エクスプローラー43

2 つのダイポールアンテナは宇宙船の回転面内で直交するように取り付けられ、3 つ目のダイポールアンテナは宇宙船の回転軸に沿って取り付けられた。アンテナ素子の長さは、-X が27.6 m (91 ft)、+X が24.4 m (80 ft)、-Y と +Y が45.5 m (149 ft)、-Z と +Z (回転軸) が2.9 m (9 ft 6 in)であった。電位計は、各アンテナペアの素子間のアナログ電位差を 5.12 秒ごとに同時に測定した。電位差は、14 ビットのアナログ/デジタル変換器を介して 0.64 秒ごとにデジタル的にサンプリングされた。DC感度は 100 マイクロボルト/メートルであった。^{[ 5 ]}         

この実験は、NASA本部によって当初定義されたとおり、 NSSDCでアイオワ（71-019A-03）、ミネソタ（71-019A-12）、GSFC （71-019A-16）の各コンポーネントに分割されました。初期の実験性能は正常でした。^{[ 6 ]}

12の狭帯域チャネルにおける交流電界強度は、0.1～100Hzの範囲で測定された。実験では、最適なノイズ閾値は1メートルあたり10マイクロボルトであった。各チャネルは、高ビットレートで5.12秒ごとに1回サンプリングされた。直流電界実験（71-019A-02）で使用されたアンテナも、この実験で使用された。^{[ 7 ]}

3 つの直交ループアンテナと 3 つの直交 (ほぼ平衡) ダイポールアンテナにより、20 Hz から 200 kHz までの 16 の対数的に等間隔な狭帯域チャネルで E および B 場の同時データが得られました。これらの検出器は、直流電場 (71-019A-02) 実験でも使用されました。スペクトル周波数分解能は約 30% でした。各 EB チャネルは 5.12 秒ごとにサンプリングされました。短いバックアップダイポールアンテナ (先端間約1 m (3 ft 3 in) ) も、非常に短い波長のプラズマ現象を検出するために使用されました。3 つのセグメントで 0 から 30 kHz までのアナログ B または E データも、専用の 4ワットのアナログチャネルでテレメータされました。この実験は、低エネルギー陽子および電子差分エネルギー分析器 (LEPEDEA) と組み合わせて使用​​するように設計されました。^{[ 8 ]}   

この実験は、プラズマ波の偏波、伝搬方向、フラックス、および波面法線方向を決定するために設計されました。6 つのアンテナ素子の任意の組み合わせから、1 つのチャネル周波数での時間平均相関は、6 台の搭載アナログ コンピュータによって同時に計算できます。23 Hz から 200 kHz を中心とする、対数的に等間隔の 64 個の周波数チャネルがあり、3 dB で 15% の帯域幅がありました。平均化時間は、高ビットレートで 2.5 秒でした。素子の組み合わせと測定する周波数のシーケンスは、搭載コンピュータまたは地上から制御されました。^{[ 9 ]}

この実験は、銀河、太陽、木星の電波スペクトルを比較的高い時間分解能で研究するために設計された。単一の91 m (299 ft)ダイポールアンテナ (電場実験でも使用)に取り付けられた 2 つのステップ周波数放射計が、30 kHz から 2 MHz の周波数範囲を 32 ステップでステップした。^{[ 10 ]}  

この実験の目的は、銀河、太陽、木星のスペクトルを高フラックス分解能（約1%）で研究することであった。ステップモード（8つの周波数）または単一周波数で動作する放射計が、電場実験にも使用された91m （299フィート）のダイポールアンテナに接続された。カバーされた周波数範囲は0.05～3.5MHzであった。^{[ 11 ]}  

この実験は、地球中心半径1.03～30地球半径の範囲における電子と陽子の差分エネルギースペクトル、角度分布、空間分布、および時間的変動を包括的に観測するために設計された。この目的のために、湾曲板円筒形静電アナライザーと連続チャネル乗算器の2つのアレイが使用された。1つのアナライザー、LEPEDEA（低エネルギー陽子および電子差分エネルギーアナライザー）は、24 eV～50 keVのエネルギー範囲（陽子と電子それぞれ16のエネルギー間隔）で陽子と電子のエネルギースペクトルと角度分布を個別に測定することになっていた。もう1つのアナライザー、LEPEDEA（低エネルギー陽子差分エネルギーアナライザー）は、1.7～550 eVのエネルギー範囲（8つのエネルギー間隔）で陽子のエネルギースペクトルと角度分布を測定した。アナライザーは宇宙機のスピン軸に垂直に取り付けられた。コリメートされた視野が半角15°でLEPEDEAの視野とほぼ平行になるように配置されたEONタイプ213ガイガー・ミュラーカウンターを使用して、45 keVを超えるエネルギーの電子と500 keVを超えるエネルギーの陽子の強度を測定し、LEPDEAのバックグラウンド測定を行った。1974年8月10日に連続チャンネル電子増倍器の1つが故障したため、宇宙船の寿命の最後の7週間は有用な電子データは収集されなかった。それ以外は、実験は宇宙船の寿命を通じて正常に機能した。^{[ 12 ]}

この実験は、惑星間空間および地球の磁気圏、磁気尾部、磁気圏鞘におけるベクトル磁場を正確に測定するために設計された。検出器は、ブームに取り付けられた三軸フラックスゲート磁力計で、測定範囲はそれぞれ±16、48、144、432 nTであった。対応する感度はそれぞれ±0.06、0.19、0.56、1.69 nTであった。自動範囲選択機能が組み込まれていた。反転機構により、飛行中に3つのセンサーのゼロレベルを校正することができた。ベクトルサンプリングレートは1秒あたり12.5サンプルであった。この実験は宇宙船の寿命を通して正常に機能した。^{[ 13 ]}

半球型静電アナライザーを使用して、太陽風、磁気圏シース、および磁気圏尾部における粒子（電子と正イオン）集団の記述を拡張しました。エネルギー スペクトル分析は、プレートを既知の電圧レベルまで充電し、既知の RC 時定数で放電させることによって行いました。アナライザーには 4 つの制御可能なモードがありました。最初のモードは、太陽風の陽子とアルファ粒子の測定用に設計されました。宇宙船が 8 周回する間に、太陽を中心とした 8 つの角度範囲で 32 レベルのエネルギー スペクトルを取得しました。エネルギー レベルは 100 eV から 8 keV まででした。2 番目のモードは、太陽風の重イオンの測定用に設計されました。このサイクルは、1 回目と同じでしたが、電荷あたりのエネルギー レベルが 900 eV から 8 keV に制限され、陽子とアルファ粒子に比べて重イオンの計数効率が向上しました。3 番目のモードは、太陽風と磁気圏シースの電子と磁気圏シースの正イオンの測定用に設計されました。これは、電子と正イオンのスペクトル掃引を交互に行う組み合わせサイクルでした。宇宙船が9回転するサイクル中に、8つの電子スペクトルと8つの正イオンスペクトルが取得されました。このモードの電子の結合データは、32の等間隔の角度範囲で取得された16レベルのエネルギースペクトルで構成されていました。スペクトルは4～1000 eVに及びました。正イオンのデータは、同じ32の角度範囲で取得された32レベルのスペクトルで構成されていました。電荷あたりのエネルギースペクトルは100 eVから8 keVに及びました。4番目のモードは、磁気圏尾部の電子と正イオン用に設計されました。電子と正イオンは、電子と正イオンの両方について、32の等間隔の角度範囲で16レベルのスペクトルを使用して研究されました。電荷あたりのエネルギー範囲は、電子の場合は6 eVから24 keV、正イオンの場合は45 eVから34 keVでした。 ^{[ 14 ]}

この実験は、互いに反対方向を向いた2つのプラズマ検出器で構成され、どちらも宇宙船のスピン軸に垂直でした。静電アナライザーは、170～6400ボルトの偏向電圧で陽子とアルファ粒子を測定しました。静電アナライザーと速度セレクターは、640～7200ボルトの偏向電圧でアルファ粒子のみを測定しました。宇宙船が連続して回転する間、2つの静電アナライザーの偏向電圧は、上記の間隔で対数的に等間隔の20ステップのうちの1つを進みました。こうして、完全なスペクトルが240秒で取得されました。実験は最初の1か月間は正常に動作しました。高電圧部分の短絡により、実験は失敗しました。^{[ 15 ]}

太陽での電子の加速と惑星間空間への放出を研究するために行われたこの実験は、4つの検出器で構成されていた。そのうち2つは、宇宙船の自転軸に対して170°の方向を向いたガイガー・ミュラー管（GM管）であった。1つの管は、金箔で後方散乱された20 keVを超えるエネルギーの電子に反応した。20 keVの電子データは10.24秒ごとに蓄積され、読み出された。もう1つのGM管は、それぞれ18 keVと250 keVを超えるエネルギーの電子と陽子を直接観測した。このタイプのデータは5.12秒ごとに蓄積され、読み出された。3番目の検出器は、3つの半導体からなる望遠鏡で、宇宙船の自転軸に対して170°の方向を向いていた。この検出器は、それぞれ 18 ～ 450 keV および 0.04 ～ 2 MeV のエネルギー範囲の電子と陽子に反応しました。この検出器からの電子データは、対数的に等間隔に配置された 4 つの連続したエネルギー チャネルで 5.12 秒間蓄積され、各時間間隔の終わりに読み出されました。さらに、検出器のカウントに対して 64 チャネルのパルス高さ解析が実行され、この情報は 163.84 秒ごとにテレメータで送信されました。この検出器からの陽子データは、20.48 秒ごとに蓄積され、読み出されました。4 番目の検出器は、宇宙船のスピン軸に垂直な方向を向いた 2 つの半導体で構成されていました。この検出器は、金箔から後方散乱された 47 ～ 350 keV のエネルギーの電子に反応しました。 47～350 keVの電子と80～350 keVの電子のカウントは、それぞれ16個と4個の等角セクターで、連続する20.48秒間隔で蓄積され、各間隔の終わりに読み出された。実験は正常に機能した。^{[ 16 ]}

この実験は、太陽宇宙線、銀河宇宙線、および磁気圏尾部粒子のスペクトルと組成を測定し、深宇宙探査機パイオニア10号と11号に搭載される機器のプロトタイプとして機能し、勾配研究においてパイオニアのデータと比較するための基準となる1AUデータを提供することを目的として設計されました。この実験は、組成望遠鏡（打ち上げ後約10日で故障）、2番目の望遠鏡（この実験の有用なデータのほぼすべてがここから得られた）、電子電流検出器（1.8MeV以上の電子と21MeV以上の陽子）、および核分裂セル（120MeV以上の陽子）で構成されていました。後者の2つの機器は、木星に捕捉された粒子の非常に高いフラックスを測定するために設計されたパイオニア機器のプロトタイプとして特別に組み込まれていました。そのため、地球の放射線帯の比較的低いフラックスの測定には最適化されていませんでした。成功した望遠鏡は、6 つの同軸センサー (5 つのリチウムドリフトシリコンセンサーと 1 つのCsI (Tl) シンチレーター) と反同時計数シンチレーターで構成されていました。この望遠鏡は、宇宙船のスピン軸に垂直な方向を向いており、角度開口は (考慮する同時計数モードに応じて) 48° から 64° の間でした。同時計数モードのレート (5.12 秒の蓄積、0.5 ～ 10.6、10.6 ～ 19.6、29.3 ～ 66.7、および 66.7 MeV 以上の範囲の陽子に対応) は、10.24 秒ごとに取得されました。これらのレートを使用してパルス高さ解析 (20.48 秒ごとに 1 つのイベント) を行い、電荷組成 (Z が 8 まで)、同位体組成 (Z が 1 および 2 の場合)、および電子フラックスを調べました。宇宙船搭載コンピュータは、構成望遠鏡に割り当てられた目標の一部を、より小型で成功した望遠鏡で達成できるようにするために使用されました。構成望遠鏡の故障を除けば、実験は宇宙船の寿命を通して計画通りに機能しました。^{[ 17 ]}

この実験は、NASA本部が当初定義したとおり、NSSDCでミシガン（71-019A-13）とGSFC（71-019A-15）のコンポーネントに分割されました。初期の実験性能は正常でした。 ^{[ 18 ]}

GSFC宇宙線実験は、太陽および銀河の電子、陽子、およびZ=26までのより重い原子核のエネルギー スペクトル、組成、および角度分布を測定するように設計されました。3つの異なる検出器システムが使用されました。最初のシステムは、基本的に同一の固体望遠鏡4つで構成されていました。2つは宇宙船のスピン軸に垂直で、2つは平行でした。望遠鏡の吸収厚さが異なるため、電子と陽子をある程度区別することができました。各検出器は、約50 keVから2 MeVまでの粒子に反応しました。スペクトル情報のために7レベルの積分アナライザーが含まれていました。2番目の検出器システムは、スピン軸に垂直な方向を向いた固体dE/dx対E望遠鏡でした。この望遠鏡は、4 MeV/核子から20 MeV/核子までのエネルギーを持つZ=1から16までの原子核を測定しました。 0.5～4 MeV/核子の範囲の粒子のカウントは、電荷分解能なしで、dE/dx センサーでカウントとして取得されましたが、E センサーではカウントされませんでした。第 3 の検出器システムは、軸がスピン軸に対して 39 度の角度をなす 3 要素の望遠鏡でした。この装置は、2～12 MeV の電子と、20～500 MeV/核子のエネルギー範囲の Z=1～30 の原子核に反応しました。80 MeV 未満の粒子に対して、この装置は dE/dx vs E 検出器として機能しました。80 MeV を超えると、双方向の 3 つの dE/dx vs E 検出器として機能しました。パルス高さ分析とゲイン切り替えの組み合わせを使用することにより、第 2 および第 3 の検出器システムの各センサーの出力は、それぞれ 1000 および 1200 のエネルギー チャネルのいずれかに分類されました。フラックスの方向性情報は、各検出器からのデータの特定部分を8つの角度セクターに分割することによって得られた。第2検出器システムは、打ち上げから1971年10月14日（遠地点の影）まで正常に動作したが、その後問題が発生した。1971年11月以降、この望遠鏡からは実質的にデータが得られなかった。それ以外は、実験は宇宙船の寿命を通じて正常に機能した。^{[ 19 ]}

太陽プロトンモニタリング実験は、それぞれ1つ以上の固体検出器素子を使用する5つの独立した検出器で構成されていた。視野が2πsr、積算時間が5.12秒の3つの検出器は、10MeV、30MeV、60MeVを超えるエネルギーのプロトンを測定した。得られた1時間平均フラックスは、「Solar-Geophysical Data」に迅速に掲載された。4番目の検出器は2素子望遠鏡で、0.2～0.5MeV、0.5～2.0MeV、2.0～7.5MeVのエネルギー範囲におけるプロトンの方向フラ​​ックスと、8～20MeVのエネルギー範囲におけるアルファ粒子の方向フラ​​ックスを測定した。5番目の検出器は、10keVを超える電子の方向フラ​​ックスを測定した。最後の2つの検出器については、宇宙船が回転するにつれて45°のセクターでカウントが取得された。最初の4つの検出器にはオンボード校正機能が搭載されていた。^{[ 20 ]}

この実験は、運動エネルギー範囲100 keV～1.5 MeVの銀河および太陽の電子と陽電子を研究するために設計された。0.5 MeV～4.0 MeVの陽子に関する情報も得られた。宇宙船のスピン軸に垂直な方向を向いたコリメートされたスチルベン結晶シンチレータが主検出器であった。同様の完全遮蔽された結晶は、主検出器内でガンマ線と中性子によってそれぞれ生成された電子と陽子の主検出器計数率への寄与を決定するために使用された。完全遮蔽されたCsI結晶はガンマ線スペクトロメータとして機能し、主検出器と同時検出して電子と陽電子を区別するために使用された。各検出器から得られた計数率は、1回転あたり8つの角度セクターでテレメトリーされた。さらに、各テレメトリーフレームで最初に停止した粒子によって主検出器内で生成されたパルスの振幅と形状が研究された。パルスの振幅と形状から、エネルギー（10%の分解能）と粒子種の情報が得られた。初期の実験性能は正常でした。打ち上げ後7週目から12週目の間に実験装置の不具合により有用なデータを取得できませんでした。装置の一部がぎりぎりの動作をしていたため、陽電子と電子の比率を決定するのが困難でした。それ以外は、1972年9月26日まで装置の性能は正常でしたが、その日、宇宙船の電源を4時間切った後、実験装置の電源を入れることができませんでした。^{[ 21 ]}