Explorer 6

Explorer 6 , ou S-2 , était un satellite de la NASA lancé le 7 août 1959 à 14h24:20 GMT . Il s'agissait d'un petit satellite sphérique conçu pour étudier le rayonnement piégé de diverses énergies, les rayons cosmiques galactiques , le géomagnétisme , la propagation radio dans la haute atmosphère et le flux de micrométéorites . Il a également testé un dispositif de balayage conçu pour photographier la couverture nuageuse de la Terre . Le 14 août 1959, Explorer 6 a pris les premières photos de la Terre à partir d'un satellite.

Cette expérience a permis de mesurer la densité électronique à proximité du satellite. L'équipement d'observation comprenait deux émetteurs cohérents fonctionnant à 108 et 378 MHz . La différence de fréquence Doppler et le changement de rotation Faraday du signal à 108 MHz ont été observés. Les signaux ont été observés depuis la station de réception à Hawaï pendant 20 à 70 minutes au cours de chacun des huit passages sur 11 jours. Une forte atténuation et une forte tempête magnétique ont ajouté aux difficultés d'interprétation des données. La panne de l'émetteur de balise à 378 MHz a mis fin à l'expérience.

Un magnétomètre à grille de flux a été utilisé pour mesurer la composante du champ magnétique parallèle à l'axe de rotation du véhicule. Les mesures, combinées à celles effectuées avec le magnétomètre à bobine de recherche (qui mesurait les composantes du champ ambiant perpendiculaires à l'axe de rotation du véhicule) et le capteur d'aspect, étaient destinées à déterminer la direction et l'amplitude du champ magnétique ambiant. Il était prévu d'obtenir des mesures à des altitudes allant jusqu'à 8 rayons terrestres, mais en raison de perturbations multipolaires permanentes à l'intérieur du véhicule, le magnétomètre à grille de flux est devenu saturé et n'a renvoyé aucune donnée. Ainsi, les informations n'étaient disponibles qu'à partir de la bobine de recherche et de l'indicateur d'aspect.

L'instrumentation de cette expérience comprenait une chambre d'ionisation intégratrice de type Neher et un tube Geiger-Müller Anton 302 (GM). En raison du blindage complexe et non uniforme des détecteurs, seules des valeurs de seuil d'énergie approximatives étaient disponibles. La chambre d'ionisation répondait de manière omnidirectionnelle aux électrons et aux protons d'énergies supérieures à 1,5 et 23,6 MeV , respectivement. Le tube GM répondait de manière omnidirectionnelle aux électrons et aux protons d'énergies supérieures à 2,9 et 36,4 MeV, respectivement. Les comptages du tube GM et les impulsions de la chambre d'ionisation étaient accumulés dans des registres séparés et télémesurés par le système analogique. Le temps écoulé entre les deux premières impulsions de la chambre d'ionisation suivant une transmission de données et le temps d'accumulation de 1024 comptages du tube GM étaient télémesurés numériquement. Très peu de données numériques étaient réellement télémesurées. La chambre ionique a fonctionné normalement du lancement jusqu'au 25 août 1959. Le tube GM a fonctionné normalement du lancement jusqu'au 6 octobre 1959.

Un détecteur de micrométéorites (spectromètre de momentum de micrométéorites), qui utilisait des microphones à cristal piézoélectrique comme éléments de détection, a été utilisé pour obtenir des statistiques sur le flux de moment et les variations de flux des micrométéorites. Bien que des impulsions aient été détectées, l'expérience n'a fourni aucune donnée de valeur scientifique.

Un télescope à compteur proportionnel omnidirectionnel à triple coïncidence a été utilisé pour observer les protons (avec E>75 MeV ) et les électrons (avec E>13 MeV) dans la région du rayonnement piégé terrestre. L'objectif scientifique des télescopes était de déterminer certaines des propriétés du rayonnement de haute énergie dans l'espace interplanétaire , y compris la proportion de comptages dus aux rayons X par rapport à ceux dus aux protons et autres particules de haute énergie . La comparaison avec les résultats de la chambre d'ionisation des rayons cosmiques permet de déterminer le type et l'énergie des particules responsables de la mesure.

Chaque télescope est constitué de sept tubes compteurs proportionnels, six disposés en anneau concentrique autour du septième et parallèles sur leur longueur. Ces faisceaux de tubes sont couchés sur le côté et dépassent du haut de l'un des boîtiers d'équipement de la base hexagonale de Ranger 1. Trois des tubes extérieurs sont exposés à l'espace et trois font saillie dans le boîtier d'équipement. Chaque ensemble de trois tubes est connecté électroniquement à un groupe qui alimente un amplificateur d'impulsions et un formateur d'impulsions. Le tube central alimente son propre circuit équivalent.

Les deux télescopes ont été désignés comme télescope « basse énergie » et « haute énergie », ne différant que par la quantité de blindage et sa configuration. Les compteurs du télescope à haute énergie étaient des tubes en laiton de 3 pouces de long et de 0,5 pouce de diamètre avec une épaisseur de 0,028 pouce. Un blindage en plomb de 5 grammes par ^cm² d'épaisseur entoure l'ensemble. L'unité à basse énergie a des tubes de la même taille mais en acier avec une épaisseur de paroi de 0,508 ± 0,0025 mm. La moitié de l'assemblage est blindée en plomb de 5 grammes par cm² ^sur toute la longueur des tubes. La moitié non blindée de l'assemblage est la partie exposée que les particules peuvent atteindre sans rencontrer le matériau structurel du vaisseau spatial, ce qui donne une résolution angulaire inférieure à 180° pour les particules à basse énergie. Le télescope à basse énergie peut détecter des protons avec des énergies supérieures ou égales à 10 MeV et des électrons supérieurs ou égaux à 0,5 MeV. Le télescope à haute énergie détecte des protons de 75 MeV et plus et des électrons de 13 MeV et plus en triple coïncidence, ainsi qu'un rayonnement de freinage supérieur à 200 keV dans le tube central.

Lorsqu'une particule traverse le faisceau de tubes, le circuit électronique détermine quels groupes ont été pénétrés. Si une impulsion provient des trois groupes à la fois, une triple coïncidence, la particule était une particule à haute énergie, plutôt qu'une particule à basse énergie ou un rayon X. Les événements de triple coïncidence sont télémesurés avec les comptages individuels du tube central pour déterminer les comptages dus aux sources à haute énergie et à basse énergie. Le taux de comptage du télescope à haute énergie permet de corriger les données du télescope à basse énergie afin de pouvoir calculer le flux de particules incident sur la partie non blindée de l'unité à basse énergie. La comparaison des données du télescope à basse énergie et de la chambre d'ionisation des rayons cosmiques (les deux détectent des particules dans la même gamme d'énergie) permet de déterminer l'ionisation moyenne par particule, à partir de laquelle le type et l'énergie de la particule peuvent être déterminés.

Plusieurs orages magnétiques se sont produits pendant la vie active de l'expérience. La date de transmission des dernières informations utiles fut le 6 octobre 1959, date à laquelle l'émetteur ne fonctionna plus.

L'expérience du compteur à scintillation a été conçue pour faire des observations directes des électrons dans les ceintures de radiations de la Terre avec un détecteur insensible au rayonnement de freinage . Cette expérience consistait en un scintillateur cylindrique en plastique cimenté sur un tube photomultiplicateur. L'instrument observait l'espace à travers une fenêtre recouverte d'une feuille d'aluminium dans la coque de la charge utile, mais l'instrument réagissait également à des particules plus énergétiques traversant la coque de la charge utile. Les énergies minimales détectables étaient de 200 keV pour les électrons et de 2 MeV pour les protons. Pour les électrons entre 200 et 500 keV, l'efficacité du détecteur multipliée par le facteur géométrique omnidirectionnel était de 0,0008 cm2 ^{par électron} ; alors que pour les électrons d'énergie supérieure à 500 keV, elle était de 0,16 cm2 par électron. Pour les particules très pénétrantes, le facteur géométrique atteignait sa valeur maximale de 3,5 ^cm2 . Le compteur à scintillation a été échantillonné en continu pour la transmission analogique et par intermittence (toutes les 2 minutes, 15 secondes ou 1,9 seconde, selon le débit binaire du satellite) pour la transmission numérique. L'émetteur diffusant les données analogiques pour cette expérience est tombé en panne le 11 septembre 1959. Les données ont été reçues sur un cycle de service limité à partir de l'émetteur numérique jusqu'au début d'octobre 1959.

Cette expérience a été conçue pour étudier le champ magnétique brut de la Terre, pour étudier le champ magnétique interplanétaire et pour détecter des traces de champ magnétique lunaire. Aucun champ magnétique interplanétaire ou lunaire n'a pu être mesuré, cependant, en raison de la faible apogée du vaisseau spatial. L'instrument était similaire à celui de Pioneer 1 et consistait en une seule bobine de recherche montée de manière à mesurer le champ magnétique perpendiculairement à l'axe de rotation du vaisseau spatial. L'instrument avait une portée de 0,6 nT à 1200 nT. Aucun étalonnage en vol n'était fourni. Une certaine dégradation du signal de télémétrie s'est produite en raison des effets ionosphériques. Des observations au sol insuffisantes sur le contenu électronique de l'ionosphère ont empêché de corriger les données pour ces effets. L'expérience avait des sorties numériques et analogiques. L'amplitude et la phase du magnétomètre ont été échantillonnées en continu pour la transmission analogique et par intermittence (toutes les 2 minutes, 15 secondes ou 1,9 seconde, selon le débit binaire du satellite) pour la transmission numérique. Le magnétomètre a fonctionné jusqu'à la perte du signal de télémétrie début octobre 1959.

Le scanner optique TV embarqué était une version améliorée du système TV utilisé pour la première fois sur Pioneer 2. L'expérience consistait en une unité optique contenant un miroir sphérique concave et un phototransistor, un amplificateur vidéo, des circuits de synchronisation et de logique et une télémétrie. L'expérience était conçue pour tester la faisabilité de l'utilisation de cette instrumentation pour obtenir des photographies de couverture nuageuse à basse résolution en plein jour. Le scanner a également servi de précurseur aux systèmes de caméras TV embarqués ultérieurement sur des satellites plus avancés. L'axe optique du scanner était dirigé à 45° de l'axe de rotation du vaisseau spatial, qui était parallèle au plan orbital. La rotation du véhicule fournissait le balayage de ligne, et le mouvement vers l'avant du vaisseau spatial le long de sa trajectoire fournissait le balayage de trame. Au cours d'un balayage (une révolution du vaisseau spatial), un seul point de balayage (élément) sur Terre était visualisé et transmis à la Terre. Au cours de la révolution suivante du vaisseau spatial, un point adjacent était balayé. Cette procédure était répétée jusqu'à ce qu'une ligne de 64 points de ce type soit formée. Ensuite, le processus était répété pour former une ligne adjacente d'éléments, et ainsi de suite, jusqu'à ce qu'une trame, ou une image, soit obtenue. Le système ne pouvait produire des photographies utiles que lorsque la vitesse du vaisseau spatial et sa position orbitale étaient telles que les lignes successives se chevauchaient. (À l'apogée, par exemple, les lignes TV étaient séparées par une distance à peu près égale à leur longueur, et aucune image significative ne pouvait donc être obtenue). Les données obtenues à partir de cette expérience sont limitées et de très mauvaise qualité. L'orientation correcte du vaisseau spatial n'a jamais été obtenue, ce qui a entraîné une quantité considérable d'espace vide entre les lignes de balayage successives. Les circuits logiques du scanner ne fonctionnaient pas non plus normalement (seul un point de balayage sur quatre pouvait être reproduit avec succès), ce qui réduisait encore davantage la résolution. Les dernières données utiles ont été obtenues le 25 août 1959.

Ce récepteur à très basse fréquence (VLF) a été conçu pour étudier la propagation en mode Whistler et le bruit ionosphérique sur des signaux de 15,5 kHz transmis depuis Annapolis, dans le Maryland . Les signaux ont été reçus sur une petite antenne électrique qui a été utilisée simultanément pour transmettre la télémétrie à très haute fréquence (VHF). L'intensité du signal sur une bande passante de 3 db de 100 Hz a été observée ainsi que l'impédance de l'antenne. La plage dynamique du récepteur était d'environ 80 db. Cette expérience a fonctionné du lancement jusqu'à environ 160 km avant l'échec. Avec l'antenne dans une configuration repliée pour le lancement, le récepteur a enregistré toutes les données avec une sensibilité réduite d'environ 30 db. À 67 km (42 mi), les signaux ont disparu dans le bruit de fond. Cependant, grâce à des techniques spéciales, les données ont été rendues utilisables jusqu'à 160 km (99 mi).

Le satellite a été lancé au sommet d'une fusée Thor-Able à Cap Canaveral, en Floride, sur une orbite hautement elliptique le 7 août 1959, à 14h24:20 GMT.

Le 14 août 1959, Explorer 6 a pris la première image de la Terre jamais prise par un satellite. Elle se trouvait au-dessus du Mexique, à une altitude d'environ 27 000 km. L'image était une image du centre nord de l'océan Pacifique , transmise à une station terrestre à Hawaï sur une période de 40 minutes.

Le 13 octobre 1959, un essai de missile antisatellite (ASAT) du missile Bold Orion a utilisé Explorer 6 comme cible. Le missile est passé avec succès à moins de 6,4 km (4,0 mi) du satellite. Le lancement a eu lieu dans la zone de largage de missiles de l'Atlantique (AMR DZ). L'altitude, la latitude et la longitude du point de largage étaient respectivement de 11 000 m (36 000 pieds), 29° Nord et 79° Ouest. Bold Orion a intercepté avec succès le satellite Explorer 6, passant sa cible à une distance de moins de 3,5 km (2,2 mi) et à une altitude de 252 km (157 mi).

Le satellite était stabilisé par rotation à 2,8 rotations par seconde (rps), avec une ascension droite de 217° et une déclinaison de 23°. Quatre palettes de cellules solaires montées près de son équateur rechargeaient les batteries de stockage pendant qu'il était en orbite. Chaque expérience, à l'exception du scanner de télévision, avait deux sorties, numérique et analogique. Un émetteur à ultra haute fréquence (UHF) était utilisé pour la télémétrie numérique et le signal TV. Deux émetteurs à très haute fréquence (VHF) étaient utilisés pour transmettre le signal analogique. Les émetteurs VHF fonctionnaient en continu. L'émetteur UHF ne fonctionnait que quelques heures par jour. Seules trois des palettes de cellules solaires étaient complètement dressées, et cela se produisait pendant la mise en rotation plutôt qu'avant la mise en rotation comme prévu. Par conséquent, le fonctionnement initial de l'alimentation électrique de la charge utile était de 63 % nominal, et ce chiffre a diminué avec le temps. La diminution de la puissance a entraîné un rapport signal/bruit plus faible affectant la plupart des données, en particulier près de l'apogée. Un émetteur VHF est tombé en panne le 11 septembre 1959 et le dernier contact avec la charge utile a été établi le 6 octobre 1959, date à laquelle le courant de charge des cellules solaires était tombé en dessous de celui requis pour maintenir l'équipement du satellite.

L'orbite du satellite s'est dégradée le 1er juillet 1961.

Au total, 827 heures de données analogiques et 23 heures de données numériques ont été obtenues.