Explorador 34

Este experimento se diseñó para estudiar la anisotropía de las partículas solares y su variación en el tiempo. Se utilizó un telescopio, compuesto por tres detectores alineados —(A) de estado sólido, (B) de centelleo plástico y (C) de centelleo de yoduro de cesio (CsI)— y un escudo de anticoincidencia de centelleo 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 en (C), midiendo la energía total, pero no en (D)—. El análisis de la amplitud del pulso produjo espectros de seis puntos dentro de cada uno de estos dos intervalos de energía. También se registraron protones de 7 a 55 MeV —recuentos en (A) y (B)— 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. Se obtuvieron recuentos en cada modo de conteo de partículas en cada uno de los ocho octantes del plano de la eclíptica . Los recuentos de rayos X se obtuvieron en el octante solar. Se obtuvo un conjunto completo de tasas de conteo y datos espectrales cada 81,9 segundos. ^{[ 8 ]}

Este experimento utilizó un telescopio dE/dx vs E con centelleadores de yoduro de cesio (CsI) delgados y gruesos (uno de cada uno) y un contador de centelleo plástico de anticoincidencia. El eje del telescopio era paralelo al eje de rotación de la nave espacial. Los recuentos de partículas que penetraban el centelleador de CsI delgado y se detenían 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 recuento 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 correctamente desde el lanzamiento hasta el 3 de mayo de 1969 (fecha de reentrada de la nave espacial). ^{[ 9 ]}

El experimento se diseñó 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 en función del alcance o de la energía total. Los intervalos de energía de partícula por nucleón eran aproximadamente proporcionales a Z al cuadrado/A. Por ejemplo, los protones tenían intervalos de 0,8 a 9,6 MeV, de 9,6 a 18,8 MeV, de 29,5 a 94,2 MeV y de 94,2 a 170 MeV y superiores. El ángulo de visión del detector era perpendicular al eje de rotación del satélite. Se utilizó un segundo telescopio de estado sólido, más pequeño, montado en paralelo al eje de rotación 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 se diseñó para proporcionar información sobre la forma y la intensidad de los espectros de electrones magnetosféricos. Los acumuladores del detector para cada intervalo de energía se telemetrizaron cuatro veces cada 20,48 segundos. Cada acumulación duró 4,8 segundos (el período de giro inicial de la nave espacial fue de aproximadamente 2,6 segundos). La salida de tres analizadores de altura de pulso del telescopio de partículas nucleares de 256 canales se obtuvo cada 5,12 segundos y se telemetrizó junto con los acumuladores del detector. El elemento D3 del primer telescopio comenzó a presentar ruido intermitente 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 de electrones proporcionó datos útiles solo durante los primeros seis días después del lanzamiento. ^{[ 10 ]}

Se utilizó 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 equidistantes logarítmicamente 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 telemetrizaron 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 cuando el apogeo de la nave espacial se había movido hacia la magnetocola . Posteriormente, los intentos de reactivar el sensor fracasaron. ^{[ 11 ]}

La instrumentación para este experimento consistió en una cámara de ionización tipo Neher de 10 cm (3,9 pulgadas) y dos tubos Geiger-Müller (GM) Lionel tipo 205 HT. La cámara de ionización respondía omnidireccionalmente a electrones con energías superiores a 0,7 MeV y protones con energías superiores a 12 MeV. Ambos tubos GM estaban montados en paralelo al eje de giro de la nave espacial. El tubo GM A detectaba electrones con energías superiores a 45 keV que se dispersaban desde una lámina de oro . El cono de aceptación para estos electrones tenía un ángulo completo de 70° y un eje de simetría que se encontraba a 20° del eje de giro de la nave espacial. El tubo GM B respondía a electrones y protones con energías superiores a 22 y 300 keV, respectivamente, en un cono de aceptación de 70° de ángulo completo centrado en la dirección de giro. Ambos tubos GM respondían omnidireccionalmente a electrones y protones con energías superiores a 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. El tiempo entre los dos primeros pulsos de la cámara de ionización en un período de acumulación también se telemedicó. Este experimento se desarrolló con normalidad desde su 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 se dio por terminado el experimento. ^{[ 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 como un solo detector. El eje del telescopio era perpendicular al eje de rotación de la nave espacial. Los recuentos de partículas que penetraban el detector delgado y se detenían 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 detenían en el detector delgado (y las partículas que lo penetraban) 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 iban desde 1,1 hasta 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 provocó tasas de conteo de fondo algo más elevadas, lo que dificultó la separación isotópica (pero no la de carga). Salvo lo ya mencionado, el experimento funcionó correctamente desde su lanzamiento hasta el 3 de mayo de 1969 (fecha de reentrada de la nave espacial). ^{[ 13 ]}

Este experimento se diseñó 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 diferencial de energía de protones y electrones de baja energía) y una matriz de multiplicadores de canal continuo Bendix (channeltron), además de un tubo Geiger-Müller Anton 213 (GM) diseñado para medir las intensidades de electrones con energías >40 keV en la magnetosfera externa . El analizador electrostático fue capaz de medir las distribuciones angulares y los espectros de energía diferencial de las intensidades de protones (de 25 eV a 47 keV) y electrones (de 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 duraba aproximadamente 480 ms (el período de rotación de la nave espacial era inicialmente de 2,6 segundos). Un escaneo completo del espectro en cuatro direcciones en un plano perpendicular al eje de rotación 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 estaban sincronizadas con el sistema de telemetría de la nave espacial. La dirección de observación de los segmentos se calculaba a partir de la información del aspecto óptico de la nave espacial. Los instrumentos funcionaron con normalidad 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 semiángulo de aceptación de 20° perpendicular 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 incluían 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, de 5 a 20, de 5,5 a 25 y de 11 a 72 MeV, respectivamente. Se realizaron comprobaciones 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 monitorización de protones solares empleó cuatro detectores independientes, cada uno con uno o más sensores de estado sólido. Tres detectores midieron los flujos omnidireccionales de protones y partículas alfa con energías por nucleón superiores a 10, 30 y 60 MeV. La contribución de las partículas alfa a la tasa de conteo total fue generalmente inferior al 10 %. Estos detectores también fueron sensibles a electrones con energías superiores a 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 en Solar-Geophysical Data ( NOAA , Boulder, Colorado ) de forma rápida. El cuarto detector tenía un ángulo de visión completo de 60° perpendicular al eje de rotación 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. Se obtuvieron datos 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 ]}

Este experimento empleó 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 protones, electrones y partículas alfa en el rango de energía inferior a 10 keV. Al inicio, se dudaba de si el experimento se había llevado a cabo correctamente. En una semana, el experimento fracasó. No se obtuvieron datos útiles. ^{[ 17 ]}

Este experimento utilizó un magnetómetro de puerta de flujo triaxial. Cada sensor tenía rangos duales de -32 nT a +128 nT y errores de digitalización de -0,16 nT a +0,64 nT, respectivamente. El rango de operación podía cambiarse mediante comandos desde tierra. El sensor paralelo al eje de giro estaba en un brazo de 1,8 m y se volteaba cada 3,9 días para comprobar el nivel cero. Los otros dos sensores estaban en un brazo separado. Las mediciones vectoriales se recibían cada 2,56 s. Se incluyó una computadora de autocorrelación a bordo. Los datos de autocorrelación, basados ​​en 240 muestreos, se recibían en componentes alternos cada 20,45 s. El experimento funcionó correctamente durante toda la vida útil de la nave espacial. Sin embargo, la falla del sistema de orientación óptica de la nave espacial el 4 de marzo de 1969 imposibilitó la determinación de la dirección del campo magnético durante los últimos 2 meses de adquisición de datos. ^{[ 18 ]}