Explorador 43

Se montaron dos antenas dipolo ortogonalmente en el plano de giro de la nave espacial, mientras que una tercera antena dipolo se montó a lo largo del eje de giro de la nave. Las longitudes de los elementos de la antena fueron: -X, 27,6 m (91 pies) ; +X, 24,4 m (80 pies) ; -Y y +Y, 45,5 m (149 pies) ; -Z y +Z (eje de giro), 2,9 m (9 pies 6 pulgadas) . Los electrómetros midieron la diferencia de potencial analógica entre los elementos de cada par de antenas simultáneamente cada 5,12 s. Las diferencias de potencial se muestrearon digitalmente a través de un convertidor analógico/digital de 14 bits cada 0,64 segundos. La sensibilidad de CC fue de 100 microvoltios por metro. ^{[ 5 ]}         

Este experimento, tal como lo definió originalmente la sede de la NASA , se ha dividido en el NSSDC en sus componentes de Iowa (71-019A-03), Minnesota (71-019A-12) y GSFC (71-019A-16). El rendimiento inicial del experimento fue normal. ^{[ 6 ]}

Se midió la intensidad del campo eléctrico de CA en 12 canales estrechos desde 0,1 hasta 100 Hz . El experimento tuvo un umbral de ruido óptimo de 10 microvoltios por metro. Cada canal se muestreó una vez cada 5,12 segundos a una alta velocidad de bits. Las antenas utilizadas en el experimento de campo de CC (71-019A-02) también se utilizaron en este experimento. ^{[ 7 ]}

Tres antenas de bucle ortogonales y tres dipolos ortogonales (casi equilibrados) obtuvieron datos simultáneos de los campos E y B en 16 canales estrechos espaciados logarítmicamente de 20 Hz a 200 kHz. Estos detectores también se utilizaron en el experimento de campo eléctrico de CC (71-019A-02). La resolución de frecuencia espectral fue de aproximadamente el 30 %. Cada canal EB se muestreó cada 5,12 segundos. También se utilizó una antena dipolo de respaldo corta (de aproximadamente 1 m (3 pies 3 pulgadas) de extremo a extremo) para detectar fenómenos de plasma de longitud de onda muy corta. Los datos analógicos de B o E de 0 a 30 kHz en tres segmentos también se telemetrizaron en el canal analógico especial de 4 vatios . Este experimento se diseñó para usarse junto con el analizador de energía diferencial de protones y electrones de baja energía (LEPEDEA). ^{[ 8 ]}   

Este experimento se diseñó para determinar la polarización, la dirección de propagación, el flujo y la dirección de la superficie normal de la onda para ondas de plasma. La correlación promediada en el tiempo a una frecuencia de canal a partir de cualquier combinación de los seis elementos de la antena podía calcularse simultáneamente mediante seis computadoras analógicas a bordo. Había 64 canales de frecuencia equidistantes logarítmicamente centrados entre 23 Hz y 200 kHz con un ancho de banda del 15 % a 3 dB. El tiempo de promediado era de 2,5 segundos a la alta tasa de bits. Las combinaciones de elementos y la secuencia de frecuencias a medir se controlaban mediante una computadora a bordo o desde tierra. ^{[ 9 ]}

Este experimento se diseñó para estudiar los espectros de radio de la galaxia, el Sol y Júpiter con una resolución temporal relativamente alta. Dos radiómetros de frecuencia escalonada, conectados a una única antena dipolo de 91 m (299 pies) (también utilizada en los experimentos de campo eléctrico), recorrieron el rango de frecuencia de 30 kHz a 2 MHz en 32 pasos. ^{[ 10 ]}  

El objetivo de este experimento fue estudiar los espectros de la galaxia, el Sol y Júpiter con alta resolución de flujo (aproximadamente 1%). Se conectó un radiómetro, que operaba en modo escalonado (ocho frecuencias) o en una sola frecuencia, a una antena dipolo de 91 m (299 pies) , la cual también se utilizó en los experimentos de campo eléctrico. El rango de frecuencia cubierto fue de 0,05 a 3,5 MHz. ^{[ 11 ]}  

Este experimento se diseñó para realizar observaciones exhaustivas de los espectros de energía diferencial, las distribuciones angulares, las distribuciones espaciales y las variaciones temporales de electrones y protones en el rango de distancia radial geocéntrica de 1,03 a 30 radios terrestres. Para ello, se utilizaron dos conjuntos de analizadores electrostáticos cilíndricos de placa curva y multiplicadores de canal continuo. Un analizador, el LEPEDEA (analizador de energía diferencial de protones y electrones de baja energía), se utilizó para medir los espectros de energía y la distribución angular de protones y electrones por separado en el rango de energía de 24 eV a 50 keV (16 intervalos de energía para protones y electrones por separado). El otro analizador, el LEPEDEA (analizador de energía diferencial de protones de baja energía), midió los espectros de energía y la distribución angular de protones en el rango de energía de 1,7 a 550 eV (ocho intervalos de energía). Los analizadores se montaron perpendicularmente al eje de rotación de la nave espacial. Se utilizó un contador Geiger-Müller EON tipo 213, cuyo campo de visión colimado de 15° de semiángulo estaba orientado aproximadamente en paralelo al del LEPDEA, para medir la intensidad de electrones con energías superiores a 45 keV y protones con energías superiores a 500 keV, y para proporcionar mediciones de fondo para el LEPDEA. Un multiplicador de electrones de canal continuo falló el 10 de agosto de 1974, por lo que no se recopilaron datos útiles de electrones durante las últimas 7 semanas de vida de la nave espacial. Por lo demás, el experimento funcionó con normalidad durante toda la vida útil de la nave espacial. ^{[ 12 ]}

Este experimento se diseñó para medir con precisión el campo magnético vectorial en el medio interplanetario y en la magnetosfera , la magnetocola y la magnetofunda terrestres . El detector era un magnetómetro de puerta de flujo triaxial montado en un brazo con cuatro rangos: ± 16, 48, 144 y 432 nT , respectivamente. Las sensibilidades correspondientes eran ± 0,06, 0,19, 0,56 y 1,69 nT, respectivamente. Se incluyó la capacidad de selección automática de rango. Un mecanismo de inversión permitió la calibración en vuelo de los tres niveles cero del sensor. La frecuencia de muestreo vectorial fue de 12,5 muestras por segundo. El experimento funcionó normalmente durante la vida útil de la nave espacial. ^{[ 13 ]}

Se utilizó un analizador electrostático hemisférico para ampliar las descripciones de las poblaciones de partículas (electrones e iones positivos) en el viento solar , la magnetofunda y la magnetocola. El análisis del espectro de energía se realizó cargando las placas a niveles de voltaje conocidos y permitiendo su descarga con constantes de tiempo RC conocidas. El analizador tenía cuatro modos de operación. El primer modo se diseñó para la medición de protones y partículas alfa del viento solar. Durante ocho revoluciones de la nave espacial, se obtuvieron espectros de energía de 32 niveles en ocho rangos angulares centrados en el sol. Los niveles de energía se extendieron desde 100 eV hasta 8 keV. El segundo modo se diseñó para la medición de iones pesados ​​del viento solar. Este ciclo fue el mismo que el primero, excepto que los niveles de energía por carga se limitaron a 900 eV a 8 keV, y la eficiencia del conteo de iones pesados ​​se incrementó en relación con los protones y las partículas alfa. El tercer modo se diseñó para la medición de electrones e iones positivos del viento solar y la magnetofunda. Este fue un ciclo combinado en el que se alternaron barridos espectrales de electrones e iones positivos. Durante un ciclo de nueve revoluciones de la nave espacial, se obtuvieron ocho espectros de electrones y ocho espectros de iones positivos. Los datos combinados para electrones en este modo consistieron en espectros de energía de 16 niveles tomados en 32 rangos angulares igualmente espaciados. Los espectros se extendieron de 4 a 1000 eV. Los datos para iones positivos consistieron en espectros de 32 niveles tomados en los mismos 32 rangos angulares. Los espectros de energía por carga se extendieron de 100 eV a 8 keV. El cuarto modo fue diseñado para electrones e iones positivos de la magnetocola. Los electrones e iones positivos se estudiaron con espectros de 16 niveles en 32 rangos angulares igualmente espaciados para ambos. Los rangos de energía por carga fueron de 6 eV a 24 keV para electrones y de 45 eV a 34 keV para iones positivos. ^{[ 14 ]}

Este experimento consistió en dos detectores de plasma orientados en direcciones opuestas, ambos perpendiculares al eje de rotación de la nave espacial. Un analizador electrostático midió protones y partículas alfa con voltajes de deflexión entre 170 y 6400 voltios. Un analizador electrostático y selector de velocidad midió únicamente partículas alfa con voltajes de deflexión entre 640 y 7200 voltios. Durante las sucesivas revoluciones de la nave espacial, cada uno de los dos voltajes de deflexión del analizador electrostático se ajustó en uno de 20 pasos logarítmicamente equidistantes en los intervalos mencionados. De esta forma, se obtuvieron espectros completos en 240 segundos. El funcionamiento del experimento fue normal durante el primer mes. Un cortocircuito en la sección de alto voltaje provocó su fallo. ^{[ 15 ]}

Este experimento, que se utilizó para estudiar la aceleración de electrones en el Sol y su eyección al espacio interplanetario, constaba de cuatro detectores. Dos de ellos eran tubos Geiger-Müller (GM) con una dirección de visión de 170° con respecto al eje de rotación de la nave espacial. Un tubo respondía a electrones con energías superiores a 20 keV que se retrodispersaban en una lámina de oro . Los datos de los electrones de 20 keV se acumulaban y leían cada 10,24 segundos. El otro tubo GM observaba directamente electrones y protones con energías superiores a 18 y 250 keV, respectivamente. Este tipo de datos se acumulaba y leía cada 5,12 segundos. El tercer detector, un telescopio compuesto por tres semiconductores, tenía una dirección de visión de 170° con respecto al eje de rotación de la nave espacial. Este detector respondía a electrones y protones en los intervalos de energía de 18 a 450 keV y de 0,04 a 2 MeV, respectivamente. Los datos de electrones de este detector se acumularon en cuatro canales de energía contiguos espaciados logarítmicamente durante 5,12 segundos y se leyeron al final de cada intervalo de tiempo. Además, se realizó un análisis de amplitud de pulso de 64 canales sobre los recuentos del detector, y esta información se telemedió cada 163,84 segundos. Los datos de protones de este detector se acumularon y leyeron cada 20,48 segundos. El cuarto detector consistía en dos semiconductores con una dirección de visión perpendicular al eje de giro de la nave espacial. Este detector respondía a electrones con energías entre 47 y 350 keV que eran retrodispersados ​​por una lámina de oro. Los recuentos de electrones de 47 a 350 keV y de electrones de 80 a 350 keV se acumularon en cada uno de los 16 y 4 sectores equiangulares, respectivamente, durante intervalos sucesivos de 20,48 segundos, y se leyeron al final de cada intervalo. El experimento funcionó normalmente. ^{[ 16 ]}

Este experimento se diseñó para medir los espectros y la composición de los rayos cósmicos solares y galácticos, así como de las partículas de la magnetocola, para servir como prototipo de los instrumentos que se transportarían en las sondas espaciales Pioneer 10 y 11 , y para proporcionar datos de referencia de 1 UA para su comparación con los datos de Pioneer en estudios de gradiente. El experimento consistió en un telescopio de composición (que falló aproximadamente 10 días después del lanzamiento), un segundo telescopio (del cual se obtuvieron prácticamente todos los datos útiles de este experimento), un detector de corriente de electrones (electrones superiores a 1,8 MeV más protones superiores a 21 MeV) y una celda de fisión (protones superiores a 120 MeV). Estos dos últimos instrumentos se incluyeron específicamente como prototipos de los instrumentos de Pioneer diseñados para medir flujos muy altos de partículas atrapadas jovianas. Por lo tanto, no se optimizaron para medir los flujos relativamente bajos del cinturón de radiación terrestre. El telescopio, que funcionó correctamente, constaba de seis sensores colineales (cinco sensores de silicio con deriva de litio y un centelleador de CsI (Tl)) y un centelleador de anticoincidencia. Este telescopio tenía una dirección de observación perpendicular al eje de rotación de la nave espacial y una apertura angular de entre 48° y 64° (según el modo de coincidencia considerado). Las tasas del modo de coincidencia (acumulaciones de 5,12 segundos, correspondientes a protones en los rangos de 0,5 a 10,6, de 10,6 a 19,6, de 29,3 a 66,7 y superiores a 66,7 MeV) se obtuvieron cada 10,24 segundos. El análisis de amplitud de pulso (un evento cada 20,48 segundos) se utilizó con estas tasas para estudiar la composición de carga (hasta Z de 8), la composición isotópica (para Z de 1 y 2) y los flujos de electrones. El ordenador de a bordo de la nave espacial se utilizó para permitir que algunos de los objetivos asignados al telescopio de composición se lograran mediante el telescopio más pequeño que sí funcionó correctamente. Excepto por el fallo del telescopio de composición, el experimento funcionó según lo previsto durante toda la vida útil de la nave espacial. ^{[ 17 ]}

Este experimento, tal como lo definió originalmente la sede de la NASA, se ha separado en el NSSDC en sus componentes de Michigan (71-019A-13) y GSFC (71-019A-15). El rendimiento inicial del experimento fue normal. ^{[ 18 ]}

El experimento de rayos cósmicos del GSFC fue diseñado para medir los espectros de energía, la composición y las distribuciones angulares de electrones, protones y núcleos más pesados ​​solares y galácticos hasta Z=26. Se utilizaron tres sistemas de detectores distintos. El primer sistema consistía en cuatro telescopios de estado sólido esencialmente idénticos. Dos eran perpendiculares y dos paralelos al eje de giro de la nave espacial. Debido a que los telescopios diferían en sus espesores de absorción, era posible cierta discriminación entre electrones y protones. Cada detector respondía a partículas entre aproximadamente 50 keV y 2 MeV. Se incluyó un analizador integral de siete niveles para obtener información espectral. El segundo sistema de detectores era un telescopio dE/dx vs E de estado sólido que observaba perpendicularmente al eje de giro. Este telescopio midió núcleos de Z=1 a 16 con energías entre 4 y 20 MeV/ nucleón . Se obtuvieron recuentos de partículas en el rango de 0,5 a 4 MeV/nucleón, sin resolución de carga, como recuentos en el sensor dE/dx, pero no en el sensor E. El tercer sistema detector era un telescopio de tres elementos cuyo eje formaba un ángulo de 39 grados con respecto al eje de espín. El instrumento respondía a electrones entre 2 y 12 MeV y núcleos Z=1 a 30 en el rango de energía de 20 a 500 MeV/nucleón. Para partículas por debajo de 80 MeV, este instrumento actuaba como un detector dE/dx vs E. Por encima de 80 MeV, actuaba como un detector triple bidireccional dE/dx vs E. Mediante una combinación de análisis de amplitud de pulso y conmutación de ganancia, la salida de cada sensor del segundo y tercer sistema detector se clasificó en uno de 1000 y 1200 canales de energía, respectivamente. La información sobre la direccionalidad del flujo se obtuvo dividiendo ciertas porciones de los datos de cada detector en ocho sectores angulares. El segundo sistema de detectores funcionó con normalidad desde el lanzamiento hasta el 14 de octubre de 1971 (sombra del apogeo), después de lo cual se presentaron problemas. Prácticamente no se obtuvieron datos de este telescopio después de noviembre de 1971. Por lo demás, el experimento funcionó con normalidad durante toda la vida útil de la nave espacial. ^{[ 19 ]}

El experimento de monitorización de protones solares constaba de cinco detectores independientes, cada uno con uno o más elementos detectores de estado sólido. Tres detectores, cada uno con un campo de visión de 2π sr y un tiempo de acumulación de 5,12 segundos, medían protones con energías superiores a 10, 30 y 60 MeV. Los flujos resultantes, promediados por hora, se publicaban rápidamente en "Solar-Geophysical Data". El cuarto detector, un telescopio de dos elementos, medía los flujos direccionales de protones en los intervalos de energía de 0,2 a 0,5, de 0,5 a 2,0 y de 2,0 a 7,5 MeV, y los flujos direccionales de partículas alfa en el intervalo de energía de 8 a 20 MeV. El quinto detector medía los flujos direccionales de electrones superiores a 10 keV. Para los dos últimos detectores, se obtenían recuentos en sectores de 45° mientras la nave espacial giraba. Se incluía capacidad de calibración a bordo para los cuatro primeros detectores. ^{[ 20 ]}

Este experimento se diseñó para estudiar electrones y positrones galácticos y solares en el rango de energía cinética de 100 keV a 1,5 MeV. También se obtuvo información sobre protones entre 0,5 y 4,0 MeV. Un centelleador de cristal de estilbeno colimado, orientado perpendicularmente al eje de giro de la nave espacial, fue el detector principal. Un cristal similar, completamente blindado, sirvió para determinar la contribución a la tasa de conteo del detector principal de electrones y protones generados dentro del detector principal por rayos gamma y neutrones , respectivamente. Un cristal de CsI completamente blindado sirvió como espectrómetro de rayos gamma y se utilizó en coincidencia con el detector principal para distinguir electrones de positrones. Las tasas de conteo de cada detector, obtenidas en ocho sectores angulares por revolución, se telemetrizaron. Además, se estudiaron la amplitud y la forma del pulso generado en el detector principal por la primera partícula detenida en cada trama de telemetría apropiada. La amplitud y la forma del pulso proporcionaron información sobre la energía (resolución del 10 %) y el tipo de partícula. El rendimiento inicial del experimento fue normal. Un fallo experimental impidió la obtención de datos útiles entre la séptima y la duodécima semana posteriores al lanzamiento. El funcionamiento deficiente de parte del aparato dificultó la determinación de las proporciones de positrones a electrones. Por lo demás, el rendimiento del instrumento fue normal hasta el 26 de septiembre de 1972, cuando el experimento no pudo encenderse tras un apagado de la nave espacial de cuatro horas. ^{[ 21 ]}