Подробные съёмки астероида "Итокава", сделанные зондом "Хаябуса" предоставили учёным достаточно информации для размышления.
Космический зонд "Хаябуса" был построен для отбора проб материала астероида "Итокава". Сблизившись с астероидом, зонд
должен был отстрелить две дробинки, однако, из-за утечки топлива в результате повреждения двигателя аппарат перешёл в
безопасный режим, при котором все дополнительные системы были отключены. Помимо этого, многочисленные повреждения топливной
системы привели к потере связи с аппаратом и не позволили зонду начать движение к Земле в 2005 году. Операторам только
недавно удалось восстановить связь с аппаратом, но при этом уверенности в работоспособности оставшихся ионных двигателей у
команды зонда нет. Тем не менее, полученные снимки, спектральный анализ и замеры плотности
поставили перед учёными не одну загадку.
Большинство астероидов покрыто в основном мелким реголитом - каменной пылью,
получившейся вследствие столкновения с маленькими метеоритами. Оказалось, что Итокава содержит на поверхности только малые
количества подобного покрова - его мелкий материал состоит из частиц размером сравнимых с гравием. Некоторые учёные считают,
что мелкая пыль была унесена или переместилась под поверхность. Более того, осколки реголита не распространены по всей
поверхности, а сосредоточены на ровных пространствах, на которые приходится пятая часть площади астероида. По остальной
части поверхности рассыпаны валуны метрового диаметра, которые наводят на мысль, что какой-то процесс перемещает гравий в
ровные зоны. Один из возможных механизмов перемещения гравия заключается в столкновениях с космическими камнями,
вызывавшими тряску астероида на протяжение нескольких часов.
Такие сотрясения могли также повлиять на наличие кратеров на
астероиде "Итокава". Учёные увидели меньше таких образований, чем предполагалось, только шестьдесят из них имеют размеры в
несколько метров. Маленькие кратеры могли не формироваться из-за того, что маленькие метеориты, врезаясь в астероид,
разрушали валуны на поверхности, не образуя при этом кратер. Учёные также разделились во мнение относительно образования
астероида. Оценки его плотности показали, что "Итокава" на 39% объёма состоит из пустых пространств. Он мог образоваться
либо сразу в виде одной большой кучи булыжников или образовался из двух столкнувшихся частей. В пользу последней версии
говорит его форма, однако объекты в регионе формирования астероида перемещаются со скоростью 2 км/с, что слишком много
для того, чтобы два столкнувшихся объекта слиплись. Помимо этого состав астероида также остается неразрешенной проблемой.
Спектральные исследования, произведенные зондом "Хаябуса" показали, что камни не подвергались воздействию тепла в прошлом.
Однако обследования с Земли с телескопа в Гавайях показали, что частично "Итокава" оплавлен после нагрева до более чем
1000°С.
Нажмите чтобы увеличить. Данное изображение используется далее в тексте статьи под обозначением (Фиг. 1-4). Это изображение
мозаика из четырех отдельных изображений с использованием обозна-чений кратеров и районов на астероиде Итокава.
Астероид Итокава и аппарат Хаябуса
В марте на 37 научной конференции по Луне и планетам (Lunar and Planetary Science XXXVII)
японскими исследователями были представлены предварительные данные, полученные от Хаябусы в 2005 году.
Общие сведения. Итокава – астероид семейства Аполлона, спектроскопический класс S(IV). Длина
астероида составляет 548 м, средняя плотность 2.1 г/см3, что меньше чем у других астероидов S-типа – Иды и
Эроса. Астероид вращается с периодом 12.32 часа, ось вращения перпендикулярна плоскости эклиптики. Итокава имеет
неправильную форму, его можно рассмативать как состоящий из меньшей части (“головы”) и большей (“тела”). По внешнему виду
астероид сильно отличается от других изученных астероидов. Его поверхность можно разделить на 2 типа ландшафта:
пересеченную местность, покрытую большим количеством камней и валунов, и ровные реголитовые равнины у “перешейка”. К
последним относятся море Муз и местность Сагамихара, на оставшейся части астероида преобладает каменистый ландшафт. На
Итокаве обнаружено более десятка ярко выраженных ударных структур круговой формы. Одной из крупнейших является Малая Вумера
диаметром около 50 метров (Фиг.1). В отличии от известных астероидов, крупные кратеры имеют очень малое отношение
глубина/диаметр. Пока рано судить о причинах этого, но похоже, что сей факт не может быть объяснен одним лишь заполнением
кратера пылью и обломками. В любом случае это наблюдение позволит в будущем делать выводы о прочности и пористости пород
астероида и механизмах кратерообразования. На снимках можно также различить кратеры малого и среднего размера:
21-метровая Комаба (Фиг.2), 36-метровый Фучинобе (Фиг.3), семейство кратеров в Учиноуре. В отличии от крупных кратеров
они изрядно засыпаны пылью и напоминают “пруды”, обнаруженные на поверхности Эроса. Как и на Эросе, налицо дефицит малых
кратеров, хотя здесь причина скорее в каменистости Итокавы, а не в быстром заполнении их пылью. Типичный пример кратера
диаметром <10 м - Камисунагава в море Муз (Фиг.2).
Каменные глыбы. Наличие крупных камней на поверхности является одним из важных факторов при
планировании операций по забору грунта с астероида. Считается, что камни образуются при кратерировании, но учитывая слабую
гравитацию Итокавы (вторая космическая ~10-20 см/с) никто не ожидал большого их количества. Однако первые же снимки
обнаружили обратное. Всего было выявлено более 1000 валунов размерами >5 м, соответвующая концентрация крупных камней на
квадратный метр более чем на порядок превышает таковую для Эроса, а максимальный размер глыб достигает ~50 м. Известна
эмпирическая зависимость между размером ударного кратера, максимальным размером выброшенных обломков, а также между числом
обломков и их типичными массами. В случае Итокавы после удара на поверхность возвращается ~0.5 % выброшенного материала,
максимальный размер обломка не превышает 8 м, а общее число больших валунов не больше десятка. Поэтому ясно, что львиная
доля валунов образовалась не за счет ударного кратерирования, а в каких-то других процессах, может быть еще при образовании
самого астероида.
Зонд "Хаябуса": встреча с астероидом Итокава (посадка и отбор образцов грунта)
1, 2, 3, 4, 5 - изображения получены как только аппарат Хаябуса приступил к составлению карты
этого астероида Итокава. Общие сведения. Итокава – астероид семейства Аполлона, спектроскопический класс S(IV). Длина астероида составляет 548 м.
Астероид вращается с периодом 12.32 часа, ось вращения перпендикулярна плоскости эклиптики. Итокава имеет неправильную форму, его можно рассмативать
как состоящий из меньшей части (“головы”) и большей (“тела”). 6, 11 - первый снимок подобного рода, когда
космический аппарат видит свою тень, а это показана именно она на астероиде Итокава. Не правда ли захватывающее зрелище,
да еще с таким фоном ввиде астероида. По внешнему виду астероид сильно отличается от других изученных астероидов. Его поверхность можно разделить на 2 типа
ландшафта: пересеченную местность, покрытую большим количеством камней и валунов, и равнины у “перешейка”.
Зонд "Хаябуса": встреча с астероидом Итокава (посадка и отбор образцов поверхностного грунта астероида)
7 - перед посадкой на астероид космический зонд Хаябуса сбрасывал
мишень - маркер для лучшей ориентации на место посадки. Мишени - маркеры, как и по плану аппарат Минерва сбрасывались на
астероид, к сожалению в последнем случае аппарат скорее всего улетел в открытый космос (так как астероид почти не имеет
своего собственного поля тяготения). 8 - На данном изображении показан "горный" ландшафт астероида Итокава
в высоком разрешении. 9, 12 - На обзорах отмечены красными зонами Point A и Point B, как уже можно
догадаться - намеченные (Космическим агенством JAXA) места посадки космического зонда Хаябуса. 10 - На
этом изображении показыны, синими зонами, местные достопримечательности астероида Итокава: 1 - засыпанный на астероиде
кратер, 2 - скала с большой трещиной, 3 - северный полюс астероида Итокава. (Все снимки сделаны аппаратом свысоким разрешением)
Зонд "Хаябуса": встреча с астероидом Итокава (посадка и отбор образцов грунта)
Минералогия. Хаябуса оснащена двуми приборами для исследования состава астероида -
спектрометром ближнего ИК диапазона NIRS и рентгеновским спектрометром XRS. NIRS был включен сразу после прибытия к Итокаве
12 сентября . В последующие месяцы было получено более 80000 спектров и закартографирована вся поверхность астероида. Поле
зрения XRS значительно больше, поэтому он включался только в моменты сближения с Итокавой. В рентгеновском спектре удалось
достоверно различить линии Mg, Si, Al. Отношения Mg/Si=0.78±0.09 и Al/Si=0.07±0.03 типичны для хондритов LL- и L- типов.
ИК-спектр Итокавы отличается двумя характерными линиями поглощения на 1 и 2 мкм, которые указывают на наличие на
поверхности астероида значительного количества минералов пироксена и оливина в соотношении 30:70. Для образования
таких кристаллических фаз требуется хотя бы частичное расплавление пород и температуры по меньшей мере 1000-1200 С.
Вероятно некогда Итокава была частью богатого оливином хондритного астероида LL- или L- типа.
Температура поверхности. На Хаябусе нет специализированного прибора для измерения температуры
поверхности астероида и выводы делались косвенным методом. ПЗС-матрица спектрометра XRS оснащена радиатором радиационного
охлаждения, по тепловому режиму которого можно восстановить тепловые потоки от нагретой поверхности астероида и ее
температуру. Измерения были проведены во время спуска 19 ноября, когда аппарат завис в 20 метрах от поверхности. Согласно
оценкам температура Итокавы составила от 310 до 340 К. Эта величина определяется тепловой инерцией материала поверхности и
занимает среднее положение между 290 К для монолитной скальной породы и 370 К для реголита. Измеренная
величина вполне соответствует каменистой поверхности.
История разработки проекта "Хаябуса"
9 мая 2003 г. в 13:29:25 местного времени (04:29:25 UTC) со стартового комплекса Космического
центра Кагосима (Утиноура, Япония) был выполнен пуск твердотопливной РН M-5. С помощью дополнительной ступени KM-V2 ракета
вывела на межпланетную траекторию японскую межпланетную станцию Muses-C, предназначенную для доставки образцов грунта с
одного из сближающихся с Землей астероидов. Согласно официальному сообщению Института космических и астронавтических наук
(ISAS), выведение прошло в полном соответствии с планом и без замечаний, «как будто ее [ракету] поднимало и направляло
небо». Отделение КА было выполнено через 610 сек после запуска; еще через полчаса прошло раскрытие панелей солнечных
батарей, состоялось выдвижение рупора грунтозаборного устройства и т.д. Наконец, к 06:00 UTC на станции Сети дальней связи
NASA под Канберрой был принят сигнал с борта: состояние станции удовлетворительное.
После успешного выхода на отлетную траекторию аппарату с техническим наименованием Muses-C по
японскому обычаю было присвоено имя собственное – Hayabusa («Хаябуса»), что означает «Сокол». Аппарат Muses-C (Mu Space
Engineering Spacecraft-C) был задуман в 1996 г. как экспериментальная японская АМС, предназначенная для демонстрации
перспективных технологий: электрореактивной ДУ, автономной оптической навигации, возвращаемой капсулы, рассчитанной на
вход в атмосферу Земли со 2-й космической скоростью и др. Таким образом, Muses-C находится в одном классе экспериментальных
АМС с американской Deep Space 1 и европейской Smart-1. Но задание для этого экспериментального аппарата было выбрано самое
сложное – доставка на Землю образцов вещества астероида. В качестве цели был первоначально выбран небольшой (диаметром 1–2
км) астероид номер 4660 с именем Нереус. Запуск на 5-м экземпляре носителя M-5 планировался на 7 января 2002 г.
Прибытие к астероиду намечалось на 9 сентября 2003 г., отлет – на 11 ноября 2003 г., а возвращение на Землю – на 28 января
2006 г. В мае 1997 г. было достигнуто соглашение о сотрудничестве между ISAS и JPL (США) в проекте Muses-C. Американцы
обещали содействовать в управлении полетом и приеме данных с использованием Сети дальней связи NASA, предоставить
посадочный полигон в штате Юта, а также организовать испытания тепловой защиты возвращаемой капсулы в Исследовательском
центре имени Эймса. Взамен они получили право поставить на борт Muses-C наноровер Muses-CN, который, однако, так и не был
сделан. Кроме того, специалисты NASA были введены в научные группы, сформированные вокруг японских приборов, и американцам
была обещана для исследований часть доставляемых образцов – правда, через год после того, как с ними ознакомятся японские
исследователи.
Осенью 1999 г. для японской станции вместо Нереуса была выбрана запасная цель – совсем
маленький астероид с обозначением 1989 ML и номером 10302. Запуск был отсрочен до июля 2002 г. 1 августа 2000 г. был
объявлен перенос запуска Muses-C на 24 ноября 2002 г. Как следствие, была выбрана третья и окончательная цель станции –
астероид с временным обозначением 1998 SF36, открытый 26 сентября 1998 г. камерой LINEAR. Стартовая масса КА Muses-C –
530 кг, в т.ч. сухая масса – 415 кг, масса компонентов бортового ЖРД – 50 кг и масса ксенона для электрореактивной
ДУ – 65 кг. Корпус аппарата выполнен в форме параллелепипеда размером 1.50x1.50x1.05 м, на котором установлены две
трехсекционные панели солнечных батарей общей площадью 12 кв м (на сторонах -Y и +Y) и остронаправленная антенна
диаметром 1.5 м на двухстепенном подвесе (на стороне +Z).
В состав бортовой электрореактивной ДУ входят два ионных двигателя с ионизацией рабочего тела
(ксенон) за счет микроволнового разряда. Ионизированный газ разгоняется электрическим полем и выбрасывается через четыре
сопла (на стороне +X). При потребляемой мощности 1 кВт тяга составляет 2 гс (20 мН); номинальная тяга каждого двигателя –
0.78 гс (7.7 мН), удельный импульс – 2980 сек, суммарный запас скорости – 4000 м/с. ЭРДУ используется для перелета к
астероиду и обратно. При наземных испытаниях аналогичный двигатель был включен 30 марта 2000 г. и к 25 октября 2002 г.
отработал 18000 часов. Для маневрирования вблизи поверхности астероида используется ЖРД (гидразин – азотный тетраоксид) с
максимальной тягой 5 фунтов (2.3 кгс, 22 Н).
Стандартная ориентация аппарата – режим трехосной стабилизации. Измерительными элементами
системы ориентации являются два солнечных и один звездный датчик, исполнительными – маховики и 12 ЖРД тягой по 1 Н на
двухкомпонентном топливе. Основная остронаправленная антенна HGA работает с передатчиком мощностью 20 Вт в диапазоне X и
обеспечивает пропускную способность 8 кбит/с. Кроме нее, на аппарате имеется малонаправленная антенна MGA и ненаправленные
антенны LGA диапазонов X и S. В состав бортовой научной аппаратуры входят камера видимого диапазона, лидар, спектрометр
ближнего ИК-диапазона, рентгеновский спектрометр, устройство для забора образцов и посадочный зонд Minerva.
Камера AMICA с ПЗС-матрицей в качестве средства регистрации и набором светофильтров
предназначена для картирования поверхности, колориметрии, поляриметрии, исследования физических свойств поверхности,
поиска газо-пылевой оболочки и спутников астероида, а также для навигации. Лидар LIDAR по существу представляет собой
инфракрасный лазерный дальномер (длина волны – 1064 нм) и используется для составления карты высот, определения формы и
массы астероида. Спектрометр ближнего ИК-диапазона NIRS установлен соосно с лидаром. Он выполняет измерения в диапазоне
0.85–2.10 мкм для определения минерального состава поверхности. Рентгеновский флуоресцентный спектрометр XFS регистрирует
свечение поверхности в рентгеновском диапазоне. Он может определить количество магния, алюминия, кремния и серы в материале
поверхности, а в периоды солнечных вспышек.
