Odkrywca 54
 Satelita Explorer 54 (AE-D).
| |
| Nazwy | Eksplorator atmosfery AE-D -D |
|---|---|
| Typ misji | Nauka o Ziemi |
| Operator | NASA |
| IDENTYFIKATOR COSPAR | 1975-096A |
| SATCAT nr. | 08353 |
| Czas trwania misji | 4 miesiące (osiągnięte) |
| Właściwości statków kosmicznych | |
| Statek kosmiczny | Odkrywca LIV |
| Typ statku kosmicznego | Eksplorator atmosfery |
| Autobus | AE |
| Producent | Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda |
| Uruchom masę | 681 kg (1501 funtów) |
| Początek misji | |
| Data uruchomienia | 6 października 1975, 09:00:50 UTC |
| Rakieta |
Thor-Delta 2910 (Thor 600 / Delta 115) |
| Uruchom witrynę | Vandenberg , SLC-2W |
| Wykonawca | Firma lotnicza Douglas |
| Wprowadzony serwis | 6 października 1975 r |
| Koniec misji | |
| Ostatni kontakt | 29 stycznia 1976 |
| Data rozkładu | 12 marca 1976 |
| Parametry orbity | |
| Układ odniesienia | Orbita geocentryczna |
| Reżim | Średnia orbita ziemska |
| Wysokość perygeum | 154 km (96 mil) |
| Wysokość apogeum | 3816 km (2371 mil) |
| Nachylenie | 90,10° |
| Okres | 126,90 minut |
| Instrumenty | |
|
Miniaturowy akcelerometr elektrostatyczny (MESA) Manometr pojemnościowy Miernik jonów z zimną katodą Cylindryczna sonda elektrostatyczna (CEP) Niskoenergetyczne elektrony (LEE) Magnetyczny spektrometr masowy z jonami (MIMS) Neutralny skład atmosfery (NACE) Neutralny Temperatura atmosfery (NATE) Open-Source Neutral Spektrometr masowy Spektrometr fotoelektronów (PES) Badanie składu atmosfery planetarnej Gaz odbity (statki kosmiczne) Analizator potencjału spowalniającego/miernik dryfu Spektrofotometr skrajnego ultrafioletu słonecznego (EUVS) Eksperyment z tlenkiem azotu w ultrafiolecie (UVNO) Fotometr widzialnej poświaty powietrznej (VAE) | |
|
program eksploratora
| |
Explorer 54 , zwany także AE-D ( Atmospheric Explorer-D ), był naukowym satelitą NASA należącym do serii Atmosphere Explorer , wystrzelonym 6 października 1975 r .
Misja
Celem Explorer 54 była kontynuacja badań rozpoczętych przez Explorer 51 (AE-C) procesów chemicznych i mechanizmów przenoszenia energii, które kontrolują strukturę i zachowanie ziemskiej atmosfery i jonosfery w obszarze wysokiej absorpcji energii słonecznej . Ta misja miała na celu pobranie próbek z regionów o dużej szerokości geograficznej w tym samym czasie, w którym misja Explorer 55 (AE-E) pobierała próbki z regionów równikowych i o niskiej szerokości geograficznej. Wykorzystano ten sam typ statku kosmicznego, co Explorer 54, a ładunek składał się z tych samych typów instrumentów, z wyjątkiem usunięcia monitora skrajnego ultrafioletu słonecznego i spektrometru masowego Bennetta , które były częścią ładunku Explorer 55 (AE-E) .
Eksperymenty
Miniaturowy akcelerometr elektrostatyczny (MESA)
Miniaturowy analizator elektrostatyczny (MESA) uzyskał dane dotyczące neutralnej gęstości atmosfery w zakresie wysokości od 120 km (75 mil) do 400 km (250 mil) na podstawie pomiarów opóźnienia satelity spowodowanego oporem aerodynamicznym . Instrument składał się z trzech jednoosiowych przyspieszeniomierzy , zamontowanych względem siebie pod kątem prostym, dwóch w płaszczyźnie XY statku kosmicznego i jednego w osi Z. Przyrząd określał zastosowane przyspieszenie na podstawie siły elektrostatycznej wymaganej do wycentrowania masy próbnej. Wyjściem urządzenia była cyfrowa częstość impulsów proporcjonalna do zastosowanego przyspieszenia. Czas próbkowania każdego pomiaru wynosił 0,25 sekundy. Pomiary pozwoliły określić gęstość neutralnej atmosfery, monitorowały ciąg „Orbit-Adjust Propulsion System” (OAPS), określiły minimalną wysokość satelity, zmierzyły przechylenie statku kosmicznego i dostarczyły pewnych informacji dotyczących położenia. Monitorowano nutacje statku kosmicznego mniejsze niż 0,01 °. Instrument miał trzy zakresy czułości: 8.E-3 grawitacja ziemska (G) w trybie monitora OAPS; 4.E-4 G między 120 km (75 mil) (± 2%) a 280 km (170 mil) (± 10%); i 2.E-5 G między 180 km (110 mil) (± 2%) a 400 km (250 mil) (± 10%). Liczby w nawiasach oznaczają błędy. Możliwy był również błąd systematyczny do ± 5% z powodu niepewności współczynnika oporu powietrza . Najwyższą wysokość pomiaru określono przy założeniu, że instrument może wykrywać do 0,2% pełnej skali.
Manometr pojemnościowy
Manometr pojemnościowy był przede wszystkim eksperymentem inżynieryjnym mającym na celu dostarczenie danych na temat operacji statków kosmicznych . Jednak dane z tego eksperymentu zostały również skorelowane z danymi z akcelerometru i miernika jonów w ocenie oporu satelitów. Manometr, zwany także czujnikiem ciśnienia B (PSB), zapewniał bezpośredni pomiar ciśnienia atmosferycznego w rejonie poniżej 200 km. Dokładność miernika PSB wahała się od około 10% na 120 km (75 mil) do około 40% na 180 km (110 mil). PSB składał się z dwóch kulistych, kontrolowanych termicznie komór, oddzielonych cienką membraną rozciągniętą płasko i pod napięciem promieniowym. Każde odchylenie membrany spowodowane różnicą ciśnień między dwiema stronami powodowało zmianę pojemności między membraną a sąsiednią elektrodą, co powodowało polaryzację obwodu mostka prądu przemiennego. Powietrze było wpuszczane do jednej z komór przez dwa otwory oddalone od siebie o 180° i prostopadłe do osi obrotu statku kosmicznego. W ten sposób różnica ciśnień w komorze wzbudzenia była próbkowana dwukrotnie przy każdym obrocie statku kosmicznego.
Miernik jonów z zimną katodą
z zimną katodą używany na AE-D był przede wszystkim eksperymentem inżynieryjnym mającym na celu dostarczenie danych na temat działania statku kosmicznego. Jednak dane z tego eksperymentu skorelowano z danymi z akcelerometru i manometru pojemnościowego, aby ocenić opór satelity. Miernik jonów, zwany także czujnikiem ciśnienia A (PSA), mierzył ciśnienie atmosferyczne w obszarze między 120 km (75 mil) a 370 km (230 mil) nad powierzchnią Ziemi dla wartości ciśnienia atmosferycznego między 1,3E-3 do 1,3E- 7mb . Oszacowana dokładność PSA wynosiła ± 20%. Pakiet czujników o cylindrycznym kształcie składał się z otworu w kształcie klina, katody w pobliżu potencjału ziemi, anody działającej przy około 1300 VDC i stałego pola magnetycznego o natężeniu około 1600 gausów . Miernik nie zawierał głównego źródła elektronów jonizujących. Wyładowanie było inicjowane przez emisję polową i było samopodtrzymujące się przy ciśnieniu powyżej 1,3E-7 mb. Prąd jonowy zbierano na katodzie. Czujnik został zamontowany na statku kosmicznym z otworem prostopadłym do osi obrotu statku kosmicznego, która była normalna do płaszczyzny orbity. Instrument pracował w dwóch trybach, wirowania lub odwirowywania. Kiedy statek kosmiczny znajdował się w trybie wirowania, PSA na przemian pobierał próbki ciśnienia tłoka i kilwateru. Kiedy statek kosmiczny był w trybie despun, PSA był skierowany pod kątem 30 ° w stosunku do kierunku ruchu. Dane z tego eksperymentu nie były rejestrowane na taśmie, ale obserwowane w czasie rzeczywistym.
Cylindryczna sonda elektrostatyczna (CEP)
CEP składał się z dwóch identycznych przyrządów zaprojektowanych do pomiaru temperatury elektronów , stężeń elektronów i jonów, masy jonów i potencjału statku kosmicznego. Jedna sonda była zorientowana wzdłuż osi obrotu statku kosmicznego (zwykle prostopadle do płaszczyzny orbity), a druga promieniowo, tak aby mogła obserwować w kierunku wektora prędkości raz na 15-sekundowy okres wirowania. Każdy instrument był urządzeniem z sondą Langmuira o opóźniającym potencjale, które wytwarzało krzywą prąd-napięcie (IV) dla znanego wzorca napięcia umieszczonego na kolektorze. Do pomiaru prądu używano elektrometrów . Istniały dwa systemy działania (jeden z dwoma trybami, a drugi z trzema trybami) wykorzystujące wzorce napięcia kolektora w zakresie ± 5 woltów . Większość trybów obejmowała automatyczną lub stałą regulację limitów napięcia kolektora (i / lub wyjścia elektrometru), tak aby obszar zainteresowania na profilu IV zapewniał wysoką rozdzielczość. Każdy system został zaprojektowany do użytku tylko z jedną sondą, ale można je przełączać, aby zapewnić rezerwową redundancję. Najlepsze pomiary w najkorzystniejszych trybach zapewniały jednosekundową rozdzielczość czasową; temperatura elektronów od 300 do 1,E4°K (dokładność 10%); gęstość jonów między 1,E4 a 1,E7 jonów/cc (dokładność 10-20%); gęstość elektronowa między 50 a 1,E6 elektronów/cm3; i masa jonów przy gęstości jonów powyżej 1,E4 jonów/cm3. Każda sonda miała elektrodę kolektora rozciągającą się od centralnej osi cylindrycznego pierścienia ochronnego. Pierścień ochronny o długości 2,5 cm (0,98 cala) znajdował się na końcu wysięgnika o długości 25 cm (9,8 cala), a kolektor wystawał o kolejne 7,5 cm (3,0 cale) poza pierścień ochronny. Wysięgnik, osłona i kolektor miały średnicę 0,2 cm (0,079 cala).
Elektrony o niskiej energii (LEE)
Eksperyment ten dostarczył bezpośrednich pomiarów energii wprowadzanej do górnych warstw atmosfery przez elektrony i protony (jony) w zakresie energii od 0,2 do 25 keV. Strumienie elektronów i jonów mierzono za pomocą cylindrycznych analizatorów elektrostatycznych i powielaczy elektronów Spiraltron. Było 19 detektorów, jeden jonowy analizator schodkowy energii i dwa schodkowe analizatory elektronowe zamontowane pod różnymi kątami. Ponadto było 16 stałych detektorów energii, które uzyskiwały rozkłady kątowe o wysokiej rozdzielczości czasowej, w trybie jednego obrotu na orbitę statku kosmicznego, przy pięciu energiach od 0,72 do 18 keV.
Magnetyczny spektrometr masowy jonów (MIMS)
Magnetyczny spektrometr masowy z jonami został przetransportowany w celu zmierzenia in situ stężeń otaczających jonów dodatnich w zakresie mas od 1 do 90 jednostek masy atomowej (u). Zamontowany na równiku satelity prostopadle do osi obrotu, otwór wejściowy skierowany był do przodu, gdy statek kosmiczny był w trybie despun. Pola elektryczne i magnetyczne zostały ustawione w celu wytworzenia widma masowego wzdłuż płaszczyzny ogniskowej za analizatorem magnetycznym. Wzdłuż tej płaszczyzny w odpowiednich miejscach umieszczono trzy szczeliny, aby jednocześnie zbierać jony w stosunku masowym 1-4-16. Jony jonosferyczne były przyspieszane do układu analizatora przez ujemne napięcie, które wahało się od -1060 do -225 woltów. Trzy zakresy masy mierzone jednocześnie wynosiły od 1 do 4, od 4 do 16 i od 14 do 72 jednostek. Za każdą szczeliną znajdował się powielacz elektronów i detektor ze wzmacniaczem elektrometru logarytmicznego. Wyjście detektora było albo mierzone bezpośrednio dla wyjścia analogowego, albo było dostarczane do obwodu „szczytowego”, który określał amplitudę każdego piku w widmie. Tylko amplituda każdego piku była mierzona telemetrycznie w trybie „szczytowym”, aw tym trybie czas potrzebny do jednoczesnego przemiatania wszystkich trzech zakresów mas wynosił 1 sekundę. Możliwe były inne tryby pracy. W analogowym trybie krótkim trzy zakresy mas zostały przesunięte w ciągu 2 sekund, naprzemiennie z 1-sekundowymi skanami w trybie „szczytowym”. W analogowym trybie długim wymagany był 8-sekundowy czas przemiatania, ponownie naprzemiennie z 1-sekundowymi skanami w trybie „szczytowym”. W trybie zablokowanym istniała opcja ciągłego pomiaru dowolnego zestawu liczb masowych w stosunku 1-4-16 w celu uzyskania wysokiej rozdzielczości przestrzennej.
Neutralny skład atmosfery (NACE)
Eksperyment ten mierzył in situ rozkład przestrzenny i zmiany czasowe stężeń obojętnych gatunków atmosferycznych. Ponadto uzyskano nowy wgląd w techniki pomiarowe in situ, porównując te pomiary z innymi eksperymentami na pokładzie: mianowicie spektrometrem open source (1975-096A-07), słonecznym spektrofotometrem EUV (1975-096A-06) i przyspieszeniomierzem gęstości (1975-096A-02). Czujnik spektrometru mas zawierał pozłacaną komorę termiczną ze stali nierdzewnej i źródło jonów, analizator kwadrupolowy z prętem hiperbolicznym i pozaosiowy multiplikator elektronów. Dostępnych było pięć różnych sekwencji doboru masy, wyrażonych w atomowych jednostkach masy (u), które przedstawiały się następująco: (1) geofizyczny: -1, 2, 4, ogółem, 16, 28, 32, wybrany, 40, (2) analityczne: -12, 14, 18, 20, 22, 30, 44, kalibracja, zero, (3) indywidualne: -wybrane, wybrane, wybrane, ... (dowolna masa od 1 do 44), (4) przemiatanie cyfrowe: -1, 2, 3, 4, 5, ... 45 (w krokach co 3/16 jednostek), (5) przemiatanie analogowe: 2, 3, 4, 5, ... 45 (ciągłe). Dostępnych było pięć formatów operacyjnych, które zostały wybrane przez dowództwo naziemne. Podczas pracy w „normalnym” formacie analizator mierzył wszystkie masy w zakresie od 1 do 44 z naciskiem na wodór , hel , tlen , azot i argon . Inny format został zoptymalizowany pod kątem mniejszych badań składowych dowolnych poszczególnych gatunków gazu w mierzonym zakresie. Rozdzielczość przestrzenna była determinowana przede wszystkim sposobem działania statku kosmicznego. Na orbicie wstępnie uszczelniony spektrometr został otwarty, a składniki atmosferyczne przeszły przez otwór o krawędzi noża do komory termalnej i źródła jonów. Wybrane jony opuściły analizator kwadrupolowy przez słabo skupiającą soczewkę i zostały przyspieszone do 14-stopniowego powielacza elektronów, gdzie zostały obrócone o 90°, aby uderzyć w pierwszą dynodę. Dla każdego uderzającego jonu wyjście mnożnika było impulsem 2,E6 elektronów. Te impulsy wyjściowe stanowiły pomiar, a szybkość zliczania była proporcjonalna do gęstości komory wybranych gatunków. Te wartości gęstości przeliczono na stężenia otoczenia. Analizator zwykle działał z rozdzielczością 1 jednostki w zakresie mas, tak że można było zmierzyć pik masy o wartości jednej tysięcznej amplitudy sąsiedniego piku. Dla wymaganego zakresu dynamicznego impulsy występujące podczas 0,015-sekundowych interwałów całkowania były gromadzone w 16-bitowym liczniku. Do każdego pomiaru przypisano wiele okresów integracji (do 16) dla mniej gęstych gatunków atmosferycznych. Wykorzystano automatycznie wybrane zakresy prądów jonizujących elektronów. Całkowity zakres pomiarów zaplanowano jako większy niż 1,E7. Przewidziano zakrycie otworu instrumentu podczas operacji steru strumieniowego statku kosmicznego.
Temperatura atmosfery neutralnej (NATE)
Eksperyment ten miał na celu zmierzenie temperatury kinetycznej obojętnej atmosfery poprzez określenie chwilowej gęstości cząsteczkowego azotu w kulistej komorze połączonej z atmosferą przez otwór o krawędzi noża. Analiza zmierzonych zmian gęstości cząsteczkowego azotu w cyklu wirowania przy znajomości ruchu i orientacji satelity doprowadziła do określenia temperatury otoczenia, niezależnie od wysokości łuski. NATE dostarczył również pomiary neutralnego składu, gdy otrzymał polecenie przejścia w odpowiedni tryb. Ponadto uzyskano wartości dla strefy wiatru na podstawie pomiaru położenia „strumienia” względem prędkości satelity. Przeprowadzono również alternatywny pomiar temperatury neutralnej, stosując przegrodę umieszczoną przed otworem w celu przechwycenia części strumienia cząstek gazu wchodzącego do komory. Gdy satelita znajdował się w trybie odśrodkowym, przegroda była wprawiana w stopniowe oscylacje w celu przerwania strumienia cząstek widzianego przez komorę z otworami. Te zmiany gęstości komory zostały zinterpretowane jako dające również temperaturę kinetyczną gazu obojętnego. Źródło jonów z podwójnym włóknem pobierało próbki termalnego azotu cząsteczkowego w komorze i wytwarzało gęstość wiązki jonów proporcjonalną do gęstości komory azotowej. Ze źródła wiązka zjonizowana była kierowana do analizatora kwadrupolowego, dostrojonego tak, aby przepuszczać te cząstki, których stosunek masy do ładunku (M/Q) wynosił 28. Ta wiązka zjonizowanego azotu była następnie przekazywana do powielacza elektronów. Impulsy wyjściowe były wzmacniane i zliczane w 16-bitowym akumulatorze. Czujnik został uszczelniony próżniowo przed startem i otwarty do atmosfery po tym, jak statek kosmiczny znalazł się na orbicie.
Neutralny spektrometr mas typu open source
Celem tego eksperymentu było przyczynienie się do badania procesów chemicznych, dynamicznych i energetycznych, które kontrolują strukturę termosfery, poprzez zapewnienie bezpośrednich pomiarów in situ zarówno głównych, jak i drugorzędnych neutralnych składników atmosferycznych o masach w zakresie od 1 do 48 atomowych jednostek masy (u). Oblatano spektrometr masowy Mattauch-Herzog z podwójnym ogniskowaniem i źródłem jonów uderzeniowych. Dołączono dwa kolektory jonów do pomiaru jonów różniących się masą o czynnik 8, tj. dwa zakresy mas obejmowały od 1 do 6 jednostek i od 6 do 48 jednostek. W źródle jonów cząstki obojętne zostały zjonizowane za pomocą zderzenia elektronów. Na wysokościach większych niż 380 km (240 mil) prądy jonowe mierzono za pomocą mnożnika elektronów zliczającego poszczególne jony. Zliczenia były gromadzone przez 1/20 sekundy przed automatycznym przełączeniem na inną liczbę masową. Podczas gdy pełne widmo masowe mogło być przemiatane, w powszechnym trybie pracy stosowano stopniowanie pików, przy czym odczyty głównych pików w widmie masowym były powtarzane co około 0,5 sekundy, a dla innych gatunków rzadziej. Dane poniżej 380 km (240 mil) zmierzono za pomocą elektrometru. Oprócz trybu szczytowego kroczenia było kilka innych trybów pracy, które były wybierane przez dowództwo naziemne. W trybie przelotowym napięcia źródła jonów zostały wyregulowane tak, aby nie było pola elektrycznego do wyciągania jonów z wiązki elektronów podczas ich tworzenia. Cząsteczki otoczenia uderzające w źródło jonów zachowały energię mniejszą niż 0,1 eV , która nie jest wystarczająco wysoka, aby pokonać potencjał ujemnego ładunku przestrzennego utrzymującego jony w wiązce. Cząsteczki z otoczenia, które nie uderzyły w źródło jonów, zachowały energię kilku eV po jonizacji i uciekły do przyspieszającego obszaru analizatora. Potencjał przyspieszania elektronów wynosił 75 eV w trybie normalnym i 25 eV w trybie przelotowym. W innym trybie pracy przyrząd automatycznie przełączał się na interesującą nas sekwencję mas np. między masami 16 a 32 lub między masami 28 a 32.
Spektrometr fotoelektronów (PES)
Eksperyment ten miał na celu dostarczenie informacji na temat intensywności, rozkładu kątowego, widma energii i przepływów netto wzdłuż linii pola elektronów w termosferze o energiach od 1 do 500 eV. Przyrząd składał się z dwóch identycznych, skierowanych w przeciwnych kierunkach półkulistych analizatorów elektrostatycznych i miał 30 trybów pracy. Każdy spektrometr miał względną rozdzielczość energetyczną ± 2,5% i współczynnik geometryczny rzędu 0,001 cm2 sr , niezależny od energii elektronów. Można było wykryć trzy oddzielne zakresy energii: od 0 do 25, od 0 do 100 lub od 0 do 500 eV. Pomiary z tych przedziałów można sekwencjonować na 5 różnych sposobów. Dane można było pobierać z każdego czujnika oddzielnie lub naprzemiennie z rozdzielczością czasową w zakresie od 0,25 do 8 sekund. Były dwie szybkości skanowania napięcia odchylającego określone przez zegar statku kosmicznego. To napięcie było zmieniane w 64 krokach i odbywało się w 4 lub 16 krokach na ramkę telemetrii. Przy 16 klatkach/sekundę umożliwiło to wybór jednego 64-punktowego widma lub czterech 16-punktowych widm w ciągu 1 sekundy. Najdłuższy (8 sekund) cykl danych obejmował obserwacje z wykorzystaniem rosnących etapów napięcia dla najniższego, średniego, najniższego, a następnie najwyższego zakresu energii (w tej kolejności) przez 1 sekundę każdy. Powtórzenie dla stopni zmniejszania napięcia zakończyło cykl.
Test składu atmosfery planetarnej
To była inżynierska wersja testowa eksperymentu dotyczącego składu planetarnego.
Odbity gaz (statek kosmiczny)
W tym eksperymencie inżynieryjnym zmierzono gaz odbijany z powrotem do statku kosmicznego z atmosfery znajdującej się pod spodem.
Opóźniający analizator potencjału/miernik dryfu
Ten eksperyment został zaprojektowany w celu określenia prędkości dryfu wektorów jonów, stężenia i temperatury jonów oraz potencjału statku kosmicznego. Z czujnika stężenia jonów uzyskano również wskaźnik nieregularności jonosferycznej. Eksperyment składał się z opóźniającego analizatora potencjału z czterema głowicami czujników planarnych. Głowica czujnika używana do pomiarów dryfu jonów była umieszczona razem z inną głowicą, a wszystkie głowice były rozmieszczone prawie w równych odstępach, patrząc na zewnątrz od równika satelity. Ponieważ oś obrotu satelity była prostopadła do płaszczyzny orbity, głowice te mogły obserwować wzdłuż wektora prędkości statku kosmicznego zarówno w trybie wirowania, jak i opadania statku kosmicznego. Głównym celem tego eksperymentu było dostarczenie dokładnych temperatur jonów, podczas gdy inne pomiary miały drugorzędne znaczenie. Trzy głowice czujników były podobne: miały dwie uziemione siatki wejściowe, dwie siatki opóźniające, siatkę tłumiącą, siatkę ekranującą i kolektor. Liniowe napięcie przemiatania (32 lub 22 do 0 woltów, w górę lub w dół) było normalnie przykładane do opóźniających siatek w ciągu 0,75 sekundy. Interpretacja uzyskanych profili prądowo-napięciowych dostarczyła informacji o temperaturze jonów, stężeniu jonów i elektronów, niektórych informacjach o składzie jonów, potencjale nośnika i prędkości dryfu plazmy równolegle do wektora prędkości. Dwa z trzech podobnych czujników miały dodatkową siatkę między siatką wejściową a siatką opóźniającą w celu ochrony siatek wewnętrznych przed bombardowaniem jonami podczas pomiarów elektronów. Inną istotną cechą tych dwóch czujników było to, że można było zastosować niewielką dodatnią polaryzację kolektora, aby zapewnić odpowiedni dostęp elektronów termicznych do kolektora. Z siatką opóźniającą przy stałym zerowym napięciu można było obserwować zmiany prądu przez okresy 3-sekundowe, aby uzyskać gradienty stężenia jonów. Parametry elektronowe mierzono w sposób podobny do jonów. Można było zidentyfikować jony w zakresie mas od 1 do 4, od 14 do 16, od 24 do 32 i powyżej 40 atomowych jednostek masy. Czwarta głowica czujnika służyła do pomiarów prędkości dryfu jonów i składała się z czterech uziemionych siatek, ujemnie spolaryzowanej siatki tłumiącej i 4-segmentowego kolektora. Różnice w prądach różnych segmentów kolektora dostarczyły informacji o składowej kierunkowej dryfu jonów.
Słoneczny spektrofotometr ekstremalnego ultrafioletu (EUVS)
Ekstremalny spektrometr ultrafioletowy (EUVS) wykorzystano do obserwacji zmian strumienia słonecznego EUV w zakresie długości fal od 140 do 1850 angstremów (A) oraz tłumienia atmosferycznego przy różnych stałych długościach fal. Dostarczyło to ilościowych danych dotyczących struktury i składu atmosfery. Instrument składał się z 24 monochromatorów z siatką padającą, wykorzystujących systemy równoległych szczelin do kolimacji wejściowej i detektory fotoelektryczne w szczelinach wyjściowych. Dwanaście z tych monochromatorów miało funkcję skanowania długości fali, każdy ze 128 wybieralnymi pozycjami długości fali, które mogły również automatycznie skanować krok po kroku przez te pozycje. Pozostałe 12 monochromatorów pracowało na stałych długościach fal z polami widzenia mniejszymi niż pełny dysk słoneczny, aby pomóc w analizie absorpcji atmosferycznej. Rozdzielczość widmowa wahała się od 2 do 54 A w zależności od konkretnego instrumentu. Pole widzenia wahało się od 60 x 60 minut łuku do 3 x 6 minut łuku. Wszystkie 24 osie wejściowe monochromatora były ustawione równolegle. System punktów słonecznych mógłby wskazać 256 różnych pozycji, wykonać 16-stopniowy jednowymiarowy skan lub pełny 256-stopniowy raster. Rozdzielczość czasowa wahała się od 0,5 sekundy w przypadku obserwacji 12 stałych długości fal do 256 sekund w przypadku programowania EUVS we wszystkich możliwych trybach.
Eksperyment z tlenkiem azotu w ultrafiolecie (UVNO)
Ten eksperyment z tlenkiem azotu w ultrafiolecie (UVNO) składał się z dwukanałowego spektrometru Ebert-Fastie z nieruchomą siatką, który mierzył poświatę w paśmie gamma (1, 0) w obszarze 15-A wyśrodkowanym przy 2149 A. Obserwowana intensywność został wytworzony przez rezonansową fluorescencję światła słonecznego przez cząsteczki tlenku azotu w polu widzenia instrumentu. Uzyskane dane dotyczące intensywności dostarczyły profili wysokościowych gęstości tlenku azotu w funkcji czasu i lokalizacji. Zdalny charakter eksperymentu UVNO umożliwił pomiary tlenku azotu na wysokościach zarówno powyżej, jak i poniżej perygeum satelity. Gdy statek kosmiczny się obracał, spektrometr, który spoglądał na zewnątrz przez krawędź satelity, wielokrotnie przenosił swoje pole widzenia przez atmosferę na krawędź ziemi i uzyskiwano profile wysokości intensywności emitowanej poświaty. Poniżej pewnej wysokości zmierzony sygnał przy 2149 A był zanieczyszczony światłem słonecznym rozproszonym przez Rayleigha. Aby skorygować to zanieczyszczenie, drugi kanał mierzył tylko intensywność światła rozproszonego w obszarze 12-A, którego środek wynosił 2190 A. Oba kanały były optycznie i elektrycznie niezależne. Intensywność poświaty tlenku azotu określono na podstawie różnicy między tymi dwoma pomiarami. Sferyczne zwierciadło teleskopu ze stopionego kwarcu czujnika miało ogniskową 125 mm i skupiało padające światło na szczelinie wejściowej spektrometru. Z tej szczeliny światło padało na połowę lustra i było kolimowane na siatce. Siatka 3600 linii na mm zwróciła skolimowane światło do drugiej połowy lustra, a światło zostało skupione na dwóch szczelinach wyjściowych. Pole widzenia spektrometru wynosiło 4° X 0,25°, z długą osią równoległą do osi obrotu statku kosmicznego, a zatem równolegle do oglądanej kończyny. Podczas normalnej pracy każdy kanał był całkowany przez 20,8 ms i odczytywany naprzemiennie w odstępach 10,4 ms. Instrument był chroniony przed zanieczyszczeniem przez wewnętrzne rozpraszanie światła niezdyspergowanego poza osią.
Widoczny fotometr poświaty powietrznej (VAE)
Eksperyment z widzialną poświatą w powietrzu dostarczył wielkości emisji dla kilku obiektów poświaty dziennej, poświaty nocnej i emisji optycznej zorzy polarnej. Zastosowano fotometr zawierający dwa oddzielne kanały optyczne. Selekcji widmowej dokonano za pomocą wspólnego koła filtrowego, które zawierało sześć filtrów interferencyjnych oraz ciemną i skalibrowaną pozycję. Długości fal mierzone parami (w angstremach ) wynosiły 7319 i 4861, 5200 i ciemne, 5577 i 7319, 4278 i 5200, 6300 i 5577, kalibracyjne i 4278 oraz 4861 i 6300. Oba kanały były rozdzielone pod kątem 90°. Jeden kanał miał duże pole widzenia (półkąt 3 °) dla wysokiej czułości, zwykle skierowany w stronę lokalnego zenitu, a drugi kanał miał małe pole widzenia (półkąt 0,75 °) dla wysokiej rozdzielczości przestrzennej, wskazując styczną na powierzchnię Ziemi, gdy satelita był w trybie despun. Oba kanały były chronione przed zanieczyszczeniem światłem rozproszonym w ciągu dnia przez wielostopniowe systemy przegród. Fotony, które zostały wyselekcjonowane spektralnie i przestrzennie, zostały wykryte przez system fotopowielacza zliczającego impulsy, zdolny do zliczania z szybkością 5,E6 zliczeń/sekundę. Filtry mogą działać w kilku trybach, np. filtr stały, a automatyczne zmiany filtrów mogą być synchronizowane albo z orientacją satelity, albo z ustaloną podstawą czasu.
Koniec misji
Orbita polarna zapewniła pobranie próbek ze wszystkich szerokości geograficznych, a perygeum przemierzyło wszystkie szerokości geograficzne w ciągu 3 miesięcy i wszystkie czasy lokalne w ciągu 4 miesięcy. Niestety awaria paneli fotowoltaicznych spowodowała przerwanie eksploatacji 29 stycznia 1976 roku, po niespełna 4 miesiącach eksploatacji. Jednak w tym czasie pobrano próbki ze wszystkich regionów na wysokościach perygeum. Statek kosmiczny ponownie wszedł w atmosferę około 1 miesiąca po ustaniu telemetrii . Aby kontynuować skorelowane obserwacje z Explorer 55 (AE-E), Explorer 51 (AE-C) został reaktywowany 28 lutego 1976 r., Aby zastąpić Explorer 54 (AE-D).
.png)