Strażnik 1

Sonda kosmiczna Ranger 1
„Księżyc” Opis tego obrazu, również skomentowany poniżej Sonda księżycowa Ranger 1 i jej osłona w tle. Ogólne dane
Organizacja NASA
Budowniczy Laboratorium Napędów Odrzutowych
Program Program Ranger
Pole Obserwacja Księżyca
Rodzaj misji Sonda księżycowa
Liczba kopii 2 (Faza 1 - Blok I)
Status Misja wykonana
Inne nazwy P-32
Uruchom bazę Cape Canaveral, LC-12
Uruchomić 23 sierpnia 1961 o
10:04:10 UTC
Wyrzutnia Atlas-Agena B # 1
(Atlas-D # 111 - Agena B # 6001)
Koniec misji 27 sierpnia 1961
Trwanie 4 dni
Dożywotni 10 dni (misja główna)
Deorbitowanie 30 sierpnia 1961 r. O godzinie 09:00 czasu GMT
Identyfikator COSPAR 1961-021A
Charakterystyka techniczna
Msza przy starcie 306,18  kg
Napęd Chemiczny
Ergols Hydrazyna
Kontrola postawy Stabilizowany na 3 osiach
Źródło energii Panele słoneczne
Orbita
Orbita Niski naziemny
Perygeum 179  km
Apogeum 446  km
Kropka 91,1 minuty
Nachylenie 32,9 °
Orbity 111
Główne instrumenty
Naładowana cząstka (Chicago) Naładowany detektor cząstek
Naładowana cząstka (Iowa) Naładowany detektor cząstek
Teleskopy z naładowanymi cząstkami Teleskopy do cząstek naładowanych
Kosmiczny wykrywacz pyłu Kosmiczny wykrywacz pyłu
Komora jonowa promieniowania kosmicznego Komora jonowa
Eksperyment z analizatorem elektrostatycznym Analizator elektrostatyczny
Teleskop Lyman-alpha Teleskop Lyman-Alpha
Magnetometr pary rubidu Magnetometr par rubidu
Liczniki scyntylacji rentgenowskiej (eksperyment wojskowy) Liczniki scyntylacyjne promieniowania rentgenowskiego

Ranger 1 to statek kosmiczny, którego podstawową misją jest testowanie działania funkcji i części niezbędnych do wykonania kolejnych misji księżycowych i planetarnych przy użyciu zasadniczo tego samego projektu statku kosmicznego. Uruchomiony jako część programu Ranger dla NASA związanego z misjami księżycowymi. Specyficzna misja Ranger 1 polega na testowaniu wydajności nowych technologii przeznaczonych do misji operacyjnych sond Ranger. Celem drugorzędnym jest badanie natury cząstek i pól magnetycznych w ośrodku międzyplanetarnym .

Sonda Ranger 1 zostaje uruchomiona 23 sierpnia 1961ale z powodu awarii stopnia Agena B sonda księżycowa może osiągnąć niską orbitę okołoziemską tylko wtedy, gdy planowana jest wysoka eliptyczna orbita ziemska . Może wykonać tylko część swojej misji.

Opis pojazdu kosmicznego

Przechowywanie jednej części projektu fazy 1 ( Blok I ) programu składowania i składa się z platformy sześciokątnej 1,5  m, na której zainstalowana jest stożkowa wieża o wysokości 4 metrów składająca się z rozpórek i stężeń z aluminium , zawierającej niezbędny sprzęt do sterowania i komunikacji . Dwa panele słoneczne , umieszczone po bokach platformy jak skrzydła, o wymiarach 5,2  m po pełnym rozłożeniu. Wysoki zysk kierunkowa antena satelitarna jest przymocowany do dolnej części platformy. Różne czujniki do eksperymentów naukowych są zainstalowane na platformie i na wieży sondy kosmicznej . Z pokładu satelity przyrządy pokładowe, teleskop Lyman-alpha wykrywający linie widmowe Lyman-alpha , magnetometr w oparach rubidu , analizatory elektrostatyczne, detektory cząstek do średniej mocy, dwa teleskopy potrójna koincydencja, komorowa jonizacja przeznaczona do promieniowania kosmicznego , detektory kosmiczne pył i detektora scyntylacyjnego dla promieni rentgenowskich od słońca . W pojazdach kosmicznych Bloku I nie ma aparatu ani silnika korekcji ścieżki.

System łączności składa się z wysokiego wzmocnienia anteny, a średni przyrost dookólną anteną i dwóch nadajników jednego z 960.1  MHz z mocą wyjściową 0,25  W , a druga na 960.05  MHz w 3  W mocy wyjściowej. Energia jest dostarczana przez 8680 ogniw fotowoltaicznych zainstalowanych na dwóch panelach słonecznych, 57-  kilogramowy akumulator srebrno - cynkowy i mniejsze baterie do niektórych eksperymentów. Kontroli położenia , jest oferowany przez regulator częstotliwości dla półprzewodnikowych z kolektorów słonecznych i ziemią, a strumienie gazów napędowych do skoku i rolka . Temperatura jest pasywnie kontrolowana przez złotą powłokę , białą farbę i polerowane powierzchnie aluminiowe .

Opis instrumentów

Charged Particle Detector (Chicago) , średnioenergetyczny detektor cząstek powierzchniowych ze złota i krzemu (Au-Si) został zaprojektowany przez Cosmic Ray Group na Uniwersytecie w Chicago w celu wykrywania protonów o energiach od 0,5 do 10 MeV . Składa się z dwóch dysków silikonowych o wysokiej rezystywności pokrytych złotem i zainstalowanych jeden za drugim. Dyski mają średnicę około 5 mm i grubość 0,2 mm. Proton, którego energia jest większa niż 0,5 MeV, ale mniejsza niż 5 MeV, wchodzi do górnego dysku i wytwarza lawinę jonów, które rejestrują liczbę w obwodzie elektronicznym . Proton, którego energia wynosi od 5 do 10 MeV, przechodzi przez górny dysk i rejestruje liczbę w dolnym dysku. Proton, którego energia jest większa niż 10 MeV, przechodzi przez dwa dyski bez rejestrowania liczby.

Detektor cząstek naładowanych (Iowa) , eksperyment wykrywania cząstek w średnim zakresie energii obejmuje zestaw modułów detekcji cząstek naładowanych zaprojektowanych do pomiaru charakterystyki protonów i elektronów w obszarze energii od kilku keV do kilku MeV (obejmujących zakres międzyplanetarny). cząstki plazmy na promienie kosmiczne ). Stosowane są dwa różne typy detektorów: cztery detektory siarczku kadmu i licznik Geigera .

Cztery detektory siarczku kadmu są rozmieszczone w dwóch parach skierowanych w różnych kierunkach, oba pod kątem około 45 ° słońca . Detektory mają kwadrat około 2 mm i grubość od 0,1 do 0,3 mm. Jeden z detektorów ma „szczoteczkę magnetyczną”, mały magnes, który odbija elektrony o energiach poniżej 500 keV. Pozostałe trzy nie mają magnesów. Detektory to kryształy siarczku kadmu, w których przewodnictwo jest proporcjonalne do szybkości osadzania energii jonizacji, dzięki czemu przy stałym napięciu na kryształu przepływ prądu można powiązać z przepływem energii. Zakres wykrywania dla trzech detektorów bez magnesu jest większy niż 100 eV dla protonów i elektronów. Detektor z magnesem wykrywa protony powyżej 400 eV i elektrony powyżej 500 keV. Jeden z detektorów bez magnesu ma przesłonę, która ogranicza rozdzielczość kątową do 0,001 do 0,005 steradianów , pozostałe trzy mają rozdzielczość kątową 0,01 steradianów.

Licznik Geigera jest detektorem typu Anton 213. Ma efektywną powierzchnię zliczającą około 0,12  cm 2 i zawiera okienko mikowe 1,2  mg / cm 2 , które umożliwia pomiar protonów większych niż 500. keV i elektronów większych niż 35 keV . Dynamiczny zakres detektora jest większy niż 500 000 zliczeń na sekundę.

Teleskopy cząstek naładowanych , sonda kosmiczna ma dwa teleskopy cząstek naładowanych z potrójnym koincydencją, składające się z rur o proporcjonalnych zliczeniach. Celem naukowym teleskopów jest określenie niektórych właściwości promieniowania wysokoenergetycznego w ośrodku międzyplanetarnym , w tym proporcji zliczeń wywołanych promieniowaniem rentgenowskim w porównaniu do protonów i innych wysokoenergetycznych cząstek. Porównanie wyników komory jonizacyjnej z promieniowaniem kosmicznym w celu określenia rodzaju i urzędników energii z mierzonych cząstek.

Każdy teleskop zawiera siedem tubusów, sześć w koncentrycznym pierścieniu wokół siódmej tuby. Rurki te są umieszczone na wystających z góry jednej z obudów sprzętu na platformie sondy Ranger 1. Trzy rurki zewnętrzne są wystawione na działanie przestrzeni, a trzy rurki znajdują się w obudowie. Każdy zestaw trzech jest elektronicznie połączony z grupą, która zasila wzmacniacz impulsów i urządzenie do kształtowania impulsów. Centralna rura zasila własny obwód zastępczy.

Oba teleskopy to teleskop „niskoenergetyczny” i teleskop „wysokoenergetyczny”, różniące się jedynie wielkością ekranowania i jego konfiguracją. Liczniki teleskopów „wysokoenergetycznych” to mosiężne rurki o długości 7,62 cm i średnicy 1,27 cm i grubości 0,07 cm. 5  g / cm 2 grubość ołowiu osłona otacza ten zespół. Jednostka „niskoenergetyczna” ma rury o tej samej wielkości, ale ze stali o grubości ścianki 0,508 ± 0,002 5  mm . Połowa zespół zawiera 5 g / cm 2 główną osłonę  na całej długości rury. Nieekranowana połowa zespołu jest odsłoniętą częścią, do której cząstki mogą dotrzeć bez napotkania materiału strukturalnego z sondy kosmicznej, co skutkuje rozdzielczością kątową mniejszą niż 180 ° dla cząstek o niskiej energii.

Teleskop niskoenergetyczny może wykrywać protony o energiach większych lub równych 10 MeV oraz elektronów większych lub równych 0,5 MeV. Teleskop wysokoenergetyczny wykrywa 75 MeV i więcej protonów oraz 13 MeV i więcej elektronów z potrójnym koincydencją oraz bremsstrahlung powyżej 200 keV w centralnej rurze.

Kiedy cząstka przechodzi przez wiązkę rur, obwód elektroniczny określa, które grupy są penetrowane. Jeśli impuls pochodzi ze wszystkich trzech grup naraz, potrójny zbieg okoliczności, cząstka jest raczej wysokoenergetyczna niż niskoenergetyczna lub rentgenowska. Zdarzenia potrójnej koincydencji są mierzone za pomocą zliczeń jednej centralnej lampy w celu określenia zliczeń. Ze względu na źródła o wysokiej energii w porównaniu do niskie źródła energii. Szybkość zliczania teleskopów wysokoenergetycznych koryguje dane teleskopu niskoenergetycznego, dzięki czemu można obliczyć strumień cząstek padający na nieekranowaną część jednostki niskoenergetycznej. Porównując dane z niskoenergetycznego teleskopu i komory jonizacyjnej promieniowania kosmicznego (obie wykrywają cząstki w tym samym zakresie energii), można określić średnią jonizację na cząstkę, na podstawie której można określić rodzaj i energię cząstki być zdeterminowanym.

Kosmiczny detektor pyłu przeznaczony jest do pomiaru przepływu cząstek pyłu w przestrzeni księżycowej oraz do uzyskiwania przybliżonych wartości rozkładu energii i pędu cząstek. Celem naukowym jest określenie gęstości pyłu i wpływu pola grawitacyjnego Ziemi na tę gęstość, rozkład masy i prędkości cząstek pyłu oraz wszelkie zmiany w czasie tych właściwości, które mogą istnieć. Obudowa kosmicznego detektora pyłu jest umieszczona w wytłaczanej obudowie magnezowej o wymiarach 8,6 × 15,2 × 15,2  cm , pokrytej 0,005 cm 24- karatowym złotem w celu ustabilizowania temperatury roboczej na poziomie 15,5 ° C. Eksperyment ma masę 1,60 kg i wymaga mocy 2 watów. Jest zainstalowany na szczycie głównej konstrukcji sondy kosmicznej z detektorami skierowanymi pod kątem 90 ° do linii sonda-słońce oraz w płaszczyźnie ziemia-sonda-słońce. Detektor zawiera dwa rodzaje czujników cząstek, jeden do pomiaru energii, a drugi do pomiaru ruchu.

Detektor uderzenia energii jest detektorem błysku światła, który mierzy emisję światła podczas tworzenia mikrokraterów i działa przy założeniu, że natężenie emitowanego światła jest proporcjonalne do energii kinetycznej uderzenia cząstki. Detektor to fotopowielacz o średnicy 3,49 cm z warstwą aluminium o grubości 800 ångströmsa osadzoną na zewnętrznej przedniej powierzchni rury w celu ochrony fotokatody przed światłem zewnętrznym. Sygnały wyjściowe pochodzą z anody , dziesiątej dynody i dziewiątej dynody fotopowielacza, z których każda jest zwielokrotniana oddzielnie. Stosunek wielkości impulsu wynosi odpowiednio 1000, 31,6 i 1. Najbardziej czuły obwód anodowy zasila 5-bitowy licznik. Dziesiąte i dziewiąte wyjścia dynody zasilają odpowiednio 3-bitowe i 2-bitowe liczniki. Minimalna wykrywalna energia wynosi około 0,005 erg .

Czujnik uderzenia to mikrofon do kryształu piezoelektrycznego, który jest mechanicznie połączony z wrażliwą powierzchnią fotopowielacza. Wyjście mikrofonowe steruje wzmacniaczem rezonansowym o średniej częstotliwości 100 kHz i wzmocnieniu napięcia 80 dB . Wyjście zasila zarówno obwód 2-bitowego licznika, jak i inny wzmacniacz o wzmocnieniu napięciowym 20dB, który zasila kolejny 2-bitowy licznik. Obwody wyzwalające są rozmieszczone w taki sposób, że widoczny jest tylko początkowy impuls. Zakładając, że odpowiedź detektora jest proporcjonalna do pędu cząstki uderzającej, próg wynosi około 0,0001 dynosekundy .

Eksperyment odbywa się na czasomierzu, więc zasilanie jest włączane po 78,5 minutach lotu, aby uniknąć problemów z koronką wysokiego napięcia. Po włączeniu, nienormalnie wysokie szybkości zliczania są rejestrowane przez detektor błysku światła, prawdopodobnie z powodu bezpośredniego lub odbitego światła słonecznego docierającego do fotokatody przez otwory w aluminiowej powierzchni osłony zderzeniowej poprzednich cząstek. W pierwszych godzinach po uruchomieniu mikrofon działa nierówno, prawdopodobnie z powodu hałasu akustycznego podczas odgazowywania.

Komora jonowego promieniowania kosmicznego , której celem jest pomiar pierwotnego promieniowania kosmicznego i innego promieniowania jonizującego w przestrzeni kosmicznej poza atmosferą ziemską . Instrument jest komorą jonizacyjną integrującą promienie kosmiczne typu Nehera. Potrafi wykryć protony, neutrony, cząstki alfa i cięższe jądra, ale nie ma rozdzielczości kierunkowej. Komora jonizacyjna to cienka kulista stalowa powłoka (0,05 cm) wypełniona argonem . Wewnątrz komory znajduje się kolektor ze stopionego kwarcu z przewodzącą powłoką i włóknem kwarcowym z przewodzącą powłoką, umieszczony w odległości około 0,05 cm od kolektora. Promieniowanie wchodzące do komory jonizacyjnej jonizuje gazowy argon, a jony są zbierane przez pole elektryczne między komorą a kolektorem. Prąd jonizacji wyładowuje kolektor do punktu, w którym światłowód dotyka go i ładuje go, wytwarzając impuls napięcia przez rezystor obciążający. Czas między impulsami zmienia się odwrotnie do szybkości jonizacji argonu.

Wykrywana cząstka ciężka o minimalnej energii jest określona przez grubość ścianki komory jonizacyjnej. Grubość 0,05 cm została dobrana tak, aby pasowała do grubości nieekranowanego, niskoenergetycznego teleskopu z potrójną koincydencją. Daje to minimalną energię dla protonów 10 MeV, dla cząstek alfa 40 MeV i dla elektronów 0,5 MeV. Elektrony o niskiej energii są wykrywane w procesie Bremsstrahlung z wydajnością zależną od ich energii. Instrument wykorzystuje moc od 4 do 10 MW. Komora jonowa jest skalibrowana z dokładnością do 1%. Działanie eksperymentu podczas lotu jest normalne, ale wartość danych do celów naukowych jest zagrożona przez czas lotu i niezdolność statku kosmicznego do osiągnięcia zamierzonej orbity. Czasami zawartość rejestru liczników czasu jest nieprawidłowa.

Analizator elektrostatyczny , eksperyment przeznaczony jest do pomiaru przepływu cząstek niskoenergetycznych w funkcji znaku jednostki ładunku, energii na jednostkę ładunku i kierunku jazdy. Eksperyment składa się z sześciu analizatorów elektrostatycznych skierowanych w różnych kierunkach, każdy pod kątem około 15 ° od jego normalnej. Analizatory składają się z dwóch zakrzywionych płytek i kolektora ładunku typu Faradaya. Znak jednostki ładunku i wielkość odchylenia prądu zmienia się w więcej niż 12 krokach, przy czym każdy krok liczy tylko jeden zakres energii protonów lub elektronów. Zakres energii dla elektronów to 13,7-110 eV, a dla protonów 13,7-5,490 eV (cząstki o pojedynczym ładunku). Potrafi wykryć strumienie cząstek od 8,6 × 10 4 do 8,6 × 10 11 na cm 2 / s.

Teleskop Lyman-alpha , eksperyment ma na celu zeskanowanie Ziemi w regionie Lyman-alfa (1050 do 1350  Å ) i zbadanie wodorowego składnika egzosfery. Lyman-Alpha Telescope to ultrafioletowy teleskop skanujący, który może uzyskać serię zdjęć Ziemi i jej egzosfery o niskiej rozdzielczości w świetle ultrafioletowym w pobliżu długości fali Lyman-alfa (1216  Å ). Jest również w stanie dostarczyć informacji o zasięgu geograficznym każdej aktywności zorzy polarnej. Teleskop zamontowany jest w układzie kardanowym umożliwiającym ruch osi teleskopu w dwóch prostopadłych płaszczyznach. Teleskop składa się z parabolicznego zwierciadła o średnicy 25,4 cm zainstalowanego wewnątrz cylindrycznej osłony radiacyjnej.

Nad zwierciadłem w jego ognisku, na statywie, znajduje się cylindryczna komora jonizacyjna. Lustro to magnezowa powłoka wsparta na matrycy epoksydowej . Lustro jest pokryta aluminium , wówczas MgF 2 w celu poprawy współczynnika odbicia do 1216  nm . Lustro ma współczynnik odbicia od 0,6 do 0,8 przy 1216  A i F / 0,6. Korek polowy ma średnicę 0,295 cm. Wzmocnienie optyczne wynosi około 100, a pole widzenia 1,1 ° pełnego kąta zwężenia. Komora jonizacyjna ma średnicę 2,54 cm i długość 3,8 cm. Wypełniony jest tlenkiem azotu (NO) pod ciśnieniem 15 mm oraz gazem wypełniającym, dwutlenkiem węgla (CO 2), pod naciskiem 35 mm. Na jednym końcu ma okienko z fluorku litu (LiF) o średnicy 1 cm, cementowane chlorkiem srebra (AgCl). Górny próg czułości dla długości fali wynosi około 1350  Å , ze względu na stężenie jonizacji tlenku azotu (NO). Niższa długość fali wynosi około 1050  Å ze względu na absorpcję okienka fluorku litu (LiF). Napięcia komory jonizacyjnej może być regulowana, aby otrzymać żądany zysk gazu. Całkowita masa eksperymentu wynosi 6,35 kg, a całkowita wymagana moc to 1,15 wata.

Teleskop jest przeznaczony do działania poprzez przemieszczanie się do pozycji z osią symetrii skierowaną 20 ° od środka Ziemi w płaszczyźnie przechyłu i odchylenia sondy kosmicznej. Skanuje, skanując obraz, używając dwóch silników do jednokrotnego skanowania wysokości tam iz powrotem, a następnie przesuwając się o 2 ° w azymucie i powtarzając skanowanie elewacji. Podczas ruchu w górę omiatania elewacji wzmocnienie gazu wynosi 13, podczas ruchu w dół 650. Uzyskane dane są dwoma zestawami (po jednym dla każdego gazu) 20 pasmowych obrazów jasności w funkcji elewacji, 1,1 ° szerokości, 40 ° długości, oddzielone o 2 °. Po skanowaniu teleskop pozostaje w swojej końcowej pozycji, pobierając dane tła ze wzmocnieniem gazowym wynoszącym 650. Ponieważ teleskop mechanicznie skanuje regiony, detektor wytwarza sygnał elektryczny proporcjonalny do ilości promieniowania Lyman-alfa, które jest nań padające, dając surowy obraz podobny do obrazu telewizyjnego. Dane są niemożliwe do zinterpretowania, ponieważ satelita nie opuszcza okolic Ziemi, a pojazd zaczyna się toczyć. Emitowana jest część 5 zdigitalizowanych obrazów, kilka kalibracji w locie oraz pomiary tła natężenia Lyman-alfa. Kierunek celu teleskopu nie jest znany, a obrazy są rozmazane z powodu upadku statku kosmicznego.

Magnetometr pary rubidu , magnetometr zainstalowany w środku wydrążonej kulistej skorupy z włókna szklanego o średnicy 33 cm, służy do pomiaru wielkości i kierunku pola magnetycznego w ośrodku międzyplanetarnym oraz do wykrywania fluktuacji w czasie i przestrzeni. Cewki polaryzacji są nawinięte wokół powłoki, aby podczas sekwencji pomiarowej przesyłać prądy elektryczne o znanej sile. Prawidłowe sekwencjonowanie prądów w cewkach pozwala określić zarówno siłę, jak i kierunek pola magnetycznego w przestrzeni. Przyrząd dokonuje pomiarów gwałtownych fluktuacji w polu do 30 gamma na sekundę w celu zbadania drobnej struktury pola. Zakres czułości eksperymentu wynosi od 0,05 do 105 gamma, z dokładnością do 0,05 gamma. Dokonuje się pomiarów pola magnetycznego Ziemi w odległości około 6 promieni od ziemi . Eksperyment przesyła dane dotyczące życia statku kosmicznego (10 dni), ale niska orbita okołoziemska, zamiast planowanej orbity kosmicznej, uniemożliwia osiągnięcie celów misji. Ze względu na niską orbitę sonda kosmiczna nigdy nie odsuwa się na tyle daleko od Ziemi, aby natężenie pola było mniejsze niż 105 gamma, czyli poza zasięgiem instrumentu, i nie są uzyskiwane żadne dane z lotu.

Rentgenowskie liczniki scyntylacyjne to eksperyment wojskowy sił zbrojnych USAF , liczniki są przeznaczone do wykrywania bardzo krótkoterminowych zmian w niskoenergetycznych błyskach promieniowania rentgenowskiego, zarówno do naukowych badań Słońca, jak i do umożliwienia przyszłym instrumentom rozróżnienia zdarzeń jądrowych od wybuchy słoneczne. Instrument składa się z pary liczników scyntylacyjnych / fotopowielaczy zainstalowanych w odległości około 30 cm od wrażliwych powierzchni skierowanych w stronę Słońca. Sześć nieprzezroczystych okienek z przodu każdego miernika chroni przed przebiciem pyłu kosmicznego, jednocześnie przepuszczając promienie X. Mogą one wykrywać niskoenergetyczne słoneczne promienie rentgenowskie w zakresie 1-20 keV. Przyrząd waży 5,4 kg i zawiera własny 2-watowy akumulator, układ logiczny i system przetwarzania danych. Timery aktywują zasilanie wysokonapięciowe fotopowielaczy, 8 godzin po uruchomieniu, aby zapobiec możliwym uszkodzeniom podczas przechodzenia przez pasy Van Allena Ziemi.

Eksperyment rentgenowski został skonstruowany i dostarczony przez Los Alamos Science Laboratory we współpracy z Sandia Corporation w ramach projektu USAF i Komisji Energii Atomowej Vela Hotel , aby pomóc im zidentyfikować próby jądrowe . Przyrząd jest dodawany do sond kosmicznych Ranger 1 i Ranger 2 na żądanie ARPA i na żądanie NASA po potwierdzeniu dokumentacji naukowej, stąd autonomiczny charakter instrumentu. Przyrząd jest umieszczony na sondzie kosmicznej po remoncie elementów sondy kosmicznej. Operacja jest normalna w trakcie misji. Chociaż misja nie działa zgodnie z oczekiwaniami, osiągając jedynie niską orbitę okołoziemską przez tydzień, a nie planowaną wysoką eliptyczną orbitę w przestrzeni kosmicznej, przesłane dane mają jedynie wartość naukową. Przegląd danych z eksperymentu przeprowadza Los Alamos National Laboratory .

Przebieg misji

Sonda księżycowa Ranger 1 jest pierwszą z serii sond księżycowych zaprojektowanych do robienia zdjęć powierzchni Księżyca, gdy schodzi na Księżyc, oraz oprzyrządowanych kapsułek na powierzchni księżyca. Sonda Ranger 1 została zaprojektowana do wejścia na ziemską orbitę rezerwową, a następnie na podwyższoną orbitę eliptyczną o wymiarach około 60 000 x 1 100 000  km w celu przetestowania systemów i strategii przyszłych misji księżycowych.

Uruchom opóźnienia

Uruchomić

W pierwszej połowie 1961 roku Lockheed wprowadził nowy stopień Agena B , który zastąpił testowy model Agena A, który działał od 1959 do 1960. Stopień Agena B jest mocniejszy i można go ponownie uruchomić na orbicie. Jego pierwszy lot jest uruchomienie Midas 3 wczesnego ostrzegania satelity na21 lipca 1961 to sukces.

Po kilku odroczeniach sonda Ranger 1 zostaje uruchomiona 23 sierpnia 196110:04:10:26 UT na orbicie rezerwowej Ziemi zgodnie z planem, ale sekwencja restartu stopnia Agena B zatrzymuje się, gdy przełącznik działa nieprawidłowo i zatrzymuje przepływ dymiącego czerwonego kwasu azotowego do silnika stopnia Agena B. Silnik stopnia Agena B wyłącza się wyłącza się prawie natychmiast po zapłonie w celu wykonania zastrzyku przez księżyc (zamiast zapalać się przez 90 sekund). Sonda Ranger 1 oddziela się od etapu Agena B i wchodzi na niską orbitę ziemską (179 × 446  km ). Telemetria przestaje działać27 sierpnia, data, w której zmarł główny akumulator.

Późniejsze badanie wykazało, że obwód elektryczny w etapie B Agena przegrzał się w wyniku ekspozycji na słońce . Orbita utrudnia obsługę różnych systemów Ranger 1, chociaż kontrolerzy naziemni próbują. Główny problem, z jakim się borykają, dotyczy paneli słonecznych  ; Sonda Ranger 1 jest zaćmieniowa przez 90 minut, gdy przechodzi przez stronę nie wystawioną na działanie słońca .

Ponadto anteny różnych stacji śledzących NASA napotykają trudności w wycelowaniu sondy z powodu zbyt małego nachylenia jej płaszczyzny orbity. W tym czasie system komputerowy wielokrotnie nakazuje układowi kontroli orientacji korektę orientacji za pomocą silników odrzutowych, co daremne jest próbą namierzenia Słońca. Powoduje to, że sonda wyczerpuje wszystkie rezerwy paliwa zaledwie dzień po starcie i zaczyna spadać, gdy wyczerpuje się zapas gazu do kontroli położenia . Plik27 sierpnia, bateria główna jest rozładowana. Na swojej 111 orbicie sonda weszła w atmosferę ziemską nad Zatoką Meksykańską około godziny 9:00 czasu UTC w dniu30 sierpnia 1961.

Nie jest to jednak całkowita awaria, jednak różne układy sondy działały dobrze, a niektóre dane dotyczące promieniowania kosmicznego i promieniowania wróciły na Ziemię, ale orbita uniemożliwia użycie magnetometru . Główny cel testowania sprzętu w locie został osiągnięty, chociaż otrzymano niewiele danych naukowych.

Bibliografia

  1. (w) "  NASA - NSSDCA - statku - Szczegóły  " na nssdc.gsfc.nasa.gov (dostęp 23 lutego 2019 ),
  2. (en) NASA, LUNAR IMPACT: A History of Project Ranger , NASA , 476  str. ( czytaj online ) , rozdz.  6, s.  94-111

Zobacz też

Powiązane artykuły