Explorer 34 ( IMP-F , IMP-4 ) fue un satélite de la NASA lanzado como parte del programa Explorer . El Explorer 34 fue lanzado el 24 de mayo de 1967 desde la Base Aérea Vandenberg , California , con el vehículo de lanzamiento Thor-Delta E1 . Explorer 34 fue el quinto satélite lanzado como parte del programa de la Plataforma de Monitoreo Interplanetario , pero fue conocido como "IMP-4" porque el lanzamiento anterior fue más específicamente parte del subprograma "Anchored IMP". [5] La nave espacial fue puesta en el espacio entre los lanzamientos de Explorer 33 (IMP-D / AIMP-1) en 1966 y Explorer 35 (IMP-E / AIMP-2) en julio de 1967, pero el siguiente satélite que utilizó el diseño general de Explorer 34 fue Explorer 41 (IMP-G / IMP-5), que voló en 1969. [6]
El Explorer 34 fue colocado en una órbita altamente elíptica y de alta inclinación . El punto de apogeo estaba ubicado cerca del plano eclíptico y tenía una hora local inicial de aproximadamente 19:00 horas. La nave espacial estaba estabilizada por rotación y tenía un período de rotación inicial de 2,6 segundos. El vector de rotación era aproximadamente perpendicular al plano eclíptico. Al igual que los IMP anteriores, esta nave espacial estaba instrumentada para estudiar los campos magnéticos interplanetarios , las partículas energéticas y el plasma . [7]
Este experimento fue diseñado para estudiar la anisotropía de partículas solares y su variación con el tiempo. Se utilizó un telescopio, que consta de tres detectores alineados (A) de estado sólido, (B) centelleador de plástico y (C) centelleador de yoduro de cesio (CsI)) y un escudo anticoincidencia de centelleador de plástico (D), para medir protones de 0,8 a 7,0 MeV (recuentos en (A) pero no en (B)) y de 35 a 110 MeV (recuentos coincidentes en (B), midiendo dE/dx, y (C), midiendo la energía total, pero no en (D). El análisis de altura de pulso produjo espectros de seis puntos dentro de cada uno de estos dos intervalos de energía. Los protones de 7 a 55 MeV (recuentos en (A) y (B)) también se registraron sin información espectral. Además, un contador proporcional proporcionó mediciones direccionales de rayos X con energías superiores a 2 keV y electrones superiores a 70 keV. Los recuentos en cada modo de recuento de partículas se obtuvieron en cada uno de los ocho octantes del plano eclíptico . Los recuentos de rayos X se obtuvieron en el octante solar. Se obtuvo un conjunto completo de tasas de recuento y datos espectrales cada 81,9 segundos. [8]
Este experimento utilizó un telescopio dE/dx vs E con centelleadores de yoduro de cesio (CsI) delgado y grueso (uno de cada uno) y un contador de centelleo plástico de anticoincidencia. El eje del telescopio era paralelo al eje de giro de la nave espacial. Los conteos de partículas que penetraron en el centelleador de CsI delgado y se detuvieron en el centelleador de CsI grueso se acumularon durante un intervalo de 4,48 segundos dos veces cada 2,73 minutos. La contribución relativa a la tasa de conteo de varias especies (electrones entre 2,7 y 21,5 MeV, núcleos con carga 1 y 2, masa atómica 1, 2, 3 y 4, y energía entre 18,7 y 81,6 MeV/ nucleón ) y la información espectral de energía se determinaron mediante un análisis de altura de pulso de 1024 canales realizado simultáneamente en la salida de ambos centelleadores de CsI 16 veces cada 2,73 minutos. También se obtuvieron recuentos de electrones entre 0,3 y 0,9 MeV que se detenían en el centelleador delgado una vez cada 2,73 minutos. Salvo lo indicado anteriormente, el experimento funcionó bien desde el lanzamiento hasta el 3 de mayo de 1969 (fecha de reingreso de la nave espacial). [9]
El experimento fue diseñado para medir por separado las contribuciones de los núcleos solares y de los núcleos galácticos (Z<=14) utilizando un telescopio de rayos cósmicos de estado sólido diseñado para mediciones de pérdida de energía versus alcance o energía total. Los intervalos de energía de partículas por nucleón fueron aproximadamente proporcionales a Z al cuadrado/A. Por ejemplo, los protones tenían intervalos de 0,8 a 9,6 MeV, 9,6 a 18,8 MeV, 29,5 a 94,2 MeV y 94,2 a 170 MeV y superiores. El ángulo de visión del detector era perpendicular al eje de giro del satélite. Se utilizó un segundo telescopio de estado sólido, más pequeño, montado en paralelo al eje de giro de la nave espacial para detectar electrones en los rangos de 80 a 130 keV y de 175 a 390 keV. El detector de electrones fue diseñado para proporcionar información sobre la forma e intensidad de los espectros de electrones magnetosféricos. Los acumuladores de detector para cada intervalo de energía fueron telemetrizados cuatro veces cada 20,48 segundos. Cada acumulación tenía una duración de 4,8 segundos (el período de giro inicial de la nave espacial era de unos 2,6 segundos). La salida de los analizadores de altura de pulso de tres telescopios de partículas nucleares de 256 canales se obtuvo cada 5,12 segundos y se telemetrizó junto con los acumuladores de detector. El elemento D3 del primer telescopio comenzó a ser intermitentemente ruidoso el 16 de noviembre de 1967, lo que requirió un análisis más complejo para mantener la utilidad de los datos. Después de septiembre de 1968, no se obtuvieron datos útiles por encima de 30 MeV/nucleón. Por lo demás, este telescopio funcionó hasta la reentrada de la nave espacial. El telescopio electrónico proporcionó datos útiles solo durante los primeros seis días después del lanzamiento. [10]
Se utilizaron un analizador electrostático y un selector de velocidad E-cross-B normal al eje de giro de la nave espacial para determinar por separado los espectros de protones y partículas alfa en el viento solar. Para cada especie, se realizaron mediciones en el rango de energía por carga de 310 a 5100 eV en 14 puntos logarítmicamente equiespaciados en energía. Durante las rotaciones individuales de la nave espacial, se obtuvieron recuentos en cada uno de los dieciséis sectores de 22,5° para una especie y energía dadas. La suma de estos recuentos, la suma de los cuadrados de estos recuentos y el número de sector de recuento máximo se transmitieron por telemetría a la Tierra. Después de determinaciones espectrales sucesivas de 61,44 segundos para protones y partículas alfa, se obtuvieron 15 lecturas consecutivas para protones a 1408 eV. Un período de 3,07 minutos separó dos espectros de la misma especie. El instrumento funcionó normalmente hasta el 30 de enero de 1968. En ese momento, se apagó porque el apogeo de la nave espacial se había movido hacia la cola magnética . Posteriormente, los intentos de reactivar el sensor fracasaron. [11]
La instrumentación para este experimento consistió en una cámara de ionización de tipo Neher de 10 cm (3,9 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 A 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 B 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 la dirección de giro. 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 9,92 segundos y se leyeron cada 10,24 segundos. También se registró por telemetría el tiempo transcurrido entre los dos primeros pulsos de la cámara de ionización en un período de acumulación. Este experimento se desarrolló con normalidad desde el lanzamiento hasta el 8 de septiembre de 1967, cuando falló el tubo GM A. El 5 de noviembre de 1967, falló el tubo GM B y el experimento se dio por finalizado. [12]
Este experimento utilizó un telescopio dE/dx versus E con un detector de estado sólido de barrera superficial delgada y dos gruesas y un contador de centelleo plástico de anticoincidencia. Los dos detectores gruesos actuaron juntos como un solo detector. El eje del telescopio era perpendicular al eje de giro de la nave espacial. Los recuentos de partículas que penetraron en el detector delgado y se detuvieron en un detector grueso se acumularon durante dos intervalos de 4,48 segundos cada 2,73 minutos. Las contribuciones relativas a la tasa de recuento de protones y partículas alfa con energías entre 4,2 y 19,1 MeV/nucleón y la información espectral de energía se determinaron mediante un análisis de altura de pulso de 1024 canales, que se realizó simultáneamente en la salida de los detectores de estado sólido ocho veces cada 2,73 minutos. Los protones que se detuvieron en el detector delgado (y las partículas que lo penetraron) se midieron haciendo pasar la señal de salida a través de un discriminador de umbral de energía de ocho niveles. Las ocho energías de protones correspondientes oscilaron entre 1,1 y aproximadamente 4 MeV. Los datos de cada nivel se transmitían una vez cada 2,73 minutos. El centelleador de anticoincidencia falló en marzo de 1968. Esto dio lugar a tasas de recuento de fondo algo más altas, lo que dificultó la separación isotópica (pero no de carga). Salvo lo ya indicado, el experimento funcionó bien desde el lanzamiento hasta el 3 de mayo de 1969 (fecha de reingreso de la nave espacial). [13]
Este experimento fue diseñado para medir por separado las intensidades de electrones y protones de baja energía dentro de la magnetosfera y en la región interplanetaria. El sistema de instrumentación consistió en un analizador electrostático cilíndrico (LEPEDEA o analizador de energía diferencial de protones y electrones de baja energía) y un conjunto de multiplicadores de canal continuo Bendix (channeltron), y, además, un tubo Geiger-Müller Anton 213 (GM) diseñado para estudiar las intensidades de electrones con energías >40 keV en la magnetosfera exterior . El analizador electrostático fue capaz de medir las distribuciones angulares y los espectros de energía diferencial de las intensidades de protones (25 eV a 47 keV) y electrones (33 eV a 57 keV), por separado, dentro de 15 intervalos de energía contiguos. Los acumuladores del analizador se leyeron cuatro veces cada 20,48 segundos. Cada acumulación tenía una duración de unos 480 ms (el período de giro de la nave espacial era inicialmente de 2,6 segundos). Un barrido completo del espectro en cuatro direcciones en un plano perpendicular al eje de giro de la nave espacial requería 307,2 segundos para cada intervalo de energía. Las respuestas del detector para cuatro segmentos de aproximadamente 60° de la distribución angular se vincularon al sistema de telemetría de la nave espacial. La dirección de visualización de los segmentos se calculó a partir de la información del aspecto óptico de la nave espacial. Los instrumentos funcionaron normalmente desde el lanzamiento hasta que el satélite se desintegró el 3 de mayo de 1969. [14]
Se montó un telescopio de estado sólido de cuatro elementos con un cono de aceptación de semiángulo de 20° de forma normal al eje de giro de la nave espacial. Durante cada intervalo de 2,73 minutos, se obtuvieron acumulaciones de 9,82 segundos en cada uno de los 16 modos de conteo distintos. Estos modos involucraban protones en cinco intervalos de energía que abarcaban de 0,6 a 18 MeV, partículas alfa en cuatro intervalos que abarcaban de 1,7 a 80 MeV, y electrones, deuterones , tritones y núcleos de helio-3 en los intervalos de 0,3 a 3, 5 a 20, 5,5 a 25 y 11 a 72 MeV, respectivamente. Se realizaron controles de calibración a bordo cada 6 horas. El experimento se desarrolló con normalidad desde el lanzamiento hasta la fecha de reentrada de la nave espacial, el 3 de mayo de 1969. [15]
El experimento de monitoreo de protones solares utilizó cuatro detectores separados, cada uno de los cuales utilizó uno o más sensores de estado sólido. Tres detectores midieron los flujos omnidireccionales de protones y partículas alfa con valores de energía por nucleón superiores a 10, 30 y 60 MeV. Las contribuciones de partículas alfa a las tasas de conteo total fueron generalmente inferiores al 10%. Estos detectores también fueron sensibles a electrones por encima de aproximadamente 0,7, 2 y 8 MeV, respectivamente. El canal de 10 MeV se muestreó durante dos intervalos de 19,2 segundos cada 163,8 segundos y los canales de 30 y 60 MeV durante un intervalo de 19,2 segundos cada 163,8 segundos. Los flujos promedio por hora resultantes se han publicado rápidamente en Solar-Geophysical Data ( NOAA , Boulder, Colorado ). El cuarto detector tenía un ángulo de visión completo de 60° perpendicular al eje de giro de la nave espacial y medía flujos de protones de 1 a 10 MeV durante dos intervalos de 19,2 segundos cada 163,8 segundos. Los datos se obtuvieron de los tres primeros detectores entre el lanzamiento y el 3 de mayo de 1969. Los datos del cuarto detector se obtuvieron entre el lanzamiento y el 12 de junio de 1968. [16]
En este experimento se utilizó un analizador electrostático esférico con un multiplicador de electrones para estudiar las propiedades direccionales, la intensidad absoluta, las variaciones temporales y el espectro energético de los protones, electrones y partículas alfa en el rango de energía inferior a 10 keV. En el lanzamiento, era dudoso que la puerta del experimento se hubiera abierto. En una semana, el experimento fracasó. No se obtuvieron datos útiles. [17]
Este experimento utilizó un magnetómetro de compuerta de flujo triaxial. Cada sensor tenía rangos duales de menos a más 32 nT y 128 nT y errores de digitalización de menos a más 0,16 y 0,64 nT, respectivamente. El rango operativo podía modificarse mediante un comando desde tierra. El sensor paralelo al eje de giro estaba en un brazo de 1,8 m y se giraba cada 3,9 días para comprobar el nivel cero. Los otros dos sensores estaban en un brazo separado. Las mediciones vectoriales se devolvían cada 2,56 s. Se incluyó una computadora de autocorrelación a bordo. Los datos de autocorrelación basados en 240 muestreos se devolvieron en componentes alternativos cada 20,45 s. El experimento funcionó bien durante toda la vida útil de la nave espacial. Sin embargo, la falla del sistema de aspecto óptico de la nave espacial el 4 de marzo de 1969 hizo imposible la determinación de la dirección del campo magnético durante los últimos 2 meses de adquisición de datos. [18]
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