El 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 satélite pequeño y esférico diseñado para estudiar la radiación atrapada de varias 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 la frecuencia de diferencia Doppler y el cambio en la rotación de Faraday de la señal de 108 MHz. Las señales se observaron desde la estación receptora en Hawai durante 20 a 70 minutos durante cada uno de los ocho pases durante 11 días. Un desvanecimiento severo y una fuerte tormenta magnética se sumaron a las dificultades en la interpretación de los datos. La falla del transmisor de la baliza de 378 MHz terminó el experimento. [5]
Se utilizó un magnetómetro de compuerta de flujo para medir el componente del campo magnético paralelo al eje de giro del vehículo. Las mediciones, cuando se combinaron con las realizadas con el magnetómetro de bobina de búsqueda (que medía los componentes del campo ambiental perpendiculares al eje de giro del vehículo) y el sensor de aspecto, tenían como objetivo determinar la dirección y la magnitud del campo magnético ambiental. Se pretendía obtener mediciones a altitudes de hasta 8 radios terrestres, pero debido a perturbaciones multipolares permanentes dentro del vehículo, el magnetómetro de compuerta de flujo se saturó y no arrojó datos. Por lo tanto, solo se disponía de información de la bobina de búsqueda y del indicador de aspecto. [6]
La instrumentación para este experimento consistió en una cámara de ionización integradora de tipo Neher y un tubo Geiger–Müller Anton 302 (GM). Debido al complejo blindaje no uniforme de los detectores, solo se disponía de valores aproximados del umbral de energía. La cámara de ionización 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 conteos del tubo GM y los pulsos de la cámara de ionización se acumularon en registros separados y se telemedieron mediante el sistema analógico. El tiempo transcurrido entre los dos primeros pulsos de la cámara de ionización después de una transmisión de datos y el tiempo de acumulación para 1024 conteos del tubo GM se telemedieron digitalmente. En realidad, se telemedieron 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 piezoeléctrico como elementos de detección, para obtener estadísticas sobre el flujo de momento y las variaciones del flujo de micrometeoritos. Aunque se detectaron pulsos, el experimento no arrojó datos de valor científico. [8]
Se utilizó un contratelescopio omnidireccional proporcional 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 conteos debidos a rayos X frente a los debidos 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 tubos contadores proporcionales, seis de ellos en un anillo concéntrico alrededor del séptimo que corre paralelo a lo largo de sus longitudes. Estos haces de tubos se encuentran de lado y sobresalen a través de la parte superior de una de las cajas de equipo en la base hexagonal del Ranger 1. Tres de los tubos exteriores están expuestos al espacio y tres sobresalen hacia la caja de equipo. Cada conjunto de tres está conectado electrónicamente a un grupo que alimenta un amplificador de pulsos y un formador de pulsos. El tubo central alimenta su propio circuito equivalente.
Los dos telescopios fueron designados como telescopio de "baja energía" y "alta energía", diferenciándose únicamente en la cantidad de blindaje y su configuración. Los contadores en el telescopio de alta energía eran tubos de latón de 3 pulgadas de largo y 0,5 pulgadas de diámetro con un espesor de 0,028 pulgadas. Un blindaje de plomo de 5 gramos por cm2 de espesor rodea todo el conjunto. La unidad de baja energía tiene tubos del mismo tamaño pero hechos 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 cm2 a lo largo de la longitud de los tubos. La mitad sin blindaje del conjunto es la parte expuesta a la que las partículas pueden llegar sin encontrar material estructural de la nave espacial, lo que da 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 y más y electrones de 13 MeV y más en triple coincidencia, y radiación de frenado por encima de 200 keV en el tubo central.
Cuando una partícula pasa a través del 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 miden por telemetría junto con los recuentos individuales del tubo central para determinar los recuentos debidos a fuentes de alta energía frente a las de baja energía. La tasa de recuento del telescopio de alta energía permite corregir los datos del telescopio de baja energía para que se pueda calcular el flujo de partículas incidente en la parte no protegida de la unidad de baja energía. La comparación de los datos del telescopio de baja energía y 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, fecha a partir de la cual el transmisor dejó de funcionar. [9]
El experimento del contador de centelleo fue diseñado para hacer observaciones directas de electrones en los cinturones de radiación de la Tierra con un detector insensible a la radiación de frenado . 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 de 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 electrones y 2 MeV para protones. Para electrones entre 200 y 500 keV, la eficiencia del detector multiplicada por el factor geométrico omnidireccional fue de 0,0008 cm 2 por electrón; mientras que para electrones de energía mayor de 500 keV, fue de 0,16 cm 2 por electrón. Para partículas muy penetrantes, el factor geométrico aumentó a su valor máximo de 3,5 cm 2 . El contador de centelleo se muestreó 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, no se pudieron medir los campos magnéticos interplanetarios o lunares debido al bajo apogeo de la nave espacial. El instrumento era similar al que voló en 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 alcance de 0,6 nT a 1200 nT. No se proporcionó calibración en vuelo. Se produjo cierta degradación de la señal de telemetría debido a los efectos ionosféricos. Las observaciones terrestres insuficientes sobre el contenido de electrones 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 de forma continua para la transmisión analógica y de forma intermitente (cada 2 minutos, 15 segundos o 1,9 segundos, según 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 televisión que se utilizó era una versión mejorada del sistema de televisión empleado por primera vez en el 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 sincronización, y telemetría. El experimento fue diseñado para probar la viabilidad de utilizar dicha instrumentación para obtener fotografías de baja resolución de la cobertura de nubes a la luz del día. El escáner también sirvió como precursor de los sistemas de cámaras de televisión que se utilizaron posteriormente en satélites más avanzados. El eje óptico del escáner estaba orientado 45° con respecto al eje de giro de la nave espacial, que era paralelo al plano orbital. El giro del vehículo proporcionaba el escaneo de línea, y el movimiento hacia delante de la nave espacial a lo largo de su trayectoria proporcionaba el escaneo de fotogramas. Durante un escaneo (una revolución de la nave espacial), se veía un único punto de escaneo (elemento) en la Tierra y se transmitía de vuelta a la Tierra. Durante la siguiente revolución de la nave espacial, se escaneaba un punto adyacente. Este procedimiento se repetía hasta que se formaba una línea de 64 de esos puntos. Luego se repitió el proceso para formar una línea adyacente de elementos, y así sucesivamente, hasta que se obtuvo un marco o imagen. El sistema podía producir fotografías útiles solo 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 TV estaban separadas por una distancia aproximadamente igual a su longitud, y por lo 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 dio como resultado una cantidad considerable de espacio en blanco entre las líneas de escaneo sucesivas. Los circuitos lógicos del escáner tampoco funcionaron con normalidad (solo 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 del 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 fue de aproximadamente 80 db. Este experimento funcionó desde el lanzamiento hasta aproximadamente 160 km antes de fallar. Con la antena en una configuración plegada para el lanzamiento, el receptor registró todos los datos con una sensibilidad reducida en aproximadamente 30 db. A 67 km (42 mi), las señales desaparecieron en el fondo de ruido. Sin embargo, mediante técnicas especiales, los datos se hicieron utilizables hasta 160 km (99 mi). [13]
El satélite fue lanzado a bordo de un cohete Thor-Able desde 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 jamás tomada por un satélite. La imagen se encontraba sobre México, a una altitud de aproximadamente 27.000 km (17.000 mi). La imagen era una fotografía del centro norte del océano Pacífico , transmitida a una estación terrestre en Hawái durante un lapso de 40 minutos. [2]
El 13 de octubre de 1959, una prueba de misiles antisatélite (ASAT) del misil Bold Orion utilizó al Explorer 6 como objetivo. El misil pasó con éxito a 6,4 km (4,0 mi) del satélite. [15] El lanzamiento se realizó dentro de la zona de lanzamiento del campo de misiles del Atlántico (AMR DZ). La altitud, latitud y longitud del punto de lanzamiento fueron 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 mi) y una altitud de 252 km (157 mi).
El satélite se estabilizó por rotación a 2,8 rotaciones por segundo (rps), con una dirección del eje de rotación que 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 estaba en órbita. Cada experimento, excepto el escáner de televisión, tenía dos salidas, digital y analógica. Se utilizó un transmisor de frecuencia ultraalta (UHF) para la telemetría digital y la señal de TV. Se utilizaron dos transmisores de frecuencia muy alta (VHF) para transmitir la señal analógica. Los transmisores VHF funcionaron de forma continua. El transmisor UHF funcionó solo unas pocas horas cada día. Solo tres de las paletas de células solares se erigieron por completo, y esto ocurrió durante el giro en lugar de antes del giro como estaba previsto. En consecuencia, el funcionamiento inicial de la fuente de alimentación de la carga útil fue del 63% nominal, y esto disminuyó con el tiempo. La disminución de la 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 produjo 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. [16]
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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