Grecy i Trojanie – ku planetoidom Jowisza

0

W 1907 roku Max Wolf w obserwatorium w Heidelbergu odkrył planetoidę poruszającą się wokół Słońca w odległości takiej jak Jowisz i wyprzedzającą go o 56 stopni. Nazwał ją Achillesem. W następnych latach odkryto dalsze planetoidy poruszające się w okolicach “trójkątnych” punktów Lagrange’a (L4 i L5) układu Słońce – Jowisz, zarówno wyprzedzające planetę (“Grecy”), jak i pozostające z tyłu (“Trojanie”). Określamy je ogólnym mianem planetoid trojańskich.

Największe z tych obiektów to Hektor 300×150 kilometrów, Agamemnon o średnicy 175 kilometrów, Eneasz – 151 kilometrów, Patrokles – 149 kilometrów i Achilles – 147 kilometrów. Pod koniec 1990 roku znano 62 planetoidy trojańskie, a obecnie ilość ta jeszcze wzrosła – głównie dzięki wprowadzeniu nowych, dokładniejszych systemów przeglądu nieba. Poruszają się one oscylując wokół punktów Lagrange’a w okresie 148 lat.

W ostatnich latach sondy kosmiczne przekazały na Ziemię obrazy kilku planetoid (Gaspra, Mathilde, Ida), teleskop Hubble’a uzyskał obraz Vesty, sonda NEAR zbadała dość dokładnie Erosa. Uzyskano także obrazy radarowe kilku innych planetoid (Castalia, Golevka, Geographos i in.), niestety o niezbyt wielkiej rozdzielczości. Wystrzelona misja do Ceres i Vesty – Dawn – już w lipcu bieżącego roku osiągnie swój pierwszy cel. Celowe byłoby także zbadanie planetoid w większej odległości od Słońca, głównie typu C – podobnych do chondrytów węglistych. Odległe przeciętnie o 5,2 jednostek astronomicznych trojańskie planetoidy mogą być właściwym celem misji dla takich sond kosmicznych.

Gdyby skierować sondę w kierunku jednego z punktów Lagrange’a orbity Jowisza, wówczas mogłaby ona zbliżyć się nawet do kilku Trojan i przekazać na Ziemię ich multispektralne obrazy. Lot sondy odbywałby się po torze zbliżonym do półelipsy (trajektorii Hohmanna) stycznej do orbity Ziemi i mającej aphelium w okolicach punktu L4 lub L5 układu Słońce – Jowisz. Taka trajektoria miałaby wielką półoś wynoszącą około 3,10+0,13 AU (różnica wynikająca z uwagi na eliptyczność orbit Ziemi i Jowisza). Czas lotu po półelipsie wyniósłby 2,73+0,18 lat. Przeciętna prędkość sondy w peryhelium wynosiłaby 38,6 km/s a w aphelium 7,4 km/s. Ponieważ średnia prędkość ruchu orbitalnego Jowisza wynosi 13,1 km/s, więc prędkość sondy względem planetoid w okresie zbliżania byłaby równa około 5,7 km/s.

Aby zbliżyć się do kilku planetoid, sonda będzie musiała wykonać także korekty toru lotu. Wybór odpowiedniej orbity umożliwiłby również zbliżenie do którejś z planetoid głównego pasa – czy to w drodze do punktu libracyjnego, czy też w czasie dalszego lotu.

Gdyby do realizacji misji posłużyć się rakietą Delta II, lub inną podobnej klasy, wówczas ośmiusetkilogramowa sonda musiałaby zabrać ponad 500 kg paliwa (np. monometylohydrazynę i czterotlenek azotu), aby zrealizować zadanie. Aparatura naukowa mogłaby mieć masę nie większą od kilkudziesięciu kilogramów. O wiele bardziej korzystne byłoby zatem zastosowanie sondy o napędzie jonowym – podobnie jak zrobiono to w przypadku sondy Dawn. Wówczas masa aparatury mogłaby wynosić nawet 200 kg. Innym możliwym rozwiązaniem mógłby być przelot sondy w pobliżu Wenus i Ziemi oraz wykorzystanie manewrów grawitacyjnych dla jej przyspieszenia, podobnie jak w przypadku misji Galileo i Cassini. Wydłużyłoby to jednak znacznie czas trwania misji.

Terminy startów do każdego z punktów libracyjnych powtarzają się średnio co 399 dni (synodyczny okres obiegu Jowisza) – co 133 i 266 dni do obu punktów. Nie trzeba więc czekać przez lata na właściwy moment do wystrzelenia misji.

Koncepcję misji do planetoid trojańskich przedstawiłem 9 czerwca 1998 roku na zebraniu Oddziału Warszawskiego PTA. Od tego czasu upłynęło 13 lat… czy kończący właśnie swój lot międzyplanetarny pojazd Dawn stanie się pierwszą z serii sond choć częściowo realizujących ten zamysł? Mam taką nadzieję.

Piotr Podkowicz, PTA

Diagram przedstawiający położenie planetoid w Układzie Słonecznym (PD)

Share.

Comments are closed.