Explorer 50 , también conocido como IMP-J o IMP-8 , fue un satélite de la NASA lanzado para estudiar la magnetosfera . Fue el octavo y último de una serie de la Plataforma de Monitoreo Interplanetario . [4]
Explorer 50 era una nave espacial con forma de tambor, de 135,6 cm (53,4 pulgadas) de ancho y 157,4 cm (62,0 pulgadas) de altura , con propulsión Star-17A , instrumentada para estudios interplanetarios del medio y la cola magnética de rayos cósmicos , partículas solares energéticas, plasma y campos eléctricos y magnéticos . Su órbita inicial era más elíptica de lo previsto, con distancias de apogeo y perigeo de aproximadamente 45,26 radios terrestres y 22,11 radios terrestres. Su excentricidad orbital disminuyó después del lanzamiento. Su inclinación orbital variaba entre 0 grados y aproximadamente 55° con una periodicidad de varios años. El eje de giro de la nave espacial era normal al plano de la eclíptica y la velocidad de giro era de 23 rpm . La tasa de telemetría de datos era de 1600 bit/s . La nave espacial estaba en el viento solar durante 7 a 8 días de cada 11,99 días de órbita. La cobertura de telemetría fue del 90% en los primeros años, pero sólo del 60-70% durante la mayor parte de la década de 1980 y principios de la de 1990. La cobertura volvió al rango del 90% a mediados y fines de la década de 1990. [5]
El Explorer 50 fue lanzado el 23 de octubre de 1973 a las 02:26:03 UTC , por un vehículo de lanzamiento Thor-Delta 1604 desde Cabo Cañaveral ( CCAFS ), Florida . [2] [6] La nave espacial funcionó nominalmente hasta el 7 de octubre de 2006. El satélite orbitó la Tierra una vez cada 12 días, con una inclinación de 28,67°. Su perigeo era de 25 radios terrestres y su apogeo de 45 radios terrestres. [5]
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 valores Z que van de 2 a 5 con energías mayores de 8 MeV; partículas pesadas con valores Z que van de 6 y 8 con energías mayores de 32 MeV; y protones integrales y alfas de energías mayores de 50 MeV/ nucleón , todos con rangos dinámicos de 1 a 1E+6 partículas por (cm 2 -segundo-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 por (cm 2 -segundo-sr). Se estudiaron partículas y rayos X, principalmente de origen solar, pero el rango dinámico y la resolución del instrumento también permitieron la observación de rayos cósmicos y partículas de cola magnética . [7]
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 yoduro de cesio (CsI) y un Cherenkov de zafiro ) 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 ocho sectores sobre la dirección de llegada de las partículas. Se analizaron cuatro elementos del telescopio principal por altura de pulso, y se pudieron seleccionar modos de ganancia alta y baja mediante comandos para permitir la resolución de los elementos hidrógeno (H) a níquel (Ni) o de electrones y los isótopos de hidrógeno (H) y helio (He) y 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 blindado de dos elementos con un cono de aceptación de ángulo completo de 70°. El primer elemento se analizaba por altura de pulso y los datos se registraban por sectores. [8]
Este experimento fue diseñado para medir los espectros de energía diferencial de los isótopos de hidrógeno a oxígeno de 2 a 40 MeV/nucleón, y de electrones de 0,2 a 5 MeV. El instrumento consistió en una pila de 11 detectores de estado sólido de silicio completamente agotados rodeados por una copa de centelleo de plástico anticoincidencia. Los dos detectores de estado sólido externos eran anulares, lo que permitía mediciones en modos de coincidencia tanto de geometría estrecha (el factor geométrico típico era 0,2 cm 2 -sr) como de geometría ancha (el factor geométrico típico era 1,5 cm 2 -sr). Se obtuvieron datos de anisotropía (resolución angular de 45° y temporal de 20 segundos). [9]
El instrumento fue diseñado para medir los campos eléctricos ambientales en el viento solar y la magnetoesfera de la Tierra hasta 1 kHz de frecuencia. El sensor consistía en un par de antenas de cable de 70 m (230 pies) (140 m (460 pies), punta a punta), que se mantenían rígidas por la fuerza centrífuga debido al giro del satélite (aproximadamente 24 rpm ). Los cables estaban aislados del plasma , excepto sus secciones externas cortas, para eliminar el área de sonda activa de la vaina de la nave espacial. La antena sirvió como una sonda flotante doble, y las mediciones se obtuvieron cada 1/4 de revolución de la nave espacial (aproximadamente 0,75 segundos). Las mediciones de frecuencia ultrabaja (ULF) y frecuencia muy baja (VLF) se obtuvieron utilizando siete filtros de ancho de banda del 60% con frecuencias centrales espaciadas logarítmicamente de 1 Hz a 1000 Hz. Estos canales de frecuencia tenían una sensibilidad intrínseca de 1,0E-5 V/m y un rango de pico de 1,0E-2 V/m. Sin embargo, el umbral efectivo del filtro de baja frecuencia se determinó por la interferencia debida a los armónicos de la nave espacial que giraba dentro de una envoltura asimétrica. La otra limitación importante también se debió al efecto de envoltura. Siempre que la densidad del plasma de electrones era inferior a unas 10 partículas/cc, la envoltura se superponía a las partes activas de la antena e impedía realizar mediciones significativas de las condiciones ambientales. [10]
Se utilizó un receptor de banda ancha para observar espectros de frecuencia-tiempo de alta resolución, y un receptor de banda estrecha de seis canales con una frecuencia central variable para observar las características de las ondas. Los receptores funcionaron desde tres sistemas de antena. El primer sistema contenía un par de antenas dipolo largas (una, extensible a unos 124 m (407 pies), normal al eje de giro de la nave espacial y la otra antena, extensible a unos 6,1 m (20 pies), a lo largo del eje de giro). El segundo sistema contenía una tríada montada en un brazo de antenas de bucle ortogonales. El tercer sistema consistía en un dipolo de eje de giro de 0,51 m (1 pie 8 pulgadas) montado en un brazo. Se observaron las intensidades de los campos magnético y eléctrico y los espectros de frecuencia, la polarización y la dirección de llegada del ruido de radio que se produce de forma natural en la magnetosfera. Los fenómenos estudiados fueron la distribución espacio-temporal, el origen, la propagación, la dispersión y otras características del ruido de radio que se produce a través y a ambos lados de la región límite magnetosférica. El rango de frecuencia para los campos eléctricos fue de 0,3 Hz a 200 kHz, y para los campos magnéticos fue de 20 Hz a 200 kHz. [11]
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 en los laterales para medir los electrones desviados. Se utilizaron dos detectores adicionales en montajes separados para medir partículas cargadas por encima de 15 keV (F), Z mayor o igual a 2 por encima de 0,6 MeV (G1) y por encima de 1,0 MeV (G2), y Z mayor o igual a 3 por encima de 2,0 MeV (G3). El telescopio midió protones en tres rangos entre 2,1 y 25 MeV (canales 14, 15 y 16); Z mayor o igual a 1 en tres rangos entre 0,05 y 2,1 MeV (canales 11, 12 y 13); partículas alfa entre 8,4 y 35,0 MeV en dos rangos (canales 111 y 112); Z mayor o igual a 2 entre 2,2 y 8,4 MeV (canal 110); y un canal de fondo (canal 19). Los electrones desviados se midieron en dos rangos entre 30 y 200 keV (canales 17 y 18). [12]
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 de ± 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. El experimento funcionó normalmente desde el lanzamiento hasta mediados de 1975. El 11 de julio de 1975, debido a un problema con el indicador de rango, la operación del experimento se congeló en el rango de 36 nT. La precisión de digitalización en este rango es de aproximadamente ± 0,3 nT. El 23 de marzo de 1978, falló el flipper del sensor. Después de ese momento, se requirieron métodos alternativos de determinación del nivel cero del sensor del eje Z. El magnetómetro falló el 10 de junio de 2000. [13]
Este experimento fue diseñado para medir los espectros de energía de electrones y protones de baja energía en el rango geocéntrico de 30 a 40 radios terrestres para proporcionar más datos sobre tormentas geomagnéticas , auroras , 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°. El detector podía funcionar 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) el otro que proporcionaba una buena resolución temporal en la que se medía todo el rango de energía en cuatro direcciones cada 68 segundos. [14]
El experimento de rayos cósmicos del Centro de Vuelos Espaciales Goddard fue diseñado para medir los espectros de energía, la composición y las distribuciones angulares 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 los flujos integrales de electrones por encima de 150, 350 y 700 keV y de protones por encima de 0,05, 0,15, 0,50, 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 de especie única. 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 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° con respecto al eje de giro. El elemento del medio era un centelleador de CsI, mientras que los otros dos elementos eran sensores de estado sólido. El instrumento respondía a electrones entre 2 y 12 MeV y a 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 versus E. Por encima de 80 MeV, actuó como un detector triple bidireccional dE/dx versus E. La información de direccionalidad del flujo se obtuvo dividiendo ciertas porciones de los datos de cada detector en ocho sectores angulares. [15]
Un analizador electrostático hemisférico midió la intensidad direccional de iones positivos y electrones en el viento solar, la magnetoesfera 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 magnetoesfera, se estudiaron iones positivos de 200 eV a 5 keV (espaciado del 15 %, resolución del 3 %) y 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 %). En la cola magnética se estudiaron iones positivos de 200 eV a 20 keV (30% de espaciamiento, 15% de resolución) y electrones de 5 eV a 1 keV (30% de espaciamiento, 15% de resolución) y de 100 eV a 20 keV (15% de resolución). No se obtuvieron datos de este experimento después de octubre de 2001. [16]
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 estudiaron en ocho canales de energía logarítmicamente equiespaciados entre 17 eV y 7 keV. Los iones positivos se estudiaron 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-Sol. [17]
Este experimento fue diseñado para determinar la composición y los espectros de energía de partículas de baja energía observadas durante erupciones solares y eventos recurrentes de 27 días. Los detectores utilizados incluyeron: (1) un analizador electrostático (para seleccionar partículas de la energía deseada por carga) combinado con una matriz de detectores de estado sólido sin ventanas (para medir la pérdida de energía) y rodeado por un escudo de anticoincidencia y (2) un telescopio de partículas de estado sólido de contador proporcional de ventana delgada. El experimento midió energías de partículas de 0,1 a 10 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 (sin resolución de carga para Z mayor que 8). Se incluyeron en la carga útil del experimento dos analizadores de altura de pulso de 1000 canales, uno para cada detector. [18]
Los objetivos de las operaciones extendidas del Explorer 50 (IMP-8) fueron proporcionar parámetros del viento solar como entrada para estudios magnetosféricos y como una línea base de 1 UA para estudios del espacio profundo, y continuar los estudios de variación del ciclo solar con un único conjunto de instrumentos bien calibrados y comprendidos. [5]
En octubre de 2001, la misión Explorer 50 (IMP-8) fue cancelada como misión independiente. La adquisición de datos telemétricos se reanudó después de unos tres meses en Canberra , Australia, solamente (cobertura del 30-50%), como complemento a las misiones Voyager y Ulysses . Los últimos datos científicos útiles de la Explorer 50 (IMP-8) se adquirieron el 7 de octubre de 2006. [5]
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