Odkrywca 55
| Nazwy | Eksplorator atmosfery AE-E -E |
|---|---|
| Typ misji | Nauka o Ziemi |
| Operator | NASA |
| IDENTYFIKATOR COSPAR | 1975-107A |
| SATCAT nr. | 08440 |
| Czas trwania misji | 5,75 roku (osiągnięte) |
| Właściwości statków kosmicznych | |
| Statek kosmiczny | Odkrywca LIV |
| Typ statku kosmicznego | Eksplorator atmosfery |
| Autobus | AE |
| Producent | Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda |
| Uruchom masę | 735 kg (1620 funtów) |
| Początek misji | |
| Data uruchomienia | 20 listopada 1975, 02:06:48 UTC |
| Rakieta | Thor-Delta 2910 (Thor 604 / Delta 117) |
| Uruchom witrynę | Przylądek Canaveral , LC-17B |
| Wykonawca | Firma lotnicza Douglas |
| Wprowadzony serwis | 20 listopada 1975 |
| Koniec misji | |
| Data rozkładu | 10 czerwca 1981 |
| Parametry orbity | |
| Układ odniesienia | Orbita geocentryczna |
| Reżim | Niska orbita okołoziemska |
| Wysokość perygeum | 156 km (97 mil) |
| Wysokość apogeum | 2983 km (1854 mil) |
| Nachylenie | 19,70° |
| Okres | 117,29 minuty |
| Przyrządy | |
|
Miniaturowy akcelerometr elektrostatyczny (MESA) Spektrometr masowy Bennetta (BIMS) Spektrometr promieniowania ultrafioletowego ( BUV ) z rozpraszaniem wstecznym (NACE) Neutralna temperatura atmosfery (NATE) Neutralny spektrometr mas typu Open-Source Spektrometr fotoelektronów (PES) Analizator potencjału opóźniający uszkodzenia spowodowane promieniowaniem /miernik dryfu Spektrofotometr skrajnego ultrafioletu słonecznego (EUVS) Alarm temperatury (statki kosmiczne) Fotometr widzialnej poświaty powietrznej (VAE) | |
|
program eksploratora
| |
Explorer 55 , zwany także AE-E ( Atmospheric Explorer-E ), był naukowym satelitą NASA należącym do serii Atmosphere Explorer , wystrzelonym 20 listopada 1975 roku z Cape Canaveral Air Force Station (CCAFS) na pokładzie pojazdu startowego Thor-Delta 2910 .
Misja
Celem misji Explorer 55 (AE-E) było zbadanie procesów chemicznych i mechanizmów przenoszenia energii, które kontrolują strukturę i zachowanie atmosfery ziemskiej i jonosfery w obszarze wysokiej absorpcji energii słonecznej na niskich i równikowych szerokościach geograficznych . Jednoczesne pobieranie próbek na wyższych szerokościach geograficznych było przeprowadzane przez Explorer 54 (AE-D) aż do awarii 29 stycznia 1976 r., a następnie przez sondę Explorer 51 (AE-C), aż do jej ponownego wejścia na powierzchnię 12 grudnia 1978 r. Ten sam typ użyto statku kosmicznego jako Explorer 51, a ładunek składał się z tych samych typów instrumentów, z wyjątkiem tego, że eksperymenty z niskoenergetycznymi elektronami i tlenkiem azotu w ultrafiolecie (UV) zostały usunięte i dodano spektrometr UV z rozproszeniem wstecznym w celu monitorowania zawartości ozonu w atmosferze.
Dwa eksperymenty, które zostały usunięte, były bardziej odpowiednie dla regionów położonych na dużych szerokościach geograficznych. Perygeum wystrzeleniu , kiedy orbita była eliptyczna , a wysokość perygeum wahała się od 130 km (81 mil) do 400 km (250 mil). Okrążenie orbity na około 390 km (240 mil) zostało wykonane 20 listopada 1976 r., A statek kosmiczny był podnoszony na tę wysokość, ilekroć spadał do około 250 km (160 mil).
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 , który jest wprost proporcjonalny do gęstości atmosfery. Instrument składał się z trzech jednoosiowych przyspieszeniomierzy , zamontowanych względem siebie pod kątem prostym, dwóch w płaszczyźnie XY statku kosmicznego i jednego wzdłuż 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 instrumentu 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. Ze względu na niepewność współczynnika oporu powietrza może występować błąd systematyczny do ± 5 %. Najwyższą wysokość pomiaru określono przy założeniu, że instrument może wykrywać do 0,2% pełnej skali.
Spektrometr UV z rozproszeniem wstecznym (BUV)
Instrument Backscatter Ultraviolet (BUV) monitorował rozkład przestrzenny ozonu atmosferycznego, mierząc intensywność promieniowania UV rozproszonego wstecznie z atmosfery ziemskiej. Aby uzyskać taki rozkład ozonu, podsystem BUV mierzył bezpośrednie promieniowanie słoneczne i rozproszone wstecznie promieniowanie UV z dziennej atmosfery oświetlonej słońcem. Instrument składał się ze spektrometru ( monochromatora ) i fotometru . Monochromator mierzył intensywność promieniowania UV rozproszonego wstecznie i promieniowania odbitego z atmosfery ziemskiej w 12 długościach fal (od 2555 do 3398 A), w których zachodzi tłumienie ozonu. Fotometr mierzył odbite promieniowanie UV w pojedynczym zakresie długości fali, w którym nie występuje tłumienie przez ozon. BUV miał cztery tryby pracy.
Spektrometr masowy Bennetta z jonami (BIMS)
Eksperyment ten miał na celu zmierzenie na całej orbicie poszczególnych stężeń wszystkich form jonów termicznych w zakresie mas od 1 do 72 atomowych jednostek masy (u) iw zakresie gęstości otoczenia od 5 do 5,E6 jonów/cm3. Zakres masy był normalnie skanowany w 1,7 sekundy, ale czas skanowania na zakres można było wydłużyć za pomocą polecenia. Laboratoryjne i lotnicze określenie wydajności spektrometru i dyskryminacji mas pozwoliło na bezpośrednie przekształcenie zmierzonych prądów jonowych na stężenia w otoczeniu. Korelacja tych zmierzonych danych z wynikami eksperymentów towarzyszących, CEP (1975-107A-01) i RPA (1975-107A-04) pozwoliła na określenie stężeń poszczególnych jonów z dużą dokładnością. Cztery główne elementy mechaniczne eksperymentu to pierścień ochronny i rura analizatora jonów, zespół kolektora i przedwzmacniacza, odpowietrznik i główna obudowa elektroniki. Leciano trzystopniową rurą Bennetta z przestrzeniami dryfu od 7 do 5 cykli; został zmodyfikowany, aby umożliwić pomiary stężenia jonów na niskich wysokościach. Równowagę między czułością prądu jonowego a rozdzielczością masową w spektrometrze Bennetta można zmienić, zmieniając odpowiednie napięcia. Te zmiany napięcia były kontrolowane niezależnie przez polecenie uziemienia dla każdego z trzech zakresów mas: od 1 do 4, od 2 do 18 i od 8 do 72.
Manometr pojemnościowy
Manometr pojemnościowy używany na Explorer 55 (AE-E) był przede wszystkim eksperymentem inżynieryjnym mającym na celu dostarczenie danych o operacjach statku kosmicznego . Jednak dane z tego eksperymentu zostały również skorelowane z danymi z akcelerometru i miernika jonów w ocenie oporu satelitów. Manometr, nazywany również czujnikiem ciśnienia B (PSB), zapewniał bezpośredni pomiar ciśnienia atmosferycznego w obszarze poniżej 200 km (120 mil). 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 wpuszczano 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
zimną katodą 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 a 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 130 VDC i stałego pola magnetycznego o natężeniu około 0,16 t (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. Przyrząd pracował w dwóch trybach, wirowania i despun. Kiedy statek kosmiczny znajdował się w trybie wirowania, PSA na przemian pobierał próbki ciśnienia tłoka i kilwateru. Kiedy statek kosmiczny znajdował się w trybie despun, PSA poruszał się o 30 ° od 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 obrotu. Langmuira o opóźniającym potencjale , która wytwarzała 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 między plus a minus 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 1-sekundową 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 gęstościach jonów powyżej 1,E4. 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).
Test spektrometru analizatora energii (EAST)
Ten eksperyment był testem w locie spektrometru z analizatorem energii.
Ekstremalny monitor promieniowania słonecznego (ESUM)
Eksperyment Extreme Solar Ultraviolet Monitor (ESUM) wykonał bezwzględne szerokopasmowe pomiary spektro-radiometryczne strumienia słonecznego EUV od 200 A do Lyman-alfa przy 1216 A i wykonał precyzyjne pomiary zmienności czasowej. Przyrząd składał się z dwóch identycznych bezokienkowych fotodiod EUV z katodami z tlenku glinu i koła filtrowego zawierającego dwa zestawy filtrów metalowych bez podkładu ( aluminium , cyna , ind ) i pozycję otwartą. Dioda światła widzialnego mierzyła przepuszczalność filtrów w otworach, aby określić tło światła białego. Kąt nachylenia instrumentu względem osi +Z statku kosmicznego został zoptymalizowany pod kątem maksymalnego czasu oglądania Słońca zarówno w trybie wirowania, jak i bez obracania się statku kosmicznego. Pole widzenia instrumentu wynosiło 60°. Nominalne szerokości pasma w angstremach dla 50% sygnału wynosiły od 270 do 550, od 570 do 584, od 800 do 935 i 1216 A.
Neutralny skład atmosfery (NACE)
tym eksperymencie zmierzono in situ rozkład przestrzenny i zmiany czasowe stężeń obojętnych gatunków atmosferycznych. Ponadto uzyskano nowy wgląd w techniki pomiarów in situ, porównując te pomiary z wynikami innych eksperymentów na pokładzie; mianowicie spektrometr open source (1975-107A-07), słoneczny spektrometr EUV (1975-107A-06) i akcelerometr gęstości atmosferycznej (1975-107A-02). Czujnik spektrometru mas miał pozłacaną komorę termiczną ze stali nierdzewnej i źródło jonów, analizator kwadrupolowy pręta hiperbolicznego i pozaosiowy multiplikator elektronów. Podczas pracy w „normalnym” formacie analizator mierzył wszystkie masy w zakresie od 1 do 44 jednostek masy atomowej z naciskiem na wodór , hel , tlen , azot i argon . Zoptymalizowano inny format do badań mniejszych składowych 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 mnożnika elektronów, gdzie zostały obrócone o 90°, aby uderzyć w pierwszą dynodę. Spektrometr miał rozdzielczość lepszą niż 1 jednostka dla wszystkich mas od 1 do 44, a układ pomiarowy miał planowany zakres dynamiki około 1,E8. 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. Pomiary neutralnego składu otoczenia uzyskano, gdy instrumentowi nakazano przejście w odpowiedni tryb. Przybliżone wartości dla wiatru południkowego uzyskano z 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 odcięcia, przegroda była wprawiana w stopniowe oscylacje, aby przerwać strumień cząstek widziany przez komorę z otworami. Te zmiany gęstości komory zostały zinterpretowane jako dające również temperaturę kinetyczną gazu obojętnego. Źródło jonów z podwójnym włóknem pobierało próbki termizowanego azotu cząsteczkowego w komorze i wytwarzało gęstość wiązki jonów proporcjonalną do gęstości komory azotowej. Ze źródła ta wiązka zjonizowanego azotu została skierowana do analizatora kwadrupolowego, dostrojonego tak, aby przepuszczać te cząstki przy stosunku masy do ładunku równym 28. Następnie wiązka uderzyła w powielacz elektronów, a impulsy wyjściowe zostały wzmocnione i zliczone. 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 jednostki masy atomowej (u). Podwójnie ogniskujący spektrometr masowy Mattauch-Herzog z odchyleniem magnetycznym ze źródłem jonów uderzeniowych został oblatany. Dołączono dwa kolektory jonów do pomiaru jonów różniących się masą 8-krotnie; tzn. dwa objęte zakresy mas to 1 do 6 i 6 do 48 jednostek. W źródle jonów cząstki obojętne zostały zjonizowane za pomocą zderzenia elektronów. Energie elektronów można było wybierać; 75 eV dla trybu wysokiej eV i 25 eV dla trybu niskiej eV. Na wysokościach większych niż 380 km (240 mil) prądy jonowe mierzono za pomocą mnożnika elektronów. Zliczenia były gromadzone przez 1/20 sekundy przed automatycznym przełączeniem na inną liczbę masową. Chociaż można było przemiatać pełne widma masowe, w typowym trybie pracy stosowano stopniowanie pików; odczyty głównych pików w widmie masowym powtarzano co około 0,5 sekundy, a dla innych gatunków rzadziej. Dane poniżej 380 km (240 mil) zmierzono za pomocą elektrometru . Oprócz szczytowego trybu krokowego istniało kilka innych trybów pracy, które zostały wybrane przez dowództwo naziemne. W trybie przelotu cząstki otoczenia uderzające w źródło jonów zachowywały energię mniejszą niż 0,1 eV, która nie była 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 obszaru przyspieszenia analizatora.
Spektrometr fotoelektronów (PES)
Ten eksperyment miał na celu dostarczenie informacji na temat intensywności, rozkładu kątowego, widma energii i przepływu netto wzdłuż linii pola elektronów w termosferze o energiach od 1 do 500 eV. Przyrząd składał się z dwóch identycznych, skierowanych przeciwnie półkulistych analizatorów elektrostatycznych i zawierał 30 trybów pracy. Każdy spektrometr miał względną rozdzielczość energetyczną ± 2,5% i współczynnik geometryczny rzędu 0,001 cm2 ( 0,00016 cala kwadratowego)-sr, niezależny od energii elektronów. Można było zmierzyć trzy oddzielne zakresy energii: od 0 do 25, od 0 do 100 i od 0 do 500 eV. Pomiary z tych przedziałów można sekwencjonować na pięć 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 na sekundę pozwoliło to na wybór jednego 64-punktowego widma lub czterech 16-punktowych widm w ciągu jednej 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.
Uszkodzenia spowodowane promieniowaniem
W ramach tego eksperymentu inżynieryjnego zmierzono uszkodzenia urządzeń półprzewodnikowych spowodowane promieniowaniem .
Opóźniający analizator potencjału/miernik dryfu
Ten eksperyment został zaprojektowany w celu określenia prędkości dryfu wektorów jonów, stężenia i temperatury jonów, chropowatości całkowitego stężenia jonów i potencjału statku kosmicznego. Eksperyment składał się z opóźniającego analizatora potencjału z czterema głowicami czujników planarnych. Głowice czujników zostały rozmieszczone prawie równo wokół równika satelity. Ponieważ oś wirowania satelity była prostopadła do płaszczyzny orbity, głowice te mogły obserwować wzdłuż wektora prędkości statku kosmicznego w trybie wirowania lub opadania statku kosmicznego. Trzy głowice czujników były podobne. Mieli dwie uziemione siatki wejściowe, dwie siatki opóźniające, siatkę tłumiącą, siatkę ekranującą i kolektor. Liniowe napięcie przemiatania (32 lub 22 do 0 V, w górę lub w dół) było normalnie przykładane do siatek opóźniających w ciągu 0,75 s. Interpretacja otrzymanych profili prąd-napięcie dostarczyła informacji na temat temperatury jonów, stężenia jonów i elektronów, niektórych informacji o składzie jonów oraz potencjału nośnika i prędkości dryfu plazmy równolegle do wektora prędkości. Z siatką opóźniającą przy stałym zerowym wolcie, zmiany prądu można było obserwować przez 3-sekundowe okresy, 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 czterosegmentowego kolektora. Różnice w prądach 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 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 do 3 x 6 min kątowych. Wszystkie 24 osie wejściowe monochromatora były ustawione równolegle. Słoneczny system wskazujący mógłby wskazać 256 różnych pozycji, wykonać 16-stopniowy jednowymiarowy skan lub pełny 256-stopniowy raster. Rozdzielczość czasowa wahała się od 0,5 s dla obserwacji 12 stałych długości fal do 256 s dla programowania EUVS we wszystkich możliwych trybach.
Alarm temperatury (statek kosmiczny)
Eksperyment inżynieryjny był alarmem temperaturowym, który mierzył temperaturę uderzenia w niskich perygeum.
Widoczny fotometr poświaty powietrznej (VAE)
Ten eksperyment dostarczył szczegółowych danych na temat szybkości wzbudzania atomowych i molekularnych składników termosfery. Zakres długości fal wyrażony w angstremach mierzono parami: 7319 i 6563, 5300 i ciemny, 5577 i 7319, 2800 i 5200, 6300 i 5577, kalibracja i 2800 oraz 6563 i 6300. Zastosowano fotometr, który zawierał dwa oddzielne kanały optyczne, wąskie pole widzenia i szerokie pole widzenia. Wyboru spektralnego dokonano za pomocą koła filtrowego, które zawierało sześć filtrów interferencyjnych oraz ciemną i skalibrowaną pozycję. Dwa kanały były oddzielone o 90°. Jeden kanał miał pole widzenia stożka półkątowego 3 ° zapewniające wysoką czułość i był skierowany normalnie w kierunku lokalnego zenitu. Drugi miał pole widzenia półstożka 0,75 ° dla wysokiej rozdzielczości przestrzennej, wskazując stycznie do powierzchni Ziemi, gdy satelita był w trybie zorientowanym. Oba kanały były chronione przed zanieczyszczeniem światłem rozproszonym w ciągu dnia za pomocą wielostopniowych systemów przegród. Filtry pracowały w kilku trybach. Dwa oddzielne kanały optyczne monitorowano w odstępach czasu zgodnych z ich rozdzielczością kątową w trybie wirowania.
Klimatyczne wejście
Explorer-55 (AE-E) ponownie wszedł w atmosferę 10 czerwca 1981 r.
.png)