El Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer ( SAMPEX o Explorer 68 ) fue un observatorio solar y magnetosférico de la NASA y fue la primera nave espacial del programa Small Explorer . Fue lanzado a la órbita baja terrestre el 3 de julio de 1992, desde la Base Aérea Vandenberg ( Western Test Range ) a bordo de un vehículo de lanzamiento Scout G-1 . SAMPEX fue una colaboración internacional entre la NASA y el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre de Alemania . [3] El Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer (SAMPEX) es el primero de una serie de naves espaciales que se lanzaron bajo el programa Small Explorer (SMEX) para naves espaciales de bajo costo. [4]
Los principales objetivos de los experimentos SAMPEX fueron obtener datos durante varios años continuos sobre los componentes anómalos de los rayos cósmicos , sobre las emisiones de partículas energéticas solares del Sol y sobre los electrones relativistas que precipitan la magnetosfera . La órbita de SAMPEX tiene una altitud de 512 × 687 km (318 × 427 mi) y una inclinación de 81,70° . La nave espacial utiliza un sistema de polarización solar estabilizado de 3 ejes a bordo con el eje de inclinación apuntando hacia el Sol. Los paneles solares proporcionan energía para las operaciones, incluidos 16,7 vatios para los instrumentos científicos. Una unidad de procesamiento de datos (DPU) a bordo preprocesa los datos científicos y de otro tipo y los almacena en una unidad de grabadora/procesadora/empaquetadora (RPP) de unos 65 Mb , antes de transmitirlos en la banda S a una velocidad de 1,5 Mbit/s a través de la estación Wallops Flight Facility (WFF) (o una estación de respaldo). La memoria de comandos puede almacenar al menos mil comandos. Los instrumentos científicos generalmente apuntan hacia el cenit local, especialmente sobre los polos terrestres, para un muestreo óptimo del flujo de rayos cósmicos solares y galácticos. La precipitación de partículas magnetosféricas energéticas se monitorea en latitudes geomagnéticas más bajas . [4]
Lleva cuatro instrumentos científicos: (1) analizador de composición de iones de baja energía (LICA); (2) telescopio de iones pesados de gran tamaño (HILT); (3) telescopio espectrómetro de masas (MAST); y (4) telescopio de protones y electrones (PET). La vida útil estimada de la nave espacial era de unos tres años; sin embargo, el flujo de datos continuó hasta el 30 de junio de 2004. En 1997, el Centro Goddard de la NASA transfirió la operación de SAMPEX al Laboratorio de Control y Dinámica de Vuelo (FDCL) ubicado dentro del Departamento de Ingeniería Aeroespacial de la Universidad de Maryland, College Park . [4]
La nave espacial llevaba cuatro instrumentos diseñados para medir los componentes anómalos de los rayos cósmicos , las emisiones de partículas energéticas solares y los recuentos de electrones en la magnetosfera de la Tierra . Construida para una misión de tres años, su misión científica finalizó el 30 de junio de 2004. [5] El control de la misión para SAMPEX estuvo a cargo del Centro de Vuelos Espaciales Goddard hasta octubre de 1997, después de lo cual fue entregado al Centro de Control de Operaciones Satelital de la Universidad Estatal de Bowie (BSOCC). [1] BSOCC, con la asistencia financiera de The Aerospace Corporation , continuó operando la nave espacial después de que su misión científica terminara, utilizando la nave espacial como una herramienta educativa para sus estudiantes mientras continuaba publicando datos científicos. [6] [7]
El experimento HILT fue diseñado para medir la carga, energía y masa de los rayos cósmicos en el rango de energía de aproximadamente 8,0--310 MeV / nucleón . Específicamente, los rangos de energía fueron: helio (He): 3,9--90 MeV/nucleón; carbono (C): 7,2--160 MeV/nucleón; oxígeno (O): 8,3-310 MeV/nucleón; neón (Ne): 9,1--250 MeV/nucleón; y hierro (Fe): 11-90 Mev/nucleón. El instrumento consistía en (a) una matriz de contadores proporcionales sensibles a la posición en la entrada, seguido de (b) una cámara de ionización , (c) otra matriz de contadores proporcionales sensibles a la posición justo antes, (d) una matriz de detectores de estado sólido coplanares de 10 elementos. Los detectores estaban respaldados por (e) un gran contador de centelleo de yoduro de cesio (CsI) que era visto por cuatro diodos sensibles a la luz . El factor geométrico era tan grande como 35 cm2-sr. Los dos contadores sensibles a la posición permitieron el cálculo de la longitud exacta de la trayectoria a lo largo de la cámara de ionización. Los elementos (a), (b) y (c) se llenaron con gas isobutano fluyendo a una presión de 75 Torr . Los 8,5 kg (19 lb) de isobutano líquido fueron suficientes para una operación de tres años. El instrumento era básicamente un sistema dE/dx versus E; dE/dx fue proporcionado por (a), (b) y (c), y E fue proporcionado por (d) y (e). Las señales telemétricas de todos los sensores permitieron la determinación precisa de la masa isotópica , la carga y la energía. Sin embargo, la resolución isotópica fue pobre en el extremo de alta energía de cada banda, especialmente para los elementos más pesados. Sin embargo, los flujos dependientes de las especies se calcularon fácilmente incluso en los extremos de alta energía. [8]
El experimento LICA fue diseñado para medir iones solares y magnetosféricos de 0,5--5 MeV/nucleón (He a Ni ) que llegan desde el cenit en doce bandas de energía. La masa de un ion se determinó con mediciones simultáneas de su tiempo de vuelo (ToF) a lo largo de una longitud de trayectoria de aproximadamente 50 cm (20 pulgadas) y su energía cinética residual en uno de los cuatro detectores de estado sólido de silicio (Si) de 4 × 9 cm (1,6 × 3,5 pulgadas) . Los iones que pasaban a través de las láminas de entrada de níquel de 0,75 micrómetros emitían electrones secundarios que un conjunto de placas de microcanales en forma de chevron amplificaba para formar una señal para comenzar a cronometrar. Una lámina de entrada doble impedía que los orificios individuales permitieran que la luz solar entrara en el telescopio y proporcionaba inmunidad a la radiación ultravioleta solar y geocoronal . Otro conjunto de láminas y placas de microcanales frente a los detectores de estado sólido daba la señal para detener el cronometraje. Los ánodos de cuña y tira en los lados frontales de los ánodos de sincronización determinaron dónde pasó el ion a través de las láminas y, por lo tanto, la longitud de su trayectoria de vuelo. La velocidad determinada a partir de la longitud de la trayectoria, el ToF y la energía residual medida por los detectores de estado sólido se combinaron para producir la masa del ion con una resolución de aproximadamente el 1%, adecuada para proporcionar una separación completa de isótopos. Las correcciones para la pérdida de energía en las láminas de entrada dieron la energía incidente del ion. El factor geométrico del sensor fue de 0,8 cm2-sr y el campo de visión fue de 17° x 21°. El procesamiento a bordo determinó si los iones que activaban LICA eran protones , núcleos de He o iones más masivos. Los protones se contaron en una tasa y no se analizaron más. Los núcleos más pesados fueron tratados como de baja (He) o alta (más masivos que He) prioridad para la transmisión a tierra. La unidad de procesamiento de datos del instrumento aseguró que se telemediera una muestra de ambos eventos prioritarios, pero que los eventos de baja prioridad no desplazaran a las especies pesadas más raras. Las tasas de flujo procesadas versus energía de H ( hidrógeno ), He, O, grupo Si y grupos Fe se seleccionaron cada 15 segundos para su transmisión. Los modelos de campo magnético apropiados permitieron la especificación del estado de carga atómica por medio de cálculos de corte de rigidez. Además, el corte de protones versus energía durante una órbita ayudó a la identificación de carga de las otras especies. Las calibraciones a bordo del sensor se realizaron por comando aproximadamente una vez por semana. Los datos se almacenaron en la memoria a bordo de 26,5 MB , que luego se volcó dos veces al día sobre estaciones terrestres. [9]
MAST era una matriz de 11 capas de detectores, cada uno de área >20 cm2 ( 3,1 pulgadas cuadradas), apilados uno debajo del otro. Los primeros cuatro de estos, M1, M2, M3 y M4, eran detectores de barrera de superficie, unidimensionales, sensibles a la posición, cada uno con 92 tiras de electrodos coplanares, paralelas con un paso de 0,5 mm (0,020 pulgadas). La combinación de estas cuatro capas permitió la determinación de las coordenadas XY en dos posiciones y, por lo tanto, las trayectorias exactas de los núcleos penetrantes. Después de estos había dos detectores de barrera de superficie más, D1 y D2. Más abajo estaban los detectores de estado sólido con deriva de litio, D3 a D7. Las áreas y espesores de los detectores eran los siguientes: M1—M4: 20 cm2 ( 3,1 pulgadas cuadradas), 115 micrómetros ; D1: 20 cm2 ( 3,1 pulgadas cuadradas), 175 micrómetros; D2: 20 cm2 ( 3,1 pulgadas cuadradas), 500 micrómetros; D3 a D7 tenían un área de 30 cm2 ( 4,7 pulgadas cuadradas), con espesores, respectivamente, de 1,8 mm (0,071 pulgadas), 3,0 mm (0,12 pulgadas), 6,0 mm (0,24 pulgadas) (pila compuesta de 2 detectores de 3,0 mm (0,12 pulgadas)), 9,0 mm (0,35 pulgadas) (pila compuesta de 3 detectores de 3,0 mm (0,12 pulgadas)) y 3,0 mm (0,12 pulgadas). La señal del último detector penetrado midió la energía residual E', y los detectores anteriores proporcionaron dE/dx con abundante redundancia. El sistema de trayectoria, junto con las calibraciones previas al vuelo en el acelerador de partículas Bevalac , permitió una precisión considerablemente mayor en la determinación de la masa isotópica, es decir, 0,2 amu de lo que hubiera sido posible de otro modo para el rango de energía de 10 MeV/nucleón a varios cientos de MeV/nucleón y rangos de carga de 3 <= Z <= 28. La DPU a bordo permitió la transmisión descendente de datos de eventos Z > 3 de forma prioritaria. [10]
El PET constaba de un conjunto de ocho detectores de estado sólido con deriva de litio, que en conjunto cubrían el rango de energía de 1 a 30 MeV para electrones, 18 a 85 MeV/nucleón para H y He, y 54 a 195 MeV/nucleón para los elementos más pesados. Los factores geométricos eran de aproximadamente 1,0 cm**2-sr. H y He podían rastrearse en un rango de varios cientos de MeV/nucleón, pero con un factor geométrico reducido de 0,3. Los detectores superiores, P1 (convexo) y P2 (cóncavo), tenían cada uno 2 mm (0,079 pulgadas) de espesor y un área de 8,1 cm2 ( 1,26 pulgadas cuadradas). Aguas abajo estaban los detectores planos restantes P3 a P8, con las siguientes dimensiones. P3: 9,2 cm2 ( 1,43 pulgadas cuadradas), 15 mm (0,59 pulgadas) (pila compuesta de 5 detectores de 3,0 mm (0,12 pulgadas)); y P4—P8: 4,5 cm2 ( 0,70 pulgadas cuadradas), 3,0 mm (0,12 pulgadas). El instrumento podía funcionar en un modo de baja ganancia (Z alto) o, normalmente, en un modo Z bajo para la observación de protones, electrones y helio. La altura del pulso del último detector penetrado permitió la determinación de E total, y los detectores anteriores proporcionaron dE/dx con suficiente redundancia para permitir la determinación precisa del tipo de partícula. La tasa de conteo de P1 se registró con una resolución de 0,1 segundos, lo que permitió la observación de variaciones rápidas en el tiempo del flujo de electrones precipitantes por encima de energías de 0,4 MeV. [11]
Los colaboradores de SAMPEX incluyeron: [5]
SAMPEX estudia la composición energética y los estados de carga de partículas provenientes de explosiones de supernovas en los confines distantes de la galaxia , del corazón de las erupciones solares y de las profundidades del espacio interestelar cercano . También monitorea de cerca las poblaciones de partículas magnetosféricas que ocasionalmente se sumergen en la atmósfera media de la Tierra , ionizando así los gases neutros y alterando la química atmosférica. Una parte clave de SAMPEX es utilizar el campo magnético de la Tierra como un componente esencial de la estrategia de medición. El campo de la Tierra se utiliza como un espectrómetro magnético gigante para separar diferentes energías y estados de carga de partículas mientras SAMPEX ejecuta su órbita casi polar . [12]
Casi cinco años después de su lanzamiento en el mínimo actual del ciclo solar, SAMPEX ha llevado a cabo una amplia gama de observaciones y descubrimientos relacionados con partículas energéticas solares, heliosféricas y magnetosféricas observadas desde su posición privilegiada en una órbita terrestre baja casi polar. Dado que casi todos los procesos que estamos estudiando están impulsados o fuertemente influenciados por el ciclo de actividad solar, tenemos la oportunidad de caracterizar completamente la dependencia del ciclo solar de una amplia gama de procesos centrales para los objetivos del tema de Conexiones Sol-Tierra (SEC) de la Oficina de Ciencias Espaciales de la NASA. [12]
Durante los próximos años, a medida que la actividad solar alcance su máximo de 11 años, las investigaciones de SAMPEX: [12]
Construida para una misión principal de tres años, la nave espacial continuó enviando datos científicos hasta su reingreso el 13 de noviembre de 2012. [2]
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .