| |||||||||||||
| Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы! |
|
Исследование Солнечной Системы - Сатурн
| |||||
 Исследователи |
|||||
КА "Cassini" |
Страница:
КА "Cassini" NASA,
Сатурн все ближе (Part #1, Part #2),
Орбита Сатурна (Part #1, Part #2, Part #3),
Посадка на Титан (Part #1, Part #2.1, Part #2.2),
Система Сатурна (Part #1, Part #2, Part #3),
Два года миссии (Part #1, Part #2, Part #3),
Новые открытия,
Первая пятилетка (Part #1, Part #2),
Разгадка тайн Сатурна,
Проделанная работа (Part #1, Part #2),
Луны, кольца и ураганы (Part #1, Part #2, Part #3),
15 лет в космосе! (Part #1, Part #2, Part #3),
Продолжаем миссию (Part #1, Part #2, Part #3, Part #4);
Завершение миссии (Part #1, Part #2, Part #3);
|
|
Сатурн: Властелин Колец Космический аппарат "Cassini", 2005 Ложка дегтя в бочке меда
Увы, с зонда до Земли не дошла почти половина научных данных – вся информация о ветрах в атмосфере Титана и лишь половина из примерно 750 снимков. Почему же это случилось? Передачу данных на Cassini запланировали по двум дублированным каналам диапазона S – каналу A на частоте 2040 МГц и каналу B на частоте 2097.91 МГц. Зонд имел два передатчика мощностью по 10 Вт и две антенны, орбитальный аппарат – разработанное ЕКА приемное устройство с двумя малошумящими усилителями и диплексором. Каналы не были одинаковыми: только канал A был оснащен ультрастабильными генераторами на зонде и на станции для точного измерения скорости зонда по допплеровскому смещению сигнала. Целью эксперимента, за который отвечал Майкл Бёрд, было определение скорости ветра в атмосфере Титана.
Регистрация сигнала канала A на Земле по плану эксперимента играла вспомогательную роль – измерения со второй точки должны были дать две компоненты скорости ветра (север-юг и запад-восток) вместо одной. Наземную радиоастрономическую сеть координировал работающий в Нидерландах российский радиоастроном Леонид Гурвиц. Характерная деталь: Майкл Бёрд не верил, что Земля сможет услышать канал A, держал пари – и проиграл! По каждому из каналов можно было передать примерно 350 снимков. Как быть: продублировать их или сделать вдвое больше и разделить по двум каналам? Так как полностью продублировать данные с зонда было невозможно, операторы зонда решили не дублировать и снимки. Это обещало удвоенное количество изображений в случае успеха и потерю части информации, если один из каналов откажет. Остальные данные, в т.ч. спектры с прибора DISR, передавались по обоим каналам. В ходе приема данных с Cassini выяснилось, что данные канала А с зонда не записаны – сплошные нули! А так как сначала с борта шел именно канал A, в Дармштадте первые пять минут царила тихая паника. И лишь в 17:22, когда пошла первая «порция» канала B, зал управления взорвался ликованием. Итак, оба канала работали, но один из них Cassini не записал. Что же случилось? Увы, банальная ошибка, недосмотр, ляп! Специалисты ЕКА, составляя для NASA программу работы своего приемного устройства на Cassini, забыли вставить в нее команду включения приемного ультрастабильного генератора! Приемник станции просто не работал…
350 снимков были утрачены и, казалось, данные о ветрах – тоже. Но нет! Сигнал «Гюйгенса» записывался на четырех радиотелескопах в Австралии, и совместная обработка точно привязанных по времени записей – эта технология называется радиоинтерферометрией со сверхдлинной базой (VLBI) – могла бы позволить определить направление на источник с фантастической точностью. Дело было «за малым»: доставить записи объемом в несколько терабайт каждая в нидерландский город Двингелоо, в Объединенный институт VLBI в Европе, для совместной обработки. Как это было сделано – сюжет, достойный романа. Зафрахтованный самолет дежурил на аэродроме вблизи телескопа Мопра и вылетел с только что записанными дисками в Паркс, забрал там второй комплект дисков и взял курс на Сидней. Из офиса Австралийского национального телескопа по специально организованному широкополосному каналу в течение двух часов данные «перекачали» в Двингелоо и к шести утра 15 января уже закончили предварительную обработку. Вывод: записи из Паркса и Мопра сделаны качественно, и их полная обработка, которая займет не один месяц, позволит определить положение зонда в атмосфере Титана в каждый момент времени с точностью до километра! Иначе говоря, регистрация сигнала «Гюйгенса» на Земле не в полной мере, но все же заменит потерянные данные канала A. Спуск в атмосфере Титана Измеренная «Гюйгенсом» температура атмосферы Титана оказалась очень близка к расчетной. В начале спуска она составляла 70.5 К (-202.7°С), у поверхности – 93.8 К (-179.4°С). Это на 3.1°С выше температуры плавления метана (-182.5°С), поэтому он может находиться на поверхности в жидком состоянии. Первые анализы образцов атмосферы Титана начались на высоте около 150 км. Основным компонентом (как и на Земле) оказался азот, но по мере снижения зонда росла концентрация метана. Да, атмосфера холодна, и метан не может существовать в ней в виде газа и должен конденсироваться на поверхности. Тем не менее в атмосфере метан присутствует, а раз так – на поверхности должны существовать источники этого газа. Очевидно, метан – точно так же, как водяной пар на Земле, – «висит» в виде мельчайших капель, образует облака и выпадает в виде дождя. Туман у поверхности, вероятно, тоже метановый. Углекислого газа в атмосфере Титана почти нет – ему не из чего образоваться, так как кислород связан во льде. Впрочем, если бы вместе с метаном в атмосферу поступал и кислород, она бы стала весьма взрывоопасной… Очень интересен тот факт, что в атмосфере был найден изотоп аргон-40. Это означает, что на Титане происходит вулканическая активность – только вместо силикатной лавы извергается водяной лед и аммиак. Спектрометр камеры DISR определял радиационный баланс атмосферы, измеряя восходящие и нисходящие потоки излучения. Определение количества, размера и плотности взвешенных частиц в атмосфере оказалось возможным благодаря измерению интенсивности света вокруг Солнца.
На высотах от 125 до 20 км были собраны образцы атмосферных взвесей (аэрозолей) и подвергнуты мгновенному химическому анализу прибором ACP. Результаты этих измерений пока не известны. Согласно теоретическим расчетам, Huygens должен был выйти из слоя атмосферной дымки на высоте между 70 и 50 км. Фактически же зонд «вышел» из него на высоте порядка 30 км над поверхностью – в два раза ниже, чем ожидалось. При прохождении слоя дымки зонд сильно «трясло»: крен составлял от 10° до 20°. «Дорога оказалась более ухабистой, чем мы ожидали», – пошутил по этому поводу «хозяин» десантной камеры Мартин Томаско. После выхода из дымки снижение «Гюйгенса» стало более стабильным и крен не превышал 3°. Эти факты ученые пытаются связать с возможным изменением характера ветров на высоте 25 км. На высоте 18–20 км, где давление составляет 0.5 атм, аппарат прошел слой метановых облаков. Скорость ветра на высотах от 20 до 10 км достигала 7 м/с. В ходе спуска была проведена запись звуков – ученые надеялись обнаружить отдаленные грозовые разряды, однако услышать удалось только свист ветра.
Поверхность Титана Huygens обнаружил в районе своей посадки более светлые возвышенные области и более темные, плоские и низкие. Гребни состоят из водяного льда, который при -180°C имеет прочность камня, и достигают 100 метров в высоту. Темные «ручьи» в этих районах, скорее всего, представляют собой сухие русла, заполняемые только во время дождя. Их цвет – это цвет смога, который образуется из метана при фотохимических процессах и оседает на поверхность, но смывается с холмов и накапливается в долинах. Темная низина, вероятно, представляет собой сухое русло обширного потока. Зонд не плюхнулся в метановое озеро, но он и не ударился об твердый грунт: пенетрометр на дне аппарата углубился на 15 см. Джон Зарнецки, научный руководитель посадочного комплекса аппаратуры, считает, что поверхность представляла собой твердую корку, под которой находился увлажненный грунт, наподобие песка или глины. Акселерометры показали, что за время работы зонд погрузился в грунт на глубину от 10 до 15 см – очевидно, не остывший еще аппарат частично расплавил грунт (смесь водяного и углеводородного льда). При этом из грунта выделялся метан – приборы GCMS и SSP регистрировали «выбросы» его в атмосферу. Следовательно, грунт в точке посадки «Гюйгенса» пропитан жидким метаном. «Жидкость находится не в 200 метрах под землей, а в нескольких сантиметрах от поверхности, – говорит Томаско, – и это показывает, что сравнительно недавно шел дождь. Означает ли это – вчера, позавчера или неделю назад? Мы не знаем. Ощущение такое, что в месте, где мы сели, [метановый] дождь бывает довольно часто». И тем не менее специалисты полагают, что Huygens сел в сухую область, аналогичную земной пустыне. Две камеры комплекса DISR (видимого и ИК-диапазона) делали снимки поверхности на последних стадиях спуска, и из них была собрана мозаика района посадки. Камера бокового обзора SLI зафиксировала линию горизонта и нижнюю границу облачного покрова. Хорошее качество снимков поверхности Титана было достигнуто не только благодаря возможностям камеры DISR, но и посадочной фаре мощностью 20 Вт. Как и предусматривалось программой, она включилась на высоте 700 м и подсвечивала снимаемую поверхность. Кроме того, фара была «эталонным» источником света для измерения отражающей способности грунта в зависимости от длины волны. Интересно, что лампа проработала более часа после посадки. Другое дело, что испарившиеся из грунта углеводородные соединения частично осели на объектив камеры DISR. Следует отметить, что в поле зрения камеры не попал стабилизирующий парашют. Как считает член научной группы DISR Майк Бушроу, «скорее всего, зонд ориентирован не на восток, иначе мы бы его увидели». Научная аппаратура зонда Научно-исследовательский зонд Huygens состоит из посадочного модуля (Descent Module, DM) массой 318 кг, который опустился на поверхность Титана, и обеспечивающего оборудования (Probe Support Equipment, PSE) массой 30 кг, которое осталось на АМС Cassini для приема научной информации с зонда. Полезная нагрузка «Гюйгенса» включает в себя шесть научных инструментов: 1) Десантная камера/спектральный радиометр DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer). Предназначена для съемки в видимом диапазоне спектра и для спектральных наблюдений, изготовлена компанией Lockheed Martin по заказу Университета Аризоны и Лаборатории реактивного движения. Из всей аппаратуры это, наверное, самый сложный и интересный прибор, поэтому остановимся более детально на его описании.
DISR включает в себя шесть подсистем:  Видовая система, в состав которой входят три камеры: бокового зрения с низким разрешением SLI (Side-Looking Imager), среднего разрешения
MRI, направленная под углом, и направленная вертикально вниз камера высокого разрешения HRI. Все они получают черно-белые снимки.
Система спектрометров видимого диапазона, состоящая из направленного вертикально вверх спектрометра ULVS и направленного вертикально
вниз спектрометра DLVS. Задачей первого было определение спектральных свойств солнечного света в атмосфере Титана, идущего от Солнца; второй же исследовал
свет, отраженный от поверхности. Данные с этих спектрометров ученые использовали для того, чтобы составить цветные изображения.
Система спектрометров ближнего ИК-диапазона, которая также включает в себя два спектрометра: один направлен вверх, другой – вниз. Оба
прибора работают в диапазоне длин волн 870–1700 нм.
Камера для изучения солнечного ореола, задача которой – измерять интенсивность рассеянного солнечного света с целью определения размера
и профиля частиц в атмосфере Титана.
Система из двух фотометров фиолетового диапазона, «смотрящих» вверх и вниз соответственно. Эти инструменты наблюдают в области спектра
с центром 350 нм, чувствительным к присутствию частиц фотохимического тумана.
Солнечный датчик, обеспечивающий включение «верхних» приборов при заданных углах относительно Солнца.
2) Прибор для изучения строения атмосферы HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument), предназначенный для измерения физических и электрических свойств атмосферы Титана. Этот инструмент содержит набор датчиков, которые осуществляют измерение физических и электрических свойств атмосферы Титана. Ускорения, действующие вдоль трех осей аппарата, определяются с помощью акселерометров. Поскольку аэродинамические характеристики станции известны, это даст возможность определить плотность атмосферы Титана и силу порывов ветра. Датчики температуры и давления измеряют термические свойства атмосферы. Анализатор диэлектрической проницаемости и электромагнитных волн измеряет электронную и ионную проводимость атмосферы, а также осуществляет поиск источников электромагнитных волн. После посадки измеряется электропроводность и диэлектрическая проницаемость материала поверхности. 3) Допплеровский ветровой экспери мент DWE (Doppler Wind Experiment). Этот эксперимент использует два ультрастабильных генератора для генерации стабильной несущей частоты. Дрейф станции, вызванный ветрами, индуцирует заметный допплеровский сдвиг в частоте несущего сигнала. Таким же образом измеряются колебательные движения станции при снижении на парашюте. 4) Газовый хроматограф/масс спект рометр GCMS (Gas Chromatograph Mass Spectrometer). Этот инструмент представляет собой универсальный химический анализатор и предназначен для идентификации химических веществ атмосферы Титана. Масс-спектрометр определяет молекулярную массу каждого обнаруженного газа, а молекулярные и изотопные частицы разделяются газовым хроматографом. Во время полета в атмосфере GCMS также анализируются продукты пиролиза, полученные в аэрозольном пиролизаторе. Наконец, GCMS предназначен для определения состава поверхности. Для этого соответствующий элемент конструкции GCMS сразу перед касанием нагревается, чтобы испарить материал поверхности.
5) Аэрозольный коллектор/пироли затор ACP (Aerosol Collector and Pyrolyser). Этот прибор «затягивает» частицы аэрозольных примесей атмосферы, пропуская их через фильтры. Собранные образцы нагреваются в печке (процесс пиролиза) для испарения летучих примесей и разложения сложных органических соединений. После этого образовавшиеся продукты пиролиза по трубе транспортируются для анализа в GCMS. Для сбора примесей на разных высотах предназначены два фильтра. 6) Поверхностный комплект SSP (Surface Science Package). Прибор SSP содержит несколько сенсоров, предназначенных для определения физических свойств поверхности Титана в точке посадки. Акустический зонд, активируемый за 60 м до поверхности, непрерывно определяет расстояние до нее, относительную скорость посадки, а также неровность поверхности. В случае посадки на жидкую поверхность зонд измеряет скорость звука в этом «океане», а также его глубину. Другие датчики при этом измеряют плотность, температуру, отражающую способность, теплопроводность, теплоемкость и диэлектрическую проницаемость. Измеряя скорость звука во время полета, они предоставляют информацию о составе и температуре атмосферы. Процесс торможения во время касания регистрируется акселерометрами, при этом определяется твердость и структура поверхности. Датчик угла наклона отслеживает маятниковые движения станции во время полета, ориентацию аппарата после посадки, а также колебания аппарата на волнах (в случае «приводнения»). Служебные системы Силовая конструкция станции «Гюйгенс» состоит из двух алюминиевых сотовых платформ и алюминиевой оболочки. С лобовым теплозащитным щитом и хвостовым обтекателем она соединяется через стекловолоконные подкосы и пиротехнический механизм разделения. Центральная платформа несет на обеих своих сторонах контейнеры, содержащие электронную аппаратуру и научные приборы. К верхней платформе крепятся парашютные контейнеры и антенны для связи с орбитальным аппаратом. Переносимость высоких температур и давлений явилась определяющим фактором при проектировании большей части элементов конструкции станции. Кроме того, внешняя оболочка «Гюйгенса» должна выдерживать и экстремально низкие температуры (-180...-200°С), не допуская коробления.
Система обеспечения входа в атмосферу функционирует только во время отделения зонда от орбитального аппарата и его последующего входа в атмосферу. Она включает в себя три основных элемента: - устройство разделения, которое отталкивает зонд от Cassini, сообщая ей при этом заданные значения поступательной и угловой скорости; - лобовой щит теплозащиты диамет ром 2.7 м; - хвостовой обтекатель с теплозащитным покрытием. Huygens был закреплен на Cassini пироболтами, окаймляющими устройство разделения. При приближении к Титану они были подорваны, и зонд отделился от орбитального аппарата под действием трех пружин, каждая из которых развила усилие в 500 Н. Кривые направляющие и система роликов обеспечили при разделении угловую скорость 7 об/мин, необходимую для стабилизации, и скорость поступательного движения 0.3 м/с. Система обеспечения теплового режима. В разные моменты полета к Сатурну Huygens подвергался воздействию экстремальных температур. Необходимо было сочетание различных способов обеспечения теплового режима. Во время двух пролетов Венеры Huygens находится в тени остронаправленной антенны HGA, а когда Cassini во время сеансов связи был развернут остронаправленной антенной HGA от Солнца, зонд защищала многослойная ЭВТИ, которая при входе в атмосферу Титана сгорела. Наиболее «холодный» режим работы зонда реализуется в момент его отделения от орбитального аппарата. Чтобы не допустить падения температуры конструкции и оборудования ниже допустимого предела, аппарат оснащен несколькими радиоизотопными термоэлементами, каждый из которых вырабатывает 1 Вт тепла. При торможении в атмосфере температура плазмы в скачке уплотнения может достигать 12000°C. Для защиты зонда от перегрева лобовой щит, подобно корпусу шаттла, покрыт плитками, изготовленными из материала AQ60, разработанного Aerospatiale. Этот материал по существу представляет собой «мат» из кремниевого волокна. Толщина плиток щита рассчитана исходя из условий недопущения нагрева конструкции выше 150°С. Хвостовая часть греется существенно меньше, поэтому там используется напыляемый слой «кварцевой пены». Полная масса системы теплозащиты составляет более 100 кг, или почти треть от общей массы аппарата. Система энергоснабжения. При нахождении в связке Huygens получает энергию от станции Cassini через соединительный кабель. После разделения энергия берется от пяти аккумуляторных батарей на LiSO2 суммарной емкостью 1.8 кВт·ч. Большая часть их мощности используется для работы программно-временного устройства во время трехнедельного перелета к Титану. В случае потери одной батареи из пяти аппарат остается полностью работоспособным и может выполнить программу. Система управления и обработки данных обеспечивает контроль и управление всеми системами станции, а также полезной нагрузкой. Она выполняет следующие функции: - отсчет времени при перелете к Титану и включение аппаратуры станции перед входом в атмосферу; - введение в действие механизма раскрытием парашютов; - распределение команд между служебными системами и ПН; - подача управляющих команд на научную аппаратуру в соответствии с циклограммой ее работы; - сбор научных данных и их передача на Cassini по кабелю (при перелете в составе связки) или через систему передачи данных (при самостоятельном полете). Система передачи данных зонда обеспечивает одностороннюю связь между зондом и орбитальным аппаратом. К элементам этой системы, расположенным на Cassini, относится блок авионики систем зонда PSA и блок радиооборудования RFE. Последний включает в себя ультрастабильный генератор и малошумящий усилитель. На борту зонда находятся два взаиморезервирующих передатчика S-диапазона, каждый из которых оснащен своей собственной антенной. Телеметрия одной линии передается с задержкой на 6 сек по отношению к другой, чтобы избежать потерь данных в случае коротких перерывов. Скорость передачи данных – 8 кбит/с. Автор: П. ШАРОВ, И. Соболев,
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
 |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|