Diferenzas entre revisións de «ESRO 2B»

m
Máis info
m (Algo máis de info)
m (Máis info)
Este experimento foi deseñado para medir o fluxo de partículas enerxéticas na vecindade da Terra mediante dous [[Tubo Geiger|tubos Geiger]] estándar (modelos Anton 320 e Anton 112). Os detectores proporcionaron datos sobre os raios cósmicos e os cintos de radiación para comparalos cos datos obtidos cos instrumentos de outros satélites. O tubo modelo Anton 112 foi usado para estudar os fluxos de partículas por debaixo da rexión de máximo atrapamento do cinto interior. O detector Anton 302 traballaba no rango de enerxías de ata 3 [[Electrón-volt|MeV]] para electróns e de ata 20 MeV no caso de protóns, e o Anton 112 no rango de ata 1 MeV para electróns e de 15 MeV para protóns. O [[ángulo de visión]] do Anton 302 con respecto do eixo de rotación do satélite era de 90 graos. O experimento funcionou sen problemas durante a misión, excepto algunha dificultades menores atopadas entre xullo e setembro de 1968. O investigador principal do instrumento foi o profesor [[Harry Elliot]].<ref name=NSSDC1>{{Cita web|url= http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experimentDisplay.do?id=1968-041A-01|título= Monitor of Energetic Particle Flux|dataacceso=13 de xaneiro de 2013|autor= NASA|apelidos= |nome= |ligazónautor= |coautores= |data= 14 de maio de 2012|ano= |mes= |formato= |obra= |editor= |páxinas= |lingua= inglés|doi= |urlarquivo= |dataarquivo= }}</ref>
 
=== Detector de [[protón]]s solares e do [[cinto de Van Allen]] ===
Foi deseñado para medir o fluxo de protóns na vecindade terrestre no rango de enerxía entre 2 e 100 MeV mediante un telescopio formado por catro dispositivos de estado sólido separados por pequenas cantidades de material absorbente e recubertos por un material de blindaxe nun dos extremos. Os datos foron obtidos nos rangos espectrais e de intensidade típicos das diferentes poboacións de partículas distantes: raios cósmicos galácticos, partículas de [[Erupción solar|erupcións solares]] e radiación atrapada no cinto de Van Allen. Tamén servíu para medir como varía a poboación de partículas según a actividade xeomagnética. Amáis, o detector era capaz de detectar partículas alfa no rango entre 5 e 70 MeV (a maior parte de orixe solar) en dous canais de enerxía, e protóns entre 1 e 100 MeV en cinco canais usando técnicas de coincidencia-anticoincidencia. Un [[imán]] desviaba os electróns con enerxías menores a 200 KeV. O detector estaba aliñado de tal modo que apuntaba perpendicularmente ó eixo de rotación do satélite. O investigador principal do instrumento foi o profesor Harry Elliot.<ref name=NSSDC2>{{Cita web|url= http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experimentDisplay.do?id=1968-041A-02|título= Solar and Van Allen Belt Protons|dataacceso=13 de xaneiro de 2013|autor= NASA|apelidos= |nome= |ligazónautor= |coautores= |data= 14 de maio de 2012|ano= |mes= |formato= |obra= |editor= |páxinas= |lingua= inglés|doi= |urlarquivo= |dataarquivo= }}</ref>
=== Detector de protóns e [[Partícula alfa|partículas alfa]] solares e [[Galaxia|Vía Láctea]] ===
 
=== Detector de protóns e [[Partícula alfa|partículas alfa]] solares e [[Galaxia|Vía Láctea|galácticos]] ===
O experimento medía a dependencia temporal do fluxo de protóns e partículas alfa coa mesma [[rixidez magnética]] emitidos polo Sol durante eventos enerxéticos. O detector estaba formado por un [[telescopio]] composto por dous centeleadores, dous contadores proporcionais e un [[contador Cerenkov]]. O ángulo de visión do detector con respecto do eixo de rotación da nave era de 90 graos. O investigador principal do instrumento foi o profesor Harry Elliot.<ref name=NSSDC3>{{Cita web|url= http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experimentDisplay.do?id=1968-041A-03|título= Solar and Galactic Alpha Particles and Protons|dataacceso=13 de xaneiro de 2013|autor= NASA|apelidos= |nome= |ligazónautor= |coautores= |data= 14 de maio de 2012|ano= |mes= |formato= |obra= |editor= |páxinas= |lingua= inglés|doi= |urlarquivo= |dataarquivo= }}</ref>
 
=== Detector de raios cósmicos primarios e [[electrón]]s ===
Medía o fluxo e distribución de enerxía dos raios cósmicos primarios e electróns no rango de enerxía entre 1 e 5 GeV para contrastar as diversas [[teoría]]s sobre a orixe e [[aceleración]] dos raios cósmicos e para estimar a forza do [[campo magnético]] galáctico. O detector estaba formado por un contador Cerenkov de gas e un multiplicador en cascada rodeados dunha blindaxe de [[chumbo]] para distinguir electróns e protóns. Tamén medíu o fluxo de protóns con enerxías de 300 MeV e 20 GeV. O investigador principal do instrumento foi o profesor Philip L. Marsden.<ref name=NSSDC4>{{Cita web|url= http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experimentDisplay.do?id=1968-041A-04|título= Primary Cosmic Ray Electrons|dataacceso=13 de xaneiro de 2013|autor= NASA|apelidos= |nome= |ligazónautor= |coautores= |data= 14 de maio de 2012|ano= |mes= |formato= |obra= |editor= |páxinas= |lingua= inglés|doi= |urlarquivo= |dataarquivo= }}</ref>
 
=== Detector de [[raios X]] solares duros ===
=== Detector de raios X solares suaves ===
6.751

edicións