Explorador 33

Explorer 33 , también conocido como IMP-D y AIMP-1 , es una nave espacial del programa Explorer lanzada por la NASA el 1 de julio de 1966 en una misión de exploración científica. Fue el cuarto satélite lanzado como parte de la serie de Plataformas de Monitoreo Interplanetario , y la primera de las dos naves espaciales "IMP ancladas" para estudiar el entorno alrededor de la Tierra a distancias lunares, ayudando al programa Apolo . Marcó un cambio en el diseño de sus predecesoras, IMP-A ( Explorer 18 ) a IMP-C ( Explorer 28 ). Explorer 35 (AIMP-E, AIMP 2) fue la nave espacial compañera de Explorer 33 en el programa IMP anclado, pero Explorer 34 (IMP-F) fue la siguiente nave espacial en volar, lanzándose unos dos meses antes que AIMP-E, ambas en 1967. ^[2]

Explorer 33 (IMP-D) es una nave espacial estabilizada por giro (eje de giro paralelo al plano de la eclíptica , período de giro que varía entre 2,2 y 3,6 segundos) instrumentada para estudios de plasma interplanetario, partículas cargadas energéticas ( electrones , protones y alfas ), campos magnéticos y rayos X solares a distancias lunares. La nave espacial no logró alcanzar la órbita lunar, pero sí logró los objetivos de la misión. Explorer 33 también se conoce como Plataforma de Monitoreo Interplanetario D (IMP-D) o Plataforma de Monitoreo Interplanetario Anclada 1 (AIMP-1). ^[3]

El Explorer 33 tiene un diseño similar al Explorer 28. La nave espacial tiene una masa de 93,4 kg. El cuerpo principal de la nave espacial es un prisma octogonal de 71 cm (28 pulgadas) de ancho y 20,3 cm (8,0 pulgadas) de alto. Cuatro conjuntos de células solares n/p que produjeron un promedio de 43 vatios se extienden desde el bus principal, junto con dos brazos magnetométricos de 183 cm (72 pulgadas). Cuatro antenas de látigo están montadas en la parte superior de la nave espacial. Un retrocohete de empuje de 35,8 kgf (351 N; 79 lbf) (Thiokol TE-M-458) está montado en la parte superior del bus. La energía se almacenó en baterías de plata-cadmio (Ag-Cd). La comunicación (telemetría PFM-PM) se realizó a través de un transmisor de 7 vatios y un procesador de datos digitales. ^[3]

La Explorer 33 debía ser la primera nave espacial estadounidense en entrar en la órbita lunar. Los objetivos científicos eran estudiar el campo magnético cercano a la Luna, la ionosfera, el flujo de plasma solar, la población de partículas energéticas, el polvo cósmico y las variaciones del campo gravitatorio desde la órbita lunar. Después de no lograr alcanzar la órbita lunar prevista, realizó mediciones desde una órbita terrestre altamente elíptica del entorno magnético y de radiación interplanetario. ^[3]

La carga útil científica comprendía siete experimentos: dos magnetómetros fluxgate, un experimento de partículas energéticas, un experimento de electrones y protones, un experimento de iones y electrones térmicos, una sonda de plasma y un experimento de daño a células solares. ^[3]

El experimento del magnetómetro Ames consistió en un magnetómetro de compuerta de flujo triaxial montado en un brazo y un paquete electrónico. Los sensores se montaron ortogonalmente con un sensor orientado a lo largo del eje de giro de la nave espacial. Un motor intercambiaba un sensor en el plano de giro con el sensor a lo largo del eje de giro cada 24 horas, lo que permitía la determinación del nivel cero en vuelo. El paquete de instrumentos incluía un circuito para demodular por giro las salidas de los sensores en el plano de giro. El umbral de ruido era de aproximadamente 0,2 nT. El instrumento tenía tres rangos que cubrían ± 20, 60 y 200 nT de escala completa para cada componente vectorial. La precisión de digitalización para cada rango era del 1% del rango completo cubierto. El vector de campo magnético se midió instantáneamente y el rango del instrumento se cambió después de cada medición. Transcurrió un período de 2,05 segundos entre mediciones adyacentes y 6,14 segundos entre mediciones que utilizaban el mismo rango. ^[4]

Tres tubos Geiger-Müller tipo EON 6213 (GM1, GM2 y GM3) y un detector de estado sólido de silicio (SSD) proporcionaron mediciones de rayos X solares (sólo tubos Geiger-Müller (GM), entre 2 y 12 A) y de partículas cargadas solares, galácticas y magnetosféricas. Los tubos Geiger-Müller midieron electrones de energías superiores a 45 a 50 keV y protones de energías superiores a 730 a 830 keV. La salida del SSD se discriminó en cuatro umbrales: (1) PN1, que detectó protones entre 0,31 y 10 MeV y alfas entre 0,59 y 225 MeV, (2) PN2, que detectó protones entre 0,50 y 4 MeV y alfas entre 0,78 y 98 MeV, (3) PN3, que detectó protones entre 0,82 y 1,9 MeV y alfas entre 1,13 y 46 MeV, y (4) PN4, que detectó alfas entre 2,1 y 17 MeV. GM1 y el SSD estaban orientados paralelos al eje de espín, y GM3 estaba orientado antiparalelo al eje de espín. Los datos de GM1 y PN1 se dividieron en datos de cuadrantes orientados con respecto al Sol (los sectores I, II, III y IV estaban centrados a 180°, 270°, 0° y 90° del Sol, respectivamente). Los datos se leyeron en intervalos de 82 o 164 segundos. Las altas temperaturas afectaron negativamente a los datos de partículas SSD durante los períodos del 16 de septiembre al 14 de enero y del 16 de marzo al 14 de julio de cada año posterior al 16 de septiembre de 1966. Sin embargo, se cree que los datos de partículas alfa no se vieron afectados. En raras ocasiones (menos de 10), un tubo GM producía una tasa de conteo alta y espuria durante un período de varias horas. Este efecto aparentemente se producía solo durante períodos de flujos de partículas y rayos X extremadamente altos. Se produjeron fallas del acumulador el 21 de julio de 1967 y el 24 de septiembre de 1967. ^[5]

La instrumentación para este experimento consistió en un magnetómetro de compuerta de flujo triaxial montado en un brazo. Cada uno de los tres sensores tenía un alcance de ± 64 nT y una resolución de digitalización de ± 0,25 nT. La deriva de nivel cero se comprobó mediante la reorientación periódica de los sensores. Los campos de la nave espacial en los sensores no fueron mayores que la incertidumbre de digitalización. Se obtuvo una medición vectorial cada 5,12 segundos. El paso de banda del magnetómetro fue de 0 a 5 Hz, con una disminución de 20 dB por década para frecuencias más altas. El detector funcionó bien entre el lanzamiento y el 10 de octubre de 1968, cuando falló el convertidor de corriente continua . No se obtuvieron datos útiles después de esa fecha. ^[6]

Este experimento consistió en una cámara de ionización de tipo Neher de 10,2 cm (4,0 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 perpendiculares 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 61° y un eje de simetría que era perpendicular al 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 45° con eje de simetría perpendicular al eje de giro de la nave espacial. Ambos tubos GM respondieron omnidireccionalmente a electrones y protones de energías por encima de 2,5 y 35 MeV, respectivamente. Los pulsos de la cámara de iones y los recuentos de cada tubo GM se acumularon durante 39,72 segundos y se leyeron cada 40,96 segundos. También se registró por telemetría el tiempo transcurrido entre los dos primeros pulsos de la cámara de iones en un período de acumulación. La cámara de iones funcionó con normalidad desde el lanzamiento hasta el 2 de septiembre de 1966. A partir de esa fecha, la cámara de iones funcionó con un voltaje de umbral inferior. ^[7]

Se utilizó un analizador de potencial de gran apertura y de múltiples rejillas para observar la intensidad de los componentes de electrones e iones del plasma de baja energía en el espacio interplanetario y cerca de la Tierra . Se obtuvieron espectros integrales tanto para iones como para electrones en los rangos de energía de 0 a 45 eV (15 pasos) y de 0 a 15 eV (15 pasos). Se obtuvieron espectros completos para protones y electrones cada 80 segundos. El experimento funcionó hasta el 29 de junio de 1967. ^[8]

Se utilizó una copa Faraday de colector dividido montada en el ecuador de la nave espacial para estudiar la intensidad direccional de los iones y electrones del viento solar. La siguiente secuencia de 25 segundos se ejecutó tres veces para los iones y una vez para los electrones cada 328 segundos. Se tomaron veintisiete muestras de corriente direccional de los dos colectores en la ventana de energía por carga (E/Q) de 80 a 2850 eV. Las corrientes en los dos colectores se muestrearon luego en ocho ventanas E/Q entre 50 y 5400 eV en el acimut en el que apareció la corriente pico en las 27 mediciones anteriores. Debido a las limitaciones de la telemetría, solo se enviaron a la Tierra los siguientes datos cada 328 segundos: para los iones, las sumas de las corrientes medidas en las dos placas colectoras dos veces y la diferencia una vez, y para los electrones, las sumas una vez. El experimento funcionó bien desde el lanzamiento hasta la transmisión final de datos de la nave espacial (21 de septiembre de 1971). ^[9]

El Explorer 33 fue lanzado el 1 de julio de 1966 desde Cabo Kennedy , Florida . La segunda y tercera etapas del Thor-Delta E1 entregaron demasiado empuje, lo que resultó en un exceso de velocidad de aproximadamente 21,3 m/s (70 pies/s) hacia la Luna . Esto fue demasiado para que el retrocohete lo superara para poner la nave espacial en la órbita lunar prevista (1.300 × 6.440 km (810 × 4.000 mi) con una inclinación de 175° ). En cambio, el retrocohete se utilizó para poner al Explorer 33 en una órbita terrestre inicial altamente elíptica de 449.174 × 30.550 km (279.104 × 18.983 mi) con una inclinación de 28,9° y un apogeo más allá de la órbita lunar. En su primera órbita se acercó a 35.000 km (22.000 mi) de la Luna, y en aproximaciones posteriores en septiembre, noviembre y diciembre de 1966 se acercó a 40.000 × 60.000 km (25.000 × 37.000 mi). Todos los experimentos funcionaron con éxito hasta septiembre de 1971. ^[3]

Cuando se lanzó, AIMP-1 alcanzó la órbita más alta de cualquier satélite hasta ese momento, con un apogeo de 480.763 km (298.732 mi) y un perigeo de 265.680 km (165.090 mi). ^[10]

Originalmente pensada para una órbita lunar, los controladores de la misión temían que la velocidad de la nave espacial fuera demasiado rápida para garantizar la captura lunar. ^[11] En consecuencia, los administradores de la misión optaron por un plan de respaldo de colocar la nave en una órbita terrestre excéntrica con un perigeo de 265.680 km (165.090 mi) y un apogeo de 480.763 km (298.732 mi), aún llegando más allá de la órbita de la Luna. ^[12]

A pesar de no alcanzar la órbita lunar prevista, la misión cumplió muchos de sus objetivos originales al explorar el viento solar , el plasma interplanetario y los rayos X solares. ^[13] El investigador principal James Van Allen utilizó detectores de electrones y protones a bordo de la nave espacial para investigar la actividad de partículas cargadas y rayos X. ^[14] Los astrofísicos NU Crooker, Joan Feynman y JT Gosling utilizaron datos del Explorer 33 para establecer relaciones entre el campo magnético de la Tierra y la velocidad del viento solar cerca de la Tierra. ^[15]

El primero de los predecesores del Explorer 33 en la serie de Plataformas de Monitoreo Interplanetario, el Explorer 18 (IMP-A), había sido la primera nave espacial en volar con circuitos integrados a bordo. ^[16] El AIMP-1 avanzó nuevamente en el estado de la técnica cuando fue la primera nave espacial en utilizar el MOSFET (transistor de efecto de campo de metal-óxido-semiconductor, o transistor MOS), que fue adoptado por la NASA para el programa IMP en 1964. ^[17] El uso de MOSFET fue un gran paso adelante en el diseño electrónico de naves espaciales . Los bloques MOSFET fueron fabricados por General Microelectronics , que tuvo a la NASA como su primer contrato MOS poco después de haber comercializado la tecnología MOS en 1964. ^[16]

Los MOSFET se habían demostrado por primera vez en 1960 y se revelaron públicamente en 1963. La tecnología de semiconductores de óxido de metal simplificó la fabricación y manufactura de dispositivos semiconductores, lo que permitió un mayor número de transistores en chips de circuitos integrados . ^[10] Esto resolvió un problema creciente al que se enfrentaban los diseñadores de naves espaciales en ese momento, la necesidad de una mayor capacidad electrónica a bordo para telecomunicaciones y otras funciones. El Centro de Vuelos Espaciales Goddard utilizó MOSFET en circuitos de bloques de construcción, y los bloques MOSFET y las resistencias representaban el 93% de la electrónica del AIMP-D. La tecnología MOS permitió un aumento sustancial en el número total de transistores y canales de comunicación , de 1200 transistores y 175 canales en las primeras tres naves espaciales IMP hasta 2000 transistores y 256 canales en el AIMP-D. La tecnología MOS también redujo en gran medida el número de piezas eléctricas necesarias en una nave espacial, de 3.000 piezas sin resistencias en el IMP-A a 1.000 piezas sin resistencias en el AIMP-1, a pesar de que el satélite tenía el doble de complejidad eléctrica que el IMP-A. ^{[16] [18]} Si bien desde el IMP-A hasta el IMP-C se habían utilizado algunos circuitos integrados, los codificadores todavía utilizaban principalmente transistores discretos (uno por paquete). El diseño del AIMP-1 colocó 4.200 semiconductores en 700 paquetes, lo que redujo el número de componentes individuales utilizados y la cantidad de espacio que ocupaban. Los componentes se combinaron en módulos de madera de cordón . ^[10]

El AIMP-1 (IMP-D) mejoró los procesadores de datos digitales (DDP) de sus predecesores y tenía una computadora de aspecto óptico capaz de operar en diferentes modos de ahorro de energía para reducir la carga en las baterías y los paneles solares del satélite. ^[19] Al igual que en las naves espaciales IMP anteriores, los experimentos almacenaron datos en acumuladores que luego se leyeron en un ciclo repetitivo y se codificaron en señales de modulación de frecuencia de pulso (PFM) para ser enviadas a las estaciones terrestres. Este ciclo también se intercaló con transmisiones analógicas para ciertos experimentos. ^[20]

• Explorador 35 (AIMP-2)
• 1966 en vuelo espacial
• Explorador 18
• Explorador 21
• Explorador 28
• Programa explorador

• Descripción resumida técnica de AIMP-D
• Segundo informe provisional de vuelo - AIMP-1 - Explorer XXXIII
• Observaciones de la cola magnética y la capa neutra de la Tierra a 510.000 km por el Explorer 33 - 1966
• Mapeo del arco de choque y la cola magnética de la Tierra por Explorer 33
• Partículas energéticas en la magnetosfera exterior - Explorer 33