Ranger 2 est une sonde spatiale mise en orbite en 1961 pour tester les différents systèmes des véhicules spatiaux du programme Ranger de la NASA. Ce programme est conçu pour étudier de futures missions lunaires et interplanétaires. Ranger 2 embarque des expériences scientifiques sur le rayonnement cosmique, les champs magnétiques, les radiations, les particules de poussière et une éventuelle « traînée » d'hydrogène gazeux suivant la Terre.
La sonde Ranger 2 est lancée le mais en raison d'une défaillance de l'étage Agena B, la sonde lunaire ne peut atteindre que l'orbite terrestre basse alors qu'une orbite terrestre elliptique élevée est prévue. Elle ne peut mener à bien qu'une très petite partie de sa mission.
Description du véhicule spatial vignette|gauche|Une vue d'artiste de la sonde lunaire Ranger 2. La sonde spatiale Ranger 2 fait partie de la conception de la phase 1 (Block I) du programme Ranger et est presque identique à Ranger 1. Le véhicule spatial consiste en une plate-forme hexagonale de sur laquelle est installée une tour conique de , avec des entretoises et des croisillons en aluminium. Deux panneaux solaires qui mesurent d'envergure, donnant l'impression que la sonde Ranger 2 possède des « ailes ». Une antenne parabolique directionnelle à gain élevé est fixée au bas de la plate-forme. Les différents capteurs pour les expériences scientifiques et d'autres équipements sont installés sur la plate-forme et sur la tour de la sonde. Parmi les instruments embarqués à bord de la sonde, on compte un télescope Lyman-alpha détectant les raies spectrales Lyman-alpha, un magnétomètre à vapeur de rubidium, des analyseurs électrostatiques, des détecteurs de particules à moyenne énergie, deux télescopes à triple coïncidence, une chambre d'ionisation destinée au rayonnement cosmique, des détecteurs de poussières cosmiques et un détecteur à scintillation.
Le système de communication comprend une antenne à gain élevé, une antenne omnidirectionnelle à gain moyen et deux émetteurs, l'un à avec une puissance de sortie de et l'autre avec de puissance de sortie. L'énergie est fournie par 8 680 cellules photovoltaïques installées sur les deux panneaux, un accumulateur argent-zinc de et de plus petites piles pour certaines des expériences. Le contrôle d'attitude est assuré par un contrôleur de synchronisation à semi-conducteurs, des capteurs solaire et terrestre, des gyroscopes et une propulsion (jets de gaz) pour le tangage et le roulis. La température est contrôlée passivement par le revêtement en or, la peinture blanche et les surfaces en aluminium poli.
Description des instruments Détecteur de particules chargées (Chicago), le détecteur de particules à moyenne énergie de surface or-silicium (Au-Si) est conçu par le Cosmic Ray Group de l'université de Chicago pour détecter des protons avec des énergies comprises entre . Il se compose de deux disques de silicium à haute résistivité recouverts d'or et installés l'un derrière l'autre. Les disques ont un diamètre d'environ 5 mm et une épaisseur de 0,2 mm. Un proton dont l'énergie est supérieure à 0,5 MeV mais inférieure à 5 MeV pénètre dans le disque supérieur et produit une avalanche d'ions qui enregistrent un comptage dans le circuit électronique. Un proton dont l'énergie est comprise entre 5 et 10 MeV traverse le disque supérieur et enregistre un comptage dans le disque inférieur. Un proton dont l'énergie est supérieure à 10 MeV traverse les deux disques sans enregistrer de comptage.
Détecteur de particule chargées (Iowa), l'expérience de détection de particules à gamme d'énergie moyenne comprend une suite de modules de détection de particules chargées conçus pour mesurer les caractéristiques des protons et des électrons dans la région d'énergie de quelques keV à quelques MeV (couvrant la gamme des particules de plasma interplanétaires aux rayons cosmiques). Deux types de détecteurs différents sont utilisés : quatre détecteurs au sulfure de cadmium et deux compteurs Geiger.
Les quatre détecteurs au sulfure de cadmium sont disposés en deux paires pointant dans des directions différentes, toutes deux à environ 45° du Soleil. Les détecteurs ont un carré d'environ 2 mm et une épaisseur comprise entre 0,1 et 0,3 mm. L'un des détecteurs possède un « balai magnétique », un petit aimant qui dévie les électrons avec des énergies inférieures à . Les trois autres n'ont pas d'aimants. Les détecteurs sont des cristaux de sulfure de cadmium dans lesquels la conductivité est proportionnelle au taux de dépôt de l'énergie d'ionisation, de sorte que pour une tension constante à travers le cristal, le flux de courant peut être lié au flux d'énergie. La plage de détection pour les trois détecteurs sans aimant est supérieure à 100 eV pour les protons et les électrons. Le détecteur avec l'aimant détecte les protons supérieurs à 400 eV et les électrons supérieurs à 500 keV. Un des détecteurs sans aimant a un obturateur qui limite la résolution angulaire à 0,001 à 0,005 stéradians, les trois autres ont une résolution angulaire de 0,01 stéradians.
Le compteur Geiger est un détecteur de type Anton 213. Il a une surface de comptage effective d'environ et intègre une fenêtre de mica de , qui permet de mesurer des protons supérieurs à et des électrons supérieurs à . La plage dynamique du détecteur est supérieure à comptes par seconde. L'autre compteur Geiger est un compteur de type Anton 112 avec une paroi en titane de capable de mesurer des protons supérieurs à 3 MeV et des électrons supérieurs à , avec une résolution d'angle de 10°. La zone de comptage effective est de .
Télescopes à particules chargées, la sonde spatiale a deux télescopes à triple coïncidence de particules chargées, constitués de tubes de comptes proportionnels. L'objectif scientifique des télescopes est de déterminer certaines des propriétés du rayonnement à haute énergie dans le milieu interplanétaire, y compris la proportion de comptes dus aux rayons X par rapport à ceux dus aux protons et autres particules de haute énergie. Une comparaison avec les résultats de la chambre d'ionisation à rayons cosmiques permet de déterminer le type et l'énergie des particules responsables de la mesure.
Chaque télescope comprend sept tubes compteurs, six dans un anneau concentrique autour du septième tube. Ces tubes se trouvent sur en saillie à travers le haut d'un des boîtiers d'équipement sur la plate-forme de la sonde Ranger 2. Les trois tubes extérieurs sont exposés à l'espace et les trois tubes sont dans le boîtier d'équipement. Chaque ensemble de trois est connecté électroniquement à un groupe qui alimente un amplificateur d'impulsions et un conformateur d'impulsions. Le tube central alimente son propre circuit équivalent.
Les deux télescopes sont un télescope à « basse énergie » et un télescope à « haute énergie », étant différent que par la quantité de blindage et sa configuration. Les compteurs du télescope à « haute énergie » sont des tubes en laiton de 7,62 cm de long et 1,27 cm de diamètre avec une épaisseur de 0,07 cm. Un blindage en plomb de d'épaisseur entoure l'ensemble. L'unité « basse énergie » a des tubes de même taille mais en acier avec une épaisseur de paroi de . La moitié de l'assemblage a un blindage en plomb de sur la longueur des tubes. La moitié non blindée de l'assemblage est la partie exposée que les particules peuvent atteindre sans rencontrer de matériau structurel de la sonde spatiale, ce qui donne une résolution angulaire inférieure à 180° pour les particules de faible énergie.
Le télescope basse énergie peut détecter des protons avec des énergies supérieures ou égales à et des électrons supérieurs ou égaux à . Le télescope à haute énergie détecte et plus de protons et et plus d'électrons en triple coïncidence, et bremsstrahlung au-dessus de dans le tube central.
Lorsqu'une particule traverse le faisceau de tubes, le circuit électronique détermine quels groupes sont pénétrés. Si une impulsion provient des trois groupes à la fois, une triple coïncidence, la particule est à haute énergie plutôt qu'à basse énergie ou à rayons X. Les événements de triple coïncidence sont mesurés avec les comptages simples du tube central pour déterminer les comptes dus aux sources de haute énergie par rapport aux sources de faible 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 faible énergie. La comparaison des données du télescope à basse énergie et de la chambre d'ionisation à rayons cosmiques (les deux détectent les 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.
Détecteur de poussières cosmiques, est conçu pour mesurer le flux de particules de poussières dans l'espace cislunaire et pour obtenir des valeurs approximatives de la distribution d'énergie et de la quantité de mouvement des particules. Les objectifs scientifiques sont de déterminer la densité de la poussière et les effets du champ gravitationnel de la Terre sur cette densité, les distributions de masse et de vitesse des particules de poussière et toute variation dans le temps de ces propriétés qui peuvent exister. Le boîtier du détecteur de poussières cosmiques est logé dans une boîte en magnésium extrudé de , plaquée avec 0,005 cm d'or 24 carats pour stabiliser la température de fonctionnement à 15,5 °C. L'expérience a une masse de 1,60 kg et nécessite une puissance de 2 watts. Il est installé au sommet de la structure principale de la sonde spatiale avec les détecteurs pointés à 90° par rapport à la ligne sonde-soleil et dans le plan Terre-sonde-soleil. Le détecteur comprend deux types de capteurs de particules, l'un pour mesurer l'énergie et l'autre pour mesurer la quantité de mouvement.
Le détecteur d'impact énergétique est un détecteur de flash lumineux qui mesure l'émission de lumière durant la formation de micro-cratères et fonctionne en supposant que l'intensité de la lumière émise est proportionnelle à l'énergie cinétique de la particule d'impact. Le détecteur est un tube photomultiplicateur de 3,49 cm de diamètre avec une couche d'aluminium de 800 ångströms d'épaisseur déposée sur la surface avant extérieure du tube pour protéger la photocathode contre la lumière étrangère. Les sorties proviennent de l'anode, de la dixième dynode et de la neuvième dynode du photomultiplicateur, chacune multipliée séparément. Le rapport des tailles d'impulsion est de 1 000, 31,6 et 1 respectivement. Le circuit de l'anode le plus sensible alimente un compteur 5 bits. Les dixième et neuvième sorties de dynode alimentent respectivement des compteurs 3 bits et 2 bits. L'énergie minimale détectable est d'environ 0,005 erg.
Le détecteur d'impact est un microphone à cristal piézo-électrique couplé mécaniquement à la surface sensible du tube photomultiplicateur. La sortie microphone pilote un amplificateur résonnant avec une fréquence moyenne de 100 kHz et un gain de tension de 80 dB. La sortie alimente à la fois un circuit d'un compteur à 2 bits et un autre amplificateur avec un gain de tension de 20 dB, qui alimente un autre compteur à 2 bits. Les circuits de déclenchement sont disposés de sorte que seule l'impulsion initiale soit vue. En supposant que la réponse du détecteur est proportionnelle à la quantité de mouvement de la particule d'impact, le seuil est d'environ 0,0001 dyne seconde.