Explorador 6

Este experimento midió la densidad electrónica cerca del satélite. El equipo de observación constaba de dos transmisores coherentes que operaban a 108 y 378 MHz . Se observaron la diferencia de frecuencia Doppler y el cambio en la rotación de Faraday de la señal de 108 MHz. Las señales se observaron desde la estación receptora en Hawái durante 20 a 70 minutos en cada uno de los ocho sobrevuelos realizados durante 11 días. El desvanecimiento severo y una fuerte tormenta magnética dificultaron la interpretación de los datos. La falla del transmisor de baliza de 378 MHz puso fin al experimento. ^{[ 6 ]}

Se utilizó un magnetómetro de flujo magnético para medir la componente del campo magnético paralela al eje de giro del vehículo. Estas mediciones, junto con las realizadas con el magnetómetro de bobina de búsqueda (que medía las componentes del campo ambiental perpendiculares al eje de giro del vehículo) y el sensor de orientación, tenían como objetivo determinar la dirección y la magnitud del campo magnético ambiental. Se pretendía obtener mediciones a altitudes de hasta 8 radios terrestres, pero debido a perturbaciones multipolares permanentes dentro del vehículo, el magnetómetro de flujo magnético se saturó y no arrojó datos. Por lo tanto, solo se dispuso de información a partir de la bobina de búsqueda y el indicador de orientación. ^{[ 7 ]}

La instrumentación para este experimento consistió en una cámara de ionización integradora tipo Neher y un tubo Geiger-Müller (GM) Anton 302. Debido al complejo blindaje no uniforme de los detectores, solo se dispuso de valores aproximados del umbral de energía. La cámara de ionización respondió omnidireccionalmente a electrones y protones con energías superiores a 1,5 y 23,6 MeV , respectivamente. El tubo GM respondió omnidireccionalmente a electrones y protones con energías superiores a 2,9 y 36,4 MeV, respectivamente. Los conteos del tubo GM y los pulsos de la cámara de ionización se acumularon en registros separados y se telemetrizaron mediante el sistema analógico. El tiempo transcurrido entre los dos primeros pulsos de la cámara de ionización tras una transmisión de datos y el tiempo de acumulación para 1024 conteos del tubo GM se telemetrizaron digitalmente. En realidad, se telemetrizaron muy pocos datos digitales. La cámara de ionización funcionó normalmente desde el lanzamiento hasta el 25 de agosto de 1959. El tubo GM funcionó normalmente desde el lanzamiento hasta el 6 de octubre de 1959. ^{[ 8 ]}

Se utilizó un detector de micrometeoritos (espectrómetro de momento de micrometeoritos), que empleaba micrófonos de cristal piezoeléctrico como elementos sensores, para obtener estadísticas sobre el flujo de momento y las variaciones del flujo de micrometeoritos. Aunque se detectaron pulsos, el experimento no arrojó datos de valor científico. ^{[ 9 ]}

Se utilizó un telescopio contador proporcional omnidireccional de triple coincidencia para observar protones (con E>75 MeV ) y electrones (con E>13 MeV) en la región de radiación atrapada terrestre. El objetivo científico de los telescopios era determinar algunas propiedades de la radiación de alta energía en el espacio interplanetario , incluyendo la proporción de conteos debidos a rayos X frente a los debidos a protones y otras partículas de alta energía . La comparación con los resultados de la Cámara de Ionización de Rayos Cósmicos permite determinar el tipo y la energía de las partículas responsables de la medición.

Cada telescopio consta de siete tubos contadores proporcionales, seis en un anillo concéntrico alrededor del séptimo, que discurren en paralelo a lo largo de su longitud. Estos haces de tubos se encuentran de lado, sobresaliendo por la parte superior de una de las cajas de equipos en la base hexagonal del Ranger 1. Tres de los tubos exteriores están expuestos al espacio y tres se proyectan hacia el interior de la caja de equipos. Cada conjunto de tres tubos está conectado electrónicamente a un grupo que alimenta un amplificador y un conformador de pulsos. El tubo central alimenta su propio circuito equivalente.

Los dos telescopios fueron designados como telescopio de "baja energía" y de "alta energía", diferenciándose únicamente en la cantidad de blindaje y su configuración. Los contadores del telescopio de alta energía eran tubos de latón de 3 pulgadas de largo, 0,5 pulgadas de diámetro y 0,028 pulgadas de espesor. Un blindaje de plomo de 5 gramos por cm² ^de espesor rodea todo el conjunto. La unidad de baja energía tiene tubos del mismo tamaño, pero fabricados en acero con un espesor de pared de 0,508 ± 0,0025 mm. La mitad del conjunto tiene un blindaje de plomo de 5 gramos por cm² ^a lo largo de los tubos. La mitad sin blindaje del conjunto es la parte expuesta que las partículas pueden alcanzar sin encontrar material estructural de la nave espacial, lo que proporciona una resolución angular inferior a 180° para partículas de baja energía. El telescopio de baja energía puede detectar protones con energías mayores o iguales a 10 MeV y electrones mayores o iguales a 0,5 MeV. El telescopio de alta energía detecta protones de 75 MeV o más y electrones de 13 MeV o más en triple coincidencia, y radiación de frenado superior a 200 keV en el tubo central.

Cuando una partícula atraviesa el haz de tubos, el circuito electrónico determina qué grupos han sido penetrados. Si un pulso proviene de los tres grupos simultáneamente (triple coincidencia), la partícula era de alta energía, en lugar de baja energía o un rayo X. Los eventos de triple coincidencia se transmiten por telemetría junto con los conteos individuales del tubo central para determinar los conteos debidos a fuentes de alta y baja energía. La tasa de conteo del telescopio de alta energía permite corregir los datos del telescopio de baja energía para poder calcular el flujo de partículas incidente en la parte no blindada de la unidad de baja energía. La comparación de los datos del telescopio de baja energía y la cámara de ionización de rayos cósmicos (ambos detectan partículas en el mismo rango de energía) permite determinar la ionización promedio por partícula, a partir de la cual se puede determinar el tipo y la energía de la partícula.

Durante la vida útil del experimento se produjeron varias tormentas magnéticas. La última información útil se transmitió el 6 de octubre de 1959, después de lo cual el transmisor dejó de funcionar. ^{[ 10 ]}

El experimento del contador de centelleo fue diseñado para realizar observaciones directas de electrones en los cinturones de radiación de la Tierra con un detector insensible a la radiación de frenado . Este experimento consistió en un centelleador plástico cilíndrico cementado a un tubo fotomultiplicador. El instrumento observaba el espacio a través de una ventana cubierta con papel de aluminio en la carcasa de la carga útil, pero también respondía a partículas más energéticas que pasaban a través de ella. Las energías mínimas detectables eran de 200 keV para electrones y 2 MeV para protones. Para electrones entre 200 y 500 keV, la eficiencia del detector multiplicada por el factor geométrico omnidireccional era de 0,0008 cm² ^por electrón; mientras que para electrones con energía superior a 500 keV, era de 0,16 cm² ^por electrón. Para partículas muy penetrantes, el factor geométrico aumentaba hasta su valor máximo de 3,5 ^cm² . El contador de centelleo se muestreó de forma continua para la transmisión analógica y de forma intermitente (cada 2 minutos, 15 segundos o 1,9 segundos, según la velocidad de bits del satélite) para la transmisión digital. El transmisor que emitía los datos analógicos para este experimento falló el 11 de septiembre de 1959. Se recibieron datos con un ciclo de trabajo limitado desde el transmisor digital hasta principios de octubre de 1959. ^{[ 11 ]}

Este experimento se diseñó para estudiar el campo magnético terrestre, investigar el campo magnético interplanetario y detectar indicios de un campo magnético lunar. Sin embargo, no se pudieron medir campos magnéticos interplanetarios ni lunares debido al bajo apogeo de la nave espacial. El instrumento era similar al utilizado en la Pioneer 1 y consistía en una bobina de búsqueda montada de forma que medía el campo magnético perpendicular al eje de rotación de la nave. El instrumento tenía un rango de 0,6 nT a 1200 nT. No se realizó calibración en vuelo. Se produjo cierta degradación de la señal de telemetría debido a efectos ionosféricos. La insuficiencia de observaciones terrestres sobre el contenido electrónico de la ionosfera impidió corregir los datos para estos efectos. El experimento contaba con salidas digitales y analógicas. La amplitud y la fase del magnetómetro se muestreaban continuamente para la transmisión analógica e intermitentemente (cada 2 minutos, 15 segundos o 1,9 segundos, según la velocidad de bits del satélite) para la transmisión digital. El magnetómetro funcionó hasta que se perdió la señal de telemetría a principios de octubre de 1959. ^{[ 12 ]}

El escáner óptico de TV utilizado era una versión mejorada del sistema de TV empleado por primera vez en la sonda Pioneer 2. El experimento consistía en una unidad óptica con un espejo esférico cóncavo y un fototransistor, un amplificador de vídeo, circuitos de temporización y lógica, y telemetría. El experimento se diseñó para probar la viabilidad de utilizar dicha instrumentación para obtener fotografías de baja resolución de la nubosidad diurna. El escáner también sirvió como precursor de los sistemas de cámaras de TV utilizados en satélites posteriores más avanzados. El eje óptico del escáner estaba orientado a 45° del eje de giro de la nave espacial, que era paralelo al plano orbital. El giro de la nave proporcionaba el escaneo lineal, y su movimiento hacia adelante a lo largo de su trayectoria proporcionaba el escaneo de fotogramas. Durante un escaneo (una revolución de la nave espacial), se observaba un único punto de escaneo (elemento) en la Tierra y se transmitía de vuelta a la Tierra. Durante la siguiente revolución de la nave espacial, se escaneaba un punto adyacente. Este procedimiento se repetía hasta formar una línea de 64 puntos. Luego se repitió el proceso para formar una línea adyacente de elementos, y así sucesivamente, hasta obtener un fotograma o imagen. El sistema solo podía producir fotografías útiles cuando la velocidad y la posición orbital de la nave espacial eran tales que las líneas sucesivas se superponían. (En el apogeo, por ejemplo, las líneas de TV estaban separadas por una distancia aproximadamente igual a su longitud, por lo que no se podía obtener una imagen significativa). Los datos obtenidos de este experimento son limitados y de muy baja calidad. Nunca se logró la orientación adecuada de la nave espacial, lo que resultó en una cantidad considerable de espacio en blanco entre las líneas de escaneo sucesivas. Los circuitos lógicos del escáner tampoco funcionaron correctamente (solo se pudo reproducir con éxito uno de cada cuatro puntos de escaneo), lo que redujo aún más la resolución. Los últimos datos útiles se obtuvieron el 25 de agosto de 1959. ^{[ 13 ]}

Este receptor de frecuencia muy baja (VLF) fue diseñado para estudiar la propagación del modo Whistler y el ruido ionosférico en señales de 15,5 kHz transmitidas desde Annapolis, Maryland . Las señales se recibieron en una pequeña antena eléctrica que se utilizó simultáneamente para transmitir telemetría de frecuencia muy alta (VHF). Se observó la intensidad de la señal en un ancho de banda de 3 dB de 100 Hz junto con la impedancia de la antena. El rango dinámico del receptor fue de aproximadamente 80 dB. Este experimento operó desde el lanzamiento hasta aproximadamente 160 km antes de fallar. Con la antena en una configuración plegada para el lanzamiento, el receptor registró todos los datos con una sensibilidad reducida en aproximadamente 30 dB. A 67 km (42 mi) , las señales desaparecieron en el ruido de fondo. Sin embargo, mediante técnicas especiales, los datos se hicieron utilizables hasta los 160 km (99 mi) . ^{[ 14 ]}    

El satélite fue lanzado a bordo de un cohete Thor-Able en Cabo Cañaveral, Florida, a una órbita altamente elíptica (250 por 42.500 km) el 7 de agosto de 1959, a las 14:24:20 GMT. ^{[ 3 ] [ 15 ] [ 2 ]}

El satélite se estabilizó mediante rotación a 2,8 revoluciones por segundo (rps), con un eje de rotación de 217° de ascensión recta y una declinación de 23°. Cuatro paneles solares instalados cerca de su ecuador recargaban las baterías de almacenamiento en órbita. Cada experimento, excepto el escáner de televisión, tenía dos salidas: digital y analógica. Se utilizó un transmisor de ultra alta frecuencia (UHF) para la telemetría digital y la señal de televisión. Dos transmisores de muy alta frecuencia (VHF) se utilizaron para transmitir la señal analógica. Los transmisores VHF funcionaron de forma continua. El transmisor UHF funcionó solo unas pocas horas al día.

Solo tres de los paneles solares se desplegaron por completo, y esto ocurrió durante el arranque en lugar de antes, como estaba previsto. En consecuencia, el funcionamiento inicial de la fuente de alimentación de la carga útil fue del 63 % de su capacidad nominal, y este valor disminuyó con el tiempo. La disminución de la potencia provocó una menor relación señal-ruido, lo que afectó a la mayoría de los datos, especialmente cerca del apogeo.

El 14 de agosto de 1959, el Explorer 6 tomó la primera imagen de la Tierra jamás capturada por un satélite. La imagen se obtuvo sobre México a una altitud aproximada de 27 000 km (17 000 millas) . La fotografía, que mostraba el océano Pacífico centro-norte , fue transmitida a una estación terrestre en Hawái durante 40 minutos. ^{[ 3 ]}  

Un transmisor VHF falló el 11 de septiembre de 1959, y el último contacto con la carga útil se realizó el 6 de octubre de 1959, momento en el que la corriente de carga de la celda solar había caído por debajo de la necesaria para mantener el equipo del satélite. ^{[ 16 ]}

Se obtuvieron un total de 827 horas de datos analógicos y 23 horas de datos digitales. ^{[ 3 ]}

La órbita del satélite se desintegró el 1 de julio de 1961. ^{[ 17 ]}