Explorador 50

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 valores Z 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 alfas integrales con energías mayores de 50 MeV/ nucleón , todos con rangos dinámicos de 1 a 1E+6 partículas por (cm ² -segundo-sr). Cinco tubos Geiger-Müller de ventana delgada observaron electrones con energía mayor de 15 keV, protones con energía mayor de 250 keV y rayos X con longitudes de onda entre 2 y 10 Å, todos con un rango dinámico de 10 a 1E+8 por (cm ² -segundo-sr). Se estudiaron partículas y rayos X, principalmente de origen solar, pero el rango dinámico y la resolución del instrumento también permitieron la observación de rayos cósmicos y partículas de la magnetocola . ^{[ 7 ]}

Este experimento utilizó dos telescopios para medir la composición y los espectros de energía de partículas solares (y galácticas) con energías superiores a 0,5 MeV/nucleón. El telescopio principal constaba de cinco elementos colineales (tres de estado sólido, uno de yoduro de cesio (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 rotación de la nave espacial, lo que permitía obtener información en ocho sectores sobre la dirección de llegada de las partículas. Cuatro elementos del telescopio principal se analizaron mediante la altura de pulso, y se podían seleccionar modos de baja y alta ganancia mediante comandos para permitir la resolución de los elementos hidrógeno (H) a níquel (Ni), o de electrones y los isótopos de hidrógeno (H) y helio (He), así como de 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 se analizaba en amplitud de pulso y los datos se registraban por sectores. ^{[ 8 ]}

Este experimento se diseñó para medir los espectros de energía diferencial de los isótopos de hidrógeno a oxígeno de 2 a 40 MeV/nucleón, y de electrones de 0,2 a 5 MeV. El instrumento consistía en una pila de 11 detectores de estado sólido de silicio totalmente agotados rodeados por una copa de anticoincidencia de centelleador plástico . Los dos detectores de estado sólido exteriores eran anulares, lo que permitía realizar mediciones tanto en modo de coincidencia de geometría estrecha (factor geométrico típico de 0,2  cm² ^· sr) como de geometría ancha (factor geométrico típico de 1,5  cm² ^·sr ). Se obtuvieron datos de anisotropía (resolución angular de 45° y resolución temporal de 20 segundos). ^{[ 9 ]}

El instrumento fue diseñado para medir campos eléctricos ambientales en el viento solar y la magnetofunda terrestre hasta una  frecuencia de 1 kHz. El sensor consistía en un par de antenas de hilo de 70 m (230 pies) ( 140 m (460 pies) de extremo a extremo), que se mantenían rígidas por la fuerza centrífuga debida a la rotación del satélite (aproximadamente 24 rpm ). Los hilos estaban aislados del plasma , excepto sus secciones exteriores cortas, para eliminar el área activa de la sonda de la vaina de la nave espacial. La antena funcionaba como una sonda flotante doble, y las mediciones se obtenían cada 1/4 de revolución de la nave espacial (aproximadamente 0,75 segundos). Las mediciones de frecuencia ultrabaja (ULF) y frecuencia muy baja (VLF) se obtuvieron utilizando siete filtros de ancho de banda del 60% con frecuencias centrales espaciadas logarítmicamente de 1 Hz a 1000 Hz. Estos canales de frecuencia tenían una sensibilidad intrínseca de 1,0E-5 V/m y un rango de pico de 1,0E-2 V/m. Sin embargo, el umbral efectivo del filtro de baja frecuencia se determinó por la interferencia debida a los armónicos de la nave espacial girando dentro de una vaina asimétrica. La otra limitación importante también se debió al efecto de la vaina. Siempre que la densidad del plasma electrónico era inferior a unas 10 partículas/cm³, la vaina se superponía a las partes activas de la antena e impedía realizar mediciones significativas de las condiciones ambientales. ^{[ 10 ]}    

Se utilizó un receptor de banda ancha para observar espectros de frecuencia-tiempo de alta resolución, y un receptor de banda estrecha de seis canales con frecuencia central variable para observar las características de las ondas. Los receptores operaban desde tres sistemas de antenas. El primer sistema contenía un par de antenas dipolo largas (una, extensible hasta aproximadamente 124 m (407 pies) , perpendicular al eje de giro de la nave espacial, y la otra antena, extensible hasta aproximadamente 6,1 m (20 pies) , paralela al eje de giro). El segundo sistema contenía una tríada de antenas de bucle ortogonales montadas en un brazo. El tercer sistema consistía en un dipolo de 0,51 m (1 pie 8 pulgadas) paralelo al eje de giro, también montado en un brazo. Se observaron las intensidades del campo magnético y eléctrico, los espectros de frecuencia, la polarización y la dirección de llegada del ruido de radio natural en la magnetosfera. Los fenómenos estudiados fueron la distribución espacio-temporal, el origen, la propagación, la dispersión y otras características del ruido de radio que se produce a través y a ambos lados de la región del límite magnetosférico. El rango de frecuencia para los campos eléctricos fue de 0,3 Hz a 200 kHz, y para los campos magnéticos fue de 20 Hz a 200 kHz. ^{[ 11 ]}           

Los objetivos 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 que se indican 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 los 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 los electrones. Se utilizaron dos detectores montados lateralmente para medir los electrones desviados. Se utilizaron dos detectores adicionales en soportes separados para medir partículas cargadas por encima de 15 keV (F), Z mayor o igual a 2 por encima de 0,6 MeV (G1) y por encima de 1,0 MeV (G2), y Z mayor o igual a 3 por encima de 2,0 MeV (G3). El telescopio midió protones en tres rangos entre 2,1 y 25 MeV (canales 14, 15 y 16); Z mayor o igual a 1 en tres rangos entre 0,05 y 2,1 MeV (canales 11, 12 y 13); partículas alfa entre 8,4 y 35,0 MeV en dos rangos (canales 111 y 112); Z mayor o igual a 2 entre 2,2 y 8,4 MeV (canal 110); y un canal de fondo (canal 19). Los electrones desviados se midieron en dos rangos entre 30 y 200 keV (canales 17 y 18). ^{[ 12 ]}

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 de ± 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. El experimento funcionó normalmente desde su lanzamiento hasta mediados de 1975. El 11 de julio de 1975, debido a un problema con el indicador de rango, el funcionamiento del experimento se congeló en el rango de 36 nT. La precisión de digitalización en este rango es de aproximadamente ± 0,3 nT. El 23 de marzo de 1978, falló el conmutador del sensor. Después de eso, se requirieron métodos alternativos para la determinación del nivel cero del sensor del eje Z. El magnetómetro falló el 10 de junio de 2000. ^{[ 13 ]}

Este experimento se diseñó para medir los espectros de energía de electrones y protones de baja energía en el rango geocéntrico de 30 a 40 radios terrestres, con el fin de obtener más datos sobre tormentas geomagnéticas , auroras , colas y láminas neutras, 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°. El detector podía operar 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) el otro que proporcionaba una buena resolución temporal en el que se medía todo el rango de energía en cuatro direcciones cada 68 segundos. ^{[ 14 ]}

El experimento de rayos cósmicos del Centro de Vuelo Espacial Goddard fue diseñado para medir los espectros de energía, la composición y las distribuciones angulares 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 integrales de electrones por encima de 150, 350 y 700 keV y de protones por encima de 0,05, 0,15, 0,50, 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 estado sólido dE/dx versus E que observó 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, 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° con respecto al eje de espín. El elemento central era un centelleador de CsI, mientras que los otros dos elementos eran sensores de estado sólido. El instrumento respondía a electrones entre 2 y 12 MeV y a núcleos con 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 versus E. Por encima de 80 MeV, actuaba como un detector triple bidireccional dE/dx versus E. La información de direccionalidad del flujo se obtenía dividiendo ciertas porciones de los datos de cada detector en ocho sectores angulares. ^{[ 15 ]}

Un analizador electrostático hemisférico midió 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 20 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 (espaciado del 30 %, resolución del 15 %) y electrones de 5 eV a 1 keV (espaciado del 30 %, resolución del 15 %) y de 100 eV a 20 keV (resolución del 15 %). No se obtuvieron datos de este experimento después de octubre de 2001. ^{[ 16 ]}

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 estudiaron en ocho canales de energía espaciados logarítmicamente entre 17 eV y 7 keV. Los iones positivos se estudiaron 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. ^{[ 17 ]}

Este experimento se diseñó para determinar la composición y los espectros de energía de partículas de baja energía observadas durante erupciones solares y eventos recurrentes de 27 días. Los detectores utilizados incluyeron: (1) un analizador electrostático (para seleccionar partículas de la energía deseada por carga) combinado con una matriz de detectores de estado sólido sin ventana (para medir la pérdida de energía) y rodeado por un escudo de anticoincidencia y (2) un telescopio de partículas de estado sólido con contador proporcional de ventana delgada. El experimento midió energías de partículas de 0,1 a 10 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 (sin resolución de carga para Z mayor que 8). Se incluyeron dos analizadores de altura de pulso de 1000 canales, uno para cada detector, en la carga útil del experimento. ^{[ 18 ]}