El Explorer 38 (también llamado Radio Astronomy Explorer A , RAE-A y RAE-1 ) fue el primer satélite de la NASA para estudiar la radioastronomía . El Explorer 38 fue lanzado como parte del programa Explorer , siendo el primero de los 2 satélites RAE. El Explorer 38 fue lanzado el 4 de julio de 1968 desde la Base Aérea Vandenberg , California , con un vehículo de lanzamiento Delta J. [3]
La sonda espacial Explorer 38 midió la intensidad de las fuentes de radio celestiales, en particular el Sol , en función del tiempo , la dirección y la frecuencia (de 0,2 a 20 MHz ). La sonda estaba estabilizada por gradiente de gravedad . Su peso era de 602 kg (1327 lb) y su consumo medio de energía era de 25 vatios . Llevaba dos antenas en V de 230 m (750 pies) de largo , una orientada hacia la Tierra y otra en dirección opuesta a ella. Una antena dipolo de 37 m (121 pies) de largo estaba orientada tangencialmente con respecto a la superficie de la Tierra . [3]
La nave espacial también estaba equipada con un torniquete de telemetría de 136 MHz . Los experimentos a bordo consistían en cuatro radiómetros Ryle-Vonberg de frecuencia escalonada que operaban de 0,45 a 9,18 MHz, dos radiómetros de potencia total multicanal que operaban de 0,2 a 5,4 MHz, una sonda de impedancia de antena en V de frecuencia escalonada que operaba de 0,24 a 7,86 MHz y una sonda de capacitancia de antena dipolo que operaba de 0,25 a 2,2 MHz. El Explorer 38 fue diseñado para una vida útil operativa mínima de 12 meses. [3]
El rendimiento de la grabadora de cinta de la nave espacial comenzó a deteriorarse después de dos meses en órbita. A pesar de varios casos de mal funcionamiento de los instrumentos, se obtuvieron buenos datos en los tres sistemas de antena. El pequeño satélite observó durante meses el "cielo de radio" en frecuencias entre 0,2 y 9,2 MHz, pero estaba sujeto a las interferencias de radio continuas provenientes de la Tierra, tanto naturales ( auroras , tormentas eléctricas ) como artificiales. [3]
Explorer 38 tiene 4 antenas desplegadas en órbita: [4]
Los experimentos científicos son:
Determinar los componentes reactivos y resistivos de la impedancia de la antena en función de la densidad electrónica local , la temperatura electrónica , el campo magnético y el potencial del vehículo. Las mediciones de impedancia se realizaron a 10 frecuencias (0,25 a 8 MHz). [5]
Determinar los componentes reactivos y resistivos de la impedancia de la antena en función de la densidad electrónica local, la temperatura electrónica, el campo magnético y el potencial del vehículo. Las mediciones de impedancia se realizaron a diez frecuencias (0,25 a 8 MHz). [6]
Había dos trampas de electrones planares montadas en lados opuestos de la nave espacial. La trampa consistía en un colector, polarizado positivamente para repeler los iones entrantes y reducir la fotoemisión de electrones del colector. Se aplicó un voltaje de diente de sierra a una rejilla y se midió por telemetría la corriente resultante al colector. La densidad de electrones se obtuvo mediante el análisis del perfil de corriente del colector-voltaje de la rejilla. La densidad de electrones que representa el valor ambiental fue la obtenida de la sonda orientada en la dirección del movimiento del satélite. La actitud de la nave espacial para este propósito se determinó a partir de la densidad de electrones o de los sensores solares y magnéticos de la nave espacial. Los datos se grabaron en cinta y se midieron por telemetría una vez en cada órbita. Estos sensores funcionaron nominalmente desde el lanzamiento y proporcionaron datos de mapeo de densidad de electrones a la altitud de la nave espacial. [7]
Se conectaron radiómetros de frecuencia escalonada de treinta y dos canales a la antena inferior de 230 m (750 pies) de longitud y al dipolo de 37 m (121 pies) de longitud mediante preamplificadores de alta impedancia. El radiómetro de ráfaga en el dipolo se escalonó rápidamente a través de 32 frecuencias discretas entre 0,2 y 5,4 MHz para generar espectros dinámicos. Los radiómetros midieron la amplitud, la tasa de cambio de frecuencia y el tiempo de decaimiento de la ráfaga solar y otros ruidos de rápida variación en la banda de 0,2 a 5,4 MHz. Al operar en dos modos de sensibilidad, estos receptores podían medir señales de hasta 50 dB por encima del nivel de fondo cósmico. Los 32 canales se ciclaban cada 7,7 segundos. Las principales ventajas de los radiómetros de ráfaga eran la alta resolución temporal y relativamente pocos componentes para una alta confiabilidad. El radiómetro era un receptor de potencia total simple que consistía en un balun de entrada, un divisor de potencia y varias tiras de radiofrecuencia sintonizadas en paralelo. Después de aproximadamente 18 meses de funcionamiento, uno de los preamplificadores del radiómetro de ráfaga V inferior falló, lo que redujo la sensibilidad y cambió el patrón de antena de ese radiómetro. [8]
En este experimento se utilizaron cuatro radiómetros Ryle-Vonberg conectados a las tres antenas de la nave espacial para proporcionar una alta precisión y estabilidad a largo plazo necesarias para el mapeo del cielo durante muchos meses de operación. Uno estaba conectado al dipolo de 37 m (121 pies), uno a la antena en V inferior de 230 m (750 pies) y dos a la antena en V superior. Los radiómetros Ryle-Vonberg utilizados en las antenas en V se conectaron a través de transformadores balun que proporcionaban una coincidencia aproximada con la impedancia de la antena. Cada radiómetro se sintonizó sucesivamente a nueve frecuencias diferentes en la banda de 0,48 a 9,18 MHz. La calibración precisa, automática y continua era inherente a este tipo de diseño. Las intensidades de las fuentes de radio celestiales se midieron mediante este experimento. El canal de salida "fino" de los radiómetros Ryle-Vonberg falló después de 3 a 9 meses de operación. Sin embargo, los canales de salida "gruesos" de Ryle-Vonberg proporcionaron buenos datos sin interrupción. [9]
Los siguientes resultados se reportan en 1971:
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