modo de operación. En el caso de los modos digitales, se experimentó cierta interferencia de la envoltura de plasma asimétrica asociada con los conjuntos de células solares. Esta interferencia limitó la sensibilidad de las mediciones del campo magnético e introdujo complejidad en el análisis de las mediciones del campo eléctrico. [11]
El experimento de rayos cósmicos del Centro de Vuelos Espaciales Goddard midió los espectros de energía, la composición y la distribución angular de electrones, protones y núcleos más pesados solares y galácticos hasta Z=30. Se utilizaron tres sistemas de detección distintos. El primer sistema consistió en un par de telescopios de estado sólido que midieron flujos de partículas integrales por encima de 150, 350 y 700 keV y de protones por encima de 0,05, 0,15, 0,70, 1,0, 1,2, 2,0, 2,5, 5,0, 15 y 25 MeV. A excepción del modo de protones de 0,05 MeV, todos los modos de conteo tenían una identificación única de especies. El segundo sistema de detección fue un telescopio de estado sólido dE/dx versus E que miraba perpendicular al eje de giro. Este telescopio midió núcleos de 1 a 16 u 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 dE/dx, pero no en el sensor E. El tercer sistema detector era un telescopio centelleador de CsI de tres elementos cuyo eje formaba un ángulo de 39° con respecto al eje de giro. El instrumento respondió a electrones entre 2 y 12 MeV y núcleos de 1 a 30 u 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. Por encima de 80 MeV, actuó como un detector triple dE/dx bidireccional. La información de direccionalidad del flujo se obtuvo dividiendo ciertas porciones de los datos de cada sistema detector en ocho sectores angulares. [12]
Este experimento utilizó dos telescopios para medir la composición y los espectros de energía de partículas solares (y galácticas) por encima de aproximadamente 0,5 MeV/nucleón. El telescopio principal constaba de cinco elementos colineales (tres de estado sólido, uno de CsI y uno de zafiro Cherenkov ) rodeados por un escudo de plástico anticoincidencia. El telescopio tenía un cono de aceptación de ángulo completo de 60° con su eje aproximadamente normal al eje de giro de la nave espacial, lo que permitía obtener información de 8 sectores sobre la dirección de llegada de las partículas. Se analizaron cuatro elementos del telescopio principal por altura de pulso, y se podían seleccionar modos de ganancia baja y alta mediante comandos para permitir la resolución de los elementos del hidrógeno al níquel o de los electrones y los isótopos del hidrógeno y el helio y los núcleos ligeros. Se incluyó un esquema de selección por prioridad para permitir el muestreo de especies de partículas menos abundantes en condiciones normales y de llamaradas solares. El telescopio de baja energía era esencialmente un detector de estado sólido de dos elementos, blindado, con un cono de aceptación de ángulo completo de 70°. El primer elemento fue analizado por altura de pulso y los datos se registraron por sectores. [13]
Se utilizó un analizador electrostático hemisférico para estudiar la intensidad direccional de iones positivos y electrones en el viento solar, la magnetovaina y la cola magnética. Los iones tan pesados como el oxígeno se resolvieron cuando la temperatura del viento solar era baja. El análisis de energía se logró cargando las placas a niveles de voltaje conocidos y permitiendo que se descargaran con constantes de tiempo RC conocidas. En el viento solar, se estudiaron iones positivos de 200 eV a 5 keV (espaciado del 15 %, resolución del 3 %) y electrones de 5 eV a 1 keV (espaciado del 30 %, resolución del 15 %). En la magnetovaina, se estudiaron iones positivos de 200 eV a 5 keV (espaciado del 15 %, resolución del 3 %) y de 200 eV a 2 keV (espaciado del 30 %, resolución del 15 %) y electrones de 5 eV a 1 keV (espaciado del 30 %, resolución del 15 %). En la cola magnética se estudiaron iones positivos de 200 eV a 20 keV (espaciado del 30 %, resolución del 15 %) y electrones de 5 eV a 1 keV (espaciado del 30 %, resolución del 15 %) y de 100 eV a 20 keV (resolución del 15 %). [14]
Se utilizó una copa Faraday modulada de colector dividido , perpendicular al eje de giro de la nave espacial, para estudiar la intensidad direccional de iones positivos y electrones en el viento solar, la región de transición y la cola magnética. Los electrones se midieron en ocho canales logarítmicamente equiespaciados entre 17 eV y 7 keV. Los iones positivos se midieron en ocho canales entre 50 eV y 7 keV. Se obtuvo un espectro cada ocho revoluciones de la nave espacial. La información angular se obtuvo en 15 intervalos igualmente espaciados durante una revolución de 360° del satélite o en 15 segmentos angulares centrados más de cerca sobre la línea nave espacial-Sol. [15]
Se utilizó un analizador electrostático y un selector de velocidad de tipo Wien para obtener datos exploratorios sobre la composición de iones pesados en el viento solar. Se estudiaron por separado las velocidades en masa de iones 4 He++, 4 He+, 3 He++ y O (isótopos indistinguibles) en todos los estados de ionización. Durante 30 períodos de giro sucesivos de la nave espacial, se estudiaron iones de una especie dada en 30 canales de velocidad en masa equiespaciados logarítmicamente de 200 a 600 km/s (120 a 370 mi/s). Un conjunto completo de mediciones requirió alrededor de 10 minutos y consistió en 30 secuencias de un paso para iones 4 He++ y cinco secuencias de 30 pasos para cada una de las otras tres especies. Este era un detector experimental y los datos se consideraron no útiles. [16]
Este experimento estudió los electrones y positrones galácticos y solares en el rango de energía cinética de 50 keV a 2 MeV. También se obtuvo información sobre protones entre 0,5 y 4,0 MeV. Un centelleador de cristal de estilbeno colimado que miraba perpendicularmente al eje de giro de la nave espacial sirvió como 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 se midieron por telemetría. Además, se estudió la amplitud y la forma del pulso generado en el detector principal por la primera partícula detenida 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. [17]
La nave espacial fue apagada el 31 de octubre de 1978. [3]
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