Kaguya

Sonda Kaguya

Nazwa: Kaguya
Data startu: 14 września 2007
Masa: 2885 kg
Rakieta nośna: H-IIA F13

Cel misji

Kaguya (SELENE) była japońskim (JAXA) orbiterem księżycowym. Głównym zadaniem misji było zebranie danych o rozpowszechnieniu pierwiastków chemicznych, składzie mineralogicznym, topografii, geologii, polu grawitacyjnym oraz środowisku plazmowym Księżyca i układu Słońce-Ziemia. Podrzędnym celem były testy technologiczne, kluczowe dla przyszłych misji księżycowych: wejścia na polarną orbitę księżycową, stabilizacja trójosiowa, kontrola termiczna sondy. Misja składała się z trzech satelitów: głównego orbitera który zawierał większość wyposażenia naukowego, subsatelity VRAD oraz subsatelity retransmisyjnego Relay, którego zadaniem był odbiór sygnału dopplerowskiego z orbitera (gdy był niewidoczny z Ziemi) i retransmisja na Ziemię w celu oszacowania pola grawitacyjnego niewidocznej z Ziemi półkuli Księżyca.

Budowa sondy

Kształt orbitera oparto na figurze prostopadłościanu foremnego o wymiarach: 2,1 metra na 2,1 metra na 4,8 metra, podzielonego na dwa przedziały: 2,8-metrowej długości moduł główny (zawierał większość instrumentów naukowych) i 1,2-metrowej długości moduł napędowy. Maszt baterii słonecznych został zamontowany na jednej z bocznych ścianek sondy. 1,3-metrowej średnicy antena wysokiego zysku jest zamontowana na kolejnej bocznej ściance. 12-metrowy maszt magnetometru został przytwierdzony do górnej ścianki orbitera a cztery 15-metrowe anteny radaru zamontowano w dwóch górnych i dwóch dolnych narożach modułu głównego. Całkowita masa startowa sondy, obejmująca 795 kg paliwa i dwa subsatelity, wynosi 2885 kilogramów.

Orientacja przestrzenna orbitera utrzymywana była w trybie trójosiowym za pomocą dwunastu silniczków o ciągu 20 N, ośmiu silniczkom o ciągu 1N oraz czterem kołom zamachowym. Do wykonania korekt trajektorii, manewru wejścia na orbitę Księżyca oraz manewrów korekt orbity sonda została wyposażona w dwuskładnikowy (NTO i N2H4) silnik główny o ciągu 500 N.

System orientacyjny i nawigacyjny bazował na danych dostarczanych przez cztery czujniki położenia Słońca, dwie jednostki nawigacji inercyjnej (IMU) oraz dwóch kamer do śledzenia pozycji gwiazd.

Sonda zasilana była z pojedynczego panela baterii słonecznych o powierzchni 22 m² (ogniwa GaAs/Ge), który mógł generować moc do 3486 W. Orbiter został także wyposażony w cztery 50-woltowe akumulatory niklowo-wodorowe o pojemności 35 Ah.

Odpowiednia temperatura wnętrza orbitera utrzymywana była dzięki zastosowaniu wielowarstwowej izolacji termicznej kadłuba, użyciu radiatorów, żaluzji i grzejników.

Łączność z orbiterem utrzymywana była w paśmie X i S poprzez antenę wysokiego zysku z szybkością do 10 Mb/s (w paśmie X) i z szybkością 40 lub 2 kb/s (w paśmie S). Do odbioru komend z szybkością 1 kb/s używane były cztery bezkierunkowe anteny pasma S.

Pokładowe urządzenie rejestrujące miało pojemność 10 GB.

Subsatelita VRAD (Ouna)
  • wymiary: ośmiokątny cylinder o wymiarach: 0,99 metra na 0,99 metra na 0,65 metra,
  • masa: 53 kg,
  • stabilizacja: obrotowa z prędkością 10 obrotów na minutę,
  • zasilanie: baterie słoneczne o mocy 70 W umieszczone na bocznych ściankach, 26-woltowy akumulator niklowo-wodorkowy o pojemności 13Ah,
  • komunikacja: antena dipolowa, jedno pasmo X i trzy pasma S,
  • orbita: polarna o wysokości 100 na 800 kilometrów,
  • długość misji: 1 rok.
Subsatelita Relay (Okina)
  • wymiary: ośmiokątny cylinder o wymiarach: 0,99 metra na 0,99 metra na 0,65 metra,
  • masa: 53 kg,
  • stabilizacja: obrotowa z prędkością 10 obrotów na minutę,
  • zasilanie: baterie słoneczne o mocy 70 W umieszczone na bocznych ściankach, 26-woltowy akumulator niklowo-wodorkowy o pojemności 13Ah,
  • komunikacja: antena dipolowa, cztery pasma S,
  • orbita: polarna o wysokości 100 na 2400 kilometrów,
  • długość misji: 1 rok.
Instrumenty naukowe

Kaguya była najbardziej zaawansowanym i wyspecjalizowanym księżycowym statkiem badawczym od czasu zakończenia programu Apollo. Orbiter przeprowadził 15 różnych eksperymentów naukowych: XRS, GRS, MI, SP, TC, LRS, LALT, LMAG, CPS, PACE, RS, UPI, RSAT, VRAD i HDTV.

  • XRS (X-Ray Spectrometer) - instrument pozwolił określić skład pierwiastkowy powierzchni (Al, Si, Mg, Fe itp.) dzięki zjawisku fluorescencji rentgenowskiej wzbudzanej słonecznym promieniowaniem rentgenowskim. Składał się z trzech podzespołów: właściwego spektrometru rentgenowskiego (zakres energii promieniowania 0,7-10 keV), przyrządu monitorującego słoneczne promieniowanie rentgenowskie (zakres energii 1-20 keV) oraz źródła kalibracyjnego (zakres 0,7-10 keV).
  • GRS (Gamma Ray Spectrometer) - umożliwił pomiar ilości pierwiastków takich jak: K, U, Th, O, Mg, Al, Si, Ti, Fe, Ca, H itp. zawartych w materiale powierzchniowym Księżyca. Jako detektor została użyta płytka germanowa, która chłodzona jest do temperatury -180 °C.
  • MI (Multi band Imager) - zestaw dwóch kamer do fotografowania powierzchni (znajdującej się bezpośrednio pod sondą) w bliskiej podczerwieni (NIR) i świetle widzialnym (VIS). Kamera NIR miała pole widzenia 11,2° (z wysokości 100 km fotografowała pas terenu o szerokości 19,6 km) i pracowała w czterech pasmach podczerwieni: 1,0; 1,05; 1,25 i 1,55 µm. Kamera VIS miała pole widzenia 11° (z wysokości 100 km fotografowała pas terenu o szerokości 19,3 km) i pracowała w pięciu pasmach: 0,415; 0,75; 0,9; 0,95 i 1,0 µm. Rozdzielczość przestrzenna tych zdjęć wynosiła odpowiednio: VIS - 20 m, NIR - 62 m.
  • SP (Spectral Profiler) - spektrometr bliskiej podczerwieni (NIR) i światła widzialnego (VIS). Pole widzenia spektrometru wynosiło 0,23° (z wysokości 100 km widział pas terenu o szerokości 500 m). Mógł pracować w łącznie 296 pasmach spektralnych w trzech zakresach; VIS: 0,52-0,96 µm, NIR1: 0,9-1,7 µm i NIR2: 1,7-2,6 µm. Rozdzielczość przestrzenna instrumentu wynosiła 562 na 400 m.
  • TC (Terrain Camera) - zestaw dwóch kamer umożliwiał wykonywanie zdjęć stereoskopowych (jedna kamera fotografowała teren 30 km przed sondą, druga 30 km za sondą). Instrument mógł funkcjonować w trzech trybach wielkości pola widzenia: pełnym - 22,4°; nominalnym - 19,3° i połówkowym 9,65° (z wysokości 100 km mógł fotografować pas terenu o szerokości do 35 km). Spektralny zakres pracy mieścił się w granicach: 0,43-0,85 µm. Rozdzielczość przestrzenna tych zdjęć wynosiła 10 m.
  • Instrumenty MI, SP i TC tworzyły zestaw LISM, który dostarczył precyzyjnych informacji o topografii, geologii i mineralogii Księżyca.

  • LRS (Lunar Radar Sounder) - radar umożliwił poznanie struktur powierzchniowych i podpowierzchniowych (stratygrafia, tektonika) Księżyca. Emitowany sygnał radarowy o częstotliwości 5 MHz penetrował wnętrze skorupy księżycowej do głębokości 5 km, a następnie odbite sygnały były odebierane przez dwie 15-merowe anteny na sondzie. Instrument umożliwił także odbiór naturalnych fal radiowych i plazmowych w zakresie częstotliwości od 10 Hz do 300 MHz. Instrument miał masę 23,2 kg i zużywał 56,7 W mocy.
  • LALT (Laser ALTimeter) - wysokościomierz laserowy. Instrument - składał się z lasera i odbiornika sygnału - wysyłał pionowo w dół impuls laserowy i mierzył czas do powrotu sygnału odbitego od powierzchni księżycowej. Dzieląc ten czas przez dwa i mnożąc przez prędkość światła otrzyma się odległość powierzchnia-orbiter. Znając dokładnie parametry orbity, można sporządzić mapę topograficzną Księżyca. Częstotliwość wysyłania impulsów laserowych (długość fali λ=1064 nm) wynosiła 1 Hz, natomiast dokładność pomiaru wysokości - 5 m.
  • LMAG (Lunar MAGnetometer) - magnetometr umożliwił pomiar słabego pola magnetycznego Księżyca oraz jego anomalii magnetycznych. Czujnik magnetometru (mógł mierzyć pola o natężeniu 1/100 000 pola ziemskiego) został umieszczony na końcu dwunastometrowego masztu (aby zminimalizować zakłócenia powodowane przez orbiter).
  • CPS (Charged Particle Spectrometer) - instrument składał się z dwóch przyrządów: PS i ARD. Obydwa zostały wyposażone w wielowarstwowe, półprzewodnikowe detektory krzemowe o wysokiej zdolności rozdzielczej. Instrument ARD wykrywał cząstki alfa emitowane przez radon i polon. Pierwiastki te występują w gazach uwalnianych okresowo ze skorupy księżycowej i posłużuły do identyfikacji takich wydarzeń. Instrument PS obserwował wysokoenergetyczne promieniowanie słoneczne i kosmiczne wokół Księżyca. Dane te będą pomocne w ochronie zdrowia ludzi przebywających w przestrzeni kosmicznej oraz przy prognozowaniu intensywności promieniowania kosmicznego.
  • PACE (Plasma energy Angle and Composition Experiment) - instrument składał się z czterech czujników: ESA-S1, ESA-S2, IMA i IEA. Czujniki ESA analizowały trójwymiarowy rozkład i widmo energetyczne elektronów o energiach poniżej 15 keV. Czujniki IMA (analizer masowy jonów) i IEA (analizer energii jonów) mierzyły z kolei trójwymiarowy rozkład jonów o energiach poniżej 28 keV/q.
  • RS (Radio Science) - celem tego eksperymentu radiowego było potwierdzenie lub zaprzeczenie teorii o istnieniu jonosfery wokół Księżyca. W przypadku jej istnienia, częstotliwość sygnału nadawanego przez subsatelitę VRAD ulegnie (w czasie przelotu przez jonosferę) nieznacznym zmianom, co zostanie zarejestrowane przez anteny stacji naziemnej Usuda (Japonia).
  • UPI (Upper-atmosphere and Plasma Imager) - instrument składał się z dwóch przyrządów: TEX i TVIS. TEX to kamera obrazująca w dalekim ultrafiolecie (pasma widmowe: 30,4 i 83,4 nm) wyposażona w detektor mikrokanałowy z anodą oporową (matryca 128 na 128 pikseli). Pole widzenia TEX wynosi 10° na 10° (rozdzielczość przestrzenna ~500 km). Zadaniem kamery było fotografowanie plazmosfery ziemskiej (zwłaszcza w promieniowaniu jonów tlenu i helu). TVIS była kamerą obrazującą w świetle widzialnym (pasma: 428, 558, 589, 630 i powyżej 730 nm) wyposażoną w detektor CCD (matryca 512 na 512 pikseli). Pole widzenia TVIS wynosiło 2,38° na 2,38° (rozdzielczość przestrzenna ~30 km). Zadaniem instrumentu było fotografowanie zórz polarnych i innych poświat atmosferycznych.
  • RSAT (Relay SATellite) - eksperyment radiowy który polegał na pomiarze pola grawitacyjnego na niewidocznej z Ziemi półkuli Księżyca. Gdy główny orbiter znajdował się za Księżycem, z Ziemi - poprzez subsatelitę RSAT (który przekazywał także własny sygnał zwrotny) - był do niego wysłany sygnał radiowy, który następnie powracał tą samą drogą. Znając przesunięcie dopplerowskie spowodowane przez subsatelitę RSAT, można było obliczyć przesunięcie dopplerowskie spowodowane przez orbiter. Przesunięcia doplerowskie orbitera powstawały wskutek zmian jego prędkości orbitalnej, które z kolei odzwierciedlą zmiany pola grawitacyjnego.
  • VRAD (VLBI RADio source) - eksperyment radiowy który polegał na dokładnym wyznaczeniu orbit subsatelitów RSAT i VRAD - zwiększyło to dokładność pomiaru księżycowego pola grawitacyjnego, zwłaszcza na półkuli niewidocznej z Ziemi. Sygnały radiowe nadawane przez subsatelity były równocześnie rejestrowane przez radioteleskopy w kilku odległych od siebie miejscach na Ziemi, a następnie analizowane metodą interferometrii wielkobazowej VLBI. Interferometria VLBI zapewnia bardzo precyzyjną lokalizację źródeł fal radiowych - zarówno w postaci sond kosmicznych (satelitów) jak i obiektów astronomicznych.
  • HDTV (High Definition Television) - dwie kolorowe kamery HDTV wyposażone w trzy 2,2 megapikselowe detektory CCD. Umieszczone na orbiterze nagrywały jednominutowe sekwencje wideo wschodu Ziemi zza horyzontu Księżyca oraz fotografowały boczne ujęcia kraterów.
Historia
Linki zewnętrzne

[1] Kaguya (SELENE) - Informacje o misji sondy na oficjalnej stronie JAXA.
[2] Kaguya - Informacje o misji sondy na stronie NASA NSSDC.

Wyszukaj

Znajdziesz mnie tu...

Misje sond kosmicznych na YouTubeMisje sond kosmicznych na InstagramieMisje sond kosmicznych na FacebookuMisje sond kosmicznych na TwitterzeMisje sond kosmicznych na Google+