Explorador de dinámica 1

El Dynamics Explorer 1 ( DE-1 o Explorer 62 ) fue una misión de gran altitud de la NASA , lanzada el 3 de agosto de 1981 y finalizada el 28 de febrero de 1991. Constaba de dos satélites, DE-1 y DE-2, cuyo propósito era investigar las interacciones entre los plasmas de la magnetosfera y los de la ionosfera . Los dos satélites fueron lanzados juntos a órbitas coplanares polares , lo que les permitió observar simultáneamente las partes superior e inferior de la atmósfera. ^[2]

El objetivo general de la misión Dynamics Explorer es investigar los fuertes procesos interactivos que acoplan los plasmas calientes, tenues y convectivos de la magnetosfera y los plasmas y gases más fríos y densos que corrotan en la ionosfera, la atmósfera superior y la plasmasfera de la Tierra. Se lanzaron dos satélites, DE-1 y DE-2, juntos y se colocaron en órbitas coplanares polares, lo que permitió realizar mediciones simultáneas a altitudes altas y bajas en la misma región de línea de campo. La nave espacial DE-1 (misión de gran altitud) utiliza una órbita elíptica seleccionada para permitir: (1) mediciones que se extienden desde el plasma magnetosférico caliente a través de la plasmasfera hasta la ionosfera fría; (2) imágenes aurorales globales, mediciones de ondas en el corazón de la magnetosfera y cruce de líneas de campo auroral en varios radios terrestres; y (3) mediciones durante períodos significativos a lo largo de un tubo de flujo de campo magnético. ^[2]

La nave espacial se aproximaba a un polígono corto de 137 cm (54 pulgadas) de diámetro y 115 cm (45 pulgadas) de alto. Las antenas en el plano XY miden 200 m (660 pies) de punta a punta, y en el eje Z miden 9 m (30 pies) de punta a punta. Se proporcionan dos brazos de 6 m (20 pies) para mediciones remotas. La energía es suministrada por un conjunto de células solares, montado en los paneles laterales y de los extremos. La nave espacial está estabilizada por giro , con el eje de giro normal al plano orbital y la velocidad de giro a 10 ± 0,1 rpm . Se utiliza un sistema de datos de telemetría de modulación de código de pulso (PCM) que opera en tiempo real o en un modo de grabadora de cinta . Los datos se han adquirido sobre una base orientada a problemas científicos, con operaciones estrechamente coordinadas de los diversos instrumentos, tanto satélites como experimentos de apoyo. Los datos adquiridos de los instrumentos se almacenan temporalmente en grabadoras de cinta antes de su transmisión con una relación de reproducción-grabación de 8:1. La flexibilidad operativa adicional permite una relación de reproducción-grabación de 4:1. La velocidad de datos primaria es de 16.384 bits por segundo . Dado que los comandos se almacenan en una unidad de memoria de comandos, las operaciones de la nave espacial no son en tiempo real, excepto la transmisión de los datos analógicos de banda ancha del instrumento Plasma Wave (1981-070A-02). El 22 de octubre de 1990, se dieron por terminadas las operaciones científicas. El 28 de febrero de 1991, las operaciones del Dynamics Explorer 1 dieron por terminadas oficialmente. ^[2]

El objetivo principal de esta investigación fue utilizar los resultados de otros experimentos, en particular el 1981-070A-03, para probar modelos teóricos y desarrollar otros nuevos, con énfasis en áreas de investigación relacionadas con arcos aurorales, corrientes alineadas con el campo, turbulencia de ondas de plasma asociadas con resistencia anómala, generación de haces de electrones aurorales, producción de radiación silbante kilométrica y de muy baja frecuencia. Además, se organizaron estudios de correlación seleccionando eventos que resultaron interesantes para los diversos investigadores, y se sugirieron procedimientos de reducción de datos para facilitar la comparación e interpretación de los datos. ^[3]

En esta investigación se utilizó un transmisor terrestre de muy baja frecuencia/baja frecuencia (VLF/LF) (0,5–200 kHz) ubicado en la estación Siple , en la Antártida , con un valor L de aproximadamente 4, y el detector de campo magnético de banda ancha del experimento 1981-070A-02. El objetivo principal de la investigación fue determinar la relación entre las ondas VLF/LF y los electrones energéticos en la magnetosfera, con énfasis en el crecimiento de las ondas, las emisiones estimuladas y las perturbaciones inducidas por las ondas de los electrones energéticos. Otros objetivos fueron: (1) determinar cómo la propagación de las ondas desde fuentes terrestres y magnetosféricas se vio afectada por las estructuras de plasma alineadas con el campo, como la plasmapausa y los conductos de ionización mejorada, (2) utilizar los datos de las ondas para describir la estructura de la plasmapausa y la distribución de la ionización a lo largo de los conductos alineados con el campo, y (3) estudiar los efectos de la radiación de las líneas eléctricas de la Tierra y otra actividad de ondas VLF. La instrumentación de la nave espacial para este experimento consistió en el receptor de ondas lineales (LWR) proporcionado por el instrumento Plasma Wave Instrument (1981-070A-02). El LWR proporcionó una salida de forma de onda con una respuesta de amplitud lineal de 30 dB para bandas de 1,5-3,0, 3,11 ± 7,5%, 3-6 o 10-16 kHz para un sensor magnético o eléctrico seleccionado. Este receptor se utilizó para medir las tasas de crecimiento de las ondas estimuladas por el transmisor VLF de la estación Siple o por fenómenos de ondas naturales. ^[4]

El Espectrómetro de Composición de Iones Energéticos (EICS) tenía una alta sensibilidad y alta resolución y cubría el rango de energía de 0 a 17 keV por unidad de carga y el rango de masa de menos de 1 a más de 150 u/Q. Esta investigación proporcionó datos utilizados en la investigación del fuerte mecanismo de acoplamiento entre la magnetosfera y la ionosfera que da como resultado grandes flujos de iones O+ energéticos que se aceleran desde la ionosfera y se inyectan en la magnetosfera durante las tormentas magnéticas . También se estudiaron las propiedades de las especies iónicas menores, como He+ y He++, en relación con los principales constituyentes del plasma energético de la magnetosfera para evaluar la importancia relativa de las diferentes fuentes del plasma y de varios procesos de energización, transporte y pérdida que pueden depender de la masa o la carga. Uno de los objetivos principales fue medir las distribuciones de energía y ángulo de inclinación de los principales constituyentes de masa (O+ y H+) de los iones que fluyen hacia arriba desde la región de aceleración auroral. Un área importante para el estudio fue la región de la cúspide. El instrumento era similar a uno que voló en el satélite ISEE-1 y consistía en un analizador de energía electrostática de placa curva , seguido de un analizador de masas electrostático-magnético cilíndrico combinado. Se utilizaron multiplicadores de electrones abiertos con discriminación de amplitud de pulso como detectores del analizador de masas para mejorar las características de separación de masas del espectrómetro. La resolución de energía, (delta E)/E (interna), fue del 5%. La resolución de masa M/(delta M) fue menor o igual a 10 en la línea de enfoque. La resolución temporal fue de 32 muestras por segundo. ^[5]

El instrumento de plasma de gran altitud (HAPI) consistió en un conjunto de cinco analizadores electrostáticos capaces de realizar mediciones de las distribuciones de fase-espacio de electrones e iones positivos en el rango de energía/carga de 5 eV a 32 keV en función del ángulo de inclinación. Esta investigación proporcionó datos que contribuyeron a los estudios de (1) la composición y energía de los portadores de carga de corriente de Birkeland, (2) la configuración dinámica de los tubos de flujo magnético de alta latitud, (3) las regiones de origen de partículas aurorales y los mecanismos de aceleración, (4) el papel de E paralela a B y E perpendicular a B en el sistema magnetosfera-ionosfera, (5) las fuentes y los efectos de los flujos de partículas del casquete polar, (6) el transporte de plasma dentro y a través de las hendiduras magnetosféricas, (7) interacciones onda-partícula y (8) interacciones plasma caliente-frío. Este instrumento consistió en cinco cabezales detectores idénticos, cada uno con un analizador electrostático (del tipo ISIS-2) y dos sensores (un canal de electrones y un canal de iones). Los cabezales del detector se montaron en el cuerpo principal. Uno de los cabezales del detector se montó en el plano de giro, dos estaban desplazados ± 12° y dos estaban desplazados ± 45°. Un detector barría dentro de unos pocos grados de la línea de campo durante cada rotación de la nave espacial, excepto cuando el campo magnético estaba muy deformado con respecto a su plano meridiano. El modo básico de operación proporcionaba un espectro de energía de 32 puntos de cada sensor, pero los voltajes en los analizadores electrostáticos eran programables para permitir el funcionamiento en porciones limitadas del espectro de energía, o en una resolución temporal más alta con una resolución de energía reducida. La resolución de energía era del 32%. La resolución angular era de 2,5° de ancho completo a la mitad del máximo (FWHM) (en el plano de detección) por 10° (ángulo polar). La velocidad de muestreo era de 64 por segundo y el ángulo de aceptación total era de 5° por 20°. Debido a un fallo en la fuente de alimentación de alto voltaje para los detectores, el instrumento dejó de funcionar el 1 de diciembre de 1981. ^[6]

En esta investigación se utilizó un magnetómetro de compuerta de flujo triaxial (MAG-A), similar al que se encuentra a bordo del DE-2, para obtener datos vectoriales del campo magnético necesarios para estudiar el acoplamiento magnetosfera-ionosfera-atmósfera. El objetivo principal de esta investigación fue obtener mediciones de corrientes alineadas con el campo en el óvalo auroral y sobre el casquete polar a dos altitudes diferentes. Esto se logró utilizando las dos naves espaciales y correlacionando estas mediciones con observaciones de campos eléctricos, ondas de plasma, partículas supratérmicas, partículas térmicas e imágenes aurorales obtenidas de la investigación 81-070A-03. También se estudiaron ondas de frecuencia ultrabaja (ULF). El magnetómetro incorporó su propio convertidor analógico a digital de 12 bits, un registro de compensación digital de 4 bits para cada eje y un control del sistema para generar una palabra de datos de 48 bits que consiste en una representación de 16 bits del campo medido a lo largo de cada uno de los tres ejes del magnetómetro. Se utilizaron módulos de seguimiento y retención para obtener muestras simultáneas en los tres ejes. El ancho de banda del instrumento fue de 25 Hz. El rango dinámico del instrumento fue de ± 6,2E4 nT y la resolución fue de ± 1,5 nT en la región de 6,2E4 nT, ± 0,25 nT en la región de 1,E3 nT y ± 0,02 nT en la región de 80 nT. La compensación digital del campo ambiental del magnetómetro fue nominalmente en incrementos de 8,E3 nT. ^[7]

El instrumento Plasma Wave Instrument (PWI) midió los campos eléctricos de CA en el rango de frecuencia de 1 Hz a 2 MHz y en un rango de amplitud de 0,03 microvoltios por metro a 100 mV por metro. Los campos magnéticos se midieron de 1 Hz a 400 kHz en un rango de aproximadamente 100 dB. Los objetivos de esta investigación fueron medir las características espaciales, temporales, espectrales y de onda (en particular el componente del vector de Poynting a lo largo de la línea del campo magnético) y la polarización de la onda para fenómenos de ruido de frecuencia extremadamente baja (ELF), frecuencia muy baja (VLF) y alta frecuencia (HF). De especial interés fueron la radiación kilométrica auroral y el silbido VLF, y una variedad de ondas electrostáticas que pueden causar aceleración de partículas alineada con el campo. La investigación hizo uso de las antenas dipolo largas en el plano de giro y a lo largo del eje Z, y una antena de bucle magnético. Se incluyeron un magnetómetro de bobina de búsqueda de un solo eje y una antena eléctrica corta para mediciones de baja frecuencia y mediciones de ruido electrostático en longitudes de onda cortas. La electrónica constaba de: (1) un receptor de banda ancha/línea de base larga con un ancho de banda de 10 o 40 kHz en el rango de 0-2 MHz; (2) un correlador de frecuencia de barrido, que contenía dos receptores de frecuencia de barrido y detectores de fase, que barría de 100 Hz a 400 kHz en 32 segundos y proporcionaba la fase entre los componentes magnéticos y eléctricos del campo; (3) un correlador de baja frecuencia que contenía dos receptores de filtro y detectores de fase (se barrían ocho filtros en el rango de 1,78 a 100 Hz en 8 segundos); (4) monitores de CC que medían la diferencia de voltaje entre los dos conjuntos de antenas dipolo largas; y (5) un receptor de banda ancha lineal, seleccionable de bandas de 1,5 a 3,0, 3 a 6 o 10 a 16 kHz. El receptor de banda ancha se volaba para transmitir señales de forma de onda de banda ancha al suelo a través de un transmisor analógico para que se pudiera realizar un análisis detallado de frecuencia-tiempo de alta resolución. Desde el 23 de junio de 1984, un mal funcionamiento del sistema de tratamiento de datos de la nave espacial ha impedido el acceso a algunos datos de PWI. Las mediciones digitales del sistema receptor de frecuencia de barrido ya no eran accesibles. ^[8]

El espectrómetro de masas de iones retardantes (RIMS) constaba de un analizador de potencial retardante para el análisis de energía en serie con un espectrómetro de masas de iones magnéticos para el análisis de masas. Múltiples cabezales de sensores permitieron la determinación de las características del flujo de plasma térmico. Este instrumento fue diseñado para funcionar en dos modos básicos comandables: un modo de gran altitud en el que se midieron la densidad, la temperatura y las características de flujo en masa de iones principalmente H+, He+ y O+; y un modo de baja altitud que se concentró en la composición en el rango de 1 a 32 unidades. Esta investigación proporcionó información sobre: ​​(1) las densidades de iones H+, He+ y O+ en la ionosfera, plasmasfera, canal de plasma y capa polar (incluida la distribución de densidad a lo largo del vector magnético en la proximidad del apogeo del satélite ); (2) la temperatura de iones H+, He+ y O+ en la ionosfera, plasmasfera, canal de plasma y capa polar (rango de energía 0-45 eV); (3) las velocidades de flujo a granel de H+, He+ y O+ en la plasmapausa, el valle de plasma y el casquete polar; (4) el carácter cambiante de la densidad, temperatura y flujo a granel del plasma frío en regiones de interacción con plasma caliente, como en el límite entre la plasmasfera y la corriente de anillo; y (5) la composición detallada del plasma ionosférico en el rango de 1 a 32 unidades. También se midieron He++ y O++. El instrumento constaba de tres cabezales detectores. Uno miraba en dirección radial y los otros dos a lo largo de las direcciones de los ejes de espín positivo y negativo. Cada detector tenía un ángulo de aceptación de medio cono de 55°. Los cabezales detectores tenían una abertura enrejada, débilmente colimadora donde se realizaba el análisis de retardo, seguido de un analizador de masas magnético de cerámica de placas paralelas con dos ranuras de salida separadas correspondientes a masas de iones en la relación 1:4. Los iones que salían de estas ranuras se detectaban con multiplicadores de electrones. En el modo de apogeo, se midieron los flujos de partículas térmicas mientras el potencial en un conjunto de rejillas retardadoras se escalonaba a través de una secuencia de ajustes. En el modo de perigeo , las rejillas retardadoras se conectaron a tierra y el detector utilizó un barrido de potencial de aceleración continua que se centró en los rangos de masa de 1 a 8 y de 4 a 32 unidades. La resolución temporal fue de 16 ms. ^[9]

El Spin-Scan Auroral Imager (SAI) proporcionó imágenes globales de auroras en longitudes de onda visibles y ultravioleta (UV). Adquirió: (1) imágenes en varias longitudes de onda visibles; (2) imágenes dentro de una "ventana" ultravioleta de vacío, que permitió obtener imágenes utilizables de la aurora en la ionosfera iluminada por el sol; y (3) mediciones fotométricas de la corona de hidrógeno . Esta investigación proporcionó datos que avanzaron en el conocimiento de: (1) el carácter espacial y temporal de todo el óvalo auroral en longitudes de onda visibles y ultravioleta de vacío (con buena resolución temporal); (2) la asociación de plasmas aurorales y magnetosféricos con las diversas características de emisión auroral; (3) la relación de las emisiones aurorales con corrientes alineadas con el campo; (4) la energía depositada en la ionosfera auroral por partículas cargadas; (5) el mecanismo de aceleración responsable de los eventos de precipitación en "V invertida"; (6) el papel del casquete polar y la cola magnética en la dinámica auroral y magnetosférica; y (7) la distribución dependiente del tiempo del hidrógeno neutro en la corriente de anillo y las regiones polares. De los tres fotómetros, dos midieron la radiación en el rango de longitud de onda visible y uno la midió en el UV. Una imagen completa fue de 36° por 120°. Algunas de las longitudes de onda fueron 3914, 5577, 6300, 3175, 1304, 1216, 1400-1600 y 1400-1700 Angstrom (A). La resolución espacial de un píxel (elemento de imagen) en altitudes aurorales en la dirección del nadir fue de 28 km (17 mi) a una altitud de la nave espacial de 1 radio de la Tierra (R _E ). A 3,9 (R _E ) de altitud, esta resolución fue de 109 km (68 mi). Para cada fotómetro, la resolución temporal fue de 3 a 12 minutos por imagen. Para las longitudes de onda visibles, los fotómetros tenían un colimador de gran angular; un espejo de escaneo superreflectante; un motor de accionamiento del espejo; una lente de campo de cuarzo; un conjunto de visualización de imágenes de tope de campo, agujero estenopeico y lente colimadora; una rueda de filtros con filtros de interferencia de banda estrecha; y un pequeño tubo fotomultiplicador con un fotocátodo rojo extendido. El fotómetro de imágenes ultravioleta de vacío era un telescopio newtoniano de barrido giratorio. El primer elemento óptico era un espejo de barrido de aluminio con una capa de fluoruro de magnesio (MgF ₂ ). La colimación y el accionamiento del espejo eran similares a los utilizados para el fotómetro de imágenes visibles. Una rueda de filtros con filtros de MgF ₂ , fluoruro de calcio (CaF ₂ ) y fluoruro de bario (BaF ₂ ) permitían obtener imágenes globales de 1370 a 1700, y a 1304, 1356 y 1216 A. El detector era un tubo fotomultiplicador con un fotocátodo de yoduro de cesio (CsI) y un MgF ₂ventana. ^[10]

El Explorer 62 fue lanzado el 3 de agosto de 1981, a las 09:56 UTC desde la Base Aérea Vandeberg . ^[1]

Como resultado de un mal funcionamiento en el vehículo de lanzamiento Thor-Delta 3913, en el que su motor principal se apagó ligeramente antes de tiempo, el Dynamics Explorer 2 reingresó en 1983. El Dynamics Explorer 1, al estar en una órbita más alta, continuó recopilando datos hasta el 28 de febrero de 1991, cuando la misión se dio por terminada oficialmente, aunque permaneció en órbita. ^[1]

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