Explorador 47

Tres detectores de estado sólido en un centelleador plástico de anticoincidencia observaron electrones entre 0,2 y 2,5 MeV , protones entre 0,3 y 500 MeV, partículas alfa entre 2,0 y 200 MeV, partículas pesadas con números atómicos que van de 2 a 5 con energías mayores de 8 MeV, partículas pesadas con valores Z que van de 6 a 8 con energías mayores de 32 MeV, y protones y alfa integrales de energías mayores de 50 MeV/ nucleón , todos con rangos dinámicos de 1 a 1E+6 partículas por (cm ² s sr). Cinco tubos Geiger-Müller de ventana delgada observaron electrones con energía superior a 15 keV, protones con energía superior a 250 keV y rayos X con longitudes de onda entre 2 y 10 Å, todos con un rango dinámico de 10 a 1E+8 partículas por (cm² ^s sr). Se estudiaron partículas y rayos X (principalmente de origen solar), pero el rango dinámico y la resolución del instrumento permitieron observar rayos cósmicos y partículas de la magnetocola . ^{[ 5 ]}

Este experimento fue diseñado para medir electrones, positrones y núcleos solares y galácticos, y para separar isótopos desde el hidrógeno hasta el oxígeno . Los rangos de energía cubiertos fueron de 0,16 a 5 MeV (electrones), de 0,16 a 2 MeV ( positrones ) y de aproximadamente 1 a 40 MeV/ nucleón para núcleos. El instrumento era un telescopio compuesto por 11 detectores de barrera superficial de silicio colineales y completamente agotados dentro de un escudo de anticoincidencia de centelleador plástico . Cuatro de los cinco sensores superiores eran anulares, mientras que el resto eran discos sólidos. Esta disposición proporcionó modos de geometría estrecha (anticoincidencia en sensores anulares) y geometría amplia con conos de aceptación de semiángulo de aproximadamente 24° y 36°. El eje del telescopio era perpendicular al eje de giro de la nave espacial. Los datos obtenidos consistieron en tasas de conteo integradas por espín y segmentadas en 8 sectores para 8 modos de coincidencia/anticoincidencia diferentes y análisis de amplitud de pulso de 2 parámetros para 32 partículas cada 20,48 segundos. El modo de coincidencia seleccionado para el análisis de amplitud de pulso en cualquier intervalo de 0,64 segundos se determinó mediante un sistema de prioridad de cinco niveles. Los principales contribuyentes a cada tasa de modo de coincidencia fueron: (1) electrones de 0,16 a 5 MeV y núcleos de 1 a 43 MeV/nucleón, (2) electrones de 1 a 5 MeV y núcleos de 13 a 43 MeV/nucleón, (3) neutros y rayos gamma, (4) electrones de 0,2 a 1 MeV, (5) electrones de 1 a 3 MeV, (6) núcleos de 1,2 a 2,4 MeV/nucleón, (7) núcleos de 4 a 13 MeV/nucleón y (8) electrones por encima de 3 MeV y núcleos por encima de 30 MeV/nucleón. ^{[ 6 ]}

Los propósitos de esta investigación fueron: (1) estudiar las características de propagación de los rayos cósmicos solares a través del medio interplanetario en los rangos de energía indicados a continuación, (2) estudiar los flujos de electrones y protones a lo largo de la cola geomagnética y cerca de los flancos de la magnetosfera, y (3) estudiar la entrada de rayos cósmicos solares en la magnetosfera. La instrumentación consistió en un telescopio de tres elementos que empleaba detectores de estado sólido de barrera superficial totalmente agotados y un imán para desviar electrones. Se utilizaron dos detectores montados lateralmente para medir los electrones desviados. El experimento fue diseñado para medir: (1) flujos de protones de 30 keV a >8,6 MeV en seis rangos; (2) flujos de electrones de 30 keV a >450 keV en tres rangos; (3) partículas cargadas con E>15 keV; (4) partículas alfa >0,5 MeV, >1,6 MeV, de 2,2 a 8,8 MeV y de 8,8 a 35 MeV; y (5) partículas cargadas de Z>2 y E>5 MeV. ^{[ 7 ]}

Este experimento se diseñó para determinar la composición y los espectros de energía de partículas de baja energía asociadas con la actividad solar y los procesos interplanetarios. Los detectores utilizados fueron: (1) un analizador electrostático (para seleccionar partículas de la energía por carga designada) combinado con una matriz de detectores de estado sólido sin ventana (para medir la pérdida de energía) y rodeado por un blindaje de anticoincidencia, y (2) un telescopio de partículas que consta de un detector de barrera de superficie de silicio y un contador proporcional plano de dos cámaras encerrado en una copa centelleadora de anticoincidencia. El experimento midió energías de partículas de 0,1 a 2 MeV por carga en 12 bandas e identificó de forma unívoca positrones y electrones, así como núcleos con cargas de Z de 1 a 8 (y resolución de grupo de carga para Z entre 9 y 28). Se incluyeron dos analizadores de altura de pulso de 1000 canales, uno para cada elemento del telescopio, en la carga útil del experimento. El telescopio falló el 25 de noviembre de 1972, cuando la ventana del contador proporcional se debilitó y estalló debido a la exposición a la radiación UV . ^{[ 8 ]}

Este experimento consistió en un magnetómetro de puerta de flujo triaxial montado en un brazo, diseñado para estudiar los campos magnéticos de la cola interplanetaria y geomagnética. Cada sensor tenía tres rangos dinámicos: ± 12, ± 36 y ± 108 nT . Con la ayuda de un esquema de compactación de bits (modulación delta), se realizaron y telemetrizaron 25 mediciones vectoriales por segundo. Los vectores de palabra completa se telemetrizaron con una resolución de 320 ms. El instrumento funcionó normalmente desde su puesta en marcha (del 23 de septiembre de 1972 al 28 de diciembre de 1972), cuando falló el mecanismo de inversión. Esto dificultó un poco la determinación de la deriva del nivel cero en el sensor del eje de giro. El instrumento continuó en este estado hasta el 4 de abril de 1973, cuando un mal funcionamiento del instrumento provocó una serie de apagados por subtensión de la nave espacial. No se obtuvieron datos después de esta fecha. ^{[ 9 ]}

Este experimento midió los espectros de energía de electrones y protones de baja energía en el rango geocéntrico de 30 a 40 radios terrestres para comprender mejor las tormentas geomagnéticas, las auroras, la cola y la capa neutra, y otros fenómenos magnetosféricos. El detector era un analizador electrostático de placa curva de doble canal (LEPEDEA - analizador diferencial de energía de protones y electrones de baja energía) con 16 intervalos de energía entre 5 eV y 50 keV. Tenía un campo de visión angular de 9° por 25° en cuatro direcciones perpendiculares al eje de giro de la nave espacial. El detector se operó en uno de dos modos: (1) uno que proporcionaba una buena resolución angular (16 direcciones para cada banda de energía de partícula) una vez cada 272 segundos, y (2) uno que proporcionaba una buena resolución temporal en el que se medía todo el rango de energía en cuatro direcciones cada 68 segundos. ^{[ 10 ]}

Las componentes del campo eléctrico perpendiculares al eje de giro de la nave espacial y la componente del campo magnético paralela a dicho eje se midieron mediante una antena dipolo eléctrica y un magnetómetro de bobina de búsqueda. Ambos sensores estaban montados en un brazo de 305 cm (120 pulgadas) . Los datos se obtuvieron en ocho canales de frecuencia, desde 10 Hz hasta 100 kHz, tanto en modo normal como en modo de instantánea. Dos canales, centrados en 67 y 600 Hz, tenían puntos de atenuación de 10 dB de 17 y 150 Hz, y de 270 y 810 Hz, respectivamente. Los seis canales restantes eran de banda estrecha y estaban centrados en 1,3, 2,3, 5,4, 10,5, 30 y 70 kHz. En el modo normal, la antena se muestreó primero en un canal de frecuencia determinado varias veces durante un período de medición (comparable al período de giro de la nave espacial). Durante el siguiente período, la bobina de búsqueda se muestreó varias veces en el mismo canal de frecuencia. A continuación, se muestreó la antena en el siguiente canal de frecuencia, seguida de la bobina de búsqueda en ese mismo canal. Los canales de frecuencia se incrementaron y los sensores muestreados se alternaron hasta obtener un conjunto completo de datos en 16 periodos de medición (aproximadamente 20 segundos). En el modo de instantánea, solo se transmitieron datos del campo eléctrico, como sigue: primero, se muestreó la antena en un canal de frecuencia determinado varias veces durante un periodo de medición dado. En el siguiente periodo, se muestreó la antena en dos secuencias de ocho canales de frecuencia. Esta medición de dos periodos se ejecutó ocho veces, incrementando cada vez en uno el canal de frecuencia estudiado en cada periodo alterno. Por lo tanto, un conjunto completo de datos requirió nuevamente 16 periodos de medición. Además, se utilizó un modo analógico, muestreando la antena y la bobina de búsqueda de 10 a 100 Hz, junto con la prueba de telemetría analógica de propósito especial que se iba a realizar. Desafortunadamente, este sistema de telemetría no funcionó correctamente y no se obtuvieron datos utilizables en este modo de operación. En los modos digitales, se experimentó cierta interferencia debido a la capa de plasma asimétrica asociada con los conjuntos de células solares. Esta interferencia limitó la sensibilidad de las mediciones del campo magnético e introdujo complejidad en el análisis de las mediciones del campo eléctrico. ^{[ 11 ]}        

El experimento de rayos cósmicos del Centro de Vuelo Espacial Goddard midió los espectros de energía, la composición y la distribución angular de electrones solares y galácticos, protones y núcleos más pesados ​​hasta Z=30. Se utilizaron tres sistemas de detección distintos. El primer sistema consistió en un par de telescopios de estado sólido que midieron flujos de partículas integrales por encima de 150, 350 y 700 keV y de protones por encima de 0,05, 0,15, 0,70, 1,0, 1,2, 2,0, 2,5, 5,0, 15 y 25 MeV. Excepto para el modo de protón de 0,05 MeV, todos los modos de conteo tenían una identificación de especie única. El segundo sistema de detección fue un telescopio dE/dx versus E de estado sólido que miraba perpendicularmente al eje de giro. Este telescopio midió núcleos de 1 a 16 u con energías entre 4 y 20 MeV/nucleón. Los recuentos de partículas en el rango de 0,5 a 4 MeV/nucleón, sin resolución de carga, se obtuvieron como recuentos en el dE/dx, pero no en el sensor E. El tercer sistema detector era un telescopio centelleador de CsI de tres elementos cuyo eje formaba un ángulo de 39° con respecto al eje de espín. El instrumento respondía a electrones entre 2 y 12 MeV y núcleos de 1 a 30 u 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. Por encima de 80 MeV, actuaba como un detector dE/dx triple bidireccional. La información de direccionalidad del flujo se obtuvo dividiendo ciertas porciones de los datos de cada sistema detector en ocho sectores angulares. ^{[ 12 ]}

Este experimento utilizó dos telescopios para medir la composición y los espectros de energía de partículas solares (y galácticas) con energías superiores a aproximadamente 0,5 MeV/nucleón. El telescopio principal constaba de cinco elementos colineales (tres de estado sólido, uno de CsI y uno de zafiro Cherenkov ) rodeados por un escudo de anticoincidencia de plástico. El telescopio tenía un cono de aceptación de ángulo completo de 60° con su eje aproximadamente perpendicular al eje de giro de la nave espacial, lo que permitía obtener información de 8 sectores sobre la dirección de llegada de las partículas. Cuatro elementos del telescopio principal se analizaron mediante análisis de amplitud de pulso, y se podían seleccionar modos de baja y alta ganancia mediante comandos para permitir la resolución de los elementos hidrógeno a níquel o de los electrones y los isótopos de hidrógeno y helio y núcleos ligeros. Se incluyó un esquema de prioridad de selección para permitir el muestreo de especies de partículas menos abundantes en condiciones normales y de erupción solar. El telescopio de baja energía era esencialmente un detector de estado sólido blindado de dos elementos con un cono de aceptación de ángulo completo de 70°. El primer elemento fue analizado por amplitud de pulso y los datos se registraron por sectores. ^{[ 13 ]}

Se utilizó un analizador electrostático hemisférico para estudiar la intensidad direccional de iones positivos y electrones en el viento solar, la magnetofunda y la magnetocola. Se resolvieron iones tan pesados ​​como el oxígeno cuando la temperatura del viento solar era baja. El análisis de energía se realizó cargando las placas a niveles de voltaje conocidos y permitiendo que se descargaran con constantes de tiempo RC conocidas. En el viento solar, se estudiaron iones positivos de 200 eV a 5 keV (15 % de espaciado, 3 % de resolución) y electrones de 5 eV a 1 keV (30 % de espaciado, 15 % de resolución). En la magnetofunda, se estudiaron iones positivos de 200 eV a 5 keV (15 % de espaciado, 3 % de resolución) y de 200 eV a 2 keV (30 % de espaciado, 15 % de resolución) y electrones de 5 eV a 1 keV (30 % de espaciado, 15 % de resolución). En la magnetocola, se estudiaron iones positivos de 200 eV a 20 keV (30% de espaciado, 15% de resolución) y electrones de 5 eV a 1 keV (30% de espaciado, 15% de resolución) y de 100 eV a 20 keV (15% de resolución). ^{[ 14 ]}

Se utilizó una copa de Faraday de colector dividido modulado , perpendicular al eje de giro de la nave espacial, para estudiar la intensidad direccional de iones positivos y electrones en el viento solar, la región de transición y la magnetocola. Los electrones se midieron en ocho canales espaciados logarítmicamente entre 17 eV y 7 keV. Los iones positivos se midieron en ocho canales entre 50 eV y 7 keV. Se obtuvo un espectro cada ocho revoluciones de la nave espacial. La información angular se obtuvo en 15 intervalos igualmente espaciados durante una revolución de 360° del satélite o en 15 segmentos angulares centrados más cerca de la línea que une la nave espacial con el Sol. ^{[ 15 ]}

Se utilizó un analizador electrostático y un selector de velocidad tipo Wien para obtener datos exploratorios sobre la composición de iones pesados ​​en el viento solar. Se estudiaron por separado las velocidades de los iones ⁴He++, ⁴He+, ³He++ y O (isótopos indistinguibles) en todos los estados de ionización. Durante 30 períodos de rotación sucesivos de la nave espacial, se estudiaron iones de una especie determinada en 30 canales de velocidad logarítmica equidistantes de 200 a 600 km/s (120 a 370 mi/s) . Un conjunto completo de mediciones requirió aproximadamente 10 minutos y consistió en 30 secuencias de un paso para los iones ⁴He++ y cinco secuencias de 30 pasos para cada una de las otras tres especies. Este era un detector experimental y los datos se consideraron no útiles. ^{[ 16 ]}  

Este experimento estudió electrones y positrones galácticos y solares en el rango de energía cinética de 50 keV a 2 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, sirvió como detector principal. Un cristal similar, completamente blindado, se utilizó para determinar la contribución a la tasa de conteo del detector principal de los 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 estudió la amplitud y la forma del pulso generado en el detector principal por la primera partícula detenida en cada fotograma de telemetría apropiado. La amplitud y la forma del pulso proporcionaron información sobre la energía (resolución del 10 %) y el tipo de partícula. ^{[ 17 ]}