Explorador 12

El experimento se diseñó para medir el flujo y el espectro de energía de partículas cargadas y rayos cósmicos, y para determinar su distribución espacial y temporal sobre la órbita de la nave espacial. Los detectores incluían: (1) un tubo Geiger-Müller omnidireccional Anton tipo 302 blindado , que detectaba protones con E>23 MeV y electrones con E>1,6 MeV; (2) un espectrómetro magnético de electrones que utilizaba tres tubos Geiger-Müller direccionales Anton tipo 213 de ventana delgada, sensibles a electrones con energías de 40 a 100 keV; y (3) tres cristales direccionales de sulfuro de cadmio para medir el flujo total de protones con energías de 1 keV a 10 MeV y electrones con energías de 200 eV a 500 keV. Todos los detectores direccionales se montaron de manera que los ejes de sus campos de visión fueran perpendiculares al eje de rotación del satélite. (El período de giro inicial fue de 2,2 segundos). Los conteos en cada detector se acumularon durante 10,24 segundos, y el contenido de los acumuladores se telemedió al final de cada intervalo de muestreo. Los acumuladores del codificador compartían el tiempo, de modo que la respuesta de cada detector se muestreaba una vez cada 79 segundos. El experimento funcionó satisfactoriamente desde el lanzamiento hasta la falla de la nave espacial el 6 de diciembre de 1961. ^{[ 3 ]}

La instrumentación del experimento de rayos cósmicos constaba de (1) un contador de doble centelleo que medía protones de 55 a 500 MeV en seis intervalos de energía y protones por encima de 600 MeV, (2) un centelleador simple que medía protones de 1,4 a 22 MeV en cinco umbrales de energía y electrones por encima de 150 keV, y (3) un telescopio contador GM que medía flujos de protones por encima de 30 MeV. Se realizaba un conjunto completo de mediciones cada 6,8 minutos. El experimento funcionó durante toda la vida útil de la nave espacial. ^{[ 4 ]}

Se utilizó un analizador electrostático con un colector de corriente para investigar los fenómenos de interfaz entre el campo geomagnético y el plasma interplanetario, y para monitorizar los flujos de protones de baja energía a altitudes inferiores. El instrumento detectó protones en el rango de energía de 100 eV a 20 keV. El voltaje entre las placas alcanzó su valor máximo en aproximadamente medio segundo y luego disminuyó en 155 s, tiempo durante el cual se muestreó la corriente de la placa colectora 470 veces. Se aceptaron partículas en un ángulo sólido de 10 por 80 grados que abarcaba una región del espacio casi hemisférica a medida que la carga útil giraba. La medición de la corriente de protones tuvo un rango dinámico de 10 elevado a la cuarta potencia. Aparentemente, el experimento falló antes de la inyección en órbita y no arrojó datos útiles. ^{[ 5 ]}

Este experimento se diseñó para medir la magnitud y la dirección del campo magnético terrestre entre 3 y 13 radios terrestres. Consistía en tres magnetómetros de flujo magnético ortogonales montados en el extremo de un brazo de 86,4 cm (34,0 pulgadas) . El eje de un magnetómetro se encontraba a menos de 2° del eje de rotación de la nave espacial. Cada uno de los tres sensores tenía un rango de -1000 a +1000 nT con una incertidumbre de digitalización de 12 nT. Las tres componentes del campo magnético se midieron en un intervalo de 50 ms cada 327 ms. Un sistema de calibración en vuelo aplicaba un campo magnético conocido a cada sensor, por turnos, cada 115 segundos. Este experimento se desarrolló con normalidad desde su lanzamiento hasta el 6 de diciembre de 1961. ^{[ 6 ]}  

Este experimento se diseñó para medir los flujos direccionales y los espectros de protones y electrones aurorales y atrapados de baja energía. Empleó un centelleador de fósforo en polvo de 5 mg de espesor cubierto con un recubrimiento de aluminio de 1000 Å . Se insertaron absorbedores adicionales en la apertura del detector mediante una rueda escalonada de 16 posiciones. La apertura apuntaba a 45° con respecto al eje de giro. Debido al grosor y al tipo de fósforo , el detector en modo de pulsos solo respondía a iones de baja energía y, por lo tanto, medía esencialmente el flujo de protones que penetraban los absorbedores y se detenían en el fósforo. Tanto la tasa de conteo de pulsos como la corriente del fototubo se telemetrizaban una vez por cada período de cuadro. Se telemetrizaron dieciséis lecturas en cada posición de la rueda, y así se obtuvo un conjunto completo de datos cada 256 cuadros (una revolución de la rueda = 80 segundos). Se midieron protones en siete rangos de energía. El límite de alta energía fue de aproximadamente 10 MeV para todos los rangos, y los límites de baja energía fueron 100, 135, 186, 251, 512, 971 y 1668 keV. Los flujos de energía de los electrones en los tres rangos se midieron por separado utilizando geometría de dispersión, absorbedores y la corriente del fototubo. Los límites de baja energía fueron 15, 26 y 31 keV, y el límite de alta energía fue de aproximadamente 100 keV para los tres rangos. Excepto por la saturación de algunos de los canales de protones en el corazón del cinturón exterior, el experimento funcionó correctamente durante toda la vida útil de la nave espacial. ^{[ 7 ]}

Cuatro bancos de células solares p-on-n se cementaron a la superficie del satélite para medir los efectos del deterioro causado por la exposición directa a la radiación en los cinturones de radiación de Van Allen . Un banco de células permaneció sin protección, mientras que los otros tenían recubrimientos de vidrio protector de 3, 20 y 60 milésimas de pulgada de espesor. La franja de células sin protección se degradó muy rápidamente durante las dos primeras órbitas. En cada órbita, la degradación severa comenzó aproximadamente 2,5 horas antes del perigeo, cuando la altitud del satélite era de aproximadamente 33 000 km (21 000 millas) . Después de las dos primeras órbitas, la producción restante de las células era solo el 50 % de la producción inicial. Los períodos de degradación severa coincidieron con períodos de intensidades direccionales máximas de protones con energías entre 150 keV y 4,5 MeV. Se sabe que los protones de este nivel no penetrarían los escudos de vidrio de 20 milésimas de pulgada. Cuando el satélite dejó de transmitir, la salida de las celdas sin protección se había degradado aún más, hasta el 29 % del valor inicial. Las celdas solares con protectores de vidrio de 3 milésimas de pulgada se degradaron aproximadamente un 6 % durante la vida útil del satélite. No se observó degradación de las celdas solares en los bancos con protectores de 20 y 60 milésimas de pulgada al comparar sus salidas el 19 de septiembre y el 3 de diciembre de 1961, cuando el ángulo de incidencia del sol era el mismo. ^{[ 8 ]}