Explorer 6 , o S-2 , fue un satélite de la NASA , lanzado el 7 de agosto de 1959, a las 14:24:20 GMT . Era un pequeño satélite esferoidal diseñado para estudiar la radiación atrapada de diversas energías, los rayos cósmicos galácticos , el geomagnetismo , la propagación de radio en la atmósfera superior y el flujo de micrometeoritos . También probó un dispositivo de escaneo diseñado para fotografiar la capa de nubes de la Tierra . [2] El 14 de agosto de 1959, el Explorer 6 tomó las primeras fotografías de la Tierra desde un satélite. [2] [3] [4]
Este experimento midió la densidad de electrones cerca del satélite. El equipo de observación comprendía dos transmisores coherentes que operaban a 108 y 378 MHz . Se observaron diferencias de frecuencia Doppler y cambios en la rotación de Faraday de la señal de 108 MHz. Se observaron señales desde la estación receptora en Hawaii durante 20 a 70 minutos durante cada una de las ocho pasadas durante 11 días. Un intenso desvanecimiento y una fuerte tormenta magnética agravaron las dificultades en la interpretación de los datos. La falla del transmisor de baliza de 378 MHz puso fin al experimento. [5]
Se utilizó un magnetómetro fluxgate para medir la componente del campo magnético paralela al eje de giro del vehículo. Las mediciones, cuando se combinan con las realizadas con el magnetómetro de la bobina de búsqueda (que midió el componente del campo ambiental perpendicular al eje de giro del vehículo) y el sensor de aspecto, estaban destinadas a determinar la dirección y la magnitud del campo magnético ambiental. Se pretendía obtener mediciones en altitudes de hasta 8 radios terrestres, pero debido a perturbaciones multipolares permanentes dentro del vehículo, el magnetómetro fluxgate se saturó y no arrojó datos. Por lo tanto, la información estaba disponible únicamente desde la bobina de búsqueda y el indicador de aspecto. [6]
La instrumentación para este experimento consistió en una cámara de ionización integradora tipo Neher y un tubo Geiger-Müller (GM) Anton 302 . Debido al complejo blindaje no uniforme de los detectores, sólo se disponía de valores umbral de energía aproximados. La cámara de iones respondió omnidireccionalmente a electrones y protones con energías superiores a 1,5 y 23,6 MeV , respectivamente. El tubo GM respondió omnidireccionalmente a electrones y protones con energías superiores a 2,9 y 36,4 MeV respectivamente. Los recuentos del tubo GM y los pulsos de la cámara de iones se acumularon en registros separados y se telemediron mediante el sistema analógico. El tiempo transcurrido entre los dos primeros pulsos de la cámara de iones después de una transmisión de datos y el tiempo de acumulación para 1024 recuentos de tubos GM se telemediron digitalmente. En realidad, se telemediron muy pocos datos digitales. La cámara de iones funcionó normalmente desde el lanzamiento hasta el 25 de agosto de 1959. El tubo GM funcionó normalmente desde el lanzamiento hasta el 6 de octubre de 1959. [7]
Se utilizó un detector de micrometeoritos (espectrómetro de momento de micrometeoritos), que empleaba micrófonos de cristal piezoeléctricos como elementos sensores, para obtener estadísticas sobre el flujo de momento y las variaciones de flujo de los micrometeoritos. Aunque se detectaron pulsos, el experimento no arrojó datos de valor científico. [8]
Se utilizó un contratelescopio proporcional omnidireccional de triple coincidencia para observar protones (con E>75 MeV ) y electrones (con E>13 MeV) en la región de radiación atrapada terrestre. El objetivo científico de los telescopios era determinar algunas de las propiedades de la radiación de alta energía en el espacio interplanetario , incluida la proporción de cuentas debidas a los rayos X frente a las debidas a protones y otras partículas de alta energía . La comparación con los resultados de la cámara de ionización de rayos cósmicos permite determinar el tipo y la energía de las partículas responsables de la medición.
Cada telescopio consta de siete contratubos proporcionales, seis en un anillo concéntrico alrededor del séptimo que corre paralelo a lo largo de su longitud. Estos haces de tubos se encuentran de lado sobresaliendo a través de la parte superior de una de las cajas de equipos en la base hexagonal del Ranger 1 . Tres de los tubos exteriores están expuestos al espacio y tres se proyectan hacia la caja del equipo. Cada conjunto de tres está conectado electrónicamente en un grupo que alimenta un amplificador de pulso y un modelador de pulso. El tubo central alimenta su propio circuito equivalente.
Los dos telescopios fueron designados telescopio de "baja energía" y "alta energía", diferenciándose sólo en la cantidad de blindaje y su configuración. Los contadores del telescopio de alta energía eran tubos de latón de 3 pulgadas de largo, 0,5 pulgadas de diámetro y un espesor de 0,028 pulgadas. Un escudo de plomo de 5 gramos por cm 2 de espesor rodea todo el conjunto. La unidad de baja energía tiene tubos del mismo tamaño, pero fabricados de acero con un espesor de pared de 0,508 ± 0,0025 mm. La mitad del conjunto tiene un blindaje de plomo de 5 gramos por cm 2 a lo largo de los tubos. La mitad no blindada del conjunto es la parte expuesta a la que las partículas pueden llegar sin encontrar material estructural de la nave espacial, lo que proporciona una resolución angular de menos de 180° para partículas de baja energía. El telescopio de baja energía puede detectar protones con energías mayores o iguales a 10 MeV y electrones mayores o iguales a 0,5 MeV. El telescopio de alta energía detecta protones de 75 MeV o más y electrones de 13 MeV o más en triple coincidencia, y bremsstrahlung por encima de 200 keV en el tubo central.
Cuando una partícula atraviesa el haz de tubos, el circuito electrónico determina qué grupos han sido penetrados. Si un pulso proviene de los tres grupos a la vez, una triple coincidencia, la partícula era de alta energía, en lugar de una de baja energía o un rayo X. Los eventos de triple coincidencia se telemedin junto con los conteos individuales del tubo central para determinar los conteos debidos a fuentes de alta energía versus fuentes de baja energía. La tasa de conteo del telescopio de alta energía permite la corrección de los datos del telescopio de baja energía para poder calcular el flujo de partículas que inciden en la parte no blindada de la unidad de baja energía. La comparación de los datos del telescopio de baja energía y de la cámara de ionización de rayos cósmicos (ambos detectan partículas en el mismo rango de energía) permite determinar la ionización promedio por partícula, a partir de la cual se puede determinar el tipo y la energía de la partícula.
Durante la vida activa del experimento se produjeron varias tormentas magnéticas. La fecha de transmisión de la última información útil fue el 6 de octubre de 1959, tras lo cual el transmisor dejó de funcionar. [9]
El experimento del contador de centelleo fue diseñado para realizar observaciones directas de electrones en los cinturones de radiación de la Tierra con un detector insensible a la bremsstrahlung . Este experimento consistió en un centelleador de plástico cilíndrico cementado a un tubo fotomultiplicador. El instrumento vio el espacio a través de una ventana cubierta con papel de aluminio en la carcasa de carga útil, pero el instrumento también respondió a partículas más energéticas que pasaban a través de la carcasa de carga útil. Las energías mínimas detectables fueron 200 keV para los electrones y 2 MeV para los protones. Para electrones entre 200 y 500 keV, la eficiencia del detector multiplicada por el factor geométrico omnidireccional fue de 0,0008 cm2 por electrón; mientras que para electrones de energía superior a 500 keV, era de 0,16 cm 2 por electrón. Para partículas muy penetrantes, el factor geométrico alcanzó su valor máximo de 3,5 cm 2 . El contador de centelleo se tomó muestras de forma continua para la transmisión analógica y de forma intermitente (cada 2 minutos, 15 segundos o 1,9 segundos, dependiendo de la velocidad de bits del satélite) para la transmisión digital. El transmisor que transmitía los datos analógicos para este experimento falló el 11 de septiembre de 1959. Los datos se recibieron en un ciclo de trabajo limitado desde el transmisor digital hasta principios de octubre de 1959. [10]
Este experimento fue diseñado para estudiar el campo magnético bruto de la Tierra, investigar el campo magnético interplanetario y detectar evidencia de cualquier campo magnético lunar. Sin embargo, debido al bajo apogeo de la nave espacial, no se pudieron medir campos magnéticos interplanetarios ni lunares. El instrumento era similar al que volaba en el Pioneer 1 y consistía en una sola bobina de búsqueda montada de manera que midiera el campo magnético perpendicular al eje de giro de la nave espacial. El instrumento tenía un rango de 0,6 nT a 1200 nT. No se proporcionó ninguna calibración a bordo. Se produjo cierta degradación de la señal de telemetría debido a efectos ionosféricos. Las insuficientes observaciones terrestres sobre el contenido electrónico de la ionosfera impidieron corregir los datos para estos efectos. El experimento tenía salidas digitales y analógicas. La amplitud y la fase del magnetómetro se muestrearon continuamente para la transmisión analógica y de forma intermitente (cada 2 minutos, 15 segundos o 1,9 segundos, dependiendo de la velocidad de bits del satélite) para la transmisión digital. El magnetómetro funcionó hasta que se perdió la señal de telemetría a principios de octubre de 1959. [11]
El escáner óptico de TV volado fue una versión mejorada del sistema de TV empleado por primera vez en Pioneer 2 . El experimento consistió en una unidad óptica que contenía un espejo esférico cóncavo y un fototransistor, un amplificador de vídeo, circuitos lógicos y de temporización y telemetría. El experimento fue diseñado para probar la viabilidad de utilizar dicha instrumentación para obtener fotografías de nubosidad a la luz del día de baja resolución. El escáner también sirvió como precursor de los sistemas de cámaras de televisión instalados posteriormente en satélites más avanzados. El eje óptico del escáner estaba dirigido a 45° del eje de giro de la nave espacial, que era paralelo al plano orbital. El giro del vehículo proporcionó el escaneo de líneas, y el movimiento hacia adelante de la nave espacial a lo largo de su trayectoria proporcionó el escaneo de cuadros. Durante un escaneo (una revolución de la nave espacial), se observó un único punto (elemento) de escaneo en la Tierra y se transmitió a la Tierra. Durante la siguiente revolución de la nave espacial se escaneó un punto adyacente. Este procedimiento se repitió hasta que se formó una línea de 64 de esos puntos. Luego se repetía el proceso para formar una línea adyacente de elementos, y así sucesivamente, hasta obtener un marco o imagen. El sistema sólo podía producir fotografías útiles cuando la velocidad y la posición orbital de la nave espacial eran tales que las líneas sucesivas se superponían. (En el apogeo, por ejemplo, las líneas de televisión estaban separadas por una distancia aproximadamente igual a su longitud y, por tanto, no se podía obtener una imagen significativa). Los datos obtenidos de este experimento son limitados y de muy mala calidad. Nunca se logró la orientación adecuada de la nave espacial, lo que resultó en una cantidad considerable de espacio en blanco entre las sucesivas líneas de exploración. Los circuitos lógicos del escáner tampoco funcionaron normalmente (sólo se pudo reproducir con éxito uno de cada cuatro puntos de escaneo), lo que redujo aún más la resolución. Los últimos datos útiles se obtuvieron el 25 de agosto de 1959. [12]
Este receptor de muy baja frecuencia (VLF) fue diseñado para estudiar la propagación en modo Whistler y el ruido ionosférico en señales de 15,5 kHz transmitidas desde Annapolis, Maryland . Las señales se recibieron en una pequeña antena eléctrica que se utilizó simultáneamente para transmitir telemetría de muy alta frecuencia (VHF). Se observó la intensidad de la señal en un ancho de banda de 3 dB de 100 hz junto con la impedancia de la antena. El rango dinámico del receptor era de unos 80 db. Este experimento funcionó desde el lanzamiento hasta unos 160 km antes del fracaso. Con la antena en configuración plegada para el lanzamiento, el receptor registró todos los datos con una sensibilidad reducida en unos 30 db. A los 67 km (42 millas), las señales desaparecieron en el ruido de fondo. Sin embargo, mediante técnicas especiales, los datos se hicieron utilizables hasta 160 km (99 millas). [13]
El satélite fue lanzado sobre un cohete Thor-Able en Cabo Cañaveral, Florida, a una órbita altamente elíptica el 7 de agosto de 1959, a las 14:24:20 GMT. [2] [14]
El 14 de agosto de 1959, el Explorer 6 tomó la primera imagen de la Tierra obtenida por un satélite. Estaba sobre México a una altitud de aproximadamente 27.000 km (17.000 millas). La imagen era una imagen del Océano Pacífico central norte , transmitida a una estación terrestre en Hawaii durante un lapso de 40 minutos. [2]
El 13 de octubre de 1959, una prueba de misil antisatélite (ASAT) del misil Bold Orion utilizó el Explorer 6 como objetivo. El misil pasó con éxito a 6,4 km (4,0 millas) del satélite. [15] El lanzamiento tuvo lugar dentro de la Zona de Lanzamiento del Polígono de Misiles del Atlántico (AMR DZ). La altitud, latitud y longitud del punto de lanzamiento eran 11.000 m (36.000 pies), 29° Norte y 79° Oeste, respectivamente. Bold Orion interceptó con éxito el satélite Explorer 6, pasando su objetivo a una distancia de menos de 3,5 km (2,2 millas) y una altitud de 252 km (157 millas).
El satélite se estabilizó por rotación a 2,8 rotaciones por segundo (rps), y la dirección del eje de rotación tenía una ascensión recta de 217° y una declinación de 23°. Cuatro paletas de células solares montadas cerca de su ecuador recargaron las baterías de almacenamiento mientras estaban en órbita. Cada experimento, excepto el escáner de televisión, tenía dos salidas, digital y analógica. Para la telemetría digital y la señal de TV se utilizó un transmisor de frecuencia ultra alta (UHF). Se utilizaron dos transmisores de muy alta frecuencia (VHF) para transmitir la señal analógica. Los transmisores VHF se operaron continuamente. El transmisor UHF funcionaba sólo unas pocas horas al día. Sólo tres de las paletas de las células solares se levantaron completamente, y esto ocurrió durante el giro en lugar de antes del giro como estaba planeado. En consecuencia, la operación inicial del suministro de energía de la carga útil fue del 63% nominal y disminuyó con el tiempo. La disminución de potencia provocó una menor relación señal-ruido que afectó a la mayoría de los datos, especialmente cerca del apogeo. Un transmisor VHF falló el 11 de septiembre de 1959 y el último contacto con la carga útil se realizó el 6 de octubre de 1959, momento en el que la corriente de carga de las células solares había caído por debajo de la necesaria para mantener el equipo del satélite. [dieciséis]
La órbita del satélite decayó el 1 de julio de 1961. [17]
Se obtuvieron un total de 827 horas de datos analógicos y 23 horas de datos digitales. [2]
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