Galileo (sonda kosmiczna)

Galileo Orbiter
Ilustracja
Inne nazwy

Galileo Jupiter Orbiter

Zaangażowani

NASA Jet Propulsion Laboratory, Deutsche Forschungsanstalt für Luft- und Raumfahrt

Indeks COSPAR

1989-084B

Indeks NORAD

20298

Rakieta nośna

wahadłowiec Atlantis – Inertial Upper Stage

Miejsce startu

Centrum Kosmiczne Johna F. Kennedy’ego, USA

Cel misji

Jowisz

Orbita (docelowa, początkowa)
Czas trwania
Początek misji

18 października 1989 (16:53:40 UTC)

Koniec misji

21 września 2003

Wymiary
Wymiary

5,3 m wys.

Masa całkowita

2223 kg

Masa aparatury naukowej

118 kg

Galileo Probe
Ilustracja
Inne nazwy

Galileo Jupiter Orbiter Probe

Zaangażowani

NASA Ames Research Center

Indeks COSPAR

1989-084E

Rakieta nośna

wahadłowiec Atlantis – Inertial Upper Stage

Miejsce startu

Centrum Kosmiczne Johna F. Kennedy’ego, USA

Cel misji

Jowisz

Orbita (docelowa, początkowa)
Czas trwania
Początek misji

18 października 1989 (16:53:40 UTC)

Koniec misji

7 grudnia 1995

Wymiary
Wymiary

1,27 m śred., 0,91 m wys.

Masa całkowita

338,9 kg

Masa aparatury naukowej

29 kg

Galileoamerykańska bezzałogowa sonda kosmiczna wystrzelona w 1989 roku przez agencję kosmiczną NASA w celu wykonania badań Jowisza, jego księżyców i pierścieni. W grudniu 1995 r. sonda stała się pierwszym sztucznym satelitą Jowisza oraz wprowadziła w jego atmosferę próbnik z aparaturą pomiarową. Galileo był pierwszą sondą, która zbliżyła się do planetoid. Podczas swej misji Galileo wykonał też obserwacje Wenus, Ziemi, Księżyca i komety Shoemaker-Levy 9.

Nazwa sondy została nadana na cześć wielkiego włoskiego astronoma epoki renesansu Galileusza (wł. Galileo Galilei), który w 1610 r., korzystając ze skonstruowanego przez siebie teleskopu, odkrył cztery największe księżyce Jowisza, nazwane później na cześć odkrywcy księżycami galileuszowymi.

Cele naukowe misji

Orbiter

  • Zbadanie cyrkulacji i dynamiki atmosfery jowiszowej.
  • Zbadanie górnych warstw atmosfery i jonosfery jowiszowej.
  • Określenie morfologii, geologii i właściwości fizycznych księżyców galileuszowych.
  • Zbadanie składu i dystrybucji minerałów na powierzchni księżyców galileuszowych.
  • Zbadanie pól grawitacyjnych i magnetycznych oraz właściwości dynamicznych księżyców galileuszowych.
  • Obserwacja atmosfer, jonosfer i rozległych obłoków gazowych księżyców galileuszowych.
  • Obserwacja interakcji magnetosfery jowiszowej z księżycami galileuszowymi.
  • Określenie wektora pola magnetycznego oraz widma energetycznego, składu i dystrybucji cząstek i plazmy do odległości 150 promieni Jowisza[1].

Próbnik atmosferyczny

  • Określenie składu chemicznego atmosfery jowiszowej.
  • Określenie struktury atmosfery do głębokości przynajmniej 10 barów.
  • Zbadanie natury cząsteczek obłoków oraz lokalizacji i struktury warstw obłoków.
  • Zbadanie bilansu promieniowania cieplnego Jowisza.
  • Obserwacja natury jowiszowych wyładowań elektrycznych.
  • Pomiar strumienia energetycznych cząstek naładowanych powyżej szczytu atmosfery[2].

Konstrukcja sondy

Schemat konstrukcji sondy Galileo

Sonda Galileo składała się z orbitera (Galileo Orbiter) i połączonego z nim, w pierwszym etapie misji, próbnika atmosferycznego (Galileo Probe).

Orbiter

Orbiter, skonstruowany w Jet Propulsion Laboratory, posiadał unikalną konstrukcję podzieloną na dwie główne części: wirującą (ang. Spun Section) i stacjonarną (Despun Section).

Część wirująca stanowiła większą część sondy. Znajdowały się w niej przedziały z elektroniką pokładową (w tym komputery, rejestrator danych i nadajniki radiowe), moduł napędowy, antena główna, dwa wysięgniki o długości 5 m z generatorami RTG i wysięgnik o długości 10,9 m dla magnetometrów i anteny fal plazmowych. Część ta wirowała z prędkością około 3 (przez większą część misji) lub 10,5 obrotów na minutę (podczas niektórych manewrów, jak oddzielenie próbnika atmosferycznego i wejście na orbitę Jowisza). Wirowanie nadawało sondzie stabilność oraz pozwalało skierować umocowaną na osi obrotu antenę dokładnie ku Ziemi. Umieszczone były tu instrumenty naukowe, które w czasie prowadzenia obserwacji miały przemiatać całe niebo.

Część stacjonarna używała silnika elektrycznego do anulowania rotacji pozostałej części sondy. Umieszczono na niej platformę skanującą z instrumentami optycznymi, które wymagały precyzyjnego ustawienia w kierunku celów obserwacji, oraz antenę odbierającą dane z próbnika atmosferycznego. Do części stacjonarnej przymocowany był także próbnik atmosferyczny. W trakcie kluczowych dla misji największych manewrów silnikowych i podczas oddzielenia próbnika atmosferycznego, obie części sondy były wprowadzone we wspólny ruch obrotowy, w celu polepszenia stabilności.

Obie części orbitera były połączone przez łącznik (Spin Bearing Assembly), który zapewniał połączenia elektryczne i transmisję danych.

Większa część kadłuba sondy przykryta była przez wielowarstwową izolację termiczną, która chroniła także przed uderzeniami mikrometeoroidów i wyładowaniami elektrycznymi na powierzchni sondy. Dla zapewnienia ochrony przed przegrzaniem pojazdu podczas pierwszej fazy lotu, w wewnętrznej części Układu Słonecznego, u podstawy anteny głównej zamontowano osłonę słoneczną, w której cieniu mógł pozostawać kadłub sondy.

Zasilanie w energię

Energia elektryczna dostarczana była sondzie przez dwa, umieszczone na osobnych wysięgnikach, radioizotopowe generatory termoelektryczne GPHS-RTG (ang. General-Purpose Heat Source Radioisotope Thermoelectric Generator). Każdy z generatorów miał 114 cm długości, 42,2 cm średnicy, masę 55,9 kg i zawierał pluton 238 w postaci ditlenku. Na początku misji generatory wytwarzały prąd stały o łącznej mocy 577,2 W[3]. Dostarczana energia stopniowo zmniejszała się z czasem, z powodu rozpadu radioaktywnego plutonu i degradacji elementów ogniw termoelektrycznych. Pod koniec misji, w 2003 r., generatory wytwarzały około 432 W energii elektrycznej[4].

Jednym z inżynierów odpowiedzialnych za funkcjonowanie systemu zasilania sondy Galileo był polski naukowiec, Artur B. Chmielewski[5].

Moduł napędowy

W module napędowym (ang. Retroropulsion Module) umieszczono silniki rakietowe oraz zbiorniki hipergolowych materiałów pędnych.

12 silników o ciągu po 10 N każdy znajdowało się na końcach dwóch przeciwległych wysięgników, po sześć sztuk na każdym. Służyły one do kontroli położenia sondy oraz do wykonywania mniejszych manewrów korekcyjnych. Pojedynczy, umieszczony centralnie wzdłuż osi sondy, silnik główny o ciągu 400 N służył do wykonywania najważniejszych manewrów. Łączna użyteczna masa materiałów pędnych wynosiła na początku misji 925 kg (354 kg paliwa i 571 kg utleniacza). Znajdowały się one w dwóch zbiornikach paliwa i dwóch zbiornikach utleniacza. Paliwem do wszystkich silników była monometylohydrazyna. Tetratlenek diazotu stanowił utleniacz. Dodatkowe dwa zbiorniki były wypełnione helem pod ciśnieniem, który służył do przepompowywania materiałów pędnych[6][7].

Moduł napędowy został zbudowany w zakładach firmy Messerschmitt-Bölkow-Blohm i przekazany przez rząd Republiki Federalnej Niemiec jako jej wkład w misję Galileo.

Łączność

Na szczycie części wirującej sondy znajdowała się antena główna o wysokim zysku (High-Gain Antenna, HGA) z nadajnikami pracującymi w paśmie X (o zysku 49 dBi) i paśmie S (o zysku 38 dBi). Zbudowana z pozłacanej siatki z drutu molibdenowego antena HGA miała po rozwinięciu średnicę 4,8 m. Ponieważ była ona większa od wymiarów ładowni wahadłowca, podczas startu była złożona, podobnie jak parasol. Dla ochrony konstrukcji anteny przed intensywnym promieniowaniem słonecznym podczas pierwszej fazy lotu, wewnątrz wokółsłonecznej orbity Ziemi, pozostawała ona złożona i umieszczona w cieniu osłony przeciwsłonecznej. Antena HGA miała zapewnić szybkość transmisji danych wynoszącą 134 400 bitów na sekundę z orbity wokół Jowisza.

Na szczycie masztu anteny głównej znajdowała się antena pomocnicza o niskim zysku (Low-Gain Antenna, LGA 1) pracująca w paśmie S na częstotliwości 2295 MHz (o zysku 7 dBi), której planowana szybkość transmisji z orbity Jowisza wynosiła jedynie 8 bitów na sekundę. Na jednym z wysięgników dla generatorów RTG zamontowano drugą antenę pomocniczą LGA 2, która używana była wyłącznie do utrzymywania łączności podczas gdy sonda znajdowała się wewnątrz wokółsłonecznej orbity Ziemi.

Awaria anteny HGA (patrz: Awaria anteny głównej) spowodowała, że antena ta nigdy nie została użyta i całą łączność musiała przejąć antena LGA 1. Modyfikacje odbiorników naziemnych anten Deep Space Network oraz łączenie ich z sobą w sieć pozwoliło na zwiększenie maksymalnej możliwej szybkości transmisji, z odległości orbity Jowisza, do 160 bitów na sekundę. Używane szybkości transmisji mieściły się więc w zakresie od 8 do 160 bitów na sekundę[8][9].

U podstawy części stacjonarnej sondy znajdowała się paraboliczna antena odbierająca dane z próbnika atmosferycznego (Probe Relay Antenna) o średnicy 1,1 m z dwoma odbiornikami w paśmie L pracującymi na częstotliwościach 1387,0 i 1387,1 MHz.

Systemy sterowania

Command and Data Subsystem (CDS) był głównym systemem sterującym sondy. CDS odpowiedzialny był za odbiór i przetwarzanie instrukcji przesyłanych z Ziemi, zbieranie danych ze wszystkich instrumentów naukowych i systemów inżynieryjnych sondy, magazynowanie tych danych na pokładowym magnetofonie oraz zarządzał procedurami rozpoznającymi nieprawidłowości w funkcjonowaniu sondy i zapewniającymi ochronę przed ich skutkami. Po awarii anteny HGA komputery sondy zostały też zaangażowane do wykonywania kompresji danych z instrumentów pokładowych. W skład CDS wchodziło sześć 8-bitowych mikroprocesorów RCA COSMAC 1802 pracujących z częstotliwością 1,6 MHz.

Attitude and Articulation Control Subsystem (AACS) był systemem odpowiedzialnym za kontrolę położenia sondy w przestrzeni. AACS sterował pracą silników rakietowych oraz ustawieniem platformy skanującej. Komputer tego systemu został też wykorzystany do kompresji danych z instrumentów sondy. W skład AACS wchodził komputer z 16-bitowym mikroprocesorem ATAC-16MS połączony z szukaczami gwiazd i Słońca, żyroskopami, przyspieszeniomierzami oraz czujnikami położenia platformy skanującej i wysięgników dla generatorów RTG.

Każdy z 11 instrumentów naukowych sondy posiadał własny mikroprocesor RCA COSMAC 1802 służący do kontroli pracy instrumentu i komunikacji z systemem CDS. 8 z tych instrumentów mogło być przeprogramowanych podczas misji[10].

Do magazynowania danych na pokładzie sondy wykorzystywany był czterościeżkowy cyfrowy magnetofon Odetics DDS-3100 z taśmą o długości 560 m i całkowitej pojemności 914 489 344 bitów (około 109 MB). Po awarii urządzenia w październiku 1995 roku, zakazano używania końcowego fragmentu taśmy, co ograniczyło pojemność użyteczną do około 750 milionów bitów[9][11].

Instrumenty naukowe

Instrumenty naukowe orbitera[12][13][14]
EksperymentKonstrukcja instrumentu
  • Wykonawca
    • Kierownik (Principal Investigator)
Zadania
Solid-State Imager (SSI) – kameraKamera multispektralna. Teleskop Cassegraina o aperturze 176,5 mm, ogniskowej 1500 mm (f/8.5), polu widzenia 8,13 mrad i zdolności rozdzielczej 10,16 μrad/piksel. Detektor z matrycy CCD o rozdzielczości 800 x 800 pikseli. Obserwacje w zakresie długości fal 375 - 1100 nm. Osiem filtrów barwnych o długości centrum zakresu: 611 (filtr czysty 391 - 831 nm), 404, 559, 671, 734, 756, 887 i 986 nm.

Masa: 28 kg.

  • Obserwacja dynamiki atmosfery i struktury obłoków Jowisza.
  • Ustalenie procesów geologicznych kształtujących powierzchnię księżyców galileuszowych.
  • Wykonanie map ich powierzchni z rozdzielczością poniżej 1 km.
  • Pomiar rozmiaru, kształtu i określenie osi obrotu księżyców.
  • Obserwacja struktury pierścieni Jowisza.
  • Obserwacja zjawisk zorzowych w atmosferze planety i na jej księżycach.
Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) – spektrometr mapujący w bliskiej podczerwieniTeleskop Ritcheya-Chrétiena o aperturze 228 mm i ogniskowej 80 cm (f/3.5). Spektrometr dyfrakcyjny z 17 detektorami (15 z antymonku indu i 2 krzemowe) schłodzonymi do 64 K. Obserwacje w zakresie długości fal 0,7 - 5,2 μm. Pole widzenia 10 mrad x 0,5 mrad; rozdzielczość kątowa 0,5 mrad.

Masa: 18 kg.

  • NASA Jet Propulsion Laboratory
    • Robert W. Carlson z NASA Jet Propulsion Laboratory
  • Określenie składu i rozmieszczenia minerałów na powierzchni księżyców galileuszowych z rozdzielczością 5 - 30 km.
  • Określenie morfologii obłoków i struktury atmosfery jowiszowej.
Ultraviolet Spectrometer (UVS) – spektrometr ultrafioletuTeleskop Cassegraina w układzie Dalla-Kirkhama o aperturze 5,03 x 5,28 cm i ogniskowej 250 mm (f/5). Spektrometr skanujący Eberta-Fastie'a o ogniskowej 125 mm. Trzy detektory - fotopowielacze. Obserwacje w zakresie długości fal 113 - 432 nm. Pole widzenia 1° x 0,1° dla dwóch detektorów i 0,4° x 0,1° dla trzeciego. Rozdzielczość widmowa 0,7 nm poniżej 190 nm i 1,3 nm powyżej 190 nm.

Masa: 5,2 kg.

  • Laboratory for Atmospheric and Space Physics w University of Colorado w Boulder, Kolorado
    • Charles W. Hord z University of Colorado
  • Badanie składu i struktury górnych warstw atmosfery jowiszowej.
  • Określenie tempa utraty gazów przez księżyce galileuszowe.
  • Obserwacja procesów fizycznych w torusie plazmowym Io.
Photopolarimeter-Radiometer (PPR) – fotopolarymetrradiometrTeleskop Cassegraina w układzie Dalla-Kirkhama o aperturze 10 cm, ogniskowej 50 cm i polu widzenia 2,5 mrad. Dwie fotodiody krzemowe i detektor piroelektryczny z tantalku litu. W modzie fotopolarymetrycznym pomiary w trzech zakresach o długości centrum w 410,0, 678,5 i 944,6 nm. W modzie fotometrycznym siedem zakresów widmowych o centrum w 618,7, 633,3, 648,0, 788,7, 829,3, 840,3 i 891,8 nm. W modzie radiometrycznym pięć kanałów o centrum w 16,8, 21,0, 27,5, 35,5 μm oraz dla długości >45 μm.

Masa: 5,2 kg.

  • Określenie wertykalnej oraz horyzontalnej dystrybucji cząsteczek obłoków i mgieł w atmosferze Jowisza.
  • Określenie budżetu energetycznego Jowisza i struktury termicznej jego atmosfery.
  • Pomiary fotometrycznych, polarymetrycznych i radiometrycznych własności księżyców galileuszowych.
Extreme Ultraviolet Spectrometer (EUVS) – spektrometr dalekiego ultrafioletuSpektrometr dyfrakcyjny z kolimatorem mechanicznym. Apertura 4,0 x 6,0 cm, ogniskowa 20 cm. Detektor złożony z fotokatody, multyplikatora elektronowego i anody. Obserwacje w zakresie długości fal 54 - 128 nm. Pole widzenia 0,17° - 0,87° FWHM. Rozdzielczość widmowa 3,5 nm dla źródeł rozciągłych i 1,5 nm dla źródeł punktowych.

Masa: 12,23 kg.

  • University of Colorado w Boulder i University of Arizona w Tucson
    • Charles W. Hord z University of Colorado
  • Badanie składu i struktury górnych warstw atmosfery jowiszowej.
  • Określenie tempa utraty gazów przez księżyce galileuszowe.
  • Obserwacja procesów fizycznych w torusie plazmowym Io.
Magnetometer (MAG) – magnetometrDwa trójosiowe magnetometry transduktorowe na wysięgniku w odległości 6,87 m i 11,03 m od osi obrotu sondy. Pomiary pól magnetycznych w zakresie ± 32 – ± 512 nT (magnetometr bardziej oddalony) i ± 512 – ± 16 384 nT (magnetometr bliższy).

Masa: 7,2 kg.

  • Badanie struktury i dynamiki magnetosfery jowiszowej.
  • Pomiar fluktuacji pola magnetycznego.
  • Stwierdzenie obecności własnych pól magnetycznych księżyców galileuszowych.
  • Badanie interakcji magnetosfery z księżycami.
  • Pomiary międzyplanetarnego pola magnetycznego.
Energetic Particles Detector (EPD) – detektor cząstek naładowanychDwa zespoły detektorów umieszczonych na obrotowej platformie:

Low-Energy Magnetospheric Measurements System (LEMMS): Teleskop z 8 detektorami krzemowymi. Pomiary w zakresie energii 15 keV – > 11 MeV dla elektronów i 22 keV - ∼55 MeV dla jonów. Szybkość pomiarów do 600 000 zliczeń/s.
Composition Measurements System (CMS) składający się z teleskopu time-of-flight (TOF) i dwóch teleskopów delta-E x E. Pomiary w zakresie energii > 10 keV - > 10 MeV/nukleon dla jonów (od H do Fe). Szybkość pomiarów do > 150 000 zliczeń/s dla TOF i 50 000 zliczeń/s dla delta-E x E.
Masa: 10,5 kg.

  • Pomiar energii, składu i stabilności promieniowania uwięzionego Jowisza.
  • Zbadanie interakcji cząstek naładowanych z księżycami galileuszowymi i wiatrem słonecznym.
  • Określenie prędkości i temperatury plazmy termicznej.
  • Określenie procesów adiabatycznych i nietermicznych w promieniowaniu uwięzionym.
Plasma Subsystem (PLS) – detektor plazmyCztery analizatory elektrostatyczne i trzy magnetyczne spektrometry mas. 7 detektorów dla elektronów i 7 detektorów dla jonów. Pomiary w zakresie energii 0,9 eV - 52 keV.

Masa: 13,2 kg.

  • Pomiary gęstości, temperatury, prędkości i składu plazmy o niskiej energii.
  • Określenie źródeł plazmy magnetosferycznej.
  • Zbadanie interakcji otaczającej plazmy z księżycami galileuszowymi.
  • Zbadanie roli plazmy jako źródła cząstek naładowanych w pasach radiacyjnych.
Plasma Wave Subsystem (PWS) – odbiornik fal plazmowychElektryczna antena dipolowa o długości 6,6 m i dwie magnetyczne anteny cewkowe. Trzy analizatory spektralne i szerokopasmowy odbiornik falowy. Pomiary w zakresie częstotliwości fal: 5,62 Hz – 5,65 MHz dla pól elektrycznych i 5 Hz - 160 kHz dla pól magnetycznych.

Masa: 7,14 kg.

  • University of Iowa i Centre de Recherches en Physique de l'Environnement Terrestre et Planetaire
    • Donald A. Gurnett z University of Iowa
  • Pomiar natężenia fal plazmowych w magnetosferze Jowisza i fal radiowych pochodzących z Jowisza, Ziemi i Słońca.
  • Zbadanie wpływu fal plazmowych i emisji radiowych na rozpraszanie i utratę promieniowania uwięzionego.
  • Określenie podstawowych parametrów plazmy, w tym gęstości elektronowej.
Dust Detector Subsystem (DDS) – detektor pyłuDetektor jonizacji zderzeniowej o powierzchni 0,1 m2. Pomiar cząstek pyłu o masie 10-16 - 10-7 g, ładunku 10-14 - 10-10 C (ładunki ujemne) i 10-14 - 10-12 C (ładunki dodatnie) oraz szybkości 1 - 70 km s-1. Szybkość zliczeń do 100 uderzeń/s.

Masa: 4,2 kg.

  • Max Planck Institut für Kernphysik
    • Eberhard Grün z Max Planck Institut für Kernphysik
  • Pomiary masy, ładunku elektrycznego i prędkości cząstek pyłu kosmicznego.
  • Zbadanie interakcji księżyców galileuszowych z ich środowiskiem pyłowym.
  • Zbadanie interakcji cząstek pyłowych z plazmą i polem magnetycznym.
  • Poszukiwanie pierścieni Jowisza.
  • Pomiar wpływu pola grawitacyjnego Jowisza na populację pyłu międzyplanetarnego.
Heavy Ion Counter (HIC) – licznik ciężkich jonówDwa teleskopy z detektorami krzemowymi: Low-Energy Telescopes (LET B i LET E). Detekcja jonów od 6C do 28Ni w zakresie energii ∼ 6 - ≥ 200 MeV/nukleon.

Masa: 8,33 kg.

  • Monitorowanie strumienia ciężkich jonów w celu oceny ich wpływu na elektronikę sondy.
  • Obserwacje ciężkich jonów uwięzionych w magnetosferze Jowisza i pochodzących z rozbłysków słonecznych.
Radio Science (RS) – eksperymenty radiowe:System telekomunikacyjny sondy: transpondery i ultrastabilny oscylator. Systemy odbiorcze na Ziemi.
  • John D. Anderson z NASA Jet Propulsion Laboratory (Celestial Mechanics);
Von R. Eshleman i H. Taylor Howard ze Stanford University w Stanford (Propagation)
  • Określenie masy i wewnętrznej struktury mijanych obiektów kosmicznych.
  • Badanie struktury zewnętrznych warstw atmosfery Jowisza, jego jonosfery i jej interakcji z magnetosferą.
  • Określenie rozmiarów i kształtu księżyców galileuszowych, poszukiwanie ich atmosfer i jonosfer.
  • Precyzyjne określenie orbit Jowisza i jego księżyców.
  • Badanie korony słonecznej.
  • Poszukiwanie fal grawitacyjnych o bardzo niskiej częstotliwości.

Cztery instrumenty (SSI, NIMS, UVS i PPR) zostały umieszczone na platformie skanującej, która umożliwiała precyzyjne ich ustawienie w kierunku obserwowanych obiektów. Pozostałe instrumenty, które w czasie prowadzenia obserwacji miały przemiatać całe niebo, znajdowały się na części wirującej sondy.

Próbnik atmosferyczny

Schemat konstrukcji próbnika atmosferycznego Galileo

Próbnik atmosferyczny sondy Galileo składał się z dwóch głównych elementów – modułu hamowania (Deceleration Module) i modułu opadania (Descent Module).

W skład modułu hamowania wchodziła przednia stożkowa osłona aerodynamiczna i pokrywa tylna. Ich zadaniem było zapewnienie próbnikowi ochrony przed wysokimi temperaturami powstałymi podczas wtargnięcia próbnika w atmosferę Jowisza. Osłona przednia o średnicy 1,26 m zbudowana była z laminatu węglowo-fenolowego i miała masę 152 kg. Grubość osłony wahała się od 52 mm do 147 mm. Szacuje się, że podczas gwałtownego hamowania w atmosferze ablacji uległo ok. 82 kg materiału osłony. Półkolista pokrywa tylna zbudowana była z laminatu nylonowo-fenolowego o grubości 10–11 mm. W pokrywie tej umieszczony był wykonany z dakronu spadochron wyciągający o średnicy 0,74 m i wyrzucający go ładunek pirotechniczny.

Wewnątrz osłon modułu hamowania znajdował się kulisty zbiornik modułu opadania, o średnicy 0,66 m i masie 118 kg, zawierający instrumenty naukowe i systemy niezbędne do ich funkcjonowania. Zbiornik nie był hermetycznie szczelny i gazy z otaczającej atmosfery planety przedostawały się do jego wnętrza. Wymagające hermetyczności instrumenty miały indywidualne osłony. Opadanie sondy w atmosferze spowalniał spadochron główny o średnicy 2,5 m, o czaszy wykonanej z dakronu i linkach z kevlaru. Systemy elektryczne i elektroniczne były redundantne. Źródło energii elektrycznej stanowiły trzy moduły baterii litowo-siarkowych (LiSO2) o pojemności ok. 21 Ah. Ładunki pirotechniczne zasilane były przez dedykowane im baterie cieplne. Command and Data Handling Subsystem (C&DH) składał się z procesora, jednostki kontrolującej ładunki pirotechniczne i przełączników opartych na akcelerometrach. Podczas opadania w atmosferze Jowisza została wykonana sekwencja komend sterujących zapisanych w nieulotnej pamięci ROM. Dane z próbnika przesyłane były na pokład orbitera przez dwa nadajniki w paśmie L pracujące na częstotliwościach 1387,0 i 1387,1 MHz, o przeciwstawnych polaryzacjach kołowych. Każdy z nadajników miał moc 24 W i przesyłał dane z szybkością 128 bitów na sekundę[15].

Misją próbnika atmosferycznego kierował ośrodek NASA Ames Research Center. Próbnik został skonstruowany w zakładach koncernu Hughes Aircraft Company we współpracy z General Electric.

Instrumenty naukowe

Instrumenty naukowe próbnika atmosferycznego[12][16]
EksperymentKonstrukcja instrumentu
  • Wykonawca
    • Kierownik (Principal Investigator)
Zadania
Neutral Mass Spectrometer (NMS) – neutralny spektrometr masKwadrupolowy spektrometr mas; pomiary jonów w zakresie masy 1 - 52, 84 i 131 u oraz pomiary pełnym zakresie 1 - 150 u.

Masa: 13,2 kg.

Analiza składu chemicznego i izotopowego atmosfery Jowisza.
Helium Abundance Detector (HAD) – detektor obfitości heluDwuwiązkowy interferometr Jamina-Mascarta ze źródłem LED podczerwieni o długości fali 900 nm.

Masa: 1,4 kg.

Określenie stosunku obfitości helu do wodoru w zakresie wartości ciśnienia 3 - 8 barów.
Atmospheric Structure Instrument (ASI) – analizator struktury atmosferyZestaw czujników temperatury, ciśnienia i akcelerometrów.

Masa: 0,54 kg.

  • San Jose State University Foundation w San José, Kalifornia
Pomiary temperatury, ciśnienia, gęstości i masy molekularnej atmosfery począwszy od poziomu ok. 10-10 bara.
Nephelometer (NEP) – nefelometrNefelometr z laserem LED w podczerwieni o długości fali 900 nm i lustrami zbierającymi rozproszone pod 5 kątami światło.

Masa: 4,4 kg.

  • San Jose State University Foundation
    • Boris Ragent z NASA Ames Research Center
Określenie struktury wertykalnej i własności mikrofizycznych (rozmiar cząsteczek, ich gęstość i struktura fizyczna) chmur i mgieł w atmosferze Jowisza w zakresie wartości ciśnienia 0,1 - > 10 barów.
Lightning and Radio Emission Detector (LRD) – detektor wyładowań atmosferycznych i emisji radiowej

Energetic Particle Investigation (EPI) – detektor cząstek naładowanych

Instrument kombinowany o wspólnej elektronice:

LRD – Antena z rdzeniem ferrytowym, przedwzmacniaczem i detektorem częstotliwości radiowych. Dwie fotodiody.
EPI – Dwa detektory krzemowe z mosiężnym absorbentem, wewnątrz osłony wolframowej.
Masa: 2,5 kg.

  • Bell Laboratories i Max Planck Institute für Aeronomie (LRD); Universität Kiel w Kilonii (EPI)
    • Louis J. Lanzerotti z AT&T Bell Laboratories (LRD);
Harald M. Fischer z Universität Kiel (EPI)
LRD – Obserwacja wyładowań atmosferycznych. Pomiar widma szumów o częstotliwości radiowej w magnetosferze.

EPI – Pomiar cząstek energetycznych (elektronów, protonów, cząstek alfa i ciężkich jonów o Z > 2) w wewnętrznej magnetosferze (< 5 promieni Jowisza).

Net Flux Radiometer (NFR) – radiometrRadiometr wielokanałowy z 6 detektorami piroelektrycznymi i 5 filtrami w świetle widzialnym i podczerwieni (w pasmach 0,3 - 3,0, 0,3 - 2000, 20 - 30, 30 - 40 i 40 - 60 μm)

Masa: 3,134 kg.

Pomiary wertykalnego profilu strumienia energii słonecznej i energii pochodzącej z wnętrza planety. Określenie położenia warstw chmur.
Radio-Science Experiment - eksperyment radiowyNadajniki radiowe, antena i ultrastabilny oscylator na pokładzie próbnika; odbiorniki radiowe na pokładzie orbitera.Pomiary dopplerowskie prędkości wiatru i pomiary absorpcji atmosferycznej.

Przebieg misji

Trajektoria misji sondy Galileo
Start wahadłowca Atlantis z sondą Galileo
Sonda Galileo połączona z członem IUS podczas uwalniania z ładowni wahadłowca Atlantis

Przygotowania do misji

Początki projektu Galileo sięgają połowy lat siedemdziesiątych XX wieku, kiedy po przelotach sond Pioneer 10 i Pioneer 11 koło Jowisza zaczęto planować budowę sondy mającej dokładniej zbadać tę planetę i jej otoczenie. Latem 1977 roku amerykański Kongres zatwierdził misję składającą się z próbnika atmosferycznego i orbitera Jowisza, nazwaną Jupiter Orbiter Probe, i przyznał pieniądze na jej realizację. Na początku 1978 roku sonda otrzymała nazwę Galileo.

Początkowe plany misji przewidywały, że Galileo wyruszy w swą podróż w styczniu 1982 roku, jako pierwsza sonda międzyplanetarna wyniesiona w kosmos na pokładzie wahadłowca. Dodatkowy trójstopniowy człon rakietowy na paliwo stałe miał skierować sondę z orbity wokółziemskiej na drogę do Jowisza. Plan lotu przewidywał asystę grawitacyjną ze strony Marsa i dotarcie do Jowisza w 1985 roku. Opóźnienia w realizacji programu lotów wahadłowców oraz problemy techniczne w konstrukcji silnika dodatkowego spowodowały kolejne przełożenia daty początku misji. Po odrzuceniu pierwotnego projektu silnika dodatkowego zdecydowano się na jednostopniowy człon Centaur G-prime napędzany ciekłym wodorem i ciekłym tlenem. Data startu została wyznaczona na maj 1986 roku. Galileo miał być wyniesiony przez wahadłowiec Atlantis podczas misji STS-61-G. Plan misji przewidywał dokonanie przelotu sondy koło planetoidy (29) Amphitrite w grudniu 1986 roku i dotarcie do Jowisza w grudniu 1988 roku.

W grudniu 1985 roku Galileo został przewieziony do Kennedy Space Center, gdzie rozpoczęto końcowe przygotowania do misji. Katastrofa wahadłowca Challenger w dniu 28 stycznia 1986 roku spowodowała wstrzymanie dalszych lotów wahadłowców na ponad dwa lata. Ponadto stopień rakietowy na ciekły wodór i tlen został uznany za zbyt niebezpieczny, aby transportować go w ładowni wahadłowca. Galileo mógł być jedynie napędzany przez dwustopniowy człon rakietowy na paliwo stałe, który nie miał dość energii, aby umożliwić bezpośredni lot do Jowisza. Z tego powodu zaprojektowana została nowa trajektoria lotu sondy nazwana VEEGA (Venus Earth Earth Gravity Assist), która umożliwiała trzykrotne wykorzystanie manewrów asysty grawitacyjnej mijanych planet dla dotarcia do Jowisza.

W drodze do Jowisza

Wenus i Ziemia

Start sondy Galileo, umieszczonej w ładowni wahadłowca Atlantis podczas misji STS-34, nastąpił 18 października 1989 r., o godz. 16:53:40 UTC. Po wejściu na niską orbitę wokółziemską i przeprowadzeniu testów ładunku, o godz. 23:15 UTC, pięcioosobowa załoga wahadłowca uwolniła z ładowni sondę połączoną z dwustopniowym członem Inertial Upper Stage (IUS-19). Godzinę później, gdy wahadłowiec oddalił się na bezpieczną odległość 80 km, nastąpił zapłon pierwszego stopnia, a w dwie minuty po jego odrzuceniu, drugiego stopnia IUS. Oddzielenie sondy od IUS nastąpiło 19 października o 01:06:53 UTC[17]. Galileo został wprowadzony na prowadzącą ku Wenus orbitę heliocentryczną o peryhelium 0,670 AU, aphelium 1,001 AU, mimośrodzie 0,200 i nachyleniu względem ekliptyki 4,30°[18].

Największe zbliżenie do Wenus, na odległość 16 123 km od powierzchni planety, nastąpiło 10 lutego 1990 r. o 05:58:48 UTC[19]. Podczas przelotu instrumenty sondy wykonały szereg obserwacji. Szczególnie cenne okazały się zdjęcia wykonane w podczerwieni, pozwalające zajrzeć głęboko w atmosferę Wenus. Ukazały one obraz struktury i dynamiki dolnej warstwy chmur na tej planecie. Wyniki pomiarów zostały zapisane na taśmie magnetycznej pokładowego rejestratora i przekazane później, podczas pierwszego przelotu koło Ziemi. Wykonany podczas przelotu obok Wenus manewr asysty grawitacyjnej, zwiększył prędkość sondy o 2,23 km s-1. W wyniku tego Galileo znalazł się na orbicie o peryhelium 0,702 AU, aphelium 1,275 AU, mimośrodzie 0,290 i nachyleniu 3,40°[18].

Pierwszy przelot koło Ziemi nastąpił 8 grudnia 1990 r. o 20:34:35 UTC, w odległości 960 km od jej powierzchni[19]. Galileo pozwolił naukowcom po raz pierwszy spojrzeć na Ziemię z perspektywy sondy międzyplanetarnej. Wykonane zdjęcia utworzyły film pokazujący obracającą się wokół swej osi Ziemię. Sonda zbadała również otoczenie ziemskiej magnetosfery i dostarczyła obrazów niewidocznej z Ziemi strony Księżyca. W wyniku przelotu prędkość sondy zwiększyła się o 5,2 km s-1, a zmieniona orbita sięgnęła pasa planetoid, przyjmując wartości: peryhelium 0,905 AU, aphelium 2,270 AU, mimośród 0,430 i nachylenie 4,5°[18][20].

Awaria anteny głównej

Prawdopodobne ustawienie żeber anteny HGA po awarii

11 kwietnia 1991 roku, po pierwszym przelocie Galileo koło Ziemi, z centrum kontroli lotu wysłano komendę nakazującą rozwinięcie anteny głównej HGA. Po 56 s od uruchomienia zablokowały się jednak silniki otwierające parasol anteny. Wykonane później analizy wykazały, że kilka, prawdopodobnie 3 spośród 18 prętów stanowiących szkielet, na którym rozpięta była antena, zakleszczyły się, uniemożliwiając jej pełne rozłożenie. Prawdopodobną przyczyną awarii były ubytki smaru z mechanizmu otwierającego podczas kilkakrotnego przewożenia sondy ciężarówką z Kalifornii, gdzie była budowana, na przylądek Canaveral i z powrotem.

Przez następne 2 lata wielokrotnie bezskutecznie ponawiano próby otworzenia uszkodzonej anteny. Cyklicznie zmieniano orientację sondy w stosunku do Słońca w taki sposób, aby maszt anteny na przemian ogrzewał się i ochładzał, co prowadziło do jego rozszerzania się i kurczenia. Tysiące razy impulsowo uruchamiano silniki otwierające antenę, co zwiększało ich efektywną siłę. Jednocześnie zwiększano przy tym tempo wirowania sondy z 3 do 10 obrotów na minutę. Ostatnią próbę rozłożenia HGA podjęto w marcu 1996 roku, już po wejściu Galileo na orbitę wokół Jowisza.

Z powodu awarii HGA cała łączność z sondą prowadzona była za pośrednictwem anteny o niskim zysku LGA 1. Dla zwiększenia możliwej do osiągnięcia szybkości transmisji zmodyfikowano odbiorniki naziemnych anten Deep Space Network i łączono je z sobą w sieć odbiorczą. Stworzono też nowe oprogramowanie dla komputerów pokładowych sondy, które pozwoliło na wykonywanie kompresji danych na jej pokładzie, przed wysłaniem na Ziemię oraz zastosowano kody korekcyjne o zwiększonym zysku kodowania. Komputery Galileo zostały w pełni przeprogramowane w maju 1996 roku.

W 1995 roku szacowano, że wprowadzone zmiany umożliwią wykonanie około 70% obserwacji naukowych zaplanowanych podczas dwuletniej misji głównej na orbicie Jowisza. Największe ograniczenia dotyczyły rezygnacji z obserwacji globalnej dynamiki atmosfery planety, zmniejszenia ilości pomiarów magnetosfery oraz ilości przekazanych w tym czasie zdjęć do około 1500, zamiast planowanych 50 tysięcy[8][21].

Planetoidy, drugi przelot koło Ziemi i kometa Shoemaker-Levy 9

Wykonana przez sondę Galileo sekwencja zdjęć uderzenia fragmentu W komety Shoemaker-Levy 9 w dniu 22 lipca 1994 r.

Po pierwszym przelocie koło Ziemi sonda dotarła do pasa planetoid. Wykorzystano to do zaplanowania bliskiego przelotu koło jednego z tych ciał niebieskich. 29 października 1991 r. o 22:36:46 UTC Galileo zbliżył się, z prędkością względną 8,0 km s-1, na minimalną odległość 1601 km do planetoidy (951) Gaspra. Był to pierwszy w historii przelot sondy kosmicznej koło planetoidy. Z powodu awarii anteny głównej wyniki obserwacji zostały zapisane na taśmie magnetycznej pokładowego rejestratora i w większości przekazane dopiero przy kolejnym zbliżeniu do Ziemi.

8 grudnia 1992 r. sonda powróciła w sąsiedztwo Ziemi, przelatując o godz. 15:09:25 UTC w odległości 303,1 km nad południowym Atlantykiem[19]. Podczas przelotu wykonano obserwacje składającej się z wodoru geokorony oraz zdjęcia słabo dotychczas poznanych obszarów wokół północnego bieguna Księżyca. W wyniku przelotu prędkość sondy zwiększyła się o 3,7 km s-1. Galileo znalazł się wówczas na zmienionej, sięgającej do Jowisza orbicie, o peryhelium 0,970 AU, aphelium 5,290 AU, mimośrodzie 0,690 i nachyleniu 1,5° względem ekliptyki[18].

Podczas drugiego przelotu przez pas planetoid, 28 sierpnia 1993 r. o 16:52:04 UTC, Galileo minął w minimalnej odległości 2392 km planetoidę (243) Ida[19]. Prędkość względna przelotu wynosiła 12,4 km s-1. Niewielka, możliwa do osiągnięcia, szybkość transmisji spowodowała, że zebrane wówczas dane obserwacyjne były przekazywane aż do czerwca następnego roku. W lutym 1994 r. na przesyłanych zdjęciach dostrzeżono towarzyszący planetoidzie księżyc, który otrzymał nazwę Daktyl.

Po odkryciu przez astronomów w marcu 1993 r. komety Shoemaker-Levy 9 i obliczeniu jej orbity, okazało się, że w lipcu 1994 r. zderzy się ona z Jowiszem, po niewidocznej z Ziemi stronie planety. Galileo był jedynym narzędziem astronomicznym, którego pozycja umożliwiała wykonanie bezpośrednich obserwacji miejsc uderzenia. Było to trudne w sytuacji braku głównej anteny i niemożności przewidzenia z dużą dokładnością momentów zderzeń. Fragmenty komety uderzały w powierzchnię Jowisza w dniach 16–22 lipca 1994 r. Sonda znajdowała się wtedy w odległości 1,60 AU od planety (238 mln km podczas zderzenia ostatniego fragmentu komety). Kamera SSI zarejestrowała obrazy w świetle widzialnym uderzeń trzech fragmentów komety, oznaczonych literami K, N i W, natomiast spektrometry podczerwieni i nadfioletu oraz fotopolarymetr wykonały obserwacje uderzeń kilku innych fragmentów (w tym fragmentów G, H, L, Q1 i R)[22].

W sierpniu 1995 r., kiedy do Jowisza pozostawało jeszcze 63 mln km, sonda weszła w najsilniejszą z dotychczas zaobserwowanych międzyplanetarną burzę pyłową, trwającą około miesiąca. Codziennie w detektor pyłu uderzało do 20 tysięcy cząstek pędzących z prędkościami 40–200 km s-1, podczas gdy poza tym okresem rejestrowano średnio jedną cząstkę na trzy dni. Trajektorie cząstek pyłowych wskazywały, że pochodziły one z układu Jowisza, najprawdopodobniej z księżyca Io[12].

11 października 1995 r. doszło do zagrażającej powodzeniu misji awarii pokładowego rejestratora. Po zapisaniu zdjęcia planety, magnetofon nie zatrzymał się z chwilą przewinięcia taśmy. Okazało się jednak, że taśma nie pękła i urządzenie mogło wznowić pracę. Ze względów bezpieczeństwa inżynierowie zdecydowali się czasowo ograniczyć użycie rejestratora, co zmusiło do rezygnacji z przeprowadzenia części planowanych obserwacji w trakcie przybycia do Jowisza.

Misja próbnika atmosferycznego

Sekwencja rozwinięcia spadochronów i odrzucenia osłony termicznej próbnika atmosferycznego

Od momentu startu sondy jej próbnik atmosferyczny pozostawał nieaktywny, przyłączony do części stacjonarnej orbitera. W marcu 1995 roku wykonano testy inżynieryjne stanu próbnika. 12 kwietnia dokonano niewielkiej (Δv = 8 cm s-1) korekty trajektorii lotu, która zapewniła, że próbnik znajdzie się w wyznaczonym korytarzu wlotowym w atmosferę planety. 5 lipca próbnik został aktywowany i 7 lipca przełączony na zasilanie wewnętrzne. Nastawiony został zegar pokładowy i 11 lipca przecięto kabel łączący próbnik z orbiterem. Następnie sonda obróciła się, żeby ustawić próbnik w prawidłowym położeniu do wejścia w atmosferę. 12 lipca zwiększono prędkość wirowania sondy do 10,5 obrotów na minutę, dla stabilizowania ustawienia próbnika w przestrzeni. 13 lipca o 05:29:59 UTC próbnik został odłączony poprzez zdetonowanie trzech sworzni pirotechnicznych i odepchnięty przez sprężyny od reszty sondy z prędkością 0,3 m s-1. 27 lipca orbiter wykonał, przy użyciu silnika głównego, manewr zejścia z kursu kolizyjnego z planetą (Orbiter Deflection Maneuver; Δv = 61,5 m s-1).

Podczas kilkomiesięcznego lotu w kierunku Jowisza jedynym czynnym elementem na pokładzie próbnika atmosferycznego był zegar pokładowy. Aktywował on funkcjonowanie próbnika na 6 godzin przed wejściem w atmosferę. 7 grudnia 1995 roku, tuż przed wkroczeniem w atmosferę Jowisza, próbnik osiągnął najwyższą prędkość z jaką poruszał się pojazd stworzony przez człowieka w historii. O godz. 22:04:44 UTC próbnik przekroczył wysokość 450 km powyżej poziomu atmosfery o ciśnieniu 1 bara, co przyjęto jako moment wejścia w atmosferę Jowisza. Wtargnięcie w atmosferę nastąpiło z prędkością 47,6 km s-1, pod kątem - 8,4° w stosunku do lokalnego horyzontu, w punkcie o współrzędnych 6,53° N, 4,94° W[23][24]. Obszar ten zajęty był przez pięciomikronową gorącą plamę - rejon, w którym promieniowanie podczerwone jest wypromieniowywane z niższych, bardziej gorących poziomów[25].

Po blisko trzech minutach gwałtownego hamowania, zestaw akcelerometrów na pokładzie próbnika zainicjował sekwencję rozwinięcia spadochronów i odrzucenia osłony termicznej. Ładunek pirotechniczny wyrzucił z pokrywy tylnej spadochron wyciągający, następnie odrzucono pokrywę tylną, która odpadając wyciągnęła spadochron główny. Po jego pełnym rozłożeniu została odrzucona osłona przednia. Człon z aparaturą badawczą, podwieszony pod spadochronem głównym, kontynuował opadanie, przekazując zebrane dane do orbitera, który przelatywał nad planetą w odległości 215 tysięcy km. Łączność ustała na poziomie o ciśnieniu 22 barów, na skutek przegrzania się nadajników radiowych. Nieczynny już próbnik kontynuował swoje opadanie, aż pod wpływem wzrastającej temperatury i ciśnienia uległ stopieniu i wyparował[12][15].

Poniższa tabela przedstawia sekwencję przebiegu misji próbnika[12].

Przebieg misji próbnika atmosferycznego
Data

Czas przed i po wejściu w atmosferę (E)

ZdarzenieOdległość od Jowisza

Wysokość[26] [km]

Prędkość w stosunku do Jowisza

[km/h]

Ciśnienie atmosferyczne

[bar]

Temperatura

[°C]

13 lipca 1995; 05:30 UTC

E - 147 d

Odłączenie próbnika.81 520 00020 448--
7 grudnia 1995:

E - 6 h

Zegar pokładowy inicjuje funkcjonowanie próbnika. Aktywacja baterii.600 00076 700--
E - 3 hPoczątek pomiarów wewnętrznych pasów radiacyjnych Jowisza.360 00097 200--
E + 0Wejście próbnika w atmosferę. Początek gwałtownego hamowania i nagrzewania otaczających gazów. Początek działania instrumentu pomiarowego struktury atmosfery.450171 00010-7352
E + 35 sPoczątek okresu maksymalnej generacji ciepła i ablacji. Początek pomiarów przez czujniki utraty masy osłony termicznej.220-10-4- 100

(przy próbniku 14 000 °C)

E + 55Maksymalne siły aerodynamiczne i maksymalne przeciążenia do 250 g.--0,006- 120
E + 80Koniec głównego impulsu termicznego i ablacji osłony.----
E + 172 sOtwarcie spadochronu pilotującego.23-0,4- 145
E + 173 sOdłączenie tylnej pokrywy i wyciągnięcie spadochronu głównego.23-0,4- 145
E + 3,0 minWyhamowanie próbnika przez spadochron główny. Odrzucenie przedniej osłony termicznej.216500,45- 145
E + 3,8 minOrbiter zaczyna odbierać sygnały radiowe próbnika.16-0,56- 135
E + 6,4 minOsiągnięcie wysokości odniesienia o ciśnieniu 1 bara.0-1- 107
--- 20-2- 66
--- 96-1284
E + 61,4 minUtrata łączności z próbnikiem.- 146-22153

Podczas misji próbnika w atmosferze Jowisza wystąpiły dwie anomalie techniczne.

Nieprawidłowe połączenie akcelerometrów spowodowało, że sekwencja rozwinięcia spadochronów rozpoczęła się z opóźnieniem 53 sekund. W wyniku tego utracono dane pomiarowe, która miały być zebrane z górnej atmosfery (poziom 0,1 do 0,3 bara), w tym z przewidywanej warstwy chmur amoniakalnych.

Temperatura wewnątrz próbnika wzrastała dużo szybciej niż przewidywano i ulegała gwałtownym wahaniom, prawdopodobnie z powodu rozdarcia fragmentu izolacji termicznej. Spowodowało to przegrzewanie się instrumentów i nadajników radiowych. Ponieważ instrumenty naukowe pracowały w innych temperaturach niż planowano, utrudniło to interpretację zebranych danych i zmusiło zespoły naukowców do przeprowadzenia ponownej kalibracji na instrumentach zapasowych[15].

Misja orbitalna

Trajektoria orbitera i próbnika atmosferycznego podczas dotarcia do Jowisza, 7 - 8 grudnia 1995 r.
Orbiter Galileo odbierający transmisję z próbnika atmosferycznego
Schemat orbit sondy Galileo podczas głównej misji orbitalnej i misji Galileo Europa

Główna misja orbitalna

Między 16 listopada i 26 listopada 1995 r. (w odległości od 15 mln km do 9 mln km od planety) zbliżający się do Jowisza orbiter sondy Galileo kilkakrotnie przekroczył podlegającą gwałtownym fluktuacjom łukową falę uderzeniową magnetosfery. 7 grudnia o 13:09 UTC sonda minęła księżyc Europa w odległości 32 994 km, a następnie o 17:46 UTC przeleciała 897 km nad powierzchnią Io. Trajektoria sondy została tak zaplanowana, by wykorzystać przelot koło Io do wykonania manewru asysty grawitacyjnej, która spowolniła jej prędkość, przed manewrem wejścia na orbitę. Z powodu niedawnej awarii pokładowego magnetofonu, zrezygnowano z wykonania fotografii i innych obserwacji powierzchni Europy i Io, wykonano jedynie pomiary pól i cząsteczek w torusie plazmowym Io.

7 grudnia o 21:53:44 UTC Galileo zbliżył się na najmniejszą odległość do Jowisza, 214 569 km nad powierzchnią chmur[27]. O 22:07 sonda zaczęła nasłuchiwać w oczekiwaniu na odbiór danych z próbnika atmosferycznego. Po zakończeniu odbioru danych z próbnika, 8 grudnia o 00:27:26 UTC, sonda uruchomiła na 49 minut silnik główny, wykonując manewr wejścia na orbitę wokół planety (Jupiter Orbit Insertion; Δv = 645,2 m s-1). Galileo znalazł się na swej pierwszej orbicie wokółjowiszowej o okresie obiegu wynoszącym 198 dni, z apocentrum sięgającym 19 mln km. 14 marca 1996 r. sonda po raz ostatni uruchomiła swój silnik główny, wykonując manewr (Perijove Raise Maneuver; Δv = 377,2 m s-1), który podniósł peryjowium do 715 000 km nad powierzchnią chmur, co zapobiegło ponownym przejściom przez intensywne pasy radiacyjne planety.

Pierwszy, po wejściu na orbitę wokół planety, przelot koło księżyca, nastąpił 27 czerwca 1996 r., gdy Galileo zbliżył się na odległość 835 km od powierzchni Ganimedesa. Ten, i wszystkie następne, bliskie przeloty obok księżyców galileuszowych, zostały wykorzystane do wykonania asyst grawitacyjnych, które tak zmieniały orbitę sondy, by skierować ją ku kolejnemu celowi misji. Do precyzyjnych zmian orbity wykorzystywane były niewielkie manewry z użyciem silników korekcyjnych. Podczas pobytu na typowej orbicie wokół Jowisza, sonda spędzała około tygodnia w pobliżu perycentrum, dokonując intensywnych obserwacji, zapisywanych na taśmie pokładowego rejestratora, a następne 1 - 2 miesiące transmitowała zebrane dane na Ziemię.

Główna misja orbitalna, trwająca 2 lata, do 7 grudnia 1997 r., poświęcona była głównie obserwacjom trzech zewnętrznych księżyców galileuszowych. W tym czasie, podczas jedenastu orbit wokół Jowisza, sonda wykonała cztery bliskie przeloty koło Ganimedesa, trzy koło Kallisto i trzy koło Europy. Przeloty te były około 100 do 1000 razy bliższe niż to miało miejsce podczas misji sond Voyager 1 i 2 w 1979 roku.

Misja Galileo Europa

Po zakończeniu głównej części misji orbitera, zdecydowano o jej przedłużeniu o kolejne dwa lata. Misja Galileo Europa (Galileo Europa Mission) trwała od 8 grudnia 1997 r. do 31 grudnia 1999 r. i podzielona została na trzy części. Pierwsze osiem orbit, do 4 maja 1999 r., poświęcono przeprowadzeniu intensywnych obserwacji Europy podczas siedmiu kolejnych bliskich przelotów koło tego księżyca (podczas zbliżenia w trakcie orbity E13, w pobliżu koniunkcji ze Słońcem, nie przeprowadzano obserwacji księżyca). Poszukiwano przy tym oznak obecności oceanu pod lodową powierzchnią Europy.

Podczas kolejnych czterech orbit, od 5 maja do 10 października 1999 r., sonda wykorzystała kolejno po sobie następujące przeloty koło Kallisto, do stopniowego obniżania peryjowium swej orbity z 9,4 Rj (przed C20) do 5,5 Rj (po C23). W tym czasie skoncentrowano się na wykonywaniu szczegółowych obserwacji burz i wiatrów w atmosferze Jowisza oraz mapowaniu rozmieszczenia wody w jej górnych warstwach. Podczas każdej z tych orbit Galileo przelatywał przez torus plazmowy Io badając zawartość w nim siarki, sodu i potasu. Kallisto był natomiast obserwowany w minimalnym stopniu.

Ostatnie dwie orbity, od 11 października do 31 grudnia 1999 r., przeznaczone zostały do wykonania dwóch bliskich przelotów nad powierzchnią Io. Podczas wcześniejszych orbit Galileo nie zbliżał się do tego księżyca, żeby ograniczyć narażenie na intensywne promieniowanie w pasach radiacyjnych. Sonda wykonała obserwacje aktywności wulkanicznej, śladowej atmosfery i poszukiwał oznak pola magnetycznego księżyca.

Podczas przedłużonej misji zaczęły pojawiać się problemy techniczne, polegające na powtarzającym się wchodzeniu sondy w tryb awaryjny (ang. safe mode). Uniemożliwiły one przeprowadzenie obserwacji Europy podczas przelotów w trakcie orbit E16 i E18. Utracono też część z planowanych obserwacji Io podczas orbit I24 i I25. W 1999 r. doszło też do awarii spektrometru ultrafioletu, co uniemożliwiło jego dalsze użytkowanie.

Misja Galileo Millennium

W styczniu 2000 r. rozpoczęła się kolejna przedłużona faza misji, nazwana Galileo Millennium (Galileo Millennium Mission), początkowo zaplanowana do marca 2001 r., ale następnie przedłużona do 2003 r. Pod koniec grudnia 2000 r. miał miejsce przelot w pobliżu Jowisza, zmierzającej w kierunku Saturna, sondy Cassini. Wykorzystano to do przeprowadzenia przez obie sondy wspólnych obserwacji, dotyczących głównie interakcji wiatru słonecznego z magnetosferą planety oraz dynamiki jowiszowych strumieni pyłowych. Galileo wykonywał też uzupełniające obserwacje księżyców i atmosfery planety.

Sonda była, szczególnie w pobliżu peryjowium, narażona na intensywne promieniowanie. Łączna dawka pochłoniętego przez sondę w czasie misji promieniowania przekroczyła 650 krad, ponad czterokrotnie wartość, na którą była zaprojektowana. Powodowało to powtarzające się uszkodzenia elementów elektronicznych, w tym w systemie kontroli położenia, pamięci komputerów, poszczególnych instrumentów i pokładowego magnetofonu. Dla uniknięcia skutków tych awarii tworzono poprawki dla oprogramowania sterującego i zmodyfikowane procedury operacyjne[28]. Z powodu przejścia w tryb awaryjny utracono niemal wszystkie zaplanowane dane obserwacyjne z przelotu koło Io podczas orbity I33.

W tej fazie misji aktywność sondy była coraz bardziej ograniczana. Podczas jedynego bliskiego zbliżenia do Amaltei, podczas orbity A34, nie wykonywano już żadnych zdalnych obserwacji jej powierzchni. Na początku 2003 r. przesłano na pokład sondy komendę wyłączenia wszystkich instrumentów naukowych.

Zakończenie misji

Artystyczna wizja momentu wtargnięcia orbitera Galileo w atmosferę Jowisza

Decyzję o zakończeniu misji podjęto z powodu wyczerpujących się zapasów paliwa dla silników korekcyjnych. Żeby uniknąć ryzyka przypadkowego uderzenia sondy w powierzchnię Europy, co teoretycznie mogłoby grozić skażeniem jej podpowierzchniowego oceanu przez ziemskie bakterie, postanowiono zderzyć Galileo z Jowiszem. Bliski przelot nad powierzchnią Io podczas orbity I33 skierował sondę na wysoce eliptyczną orbitę o apocentrum sięgającym 350 promieni Jowisza, która prowadziła, po wykonaniu kolejnych dwóch orbit, do jej zderzenia z planetą.

Na dziewiętnaście godzin przed uderzeniem, po raz ostatni uruchomiono magnetometr i instrumenty badające plazmę i cząstki naładowane. Przekazywały one w czasie rzeczywistym dane z wewnętrznych obszarów magnetosfery planety. 21 września o 18:50:54 UTC sonda skryła się za widocznym z Ziemi brzegiem tarczy Jowisza i o 18:57 UTC uderzyła z prędkością 48,2 km s-1 w jego atmosferę, w miejscu o współrzędnych 0,2° S, 191,6° W[28].

Dane orbitalne i zbliżenia do księżyców Jowisza

Przebieg misji orbitalnej sondy Galileo[29][30][31]
Numer
i nazwa orbity[a]
Moment przejścia
przez peryapsis [UTC]
Rozmiar peryapsis
[Rj] (Rj = 71 492 km)
Nazwa księżycaMoment zbliżenia
do księżyca [UTC]
Minimalna odległość
od powierzchni [km]
Uwagi
07 grudnia 1995, 21:53:444,001Io7 grudnia 1995, 17:45:58897,33 +/- 0,2[b]
1 (G1)28 czerwca 1996, 00:31:2611,031Ganimedes27 czerwca 1996, 06:29:06835,022 +/- 0,11
2 (G2)7 września 1996, 13:37:5410,654Ganimedes6 września 1996, 18:59:33261,42 +/- ?
3 (C3)6 listopada 1996, 13:31:079,207Kallisto4 listopada 1996, 13:34:271135,9 +/- 0,027
4 (E4)19 grudnia 1996, 03:21:589,160Europa19 grudnia 1996, 06:52:57692,1 +/- 0,1
5 (J5)20 stycznia 1997, 00:26:579,047--bez bliskiego przelotu
6 (E6)20 lutego 1997, 20:54:159,119Europa20 lutego 1997, 17:06:10586,3 +/- 0,074
7 (G7)4 kwietnia 1997, 11:03:389,125Ganimedes5 kwietnia 1997, 07:09:583101,9 +/- 0,0417
8 (G8)8 maja 1997, 11:41:469,274Ganimedes7 maja 1997, 15:56:091603,2 +/- 0,0291
9 (C9)27 czerwca 1997, 11:52:2210,771Kallisto25 czerwca 1997, 13:47:49418,1 +/- 0,0027
10 (C10)18 września 1997, 23:10:009,170Kallisto17 września 1997, 00:18:54535,319 +/- 0,0058
11 (E11)7 listopada 1997, 00:42:018,972Europa6 listopada 1997, 20:31:442043,299 +/- 0,025
12 (E12)16 grudnia 1997, 06:34:538,799Europa16 grudnia 1997, 12:03:19201,0 +/- 0,015
13 (J13 / E13)10 lutego 1998, 23:09:158,855Europa10 lutego 1998, 17:57:323557,2 +/- 0,052[c]
14 (E14)29 marca 1998, 07:59:138,836Europa29 marca 1998, 13:21:051644,1 +/- 0,015
15 (E15)1 czerwca 1998, 02:34:428,850Europa31 maja 1998, 21:12:562514,5 +/- 0,0134
16 (E16)21 lipca 1998, 00:17:598,851Europa21 lipca 1998, 05:03:441834,2 +/- 0,0123[d]
17 (E17)26 września 1998, 08:26:278,910Europa26 września 1998, 03:54:193582,4 +/- 0,015
18 (E18)22 listopada 1998, 07:30:528,943Europa22 listopada 1998, 11:38:262270,8 +/- 0,013[e]
19 (E19)1 lutego 1999, 05:02:109,109Europa1 lutego 1999, 02:19:491439,4 +/- 0,0139
20 (C20)3 maja 1999, 17:00:119,372Kallisto5 maja 1999, 13:56:181321,4 +/- 0,0151
21 (C21)2 lipca 1999, 05:04:527.270Kallisto30 czerwca 1999, 07:46:491048,1 +/- 0,011
22 (C22)12 sierpnia 1999, 10:58:317,317Kallisto14 sierpnia 1999, 08:30:512299,3 +/- 0,015
23 (C23)14 września 1999, 19:57:376,546Kallisto16 września 1999, 17:27:011052,4 +/- 0,0118
24 (I24)11 października 1999, 02:02:375,547Io11 października 1999, 04:33:02611,3 +/- 0,011
25 (I25)26 listopada 1999, 02:08:505,673Io26 listopada 1999, 04:05:20300,484 +/- 0,412
26 (E26)4 stycznia 2000, 03:32:515,781Europa3 stycznia 2000, 17:59:42351,077 +/- 0,015
27 (I27)22 lutego 2000, 12:30:275,854Io22 lutego 2000, 13:46:41197,959 +/- 0,010
28 (G28)21 maja 2000, 04:52:196,677Ganimedes20 maja 2000, 10:10:09808,733 +/- 0,048
29 (G29)29 grudnia 2000, 03:26:317,489Ganimedes28 grudnia 2000, 08:25:262337,47 +/- 0,042
30 (C30)23 maja 2001, 17:32:517,279Kallisto25 maja 2001, 11:23:57137,90 +/- 0,01
31 (I31)6 sierpnia 2001, 04:52:115,929Io6 sierpnia 2001, 04:59:20193,434 +/- 0,108
32 (I32)15 października 2001, 23:55:595,783Io16 października 2001, 01:23:20184,402 +/- 0,030
33 (I33)17 stycznia 2002, 16:22:335,543Io17 stycznia 2002, 14:08:28101,510 +/- 0,021[f]
34 (A34)5 listopada 2002, 07:23:341,986Amaltea5 listopada 2002, 06:18:40163,0 +/- 11,7[g]
35 (J35)-0,9-21 września 2003, 18:57:00uderzenie w Jowisza

Rezultaty naukowe

Najważniejsze wyniki obserwacji wykonanych przez sondę Galileo przed dotarciem do Jowisza: [12]

  • Obserwacje morfologii i dynamiki warstw chmur na różnych wysokościach w atmosferze Wenus. Na planecie tej prawdopodobnie występują wyładowania atmosferyczne. Obrazy powierzchni Wenus wykonane w zakresie podczerwieni.
  • Obserwacje obłoków mezosferycznych w atmosferze Ziemi. Składająca się z wodoru geokorona jest dużo rozleglejsza, niż było to znane z wcześniejszych obserwacji.
  • Potwierdzenie istnienia na powierzchni Księżyca basenu uderzeniowego Biegun Południowy - Aitken. Obserwacje pokryw lawowych wskazują, że wulkanizm we wczesnej historii Księżyca był bardziej intensywny niż przypuszczano. Zebrane dane sugerują także, że skorupa na niewidocznej z Ziemi stronie Księżyca jest grubsza niż wcześniej uważano.
  • Pierwsze obserwacje morfologii powierzchni planetoid. Zebrane dane wskazują, że planetoida (951) Gaspra może być stosunkowo młoda i jest fragmentem większego obiektu. Powierzchnia planetoidy (243) Ida jest pokryta większą ilością kraterów niż Gaspra, co sugeruje większy wiek Idy. Zmiany międzyplanetarnego pola magnetycznego i kierunku wiatru słonecznego w pobliżu obydwu planetoid sugerują, że mogą one posiadać własne pola magnetyczne.
  • Ida posiada własny księżyc. Jest to pierwszy odkryty księżyc planetoidy.
  • Informacje o przebiegu pierwszych faz zderzenia fragmentów komety Shoemaker-Levy 9 w atmosferę Jowisza, w tym dane o rozmiarze, temperaturze i ewolucji powstałych kul ognistych.

Wybrane ważniejsze wyniki obserwacji wykonanych przez sondę Galileo podczas misji na orbicie wokół Jowisza: [12][32][33]

  • Obserwacje Europy dostarczyły szeregu przekonujących argumentów potwierdzających istnienie podpowierzchniowego oceanu płynnej wody. Powierzchnia Europy charakteryzuje się małą liczbą i nietypową morfologią kraterów uderzeniowych. Pokryta jest ona licznymi pęknięciami, a jej mniejsze fragmenty są w stosunku do siebie poprzesuwane i obrócone.
  • Europa, Ganimedes i Kallisto posiadają indukowane pola magnetyczne, co wskazuje na istnienie warstw słonej wody pod ich powierzchnią.
  • Ganimedes posiada własne, wewnętrznie generowane, dipolowe pole magnetyczne oraz magnetosferę. Jest to pierwszy znany księżyc posiadający takie pole.
  • Europa, Ganimedes i Kallisto posiadają śladowe atmosfery, określane jako stykające się z powierzchnią egzosfery.
  • Lawy wulkaniczne na Io składają się z krzemianów o temperaturze sięgającej ≥ 1340 °C, dużo wyższej niż temperatura współcześnie występującej lawy na Ziemi[34].
  • Io wytwarza indukowane pole magnetyczne, co, w połączeniu z intensywną aktywnością wulkaniczną i obecnością wysokotemperaturowej lawy, wskazuje na istnienie globalnej podpowierzchniowej warstwy magmy o grubości > 50 km i frakcji stopienia skały ≥ 20%[35].
  • Średnia gęstość Amaltei jest znacząco niższa niż przypuszczano i wynosi ok. 0,86 g cm-3.
  • System pierścieni Jowisza zbudowany jest z pyłu wyrzuconego z powierzchni wewnętrznych księżyców planety (Metis, Adrastea, Amaltea i Tebe) przez uderzenia meteoroidów.
  • Strumienie elektronów łączą Io z atmosferą Jowisza tworząc obwód przewodzący prąd elektryczny o natężeniu 5 mln amperów.
  • Io jest źródłem intensywnych strumieni pyłowych wyrzucanych z układu Jowisza przez pole magnetyczne planety.
  • Pierwsze obserwacje obłoków amoniakalnych w atmosferze innej planety.
  • Gwiazda Delta Velorum jest najjaśniejszą znaną gwiazdą zmienną zaćmieniową.

Rezultaty misji próbnika atmosferycznego: [12][25]

  • Próbnik zarejestrował jedynie jedną, cienką warstwę chmur na poziomie ciśnienia 1,6 bara, zamiast spodziewanych trzech wyraźnych warstw zachmurzenia, w tym brak warstwy chmur ze skondensowanej pary wodnej.
  • Zawartość wody i siarki w atmosferze okazała się niespodziewanie bardzo niska. Dopiero na krótko przed ustaniem przekazu danych, stężenie wody, amoniaku i siarkowodoru zaczęło gwałtownie wzrastać. Interpretacja tych wyników, która zyskała największą akceptację, zakłada, że skład chemiczny pięciomikronowej gorącej plamy, w którą przypadkowo trafił próbnik, różni się od średniego składu atmosfery, być może z powodu silnych prądów zstępujących chłodnego suchego gazu napływającego z górnych warstw atmosfery.
  • Detektor wyładowań atmosferycznych zarejestrował obecność jedynie bardzo odległych wyładowań.
  • Prędkość wiatru zwiększała się gwałtownie z chwilą wejścia w atmosferę, a następnie ustalała się na stałym poziomie sięgającym 170 m s-1. Świadczy to, że o dynamice atmosfery decydują wewnętrzne źródła energii.
  • Zawartość helu w atmosferze Jowisza wynosi 24% masowych, wyraźnie więcej niż to wynikało z pomiarów wykonanych przez sondy Voyager, i jest zbliżona do jego zawartości w zewnętrznych warstwach Słońca.
  • Stężenie neonu na Jowiszu jest dziesięciokrotnie mniejsze niż na Słońcu. Może to świadczyć o stopniowym opadaniu helu i rozpuszczonego w jego kroplach neonu ku środkowi planety.
  • Zawartości argonu, kryptonu i ksenonu są większe niż na Słońcu. Sugeruje to, że większość materii tworzącej planetę musiała dotrzeć z chłodniejszych, bardziej odległych od Słońca obszarów niż obecne położenie Jowisza.
  • Stężenie deuteru jest zbliżone do słonecznego i znacznie różni się od zawartości w kometach i ziemskich oceanach. Świadczy to o nieznaczącym wpływie spadku komet na skład Jowisza.
  • Powyżej górnej atmosfery, w przestrzeni pomiędzy 1,25 Rj i 2,5 Rj, odkryto nowy pas radiacyjny, o natężeniu dziesięciokrotnie większym od ziemskich pasów radiacyjnych, oraz jony helu o wysokiej energii.

Dodatkowe eksperymenty

Podczas pierwszego przelotu koło Ziemi, w grudniu 1990 r., obserwacje przeprowadzone przez Galileo zostały wykorzystane do eksperymentu poszukiwania śladów życia przez sondę międzyplanetarną. Galileo odkrył obecność wody i barwnika silnie pochłaniającego światło czerwone (chlorofil) na powierzchni Ziemi, duże ilości tlenu oraz metan i podtlenek azotu w stanie głębokiej nierównowagi termodynamicznej w atmosferze. Sugeruje to obecność życia na planecie. Wykryto także obecność wąskopasmowych sygnałów radiowych z modulacją amplitudy, wskazujących na istnienie inteligentnych form życia[36].

Podczas oddalania się od Ziemi podczas drugiego przelotu, w grudniu 1992 r., przeprowadzono eksperyment sprawdzający możliwość użycia laserów do łączności z sondami kosmicznymi (Galileo Optical Experiment - GOPEX). W tym celu kamera sondy obserwowała Ziemię i wysyłane w jej kierunku impulsy laserowe z odległości od 600 000 km do 6 mln km[37].

Dodatkowe informacje

Całkowita odległość przebyta przez sondę Galileo podczas misji, od startu do zniszczenia orbitera, wyniosła 4 631 778 000 km.

Całkowity koszt misji, od etapu planowania do jej zakończenia, wyniósł 1,39 mld USD (ze strony amerykańskiej). Dodatkowy wkład partnerów międzynarodowych wyniósł około 110 mln USD.

Stanowisko kierownika projektu Galileo pełnili kolejno John Casani, Richard Spehalski, Bill O’Neil, Bob Mitchell, Jim Erickson, Eilene Theilig i Claudia Alexander. Głównym naukowcem projektu Galileo był dr Torrence V. Johnson.

Stanowisko kierownika misji próbnika atmosferycznego zajmowali kolejno Joel Sperans, Benny Chinn i Marcie Smith. Głównym naukowcem misji próbnika był dr Richard E. Young[32].

Zobacz też

Uwagi

  1. Przyjęte podczas misji Galileo oznaczenie orbit składa się z litery, będącej pierwszą literą nazwy księżyca, do którego miało miejsce zbliżenie sondy podczas tej orbity, i cyfry oznaczającej kolejny numer orbity wokół Jowisza.
  2. Z powodu niesprawności pokładowego magnetofonu zrezygnowano z wykonania obserwacji powierzchni Io.
  3. Zbliżenie bez zaplanowanych obserwacji Europy (z wyjątkiem eksperymentów radiowych) z powodu koniunkcji ze Słońcem.
  4. Z powodu awarii sondy nie wykonano zaplanowanych obserwacji podczas zbliżenia do Europy.
  5. Z powodu awarii sondy nie wykonano większości z zaplanowanych obserwacji podczas zbliżenia do Europy.
  6. Z powodu awarii sondy nie wykonano większości z zaplanowanych obserwacji podczas zbliżenia do Io.
  7. Podczas przelotu nie wykonywano obserwacji powierzchni Amaltei.

Przypisy

  1. National Space Science Data Center: Galileo Orbiter. [dostęp 2009-01-08].
  2. National Space Science Data Center: Galileo Probe. [dostęp 2009-01-08].
  3. Space Nuclear Power, G.L.Bennett; 2006
  4. Galileo Mission to Jupiter Fact Sheet, NASA
  5. Artur B. Chmielewski - Project Manager, U.S.. W: Rosetta Mission [on-line]. NASA/Jet Propulsion Laboratory. [dostęp 2014-11-14]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-11-07)].
  6. Initial Galileo Propulsion System In-Flight Characterization, T.J. Barber,F.A. Krug, B.M. Froidevaux, 1993-06-28
  7. Final Galileo Propulsion System In-Flight Characterization (Extended Abstract), T.J. Barber, K.P. Renner, F.A. Krug, 1997-07-06
  8. a b Kellogg, Kent: Galileo Antenna Failure and Mission Recovery. 1995-12-05. [dostęp 2009-04-11].
  9. a b Landano, M. R.: Galileo Spacecraft Operations. 1997-01-07. [dostęp 2009-04-11].
  10. Galileo FAQ - Galileo's Computers . [dostęp 2009-04-11]. [zarchiwizowane z tego adresu (3 kwietnia 2009)].
  11. Galileo FAQ - Tape Recorder. [dostęp 2009-04-11]. [zarchiwizowane z tego adresu (3 kwietnia 2009)].
  12. a b c d e f g h Michael Meltzer: Mission to Jupiter: a History of the Galileo Project. NASA History Division, 2007. [dostęp 2009-02-13]. NASA SP 2007-4231.
  13. NASA: Galileo Orbiter Experiments (ang.). NSSDC Master Catalog Search. [dostęp 2009-11-15].
  14. NASA: Galileo's Science Instruments (ang.). [dostęp 2009-11-15].
  15. a b c O’Neil, W. J.: The Galileo Spacecraft Architecture. 1997-01-07. [dostęp 2009-11-15].
  16. NASA: Galileo Probe Experiments (ang.). NSSDC Master Catalog Search. [dostęp 2009-11-15].
  17. NASA: Galileo Mission Profile (ang.). [dostęp 2009-12-30]. [zarchiwizowane z tego adresu (27 maja 2010)].
  18. a b c d NASA: Launch/Orbital information for Galileo Orbiter (ang.). [dostęp 2009-12-12].
  19. a b c d NAIF/JPL: Reconstruction of the Galileo interplanetary mission (ang.). 1997-03-11. [dostęp 2009-12-20].
  20. NASA, JPL: A Closer Look at the Earth and Moon (ang.). The Galileo Messenger, Issue 27, April 1991. [dostęp 2009-12-14]. [zarchiwizowane z tego adresu (10 października 2007)].
  21. NASA: Galileo Jupiter Arrival Press Kit. grudzień 1995. [dostęp 2009-04-11].
  22. Clark R. Chapman i in.: Preliminary Results of Galileo Direct Imaging of S-L 9 Impacts (ang.). [dostęp 2009-12-15].
  23. NAIF/JPL: The final reconstruction for the Galileo probe exo-atmospheric trajectory (ang.). 1996-08-05. [dostęp 2009-12-20].
  24. Współrzędne podane w Systemie III, określającym położenie południków Jowisza.
  25. a b Torrence V. Johnson. Misja Galileo do Jowisza i jego księżyców. „Świat Nauki”, s. 24-34, maj 2000. 
  26. Wysokość próbnika w stosunku do poziomu odniesienia w atmosferze planety o ciśnieniu 1 bara
  27. Galileo Jupiter Orbit Insertion Quick Look (ang.). [dostęp 2009-12-15]. [zarchiwizowane z tego adresu (4 czerwca 2010)].
  28. a b Bindschadler, D. L. i in.: Project Galileo: final mission status. 2003-09-29. [dostęp 2009-12-29].
  29. NAIF/JPL: Compilation of reconstructed trajectory segments for the Galileo nominal satellite tour (ang.). 1998-06-22. [dostęp 2009-12-20].
  30. Compilation of reconstructed trajectory segments of the GEM tour (ang.). 2000-02-22. [dostęp 2009-12-20].
  31. Compilation of reconstructed trajectory segments for the Galileo Millennium Mission (GMM) (ang.). 2003-09-16. [dostęp 2009-12-20].
  32. a b Galileo End of Mission Press Kit
  33. Theilig, E.E. i in.: Project Galileo: farewell to the major moons of Jupiter. 2002–10–10. [dostęp 2009-12-29].
  34. Laszlo Keszthelyi i in.: New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior (ang.). Icarus, Volume 192, Issue 2, s. 491-502, 2007–12–15. [dostęp 2011-05-13].
  35. Krishan K. Khurana i in.: Evidence of a Global Magma Ocean in Io’s Interior (ang.). Science, 2011–05–12. [dostęp 2011-05-13].
  36. Carl Sagan i in.: A search for life on Earth from the Galileo spacecraft (ang.). Nature, Volume 365, Issue 6448, pp. 715-721 (1993). [dostęp 2009-12-15].
  37. K. E. Wilson, J.R. Lesh, T.-Y. Yan: GOPEX: A Laser Uplink to the Galileo Spacecraft on Its Way to Jupiter (ang.). [dostęp 2009-12-15]. [zarchiwizowane z tego adresu (21 lipca 2011)].

Bibliografia

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Galileo HGA ribs.svg
Ustawienie żeber anteny głównej sondy Galileo po awarii.
Galileo Diagram.jpg
Diagram of the Galileo spacecraft showing the equipment and instruments the spacecraft carried to Jupiter.
STS-34 Launch (Low).jpg
Launch of Atlantis on mission STS-34 seen from below.
SL9ImpactGalileo.jpg
Zdjęcie uderzenia komety Shoemaker-Levy 9 w powierzchnię Jowisza zrobione z pokładu sondy kosmicznej Galileo z odległości 238 mln km
Galileo Earth - PIA00114.jpg
Original Caption Released with Image: This color image of the Earth was obtained by Galileo at about 6:10 a.m. Pacific Standard Time on Dec. 11, 1990, when the spacecraft was about 1.3 million miles from the planet during the first of two Earth flybys on its way to Jupiter. The color composite used images taken through the red, green and violet filters. South America is near the center of the picture, and the white, sunlit continent of Antarctica is below. Picturesque weather fronts are visible in the South Atlantic, lower right. This is the first frame of the Galileo Earth spin movie, a 500- frame time-lapse motion picture showing a 25-hour period of Earth's rotation and atmospheric dynamics.
Galileo Europa Mission and Prime Mission Tours.png
The Galileo spacecraft Europa Mission and Prime Mission Orbital Map.
Galileo Heavy Ion Counter.jpg
Heavy Ion Counter of the Galileo spacecraft.
Cutdrawing of an GPHS-RTG.png
A cutdrawing of an GPHS-RTG that are used for Galileo, Ulysses, Cassini-Huygens and New Horizons space probes
JupiterRings.jpg
This mosaic of Jupiter's ring system was acquired by NASA's Galileo spacecraft when the Sun was behind the planet, and the spacecraft was in Jupiter's shadow peering back toward the Sun.

In such a configuration, very small dust-sized particles are accentuated so both the ring particles and the smallest particles in the upper atmosphere of Jupiter are highlighted. Such small particles are believed to have human-scale lifetimes, i.e., very brief compared to the solar system's age.

Jupiter's ring system is composed of three parts: a flat main ring, a toroidal halo interior to the main ring, and the gossamer ring, which lies exterior to the main ring. Only the main ring and a hint of the surrounding halo can be seen in this mosaic. In order to see the less dense components (the outer halo and gossamer ring) the images must be overexposed with respect to the main ring.

This composite of two mosaics was taken through the clear filter (610 nanometers) of the solid state imaging (CCD) system on November 9, 1996, during Galileo's third orbit of Jupiter. The ring was approximately 2,300,000 kilometers away. The resolution is approximately 46 kilometers per picture element from right to left; however, because the spacecraft was only about 0.5 degrees above the ring plane, the image is highly foreshortened in the vertical direction. The vertical bright arcs in the middle of the ring mosaics show the edges of Jupiter and are composed of images obtained by NASA's Voyager spacecraft in 1979.
Galileo Solid- State Imaging.jpg
Solid-State Imaging camera of the Galileo spacecraft.
Europa chaotic terrain.jpg

This view of the Conamara Chaos region on Jupiter's moon Europa taken by NASA's Galileo spacecraft shows an area where the icy surface has been broken into many separate plates that have moved laterally and rotated. These plates are surrounded by a topographically lower matrix. This matrix material may have been emplaced as water, slush, or warm flowing ice, which rose up from below the surface. One of the plates is seen as a flat, lineated area in the upper portion of the image. Below this plate, a tall twin-peaked mountain of ice rises from the matrix to a height of more than 250 meters (800 feet). The matrix in this area appears to consist of a jumble of many different sized chunks of ice. Though the matrix may have consisted of a loose jumble of ice blocks while it was forming, the large fracture running vertically along the left side of the image shows that the matrix later became a hardened crust, and is frozen today. The Brooklyn Bridge in New York City would be just large enough to span this fracture. North is to the top right of the picture, and the sun illuminates the surface from the east. This image, centered at approximately 8 degrees north latitude and 274 degrees west longitude, covers an area approximately 4 kilometers by 7 kilometers (2.5 miles by 4 miles). The resolution is 9 meters (30 feet) per picture element. This image was taken on December 16, 1997 at a range of 900 kilometers (540 miles) by Galileo's solid state imaging system.

The Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA manages the Galileo mission for NASA's Office of Space Science, Washington, DC. JPL is an operating division of California Institute of Technology (Caltech).

This image and other images and data received from Galileo are posted on the World Wide Web, on the Galileo mission home page at URL http://www.jpl.nasa.gov/ galileo.
Galileo Venus global view.jpg
It was taken in February 1990 by Galileo's Solid State Imaging System at range of about 2 million miles as the spacecraft receded from Venus, about 6 days after the closest approach. In this violet-light image, north is at the top and the evening terminator to the left.
Jupiter.jpg
Original Caption Released with Image: This processed color image of Jupiter was produced in 1990 by the U.S. Geological Survey from a Voyager image captured in 1979. The colors have been enhanced to bring out detail. Zones of light-colored, ascending clouds alternate with bands of dark, descending clouds. The clouds travel around the planet in alternating eastward and westward belts at speeds of up to 540 kilometers per hour. Tremendous storms as big as Earthly continents surge around the planet. The Great Red Spot (oval shape toward the lower-left) is an enormous anticyclonic storm that drifts along its belt, eventually circling the entire planet.
Descent Module.jpeg
The Galileo Probe Descent Module.
243 ida crop.jpg
This color picture is made from images taken by the imaging system on the Galileo spacecraft about 14 minutes before its closest approach to asteroid 243 Ida on August 28, 1993. The range from the spacecraft was about 10,500 kilometers (6,500 miles). The images used are from the sequence in which Ida's moon was originally discovered; the moon is visible to the right of the asteroid. This picture is made from images through the 4100-angstrom (violet), 7560 A (infrared) and 9680 A (infrared) filters. The color is 'enhanced' in the sense that the CCD camera is sensitive to near infrared wavelengths of light beyond human vision; a 'natural' color picture of this asteroid would appear mostly gray. Shadings in the image indicate changes in illumination angle on the many steep slopes of this irregular body as well as subtle color variations due to differences in the physical state and composition of the soil (regolith). There are brighter areas, appearing bluish in the picture, around craters on the upper left end of Ida, around the small bright crater near the center of the asteroid, and near the upper right-hand edge (the limb). This is a combination of more reflected blue light and greater absorption of near infrared light, suggesting a difference in the abundance or composition of iron-bearing minerals in these areas. Ida's moon also has a deeper near-infrared absorption and a different color in the violet than any area on this side of Ida. The moon is not identical in spectral properties to any area of Ida in view here, though its overall similarity in reflectance and general spectral type suggests that it is made of the same rock types basically. These data, combined with study of further imaging data and more detailed spectra from the Near Infrared Mapping Spectrometer, may allow scientists to determine whether the larger parent body of which Ida, its moon, and some other asteroids are fragments was a heated, differentiated object or made of relatively unaltered primitive chondritic material.
False Color Jupiter Aurora.jpg
Original Caption Released with Image:

Data from NASA's Galileo spacecraft were used to produce this false-color composite of Jupiter's northern aurora on the night side of the planet. The height of the aurora, the thickness of the auroral arc, and the small-scale structure are revealed for the first time. Images in Galileo's red, green, and clear filters are displayed in red, green, and blue respectively. The smallest resolved features are tens of kilometers in size, which is a ten-fold improvement over Hubble Space Telescope images and a hundred-fold improvement over ground-based images.

The glow is caused by electrically charged particles impinging on the atmosphere from above. The particles travel along Jupiter's magnetic field lines, which are nearly vertical at this latitude. The auroral arc marks the boundary between the "closed" field lines that are attached to the planet at both ends and the "open" field lines that extend out into interplanetary space. At the boundary the particles have been accelerated over the greatest distances, and the glow is especially intense.

The latitude-longitude lines refer to altitudes where the pressure is 1 bar. The image shows that the auroral emissions originate about 500 kilometers (about 310 miles) above this surface. The colored background is light scattered from Jupiter's bright crescent, which is out of view to the right. North is at the top. The images are centered at 57 degrees north and 184 degrees west and were taken on April 2, 1997 at a range of 1.7 million kilometers (1.05 million miles) by Galileo's Solid State Imaging (SSI) system.
Galileo End.jpg

Galileo's End

An artist's impression of the Galileo orbiter beginning to burn up in Jupiter's atmosphere. Galileo's 14-year mission to explore the Jovian system ended on Sept. 21, 2003 when the spacecraft was deliberately sent into Jupiter's atmosphere.
Venus clouds Galileo FalseColor PIA00112.jpg
This image is a false color version of a near infrared map of lower level clouds on the night side of Venus, obtained by the Near Infrared Mapping Spectrometer aboard the Galileo spacecraft as it approached the planet February 10, 1990. Taken from an altitude of about 60,000 miles above the planet, at an infrared wavelength of 2.3 microns (about three times the longest wavelength visible to the human eye) the map shows the turbulent, cloudy middle atmosphere some 30-33 miles above the surface, 6-10 miles below the visible cloudtops. The image shows the radiant heat from the lower atmosphere (about 400 degrees Fahrenheit) shining through the sulfuric acid clouds, which appear as much as 10 times darker than the bright gaps between clouds. The colors indicate relative cloud transparency; white and red show thin cloud regions, while black and blue represent relatively thick clouds. This cloud layer is at about 30 degrees Fahrenheit, at a pressure about 1/2 Earth's atmospheric pressure. 2/3 of the dark hemisphere is visible, centered on longitude 350 West, with bright slivers of daylit high clouds visible at top and bottom left. Near the equator, the clouds appear fluffy and blocky; farther north, they are stretched out into East West filaments by winds estimated at more than 150 mph, while the poles are capped by thick clouds at this altitude. The Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) on the Galileo spacecraft is a combined mapping (imaging) and spectral instrument. It can sense 408 contiguous wavelengths from 0.7 microns (deep red) to 5.2 microns, and can construct a map or image by mechanical scanning. It can spectroscopically analyze atmospheres and surfaces and construct thermal and chemical maps. Designed and operated by scientists and engineers at the Jet Propulsion Laboratory, NIMS involves 15 scientists in the U.S., England, and France. The Galileo Project is managed for NASA's Office of Space Science and Applications by JPL; its mission is to study the planet Jupiter and its satellites and magnetosphere after multiple gravity assist flybys at Venus and the Earth.
Galileo - High Gain Antenna.jpg
At the Kennedy Space Center's (KSC's) Spacecraft and Assembly Encapsulation Facility 2 (SAEF-2), the planetary spacecraft checkout facility, clean-suited technicians discuss procedures for lifting the S-band / X-band high gain antenna (foreground) onto the Galileo spacecraft. Galileo is scheduled for launch aboard Atlantis, Orbiter Vehicle (OV) 104, on Space Shuttle Mission STS-34 in October 1989. The antenna will be used to transmit and receive signals between the spacecraft and the Deep Space Network tracking stations on Earth.
Galileo spacecraft trajectory and key mission events.png
Trajektoria sondy Galileo z zaznaczeniem najważniejszych wydarzeń misji
Galileo orbiter arrival at Jupiter.jpg
Orbiter Galileo odbierający transmisję z próbnika atmosferycznego przy przybyciu do Jowisza 7 grudnia 1995 roku.
Galileo Probe diagram.jpeg
The Galileo Probe diagram show the major elementes and systems of the probe.
Galileo Probe Entry.jpg
Jupiter Mission: Galileo Entry Probe Artwork (descent and separation)
Galileo's Arrival at Jupiter (SPD-SLRSY-2064).jpg
This artist's rendering shows the Galileo orbiter arriving at Jupiter on Dec. 7, 1995. A few hours before arrival, the orbiter will have flown within about 1,000 kilometers (600 miles) of Jupiter's moon lo, shown as the crescent to the left of the spacecraft. The sun is visible between Io and the spacecraft, near the spacecraft's long magnetometer. Jupiter is to the right. A faint white streak above the planet's clouds shows the atmospheric probe beginning to decelerate before it deploys a parachute for its scientific mission to collect data. About an hour after the probe mission, Galileo fired its rockets and entered orbit around Jupiter. The mission ended on Sept. 21, 2003, when the orbiter was deliberately destroyed in Jupiter's crushing atmosphere.
Galileo Deployment (high res).jpg
The Galileo spacecraft and its attached Inertial Upper Stage booster are released from the payload bay of Atlantis on October 18, 1989
Ongoing Volcanic Eruption at Tvashtar Catena, Io.jpg
Original Caption Released with Image:

An active volcanic eruption on Jupiter's moon Io was captured in this image taken on February 22, 2000 by NASA's Galileo spacecraft. Tvashtar Catena (now called Tvashtar Paterae), a chain of giant volcanic calderas centered at 60 degrees north, 120 degrees west, was the location of an energetic eruption caught in action in November 1999. A dark, "L"-shaped lava flow to the left of the center in this more recent image marks the location of the November eruption. White and orange areas on the left side of the picture show newly erupted hot lava, seen in this false color image because of infrared emission. The two small bright spots are sites where molten rock is exposed to the surface at the toes of lava flows. The larger orange and yellow ribbon is a cooling lava flow that is more than more than 60 kilometers (37 miles) long. Dark, diffuse deposits surrounding the active lava flows were not there during the November 1999 flyby of Io.

This color mosaic was created by combining images taken in the near-infrared, clear, and violet filters from Galileo's camera. The range of wavelengths is slightly more than that of the human eye. The mosaic has been processed to enhance subtle color variations. The bright orange, yellow, and white areas at the left of the mosaic use images in two more infrared filters to show temperature variations, orange being the coolest and white the hottest material. This picture is about 250 kilometers (about 155 miles) across. North is toward the top and illumination from the Sun is from the west (left).

The Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif., manages the mission for NASA's Office of Space Science, Washington, D.C. JPL is a division of the California Institute of Technology in Pasadena.
Galileo Orbiter and Probe Arrival at Jupiter.PNG
Autor: Mirecki, Licencja: CC BY-SA 3.0
Galileo Orbiter and Probe Arrival at Jupiter
Galileo Preparations - GPN-2000-000672.jpg
In the Vertical Processing Facility (VPF), the spacecraft Galileo is prepared for mating with the Inertial Upper Stage booster. Galileo will be launched aboard the Orbiter Atlantis on Space Shuttle mission STS-34, October 12, 1989 and sent to the planet Jupiter, a journey which will take more than six years to complete.
Io and Sodium Cloud.jpg
Original Caption Released with Image:

This image of Jupiter's moon Io and its surrounding sky is shown in false color. North is at the top, and east is to the right. Most of Io's visible surface is in shadow, though one can see part of a white crescent on its western side. This crescent is being illuminated mostly by "Jupitershine" (i.e. sunlight reflected off Jupiter).

The striking burst of white light near Io's eastern equatorial edge is sunlight being scattered by the plume of the volcano Prometheus. Prometheus lies just beyond the visible edge of the moon on Io's far side. Its plume extends about 100 kilometers above the surface, and is being hit by sunlight just a little east of Io's eastern edge.

Scattered light from Prometheus' plume and Io's lit crescent also contribute to the diffuse yellowish emission which appears throughout much of the sky. However, much of this emission comes from Io's Sodium Cloud: sodium atoms within Io's extensive material halo are scattering sunlight at the yellow wavelength of about 589 nanometers.

This image was taken at 5 hours 30 minutes Universal Time on Nov. 9, 1996 through the green-yellow filter of the solid state imaging (CCD) system aboard NASA's Galileo spacecraft. Galileo was then in Jupiter's shadow, and located about 2.3 million kilometers (about 32 Jovian radii) from both Jupiter and Io.
Galileo Energetic Particles Detector.jpg
Energetic Particles Detector of the Galileo spacecraft.