2001 Mars Odyssey – przegląd misji

0

2001 Mars Odyssey (Mars Odyssey, Mars Surveyor 2001 Orbiter) jest amerykańskim (NASA) orbiterem Marsa. Do jego podstawowych zadań należą naukowych: identyfikacja minerałów występujących na powierzchni Czerwonej Planety; poszukiwania wody/lodu pod powierzchnią poprzez pomiar obfitości wodoru; badania struktury marsjańskiej powierzchni i procesów ją kształtujących; oraz badania natężenia promieniowania korpuskularnego w celu oceny stopnia zagrożenia dla życia przyszłych załogowych wypraw na Marsa. Sonda pomyślnie weszła na orbitę okołomarsjańską, gdzie realizuje bardzo udany program badawczy.

KONSTRUKCJA

{jathumbnail off}Masa próbnika bez paliwa wynosi 376.3 kg, masa całkowita (z 348.7 kg paliwa w chwili startu) natomiast 725.0 kg. Sonda została skonstruowana w Lockheed Martin Astronautics w Denver w stanie Kolorado. Tam przeszła serię szczegółowych testów. W Canaveral Space Center otrzymała zapas paliwa, zintegrowane panele słoneczne i dwa przyrządy naukowe. Ogólna konstrukcja próbnika jest oparta na konstrukcji wcześniejszego orbitera Mars Climate Orbiter. Jednak po katastrofie tej misji wprowadzono setki zmian w sprzęcie i oprogramowaniu. Sonda ma kształt prostopadłościanu o wymiarach 22. x 1.7 x 2.6 m. Korpus jest podzielony na dwie sekcje – sekcję wyposażenia oraz sekcję napędową. Na górnej sekcji umieszczono silnik rakietowy, zbiorniki paliwa i utleniacza oraz inne komponenty inżynieryjne. Dolna zawiera instrumenty naukowe z wyjątkiem MARIE (zainstalowanego we wnętrzu sondy), antenę UHF i szperacze gwiazd systemu nawigacyjnego. Łączność z Ziemią zapewnia antena paraboliczna dużego zysku o średnicy 1.3 m ustawiona na wysięgniku w kącie górnej części pojazdu. Używa ona pasma X, zarówno dla łącza Ziemia – sonda jak i sonda – Ziemia. Dane z Ziemi są odbierane na częstotliwości 7155.377315 MHz i przesyłane na Ziemię na 8406.851852 MHz. Ponadto sonda posiada dwie dookólne anteny małego zysku służące tylko do transmisji danych inżynieryjnych na Ziemię. Energii elektrycznej dostarcza skrzydło fotoogoniw słonecznych umieszczone z boku korpusu pojazdu. Składa się z 3 paneli fototwoltaicznych zbudowanych z arsenku galu. Ładują one baterię niklowo – wodorową o pojemności 16 A/h. Paliwem dla głównego silnika rakietowego jest hydrazyna i czterotlenek azotu. Impuls silnika wynosi 65.3 kg. Sonda jest stabilizowana trójosiowo z użyciem trzech głównych kół reakcyjnych i jednego zapasowego. Kontrola orientacji przestrzennej jest zapewniona dodatkowo przez cztery silniczki rakietowe o impulsie 0.1 kg i cztery o impulsie 2.3 kg. System nawigacyjny używa szperacza gwiazd i bezwładnościowego układu odniesienia. Stała temperatura wewnętrzna jest kontrolowana przez użycie izolacji, grzejników, żaluzji i dzięki specjalnej farbie na powierzchni niektórych elementów.

Schemat sondy 2001 Mars Odyssey. Cred NASA.

WYPOSAŻENIE

W skład instrumentów naukowych wchodzą: spektrometr promieni gamma (Gamma Ray Spectrometer – GRS), spektrometr neutronów (Neutron Spectrometer – NS); detektor neutronów o wysokich energiach (High Energy Neutron Detector – HEND); eksperyment radiacyjny (Mars Radiation Environment Experiment – MARIE); oraz system obrazujący w podczerwieni i świetle widzialnym (Thermal Emission Imaging System – THEMIS). Sonda posiada antenę UHF do odbioru danych z lądowników marsjańskich.  Wykonuje także eksperyment radiowy (Radio Science).

GRS

Instrument GRS (masa 30.5 kg, moc 32 W) służy do monitorowania promieniowania gamma emitowanego z powierzchni Marsa przez naturalne pierwiastki promieniotwórcze oraz powstającego podczas reakcji z promieniami kosmicznymi i cząstkami słonecznymi. Umożliwia to: rozpoznanie składu pierwiastkowego powierzchni Marsa, w tym czap polarnych; określenie obfitości wody w gruncie; rozpoznanie wieku materiału powierzchniowego; oraz poznanie grubości czap polarnych i jej sezonowych zmian. Instrument też umożliwia też badania błysków gamma. GRS jest spektrometrem promieniowania składającym się z germanowej, bardzo czystej diody o masie 1.2 kg. Stanowi ona detektor półprzewodnikowy. Prąd produkowany w diodzie pod wpływem promieni gamma jest wzmacniany przez niskotemperaturowy wzmacniacz. Sensor podczas badań jest schłodzony do temperatury 90 K. Znajduje się pod cieplną tarczą. W czasie lotu międzyplanetarnego został ogrzany do temperatury 100°C, aby wyeliminować jego ewentualne uszkodzenia spowodowane przez promieniowanie i zachować go w dobrym stanie aż do rozpoczęcia pomiarów na orbicie okołomarsjańskiej. Urządzenie umieszczono na wysięgniku o długości 6 metrów, celem wyeliminowania szyby powodowanego przez promieniowanie gamma pochodzące ze statku. Największa średnica instrumentu wynosi 46 cm, a największa wysokość 17 cm. Przyrząd jest skierowany w stronę nadiru. Jego pole widzenia ma szerokość 144 stopni. Przestrzenna rozdzielczość wynosi 300 km, ale do pomiarów w niskich temperaturach stosuje się niższą. Do wykrywania wodoru, świadczącego o obecność wody, wraz z GRS stosuje się także detektory neutronów NS i HEND. Przyrząd został zbudowany na Uniwersytecie Arizony w Laboratorium Księżycowym i Planetarnym. Jego odpowiednik znajdował się także na utraconej sondzie Mars Observer.


Instrument GRS. Cred. NASA

NS

Spektrometr NS służy do wykrywania wodoru w gruncie do głębokości około 1 metra. Dane te umożliwiają poznanie obfitości wody. NS wykrywa neutrony w trzech zakresach energii. Są to cząstki szybkie, epitermalne i cieplne. Detektor jest prostopadłościennym blokiem podzielnym wewnątrz na 4 jednostki w kształcie pryzmatów. Pojedyncze pryzmaty są skierowane w stronę nadiru (do planety), zenitu (przeciwnie do powierzchni), do statku kosmicznego (w tył) i w stronę wektora prędkości statku (naprzód). Każdy pryzmat jest zbudowanym z boru scyntylatorem, optycznie odizolowanym od innych pryzmatów. Każdy jest obserwowany przez osobną tubę fotopowielacza. Kiedy energetyczna cząstka uderzy w pryzmat powstaje błysk światła rejestrowany przez fotopowielacz. Mniejsze końce instrumentu są osłonięte tarczą z kadmu nieprzepuszczającą neutronów. Pryzmat skierowany w stronę Marsa także jest osłonięty tarczą przepuszczającą neutrony tylko o odpowiednio wysokich energiach. Neutrony cieplne są promieniami kosmicznymi, które wytraciły swoją energie w kolizjach z atomami wodoru w gruncie. Są wyłapywane przez przedni pryzmat, ale zatrzymują się na pryzmacie tylnym. Różnica w szybkości neutronów pomiędzy tymi pryzmatami jest miarą stratny ich energii. Różnica energii pomiędzy neutronami przebiegającymi z tylnego pryzmatu do pryzmaty zenitalnego daje miarę neutronów epitermalnych. Tylny pryzmat mierzy także neutrony wyemitowane przez statek. Epiermalne neutrony są także mierzone przez ekranowany pryzmat nadiru. Stosunek neutronów cieplnych do epitermalnych daje miarę ilości wodoru w glebie. Urządzenie zostało zbudowane w Los Alamos National Laboratory.

HEND

Instrument HEND (masa 3.7 kg. moc 5.7 W) mierzy emisję neutronów o różnych energiach. Zebrane dane są stosowane do określenia albedo neutronów używanego do interpretacji danych GRS. Umożliwiają także opracowanie globalnej mapy obfitości podpowierzchniowego lodu. Stosunek neutronów powolnych do szybkich daje miarę obfitości wodoru na powierzchni (ponieważ kolizje z atomami wodoru zmniejszają energie neutronów). Ilość wodoru pozawala na ocenę obfitości wody. HEND składa się z trzech liczników proporcjonalnych opartych na licznikach typu Helium-3 LND 2517 z osłonami z kadmu. Mały detektor mierzy neutrony o energiach 0.4 – 10 eV. Średni czujnik pracuje w zakresie 10 eV – 1 keV, a największy detektor natomiast w zakresie 1 keV – 1 MeV. Instrument posada także wewnętrzny detektor scyntylacyjny wykrywający neutrony o wysokich energiach (300 keV – 10 MeV) i fotony promieniowania gamma o energiach 60 keV – 1 Me, oraz zewnętrzny sensor scyntylacyjny do wykrywania neutronów o energiach 300 keV i twardego promieniowania rentgenowskiego o energii ponad 30 keV. Instrument zbudowano w Instytucie Badań Kosmicznych w Moskwie.


Instrument HEND. Cred. NASA

MARIE

Instrument MARIE (masa 3.3 kg, moc 7 W) jest spektrometrem cząstek energetycznych zaprojektowanym w celu zmierzenia radiacji w środowisku marsjański. Ma to na celu poznanie stopnia zagrożenia promieniowaniem na jakie mogą być narażeni astronauci w przyszłości. W szczególności badany jest zakres strat energii cząstek 0.1 keV/mikrometr – 1500 keV/mikrometr, oraz udział protonów i neutronów w promieniowaniu. Spektrometr składa się z dwóch detektorów o wymiarach ok. 2.5 cm x 2.5 cm i dwóch dodatkowych detektorów półprzewodnikowych o wymiarach 2.5 cm x 2.5 cm. Są one umieszczone na dwóch licznikach proporcjonalnych o wymiarach 1.78 x 1.78 cm. Jeden licznik mierzy całkowitą energię potencjalną (Total Energy Proportional Counter – TEPC), drugi natomiast zlicza cząstki (Charged Proportional Counter – CPC). Instrument posiada dwa źródła cząstek alfa o radioaktywności 0.9 mCurie używanych do kalibracji. Cały instrument ma wymiary 10.2 x 17.8 x 29.2 cm. Pole widzenia ma szerokość 56 stopni. Energie cząstek są mierzone w 512 kanałach.


Instrument MARIE. Cred. NASA

THEMIS

System THEMIS (masa 11.2 kg, moc 14 W) składa się z podczerwonego spektrometru obrazującego i kamery o wysokiej rozdzielczości. Służy do badań mineralogii i morfologii powierzchni Marsa. Szczególnie instrument stosuje się do: poszukiwań formacji geotermalnych i związanych ze środowiskami wodnymi; lokalizacji najlepszych miejsc lądowania dla misji powierzchniowych; badań procesów geologicznych w małej skali; oraz poszukiwań anomalii cieplnych związanych z ewentualnymi procesami podpowierzchniowymi. Instrument ma wymiary 54.5 x 37.0 x 28.6 cm. Używa teleskopu złożonego z trzech zwierciadeł, f/1.7. Efektywna odległość ogniskowej wynosi 20 cm. Teleskop służy do skupiania światła na detektorach podczerwieni i zakresu widzialnego. Detektor podczerwony jest mikrobolometrem. Jest chłodzony przez elektryczną chłodziarkę. Filtry są umieszczone bezpośrednio przed płaszczyzną ogniskowej. Instrument rejestruje jasność powierzchni w zakresie podczerwoni w 9 kanałach w przedziale 6.6 – 15 mikrometrów. Kanały to (w mikrometrach): 6.62, 7.88, 8.56, 9.30, 10.11, 11.03, 11.78, 12.58, 14.96. Widma obejmują zarówno powierzchnię jak i atmosferę. Spektrometr zobrazował też prawie całą planetę w rozdzielczości 100 m na piksel. System obrazujący w świetle widzialnym składa się z detektora CCD o wymiarach 1024 x 1024 piksele. Pole widzenia ma szerokość 2.8 stopnia. Zdjęcia są wykonywane w 5 kanałach spektralnych o centrach w 0.423, 0.553, 0.652, 0.751 i 0.870 mikrometra. Szerokość każdego pasma wynosi 0.05 mikrometra. Filtry są umieszczone bezpośrednio na detektorze. Rozdzielczość przestrzenna z orbity roboczej wynosi 18 m na piksel. Do końca misji podstawowej przyrząd wykonał 15 000 monochromatycznych zdjęć w świetle widzialnym.


Instrument THEMIS. Cred. NASA

RS

Eksperyment radiowy nie został przewidziany w planach misji, ale mógł zostać wykonany jako część normalnej komunikacji i nawigacji w celu lepszego poznania pola grawitacyjnego Marsa i jego atmosfery. W eksperymencie stosuje się system telemetryczny pojazdu. Mierząc przesunięcia dopplerowskie w sygnale można śledzić zmiany szybkości sondy. Po ich odniesieniu do pozycji pojazdu można określić anomalie pola grawitacyjnego Marsa. W czasie gdy sonda chowa się za tarczą Marsa lub zza niej wychodzi wykonuje się także eksperyment zakrycia. Sygnał radiowy po przejściu przez atmosferę planety ma trochę inne parametry niż w normalnych warunkach. Umożliwia to opracowanie profili gęstości atmosfery i jej temperatury.

PRZEBIEG MISJI

Sonda wystartowała dnia 7 kwietnia 2001r o godz. 15:02:22 UTC za pomocą rakiety Delta 2. Miejscem startu był przylądek Canaveral. Na krótki czas sonda została umieszczona na parkingowej orbicie okołoziemskiej nachylonej w stosunku do równika o 52°, nietypowej dla misji międzyplanetarnej. Za pomocą trzeciego stopnia rakiety nośnej pojazd został skierowany na trajektorię okołosłoneczną przecinająca orbitę Marsa. Start był na tyle precyzyjny że zrezygnowano z pierwszej korekty kursu. Podczas lotu międzyplanetarnego przeprowadzono cztery korekty: 23.05.2001r, 02.07.2001r, 17.09.2001r i 23.10.2001r. 12 dni po starcie próbnik przesłał pierwsze kalibracyjne obrazy Ziemi z odległości 3 mln kilometrów. Następnie sonda brała udział w badaniach błysków gamma. Detektory neutronów o wysokiej energii wykrywały rozbłyski między 8 a 17 maja 2001r. Porównanie wyników z pomiarami innych sond i satelitów pozwoliło na określenie kierunku, z którego docierała największa ilość wysokoenergetycznych cząstek.  Lot na Marsa przebiegał bez większych problemów, oprócz kłopotów z zabłąkanym światłem rejestrowanym przez szperacz gwiazd.


Start sondy Mars Odyssey. Cred. NASA

Sonda osiągnęła orbitę Marsa dnia 23.10.2001r o godz. 02:26 UT poprzez odpalenie silnika rakietowego na 19.7 minut. Próbnik przebył trasę 460 mln kilometrów. Obieg po silnie eliptycznej orbicie początkowej trwał 18.6 godzin. Wkrótce po osiągnięciu celu rozpoczęto hamowanie atmosferyczne polegające na przelotach przez górną atmosferę Marsa na wysokość 110 km ponad powierzchnią. Umożliwiło to wyhamowanie i zmniejszenie promienia orbity. Operacja trwała 76 dni, i została zakończona po 332 obiegach dn. 14 stycznia 2002r. Orbita przebiegała wtedy na wysokości od 201 do 500 kilometrów ponad planetą. Następnie trajektoria została ukołowiona, tak, że przebiegała na wysokości 400 km ponad biegunami Marsa. Proces ten zakończono 30 stycznia 2002r. Program naukowy rozpoczęto w lutym 2002 roku. Misja nominalna trwała 917 dni i zakończyła się w lutym 2004. Potem do października 2005r sonda realizowała misje rozszerzoną i zajmowała się obieraniem danych z łazików MER. Później misja była przedłużana.

GRS został uruchomiony 19 lutego 2002r. Wysięgnik był w tedy złożony. Wstępne rezultaty pomiarów wykazały, że pod powierzchnią, w okolicach południowego bieguna Marsa, mogą znajdować się znaczne ilości lodu wodnego. Na podstawie dalszych, znacznie dokładniejszych obserwacji dokonanych po rozwinięciu wysięgnika (04.06.2002) można było określić, że powyżej 60 st na obu półkulach zawartość lodu w warstwie gleby o grubości 1 metra może wynosić aż 50%.

Przyrząd MARIE nie funkcjonował od sierpnia 2001 r. Był on jednak spowodowany błędem programowania i instrument został uruchomiony 7 marca 2002 roku. Instrument pozwolił na stwierdzenie, że podczas lotu międzyplanetarnego astronauci przyjmowaliby dzienne dawki promieniowania na poziomie 2 miliradów. na powierzchni Marsa dawka ta byłaby mniejsza o połowę. Łącznie z promieniowaniem podczas rozbłysków słonecznych dawka promieniowania jaką otrzymałaby załoga podczas 3-letniej mieściłaby się przyjmowanych przez NASA normach.  28 października 2003r, instrument przestał działać podczas wzmożonej aktywności słonecznej. Jego program naukowy zakończył się jednak powodzeniem

THEMIS dostarczył pierwszy, podczerwony obraz Marsa tuż po wejściu na orbitę. 2 listopada 2001r, podczas dalszej kalibracji uzyskano pierwsze obrazy optyczne. W marcu 2002r przyrząd uzyskał pierwsze w historii obrazy nocnej strony planety w podczerwieni. Podczas programu badawczego instrument potwierdził, iż warstwy skalne wykryte przez MGS różnią się składem mineralnym.

Misja 2001 Mars Odyssey dostarczyła i nadal dostarcza wielu bezcennych danych na temat Marsa. Sonda ta to ostatni orbiter z programu Mars Surveyor zawieszonego po utracie całości misji Surveyor 98 (obejmującej Mars Climate Orbiter, Mars Polar Lander i próbniki Deep Space 2). Pierwotnie projekt Surveyor 2001 obejmował – oprócz orbitera także lądownik, później przekształcony w misję Phoenix. Po katastrofie zmieniono podejście do problematyki badań Marsa tak, że orbitery i lądowniki były wysyłane w osobnych oknach startowych. Dawało to dłuższy czas na rozwiązanie przyczyn ewentualnych katastrof.

Źródła:
GSFC/NASA
JPL/NASA

Share.

Comments are closed.