ESRO 2B

ESRO 2B (European Space Research Organization 2B), tamén coñecido como IRIS (International Radiation Investigation Satellite) e mencionado ás veces simplemente como ESRO 2, foi un satélite artificial europeo lanzado o 17 de maio de 1968 mediante un foguete Scout B desde a Base Vandenberg da Forza Aérea. Características
ESRO 2B foi un dos membros do conxunto de satélites ESRO adicados a facer investigacións científicas. A misión do satélite consistiu en facer observacións do Sol e estudar os raios cósmicos, continuando as observacións feitas polo satélite OSO D da NASA, lanzado o ano anterior. O experimento de partículas foi deseñado para continuar as medicións iniciadas polo satélite Ariel 1, do Reino Unido. ESRO 2B estabilizábase mediante xiro, a 40 r. p. m. , e completou 16. 282 voltas á Terra antes de reentrar na atmosfera o 8 de maio de 1971, sobre as 3: 00 UT. O satélite funcionou sen problemas ata o 10 de decembro de 1968, en que fallou a grabadora de datos, disminuíndo nun 80% o retorno de datos. ESRO 2B foi inxectado nunha órbita inicial de 1090 km de apoxeo e 330 km de perixeo, cunha inclinación orbital de 97, 2 graos e un período de 98, 9 minutos. Instrumentos
ESRO 2B levaba a bordo os seguintes instrumentos:
Monitor de fluxo de partículas enerxéticas
Este experimento foi deseñado para medir o fluxo de partículas enerxéticas na veciñanza da Terra mediante dous 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 doutros 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 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.
Detector de protóns solares e do cinto de Van Allen
Foi deseñado para medir o fluxo de protóns na veciñanza 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 erupcións solares e radiación atrapada no cinto de Van Allen. Tamén serviu para medir como varía a poboación de partículas segundo a actividade xeomagnética. Amais, 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.
Detector de protóns e partículas alfa solares e 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.
Detector de raios cósmicos primarios e electróns
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 teorías 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.
Detector de raios X solares duros
O experimento usaba cinco contadores proporcionais para medir o fluxo e espectro dos raios X solares duros na banda entre 1 e 20 ángstroms. O investigador principal do instrumento foi E. A. Stewardson.
Detector de raios X solares suaves
O experimento estaba formado por dous contadores proporcionais con ventás de mylar que rexistraban o fluxo de raios X solares en dúas bandas entre 40 e 70 ángstroms. O investigador principal do instrumento foi o profesor Cornelis de Jager.
Detector e espectrómetro de fluxo e enerxía de raios cósmicos solares e galácticos
O experimento medíu o fluxo e distribución de enerxía dos protóns entre 35 MeV e 1 GeV e das partículas alfa entre 140 MeV e 1, 20 GeV, así como o fluxo de núcleos de litio, berilio e boro relativistas. O detector estaba formado por tres detectores de estado sólido, dous dos cales eran discos que formaban un telescopio mentres que o terceiro era unha caixa aberta usado en anticoincidencia para eliminar fenómenos de cascada. O investigador principal do instrumento foi o doutor Jacques Labeyrie.