Explorer 35 ( IMP-E , AIMP-2 , Anchored IMP-2 , Interplanetary Monitoring Platform-E ) fue una nave espacial estabilizada por giro construida por la NASA como parte del programa Explorer . Fue diseñada para el estudio del plasma interplanetario , el campo magnético , las partículas energéticas y los rayos X solares desde la órbita lunar. [3]
El Explorer 35 era similar al Explorer 33 anterior . La masa de la nave espacial era de 104,3 kg (230 lb). El cuerpo principal de la nave espacial era un prisma octogonal, de 71 cm (28 pulgadas) de ancho y 20,3 cm (8,0 pulgadas) de alto. Cuatro conjuntos que contenían 6144 células solares n/p, que proporcionaban un promedio de 70 vatios de potencia, se extendían desde el bus principal, junto con dos brazos magnetométricos de 183 cm (72 pulgadas). Cuatro antenas de látigo están montadas en la parte superior de la nave espacial. Un retrocohete estaba montado en la parte superior del bus. La energía se almacenaba en baterías de plata-cadmio (Ag-Cd). La comunicación (telemetría PFM) se realizaba a través de un transmisor de 7 vatios y un procesador de datos digitales. La carga útil científica tenía una masa de 23,1 kg (51 lb) e incluía dos magnetómetros de 3 ejes, un analizador de protones de baja energía y energía alfa, un detector de protones y electrones de baja energía, un detector de partículas energéticas, una sonda de plasma, un detector de micrometeoritos, un experimento de daño a células solares y experimentos de campo gravitacional y radar biestático. [3]
Parte del programa de la Plataforma de Monitoreo Interplanetario , tenía un diseño similar al Explorer 33 (IMP-D / AIMP-1), que se lanzó en 1966. Sin embargo, el Explorer 34 (IMP-F), con un diseño y objetivos de misión diferentes, se lanzó unos dos meses antes que el IMP-E. El Explorer 41 (IMP-G) fue la siguiente nave espacial IMP en volar después del Explorer 35, en 1969. También fue diseñado para estudiar el campo gravitatorio de la Luna , la ionosfera y la distribución de micrometeoritos y polvo . La dirección del eje de giro era casi perpendicular al plano de la eclíptica , y la velocidad de giro era de 25,6 rpm . [3]
El Explorer 35 fue lanzado el 19 de julio de 1967 desde el Campo de Pruebas del Este de Cabo Kennedy en un Thor-Delta E1 (Thrust Augmented Delta - TAD). Siguió una trayectoria de ascenso directo y llegó a la Luna el 22 de julio de 1967. Entró en una órbita lunar elíptica inicial de 800 × 7692 km (497 × 4780 mi) de altitud con una inclinación de 147° después de una combustión de retrocohete de 23 segundos . El motor principal se separó 2 horas después. El Explorer 35 operó normalmente en órbita lunar durante 6 años hasta que se apagó el 24 de junio de 1973. [3]
El experimento del magnetómetro Ames consistió en un magnetómetro de compuerta de flujo triaxial montado en un brazo y un paquete electrónico. Los sensores estaban montados ortogonalmente, con un sensor orientado a lo largo del eje de giro de la nave espacial. Un motor intercambiaba un sensor en el plano de giro con el sensor a lo largo del eje de giro cada 24 horas, lo que permitía la calibración en vuelo. El paquete de instrumentos incluía un circuito para demodular las salidas de los sensores en el plano de giro. El umbral de ruido era de aproximadamente 0,2 nT . El instrumento tenía tres rangos que cubrían ± 20, 60 y 200 nT de escala completa para cada componente vectorial. La precisión de digitalización para cada rango era del 1% del rango completo cubierto. El vector de campo magnético se midió instantáneamente y el rango del instrumento se cambió después de cada medición. Transcurrió un período de 2,05 segundos entre mediciones adyacentes y un período de 6,14 segundos entre mediciones que utilizaban el mismo rango. El rendimiento del instrumento fue normal. [4]
El Explorer 35 proporcionó datos de referencia importantes para las mediciones del campo magnético tomadas en la Luna durante el programa Apolo . [5]
El propósito de este experimento fue estudiar las propiedades reflectivas electromagnéticas de la superficie lunar . Las transmisiones de telemetría de 136,10 Hz (2,2 m (7 pies 3 pulgadas)) de la nave espacial se dispersaron desde la superficie lunar y luego se registraron mediante el uso de la antena parabólica de Stanford de 46 m (151 pies) . La intensidad de la señal reflejada dependía de la reflectividad lunar, la altitud de la nave espacial sobre la superficie lunar y la curvatura media de la Luna. El ancho de banda de la señal devuelta era proporcional a las pendientes de la superficie lunar RMS. Los fenómenos de ocultación permitieron determinar las propiedades de dispersión del limbo lunar . Luego se determinó la constante dieléctrica del subsuelo lunar en la región de dispersión por debajo de una profundidad de aproximadamente 25 cm (9,8 pulgadas) a partir de un perfil de valores de reflectividad versus el ángulo de incidencia en la Luna. También se ha inferido la pendiente lunar media sobre cada área desde la que se reflejaron las señales. Las observaciones se ubicaron a unos 10° del ecuador lunar. El funcionamiento del experimento se desarrolló con normalidad a partir de marzo de 1971. [6]
Tres tubos Geiger-Müller tipo EON 6213 (GM1, GM2 y GM3) y un detector de estado sólido de silicio (SSD) proporcionaron mediciones de rayos X solares (GM1 solamente, entre 2 y 12 A) y partículas cargadas en las proximidades de la Luna. GM1 y GM3 midieron electrones de energías superiores a 48 a 50 keV y protones de energía superior a 740 a 820 keV, mientras que GM2 estaba protegido por una capa con aproximadamente 1 gramo por cm2 ( limitando su respuesta a protones de energías superiores a unos 55 MeV). La salida SSD se discriminó en cuatro umbrales: (1) PN1, que detectó protones entre 0,32 y 6,3 MeV, (2) PN2, que detectó protones entre 0,48 y 3,0 MeV, (3) PN4, que detectó partículas alfa entre 2 y 10,2 MeV, y (4) PN3, que fue sensible a partículas de Z mayor que 3, incluyendo carbono-12 entre 0,58 y 9,5 MeV por nucleón , nitrógeno-14 entre 0,514 y 13,9 MeV por nucleón, y oxígeno-16 entre 0,466 y 18,8 MeV por nucleón. GM1 y SSD estaban orientados perpendicularmente al eje de giro de la nave espacial, GM2 estaba orientado paralelo al eje de giro, y GM3 estaba orientado antiparalelo al eje de giro. Los datos de GM1, PN1 y PN4 se dividieron en datos de cuadrantes orientados con respecto al Sol (los sectores I, II, III y IV estaban centrados a 180°, 270°, 0° y 90° del Sol, respectivamente). Los datos se leyeron cada 82 o 164 segundos y el rendimiento del experimento fue normal. [7]
Este experimento consistió en una cámara de ionización de tipo Neher de 12 cm (4,7 pulgadas) y dos tubos Geiger-Müller (GM) Lionel tipo 205 HT. La cámara de ionización respondió omnidireccionalmente a electrones por encima de 0,7 MeV y protones por encima de 12 MeV. Ambos tubos GM se montaron paralelos al eje de giro de la nave espacial. El tubo GM 1 detectó electrones por encima de 45 keV que se dispersaron desde una lámina de oro . El cono de aceptación para estos electrones tenía un ángulo completo de 70" y un eje de simetría que estaba 20" fuera del eje de giro de la nave espacial. El tubo GM 2 respondió a electrones y protones por encima de 22 y 300 keV, respectivamente, en un cono de aceptación de ángulo completo de 70° centrado en el eje de giro de la nave espacial. Ambos tubos GM respondieron omnidireccionalmente a electrones y protones de energías por encima de 2,5 y 50 MeV, respectivamente. Los pulsos de la cámara de ionización y los recuentos de cada tubo GM se acumularon durante 39,72 segundos y se leyeron cada 40,96 segundos. Además, también se registró por telemetría el tiempo entre los primeros pulsos de la cámara de ionización en un período de acumulación. Este experimento funcionó bien al principio. [8]
El experimento consistió en un magnetómetro de compuerta de flujo triaxial montado en un brazo . Cada sensor tenía rangos duales de menos a más 24 nT y 64 nT, con resoluciones de digitalización de ± 0,094 nT y 0,250 nT, respectivamente. La deriva del nivel cero se verificó mediante la reorientación periódica de los sensores hasta el 20 de mayo de 1969, cuando falló el mecanismo de flipper. Después de este punto, el análisis de datos fue más difícil ya que la deriva del nivel cero del sensor paralelo al eje de giro de la nave espacial no se determinó fácilmente. La interferencia de la nave espacial fue inferior a 0,125 nT. Se obtuvo una medición vectorial cada 5,12 segundos. El paso de banda del magnetómetro fue de 0 a 5 Hz, con una disminución de 20 dB por década para frecuencias más altas. A excepción del fallo del flipper, el experimento funcionó normalmente desde el lanzamiento hasta el apagado de la nave espacial el 24 de junio de 1973. [9]
Se utilizó un sensor multirejilla planar programado como analizador de potencial retardante para observar la intensidad de los componentes de electrones e iones del plasma de baja energía cerca de la Luna. Se obtuvieron espectros integrales tanto para iones como para electrones en el rango de energía de 1 a 500 eV. Se obtuvo un espectro completo cada 80 segundos. [10]
Este experimento fue diseñado para medir la ionización, el momento, la velocidad y la dirección de los micrometeoritos , utilizando detectores cargados de película delgada, dispositivos de inducción y micrófonos. [11]
Se utilizó una copa Faraday de colector dividido y de múltiples rejillas montada en el ecuador de la nave espacial para estudiar la intensidad direccional de los iones positivos y electrones del viento solar, con especial énfasis en la interacción del viento solar con la luna. Se tomaron veintisiete muestras de corriente integral (que requirieron alrededor de 4,3 s) en una ventana de energía por carga de 80 a 2850 eV. Luego, la corriente se muestreó en ocho ventanas de energía diferencial por carga entre 50 y 5400 eV en el acimut donde apareció la corriente pico en la serie anterior de mediciones integrales. Estas mediciones (integral y diferencial) tomaron alrededor de 25 s. Se obtuvieron tanto la suma como la diferencia de las corrientes del colector para los iones positivos. Solo se obtuvo la suma para los electrones. Un conjunto completo de mediciones (dos sumas de placas colectoras y una diferencia para protones, y una suma de placas colectoras para electrones) requirió 328 s. El experimento funcionó bien desde el lanzamiento hasta su fracaso en julio de 1968. [12]
Los datos de seguimiento de rango y velocidad de alcance del satélite Explorer 35 mientras orbitaba la Luna se utilizaron para obtener información del campo de gravedad selenodético basada en las perturbaciones a la órbita del satélite impartidas por la distribución de masa lunar. [13]
Después de funcionar con éxito durante seis años, la nave espacial se apagó el 24 de junio de 1973. La órbita se habría desintegrado de forma natural después de ese momento, lo que habría provocado un impacto en la Luna en un momento y lugar desconocidos. El Explorer 35 (o Explorer XXXV) también era conocido como Plataforma de Monitoreo Interplanetario Anclada-2 (AIMP-2 o IMP-E). [3]
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