Galileo (sonda espacial)

Sonda espacial Galileo
(Júpiter) Descripción de esta imagen, también comentada a continuación Se prepara la sonda Galileo . Datos generales
Organización NASA
Constructor Laboratorio de propulsión a chorro
Campo Estudio de Júpiter y sus lunas.
Tipo de misión Orbitador + sonda atmosférica
Estado Misión completada
Otros nombres Orbitador de Júpiter con sonda , JOP
Lanzamiento 18 de octubre de 1989
Lanzacohetes Transbordador espacial (Atlantis)
Resumen de Asteroides Gaspra e Ida
Inserción en órbita 7 de diciembre de 1995
Fin de la misión 21 de septiembre de 2003
Duración 15 años
Esperanza de vida 8 años (misión principal)
Identificador de COSPAR 1989-084B
Protección planetaria Categoría II
Sitio Sitio web de la NASA
Características técnicas
Misa en el lanzamiento 2380 kilogramos
Propulsión Químico
Masa propulsora 925 kilogramos
Control de actitud Estabilizado por rotación
Fuente de energía 2 x RTG
Energia electrica 570 vatios

Galileo , también llamado Jupiter Orbiter with Probe o JOP , es una sonda espacial estadounidense desarrollada por la NASA cuya misión es estudiar el planeta Júpiter y sus lunas . Galileo se lanza en18 de octubre de 1989por el transbordador espacial estadounidense Atlantis . La sonda se coloca en órbita alrededor de Júpiter en7 de diciembre de 1995, después de un viaje de seis años, durante el cual utilizó la asistencia gravitacional de la Tierra dos veces más que la del planeta Venus . Circula en una órbita de dos meses que cubre 35 veces durante la fase científica de la misión que finaliza tras dos ampliaciones en 2003.

La sonda, de 2,2 toneladas de peso, comprende un orbitador y una sonda atmosférica cargados para analizar in situ la atmósfera de Júpiter . Las dos máquinas llevan 22 instrumentos científicos.

Galileo recopila una gran cantidad de información científica a pesar de la falta de disponibilidad de su antena de alta ganancia que no está desplegada, lo que limita severamente el volumen de datos transmitidos. Galileo especifica los elementos recopilados por las sondas predecesoras, incluidas Voyager 1 y Voyager 2 . La atmósfera de Júpiter, su magnetosfera y sus lunas principales se estudian en profundidad. La sonda atmosférica que cayó poco antes de llegar a Júpiter detecta mucha menos agua de la esperada, cuestionando las teorías sobre la formación de Júpiter y la del Sistema Solar . Entre los hechos más llamativos, descubre la presencia de un océano de agua líquida bajo la superficie helada de la luna Europa , uno de los satélites galileanos de Júpiter, la presencia del campo magnético de la luna Ganímedes , y realiza el primer sobrevuelo. de un asteroide durante su tránsito entre la Tierra y Júpiter. Durante su misión, la sonda toma 14.000 imágenes.

Contexto: la exploración de Júpiter

El estudio del planeta Júpiter comienza con la invención del telescopio a principios del XVII °  siglo. Galileo descubre en 1610 con el primero de estos vasos que Júpiter está acompañado de varias lunas lo que pone en tela de juicio la concepción del Universo en el momento según el cual todo lo que gravitaba debería hacerlo alrededor de la Tierra. Las cuatro lunas descubiertas, Io , Europa , Ganímedes y Calisto toman el nombre de lunas galileanas. Los cada vez más potentes telescopios permitieron posteriormente descubrir la Gran Mancha Roja en la atmósfera de Júpiter, una quinta luna Amaltea (1892) y gracias a la espectroscopia identificar los principales componentes presentes en la atmósfera visible del planeta gigante. La exploración espacial comienza con el sobrevuelo de Júpiter por las pequeñas sondas Pioneer 10 (1973) y Pioneer 11 (1974): estas pasan a poca distancia de Júpiter y varias de sus lunas, tomando las primeras fotos detalladas. Las sondas espaciales encuentran que el cinturón de radiación alrededor del planeta gigante es diez veces más fuerte de lo esperado. Seis años después, en 1979, la Voyager 1 y la Voyager 2 sobrevolaron el sistema joviano . Los numerosos instrumentos que llevan estas sondas espaciales permiten realizar un estudio en profundidad de las lunas galileanas. Las observaciones conducen al descubrimiento de los anillos de Júpiter y confirman que la gran mancha roja corresponde a un área de alta presión y que sus características cambian con el tiempo. El punto culminante de estas misiones es la observación de volcanes activos en la superficie de Io, el primero en ser descubierto en el Sistema Solar . Las sondas espaciales descubren a raíz de Io un toro de átomos ionizados que desempeñan un papel importante en la magnetosfera de Júpiter . La sonda espacial Ulysses utiliza el campo gravitacional de Júpiter en 1992 para salir del plano de la eclíptica , lo que le permite realizar observaciones sin precedentes de la magnetosfera del planeta cuyo polo sobrevuela.

Objetivos científicos de la misión

Los principales objetivos de la misión Galileo son:

Galileo embarca una pequeña sonda autónoma lanzada a la atmósfera de Júpiter a su llegada y cuyos objetivos son:

Desde los primeros bocetos hasta la finalización del proyecto

Fase de estudio (1975-1977)

Para 1975, el centro de investigación Ames de la NASA , busca capitalizar el éxito de las sondas espaciales Pioneer 10 y Pioneer 11 que desarrolló a fines de la década de 1960 y actuó como explorador de las sondas Voyager en la exploración de los planetas superiores ( Júpiter , Saturno ...) del Sistema Solar . En ese momento, estaba estudiando la posibilidad de una misión que era la continuación lógica del vuelo sobre el planeta Júpiter de las sondas Pioneer y Voyager . La sonda espacial planificada, bautizada Jupiter Orbiter with Probe ( JOP ) incluye un orbitador encargado de ponerse en órbita alrededor del planeta Júpiter y una sonda atmosférica que debe hundirse en la atmósfera de Júpiter para estudiar sus características. La arquitectura del orbitador se basa en una versión evolucionada de la plataforma de sondas Pioneer . Las principales adiciones son un motor cohete encargado de insertar la sonda en órbita alrededor del planeta gigante y una estructura que servirá de soporte a la sonda atmosférica. Este último se deriva de un vehículo similar desarrollado para la misión Pioneer Venus . En 1975, la NASA autorizó al centro espacial a lanzar la fase de diseño de la sonda espacial, cuyo lanzamiento por parte del transbordador espacial estadounidense estaba previsto para 1982. La Agencia Espacial Europea suministraría el motor responsable de la inserción en órbita. Unos meses más tarde, la NASA decidió confiar el desarrollo del orbitador a su centro JPL . Se trata de dar trabajo a este centro que habiendo completado la realización de las sondas Martian Viking y estando a punto de lanzar las sondas Voyager hacia los planetas superiores, ya no tiene nuevas misiones interplanetarias por desarrollar.

Los dos establecimientos de la NASA están tomando diferentes decisiones arquitectónicas para el orbitador. Ames favorece los instrumentos científicos encargados de estudiar campos y partículas, y asigna un papel menor a las cámaras, espectrómetros , radiómetros y fotómetros . Como tal, desea desarrollar una sonda con un control de actitud de rotación óptimo para este uso. El JPL, por su parte, favorece los instrumentos que requieren una plataforma estabilizada en tres ejes (cámaras, etc.). Para conciliar estos dos conceptos el JPL, después de haber considerado el desarrollo de un sub-satélite rotatorio que se desprende de la sonda principal en el acercamiento a Júpiter y porta los instrumentos para el estudio de campos y partículas, decide, con el fin de responder a las expectativas de los Ames. centro , para diseñar una sonda por rotación que comprende un subconjunto contrarrotante que lleva los instrumentos que requieren estabilización en tres ejes. Los actores son conscientes de que esta innovadora elección técnica aumenta tanto los costos que no es posible lanzar dos sondas gemelas según la tradición establecida para reducir los riesgos. El presupuesto del Proyecto JOP es presentado por la NASA para su aprobación por el gobierno y el Congreso de los Estados Unidos bajo la legislatura del presidente de los Estados Unidos, Gerald Ford . Depende del gobierno del presidente Jimmy Carter , vigente desde enero de 1977, decidir. Mientras se considera la cancelación del proyecto, una movilización de la opinión pública particularmente importante ejerce tal presión sobre los tomadores de decisiones que dan luz verde en julio de 1977 a la misión a Júpiter. El costo del proyecto, estimado en US $ 270 millones por la NASA, está deliberadamente infravalorado para no poner a JOP en competencia con el proyecto del Telescopio Espacial Hubble aceptado el mismo año.

Desarrollo (1977-1989)

Comenzando en 1978 , el proyecto se llama Galileo nombrado el astrónomo italiano del XVI °  siglo Galileo , que descubrió las cuatro lunas más visibles del planeta Júpiter, dijo satélites Galileo . La sonda iba a ser lanzada en 1982 por el transbordador espacial estadounidense, que luego reemplazó a todos los lanzadores convencionales porque, según la doctrina oficial, permitía una reducción significativa en los costos de lanzamiento. Para llegar al planeta Júpiter, la sonda, una vez colocada en órbita terrestre baja por el transbordador, es acelerada por una combinación de etapas inerciales superiores, o Etapa Superior Inercial ( IUS ). Boeing está desarrollando la etapa IUS para el lanzamiento de los satélites de la Fuerza Aérea de los EE. UU. ( USAF ) y se están desarrollando versiones de dos y tres etapas para las necesidades del transbordador. Sin embargo, la aceleración proporcionada por las etapas IUS no es suficiente y la trayectoria elegida debe hacer que la sonda sobrevuele el planeta Marte para obtener un aumento de velocidad gracias a la asistencia gravitacional de este último. Cuando la planificación del desarrollo del transbordador espacial estadounidense sufre un patinazo de un año, el lanzamiento de la sonda debe posponerse en 1984 pero a esta fecha, la trayectoria ya no permite una asistencia gravitacional tan efectiva del planeta Marte: el JPL debe considere sacrificar algunos instrumentos científicos o diseñar una misión de dos satélites más ligera. Se desarrolla una solución alternativa; el Lewis Research Center de la NASA está trabajando en una versión de la etapa Centaur puede ser embebido en la bodega de carga del transbordador espacial. La etapa Centaur , que utiliza una mezcla de alto rendimiento pero delicada para almacenar oxígeno líquido / hidrógeno líquido , proporciona un 50% más de potencia que la combinación de etapas IUS  ; Gracias a ello, la sonda Galileo puede prescindir de la asistencia gravitacional y optar por una trayectoria directa hacia el planeta Júpiter. Los ejecutivos de la NASA deciden abandonar las versiones de múltiples etapas del IUS y desarrollar la versión de la etapa Centaur adecuada para el transbordador espacial. El lanzamiento de la sonda se pospuso un año, en 1985 , para tener en cuenta la fecha de disponibilidad de la nueva versión de esta etapa.

A principios de la década de 1980, el proyecto Galileo se enfrentó tanto a problemas técnicos como a la austeridad presupuestaria impuesta por la nueva administración del presidente Ronald Reagan . El lanzamiento de la sonda Galileo también se ha retrasado gravemente tras la congelación de los vuelos del transbordador espacial tras el accidente del transbordador espacial Challenger . Se establecieron nuevos estándares de seguridad y la sonda Galileo se vio obligada a utilizar una etapa de propulsión superior de menor potencia. Para adquirir suficiente velocidad, la sonda espacial ahora debe usar la asistencia gravitacional tres veces , una vez la del planeta Venus y el doble de la Tierra . La nueva trayectoria impone una extensión de la duración del tránsito hacia el planeta Júpiter que pasa a 6 años frente a 2 años con la etapa Centauro . La trayectoria de la sonda espacial incluye una fase en la que la sonda está más cerca del Sol que de la Tierra. Se debe revisar el aislamiento térmico de Galileo y, en particular, se agrega una visera solar en la parte superior de la antena direccional para limitar su calentamiento.

Realización de la misión

Elección de trayectoria

Enviar una sonda espacial directamente al planeta Júpiter requiere darle una velocidad mínima de 14,4  km / s, de los cuales 11,2  km / s son necesarios para escapar de la atracción terrestre. Las etapas IUS solo pueden llevar la velocidad de la sonda espacial a 11,93  km / s , que es un poco más de lo necesario para sobrevolar el planeta Venus ( 11,64  km / s ). La velocidad adicional es proporcionada por la asistencia gravitacional de Venus y luego dos veces por la de la Tierra.

Lanzamiento y tránsito a Júpiter (1989-1995)

Cronología de la misión
Con fecha de Evento
18 de octubre de 1989 Lanzamiento de la sonda espacial
1989-1995 Tránsito a Júpiter
Diciembre de 1995 - diciembre de 1997 Misión principal
Diciembre de 1997 - diciembre de 1999 Extensión Galileo Europa
Enero de 2000 - septiembre de 2003 Ampliación Galileo Millenium
21 de septiembre de 2003 Fin de la misión
Lanzamiento

Galileo se lanza en18 de octubre de 1989por el transbordador espacial estadounidense Atlantis . Una vez en órbita, la tripulación del Atlantis extrae la sonda espacial y la etapa doble de propulsante sólido Inercial Upper Stage (IUS) de la bodega del transbordador espacial . El conjunto pesa 17,5 toneladas, incluidas 14,76 toneladas para el IUS y la balanza para el adaptador y la sonda espacial. Después de que el transbordador espacial se desvía 80  km , las dos etapas del IUS se disparan sucesivamente durante 149 y 105 segundos para permitir que Galileo se mueva hacia el planeta Venus . La sonda espacial, cuya velocidad heliocéntrica se reduce en 3,1  km / s por el IUS, gira a una velocidad de 2,8 revoluciones por segundo. Cuarenta minutos después del encendido, se liberó el SIU. Un día después, Galileo , que se aleja de la Tierra a una velocidad relativa de 4,03  km / s , ya ha recorrido 480.000  km . El tránsito a Júpiter dura seis años porque la sonda espacial giraba previamente al Sol tres veces para recibir asistencia gravitacional de la Tierra dos veces y del planeta Venus. Estos tres sobrevuelos le permiten adquirir la velocidad suficiente para llegar a Júpiter.

Vuelo sobre el planeta Venus

Antes de llegar a Venus, se llevaron a cabo dos pequeñas maniobras de corrección de trayectoria, TCM-1 y TCM-2, el 9 de noviembre ( 2  m / s ) y el 22 de diciembre de 1989. Se canceló una tercera corrección programada porque la órbita era suficientemente alta. . Galileo sobrevuela Venus en10 de febrero de 1990pasando a 16.000 kilómetros del centro del planeta. Los instrumentos del orbitador se prueban en esta ocasión. Pero la antena direccional de la sonda no fue diseñada para estar tan cerca del Sol, y durante esta parte del trayecto permanece plegada; una pequeña visera para el sol se adjunta a su parte superior, apuntando hacia el sol. Esta restricción en la orientación limita tanto el volumen de datos que se pueden recopilar (en particular el número de fotos) como los ángulos de orientación de los instrumentos de teledetección. Sin embargo, durante este resumen se recopilan muchos datos científicos de calidad. Uno de los objetivos de estas investigaciones fue la detección de rayos, pero no se observa ninguno.

Sobrevuelos sobre la Tierra

Para regresar a la Tierra, la sonda espacial debe realizar una importante corrección de trayectoria de 35  m / s (TCM-4), la más importante de toda la misión. Este se realiza en dos etapas mediante múltiples disparos por un lado, entre el 9 y el 12 de abril de 1990, y por otro lado, del 11 al 12 de mayo. El 8 de diciembre, la sonda espacial sobrevuela África a una altitud de 960  km y sufre una aceleración de su velocidad heliocéntrica de 5,2  km / s , lo que la sitúa en una órbita de 0,90 × 2,27  au (1  ua = distancia Tierra-Sol) , aumentando ligeramente su inclinación con respecto al plano de la eclíptica , para permitirle sobrevolar el asteroide Gaspra . En efecto, la sonda espacial, en su nueva órbita, cruza el cinturón de asteroides que se extiende de 2 a 3,5  UA , y los responsables del proyecto han optimizado la trayectoria para permitir el sobrevuelo de al menos uno de los cuerpos. Celestiales ubicados en esta región del espacio.

Galileo privado de su antena de alta ganancia

En Abril de 1991, el equipo de tierra decidió desplegar la antena de gran ganancia, de 4,8 metros de diámetro: hasta entonces, se mantenía plegada detrás de una visera para evitar que se dañara por el calor durante el juego. del camino cercano al sol. La11 de abril de 1991, se envía el comando de apertura pero la sonda no devuelve el mensaje confirmando el despliegue de su antena. La situación pone en riesgo la misión porque, sin esta antena direccional, el envío de datos debe pasar por la antena de baja ganancia con una tasa de 10 a 40 bits por segundo en lugar de los 134.000 bits que permite la antena principal. Después de explorar diferentes vías, el equipo de la misión de la Tierra llega a la conclusión, el uso de diferentes pistas, que tres de los diez y ocho ballenas que forman la estructura de la parte de despliegue de la antena todavía están unidos al mástil central por sus tobillos. De titanio colocado en mitad de la longitud . Estos bloquean cada nervadura en la posición plegada, pero se supone que se deslizan en su alojamiento cuando se despliega la antena. Según la reconstrucción llevada a cabo en la Tierra, los anclajes defectuosos se habrían deformado y habrían perdido en parte las capas de revestimiento protector que impiden que los metales se suelden en frío al vacío y que consisten en una capa de cerámica anodizada y una capa de disulfuro de molibdeno . La deformación del tobillo se habría producido durante la preparación de la sonda mientras que la pérdida de los revestimientos protectores habría resultado de la sacudida que se produjo durante los cuatro viajes realizados por la sonda en camión. Las vibraciones sufridas durante el lanzamiento de la sonda desde el transbordador espacial por las etapas de propulsor sólido habrían agravado el problema. La apariencia de la antena se reconstituye: está parcialmente abierta pero asimétrica debido a que las ballenas quedan bloqueadas.

El equipo del proyecto realiza pruebas en una copia de la antena y sus componentes para reconstruir el origen de la anomalía e intenta por los mismos medios identificar estrategias para el despliegue de la antena. Estos se implementan entre mayo de 1991 y enero de 1993:

  • la antena se pliega antes de desplegarse;
  • durante varios meses la antena se expone sucesivamente al sol y luego se coloca a la sombra para que los tobillos se desprendan bajo el efecto de la sucesión de dilataciones y contracciones provocadas por estos cambios de temperatura;
  • los dos motores eléctricos utilizados para el despliegue se accionan en ráfagas cortas para obtener, por resonancia, un par de fuerzas 40% mayor que la potencia original;
  • la sonda gira rápidamente a diez revoluciones por minuto.

Todos estos intentos fallan y el equipo del proyecto debe resignarse: la antena direccional no se puede utilizar y todos los datos deben pasar por la antena de baja ganancia. La investigación se centra ahora en optimizar el rendimiento de esta antena. Se implementan varias soluciones. Se están desarrollando nuevos algoritmos de compresión de datos sin pérdida y con pérdida para limitar la cantidad de datos a transferir: estos métodos en algunos casos permiten dividir la cantidad de datos a transferir por 80 para una imagen. Además, se mejoran las características de la red de recepción en la Tierra: se modifican las tres antenas parabólicas de Canberra (una de 70 metros de diámetro y dos de 34 metros), la antena del observatorio Parkes y la de Goldstone para que sean capaz de recibir simultáneamente las señales de la sonda, lo que permite un aumento sustancial del caudal. Todas estas modificaciones permiten globalmente que la misión de Galileo alcance el 70% de sus objetivos científicos: 80% de los datos esperados en el contexto de estudios atmosféricos, 60% de los datos relativos al campo magnético, 70% de los datos de las lunas de Júpiter .se puede recuperar.

Vuelo sobre el asteroide Gaspra (29 de octubre de 1991)

Galileo es la primera nave espacial que sobrevuela un asteroide. Para este encuentro con Gaspra se plantearon varios objetivos , entre ellos determinar el tamaño y la forma, estudiar los cráteres en su superficie y su composición, así como analizar el espacio circundante. El 29 de octubre de 1991, la sonda espacial sobrevoló el asteroide a una distancia de 1.600 kilómetros y a una velocidad relativa de 8  km / s . Como la antena de alta ganancia no está desplegada, los datos recopilados solo se transmiten muy lentamente (se tomaron 150 fotos y una sola foto requiere 80 horas de transmisión a una velocidad de 40 bits por segundo movilizando constantemente una de las tres antenas de 70 metros de la NASA muy utilizada por otras misiones); la mayoría de los datos no se transmitirán hasta noviembre de 1992, cuando Galileo se acerque a la Tierra nuevamente.

Segundo sobrevuelo de la Tierra (8 de diciembre de 1992)

Después de un segundo sobrevuelo de la Tierra el 8 de diciembre de 1992 a una distancia de 992 kilómetros, durante el cual Galileo proporciona a los científicos interesantes observaciones a nivel de geocorona , la sonda espacial sufre una aceleración de 3,7  km / s que finalmente le permite moverse hacia Júpiter.

Vuelo sobre el asteroide Ida (28 de agosto de 1993)

De camino a Júpiter, Galileo cruza el cinturón de asteroides entre Marte y el planeta gigante por segunda vez . El 28 de agosto de 1993, la sonda espacial pasó a 2.393 kilómetros del asteroide Ida . Las fotos nos permiten descubrir las formas muy irregulares del asteroide que mide 54 × 24 × 21  km . La densidad de los cráteres es mayor que en Gaspra, lo que sugiere que es un cuerpo celeste más antiguo. En cuanto a Gaspra, los instrumentos indican que el asteroide tiene un campo magnético, quizás una reliquia de un cuerpo madre mucho más grande porque está diferenciado. Al estudiar las fotos transmitidas varios meses después de la reunión, en febrero de 1994, los científicos descubrieron que una pequeña luna de 1,6  km de diámetro llamada Dactyle , orbitaba Ida. Esta es la primera vez que se observa un fenómeno de este tipo. En julio de 1994 , la cámara de Galileo registró la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter.

  • Imágenes tomadas por Galileo

  • La Tierra fotografiada por Galileo durante su primer vuelo.

  • El asteroide Gaspra fotografiado por Galileo .

  • El asteroide Ida y su satélite Dactyl.

Llegada al sistema joviano

Lanzamiento de la sonda atmosférica (13 de julio de 1995)

Cinco meses antes de su llegada cerca de Júpiter, mientras Galileo se encuentra todavía a más de 80 millones de kilómetros del planeta, ha comenzado el procedimiento que debería conducir al envío de la pequeña sonda atmosférica al corazón del planeta. Se realiza una corrección final de la trayectoria el 12 de julio de 1995 para colocar la sonda espacial en la dirección correcta, luego se modifica la velocidad de rotación de Galileo de 3 a 10 revoluciones por minuto para que la sonda atmosférica a la que se encuentra esta velocidad radial comunicada es lo más estable posible durante su recorrido. El 13 de julio los tornillos que lo sujetan son cortados por pequeñas cargas pirotécnicas. Luego, la pequeña sonda es empujada hacia atrás por resortes y luego se aleja del vehículo principal a una velocidad relativa de 0.3  m / s . Su partida despeja la tobera del motor cohete principal de Galileo . Este se pone en uso unos días después (27 de julio) para probarlo antes del disparo crucial que debe conducir a la inserción en órbita alrededor de Júpiter. El cambio relativamente grande de velocidad ( delta-V de 61  m / s ) que consume alrededor de 40 kilogramos de propulsores debería permitir a Galileo evitar el destino de su sonda atmosférica haciéndola pasar a 214.000 kilómetros del centro de Júpiter.

Últimas maniobras antes de Júpiter: falla de la grabadora

En agosto de 1995, Galileo atravesó una tormenta de polvo, la más intensa jamás vista por una sonda espacial. Los instrumentos del vehículo detectan más de 20.000 partículas al día que evidentemente proceden del sistema joviano. El 11 de octubre, la cámara de Galileo toma fotos del planeta gigante con varios filtros que están almacenados en el sistema de grabación de cinta magnética de la sonda espacial. De acuerdo con los planes de misión originales, este sistema debe servir solo como un sistema de respaldo para el almacenamiento de datos cuando la antena direccional no se puede usar para transmitir datos en tiempo real. Este último ahora inutilizable, el sistema de grabación se ha convertido en la única forma de preservar los datos y las imágenes recopiladas antes de su retransmisión a la Tierra a la velocidad muy lenta impuesta por la antena de baja ganancia. Cuando la sonda recibe instrucciones de leer las fotografías de Júpiter tomadas ese día, el motor que rebobina la cinta magnética comienza a girar en el vacío y los controladores deben enviar una orden de parada después de 15 horas de funcionamiento continuo. Para gran alivio de los ingenieros, las pruebas realizadas el 20 de octubre permitieron descartar una rotura de la cinta magnética. Sin embargo, este equipo fue utilizado por misiones anteriores sin ningún incidente, pero en el caso de Galileo, la grabadora permaneció prácticamente sin uso durante casi 6 años. Los responsables de la misión deciden, como precaución, no utilizar más el inicio de la cinta magnética, quizás debilitado por este incidente, que hace perder el 16% de su capacidad. También deciden dejar de utilizar el registrador antes de la retransmisión de los datos recopilados por la sonda atmosférica. Por lo tanto, renunciamos a las fotos de la región de la atmósfera de Júpiter que la sonda debe atravesar, así como las de las lunas Europa e Io sobrevoladas inmediatamente antes de la maniobra de inserción en órbita alrededor de Júpiter. El 16 de noviembre, cuando se encuentra a 15 millones de kilómetros del planeta, la sonda espacial entra en la magnetosfera de Júpiter en la que el campo magnético del planeta gigante se vuelve predominante. La cruza varias veces entre esta fecha y el 26 de noviembre porque la línea de demarcación fluctúa según la intensidad del viento solar .

Inserción en órbita alrededor de Júpiter (7 de diciembre de 1995)

El 7 de diciembre es un día particularmente ajetreado para Galileo  : la sonda espacial debe volar primero sobre Europa e Ío . Este último sobrevuelo debe realizarse a una distancia muy corta porque juega un papel fundamental en el frenado de la sonda espacial que provoca su puesta en órbita. Luego, después de cruzar una región de intensa radiación cerca de Júpiter e Io, la sonda espacial debe recopilar todos los datos enviados por la sonda atmosférica que se hunde en el corazón del planeta. Finalmente, debe utilizar su motor principal para reducir su velocidad, consumiendo en esta ocasión más de las tres cuartas partes de los propulsores que transporta para colocarse en órbita alrededor de Júpiter.

Nueve horas antes de que la sonda atmosférica se sumerja en Júpiter, Galileo pasa a 32.958 kilómetros de la luna Europa. Cuatro horas más tarde, a las 17  h  46 UTC, la región ecuatorial de Io vuela solo 898  km . La asistencia gravitacional proporcionada por esta luna ahorra 95 kilogramos de propulsores para su inserción en órbita. Se espera que la sonda reciba un tercio de la radiación ionizante que su protección puede soportar durante toda la misión (50 kiloradios de 150 krads; una dosis de 10 krads es fatal para los humanos). A las 21  h  53 naves espaciales pasan por el Júpiter más cercano a 215 000  km por encima de la capa de nubes y comienzan a registrar los datos transmitidos por la sonda atmosférica.

Descenso de la sonda atmosférica a la atmósfera de Júpiter

La sonda atmosférica se "despierta" seis horas antes de su llegada y algunos de sus instrumentos se activan tres horas después. A las 22  h  04 UTC la sonda comienza a hundirse con una incidencia de 8,5 ° en la atmósfera de Júpiter cuyo límite se ha fijado arbitrariamente en 450 kilómetros por encima de la altitud donde la presión alcanza 1 bar . La sonda llega a una velocidad relativa de 47,4  km / sy sufre una violenta desaceleración que culmina 58 segundos después a 228  g . La temperatura del flujo alrededor de la sonda alcanza un pico de 15 000  K . 152 segundos después, cuando la velocidad de la sonda ha bajado a 120  m / s , un mortero despliega un primer paracaídas piloto y luego, cuando la velocidad se reduce a 120  m / s , la sonda suelta su escudo térmico y despliega su paracaídas principal 2.5 metros de diámetro. Los detectores miden que la masa del escudo térmico ha aumentado de 152 a 82 kilogramos por erosión bajo el efecto del calor de la reentrada atmosférica (el espesor del material ablativo del escudo frontal aumenta de 14,6 a 10  cm en el centro y 5,4 cm). a 1  cm de lado). La sonda ahora desciende verticalmente y, después de haber desplegado los espejos de su nefelómetro , comienza a transmitir los datos recogidos al vehículo madre que sobrevuela al mismo tiempo 200.000 kilómetros arriba. Luego de un error de cableado descubierto más tarde, la secuencia de despliegue del paracaídas comenzó 53 segundos más tarde de lo esperado y el muestreo atmosférico solo comenzó 25 kilómetros por encima del límite de 1  barra en lugar de los 50 kilómetros anticipados. Treinta y seis minutos después del inicio de la transmisión, la presión alcanzó los 10  bares. El envío de datos continúa por hasta 51 minutos, luego uno de los dos transmisores de la sonda permanece en silencio mientras el otro comienza a transmitir señales erráticas. Finalmente, después de 61 minutos, a continuación señales de interrupción que la presión ha alcanzado 23  bar y la temperatura de 150  ° C . La sonda solo se hundió 150 kilómetros en el gigante gaseoso, apenas el 0,22% de su radio. A continuación, la sonda se tritura cuando la presión alcanza los 100 bares . Las señales emitidas son perfectamente recibidas y registradas por el vehículo principal gracias a una antena dedicada que es ajustable para poder seguir la señal mientras el orbitador se mueve. Las antenas terrestres incluso logran captar señales de la sonda atmosférica a pesar de una potencia mil millones de veces menor y proporcionan información valiosa sobre la velocidad horizontal de la sonda atmosférica mediante la explotación del efecto Doppler .

Órbita alrededor de Júpiter

Una hora más tarde, Galileo realiza una maniobra crítica que debe inyectarlo en órbita alrededor de Júpiter. La sonda espacial utiliza su propulsión principal durante 49 minutos para reducir su velocidad en 645  m / s  : se coloca así en una órbita muy alargada de 21.500 × 19 millones de kilómetros alrededor de Júpiter con una inclinación de cinco grados. Se elige esta órbita de un período de siete meses porque permite limitar el consumo de propulsores en el momento de la inserción en órbita. Sin embargo, es demasiado largo para satisfacer las necesidades científicas porque la fase durante la cual la sonda puede recopilar datos es solo de unos pocos días en cada órbita. Además, la inclinación distinta de cero con respecto al plano orbital en el que circulan las lunas de Júpiter complica su vuelo. Por lo tanto, esta órbita se corrige al comienzo de la misión principal que seguirá con un período de dos meses y una inclinación casi nula.

Estudio del sistema joviano (1995-2002)

La fase científica de la misión Galileo comienza después de su exitosa inserción en una órbita alrededor de Júpiter. Tiene una duración inicial (misión principal) de 23 meses. Galileo debe recorrer durante este tiempo once órbitas de una unidad de duración de unos dos meses (excepto la primera órbita), que le permiten estudiar las diferentes partes de la magnetosfera a una distancia variable del planeta gigante. En cada órbita, la sonda espacial sobrevuela uno de los satélites de Júpiter. Están previstos cuatro sobrevuelos de Ganímedes , tres de Europa y tres de Calisto . No está previsto ningún sobrevuelo de Io durante esta fase porque el equipo del proyecto teme los efectos de la radiación en la que se baña Io sobre el funcionamiento de la sonda espacial. La trayectoria de aproximación de las lunas se calcula de tal manera que satisfaga las necesidades científicas (ángulo de aproximación, altitud, región sobrevolada) mientras se aprovecha al máximo la asistencia gravitacional de la luna para modificar la próxima órbita. La sonda espacial consume así un mínimo de propulsores para modificar su trayectoria. En el lanzamiento, la cantidad de propulsores asignados a la misión principal permite un cambio acumulativo en la velocidad de 1.500  m / s durante la misión principal. Gracias al consumo optimizado de combustible, la misión se amplió dos veces y finalizó en 2003 después de que la sonda espacial hiciera 35 órbitas alrededor del planeta gigante.

Misión principal: Orbiter Tour (diciembre de 1995 - diciembre de 1997)

La primera órbita de la misión principal es la más larga (7 meses). Llegó a su punto más alejado de Júpiter en14 de marzo de 1996(20 millones de kilómetros), la sonda espacial utiliza su propulsor principal durante mucho tiempo ( Delta-v de 378 metros por segundo) para elevar el perigeo de su órbita de 4 a 11 rayos jovianos para que, durante su aproximación a Júpiter, Galileo circula ligeramente fuera de la órbita de Europa y así evita la región central, en la que se encuentra Io porque está sometida a una intensa radiación. Después de esta última gran maniobra con el propulsor principal, solo quedan 90 kilogramos de propulsor en los tanques, es decir, el 10% de la masa inicial, durante toda la fase científica. La nueva órbita se elige para acercar la sonda espacial a Ganímedes , la más masiva de las lunas galileanas y, por tanto, la más adecuada para una modificación radical de la órbita. En mayo de 1996, se descargó una importante evolución del software central de la sonda espacial. Todo este período también está dedicado a la transmisión de datos sobre campos y partículas recolectados durante la llegada al sistema joviano, en particular durante el vuelo sobre Io.

Primeros vuelos sobre Ganimedes

El 27 de junio de 1996, Galileo voló solo 835  km sobre la superficie de Ganímedes. La asistencia gravitacional que brinda la luna permite acortar significativamente el período de la órbita, que va de 210 a 72 días. Por primera vez desde el paso de las sondas espaciales Voyager 17 años antes, se toman imágenes detalladas del sistema joviano. Galileo toma 129 fotos, algunas con una resolución de 11 metros. Los datos recopilados muestran una superficie posiblemente trabajada por fuerzas tectónicas con una gran abundancia de hielo de agua. La principal sorpresa es el descubrimiento de que la luna tiene un campo magnético débil que la convierte (todavía cierto en 2014) en una excepción entre las lunas del Sistema Solar. Durante su paso cerca de Júpiter, la sonda espacial también toma fotos de la Gran Mancha Roja con una resolución de 30 metros así como varios puntos de la atmósfera de Júpiter seleccionados por su interés a partir de imágenes tomadas con telescopios terrestres. Estas observaciones permiten confirmar la presencia de agua en la atmósfera de Júpiter, contrariamente a lo señalado por los instrumentos de la sonda atmosférica. Durante los dos meses de respiro que siguen a este paso por el corazón del sistema joviano, la sonda espacial realiza una auténtica maratón para vaciar en el tiempo (antes del próximo sobrevuelo) sus memorias y su registrador y transmitir todos los datos recogidos así como los que permanecen desde su llegada al sistema joviano a pesar del muy bajo caudal de su antena de baja ganancia. El 6 de septiembre de 1996, la sonda sobrevoló Ganímedes por segunda vez, esta vez a una altitud de 261 kilómetros. La ayuda gravitacional de la luna se utiliza para reducir la inclinación de 4,35 a 0,54 grados, mientras que el período de la órbita se acorta de 72 a 60 días.

Estudio de Calisto y Europa

El 4 de noviembre de 1996, Galileo pasó 1.106 kilómetros de Calisto, la más externa de las lunas galileanas y la segunda luna de Júpiter en masa. Las observaciones apoyan la teoría de que Calisto tiene un gran núcleo (60% de la masa) de rocas rodeadas por una capa de hielo. Según las observaciones realizadas por las sondas Voyager , la superficie de Calisto tiene muchos cráteres y, por lo tanto, es muy antigua. Las observaciones más detalladas de Galileo detectan relativamente pocos cráteres pequeños, lo que sugiere que un proceso los llena periódicamente. Por otro lado, no se detecta ningún campo magnético. A medida que la sonda espacial se aleja de Júpiter, una ocultación del Sol por parte del planeta gigante permite realizar observaciones de sus anillos y relámpagos en su lado nocturno. La próxima órbita (E4) acerca la sonda espacial a Europa , sobre la que sobrevuela el 19 de diciembre de 1996 a una distancia de 996 kilómetros. Desde el vuelo sobre esta luna de las sondas Voyager , se ha convertido en un importante centro de interés para los científicos porque es probable que albergue un océano bajo la corteza de hielo. Fotografías tomadas por Galileo con una resolución de hasta 26 metros muestran una superficie cubierta en todas direcciones por pliegues

Primera ampliación de la misión: la misión Galileo Europa (diciembre de 1997 - diciembre de 1999)

Los objetivos de la misión principal que finalizó en diciembre de 1997 se cumplieron en gran medida. Galileo transmitió 2,4 gigabits de datos, incluidas 1645 fotos de Júpiter y sus lunas. La sonda espacial aún se encuentra en perfectas condiciones y quedan alrededor de 60 kilogramos de propulsor para correcciones de órbita y cambios de orientación. Se decide una prórroga de la misión por dos años. Sin embargo, el presupuesto asignado a esta nueva fase de la misión ($ 30 millones en dos años) requiere una reducción de costos y el 80% de las 200 personas asignadas a la misión deben abandonar el proyecto. La nueva misión, centrada en el estudio de la luna en Europa , se denomina Misión Galileo Europa (GEM). Además de la campaña de exploración de Europa, la sonda espacial debe buscar la presencia de agua en la atmósfera de Júpiter y, al final de la misión, realizar varios sobrevuelos de Io y analizar el toro de plasma que se encuentra en órbita de esta luna. El estudio de Io se guarda para el final porque su entorno radiativo puede provocar la pérdida de la sonda espacial.

El estudio de Europa, que se lleva a cabo entre enero de 1997 y mayo de 1999, incluye ocho sobrevuelos consecutivos de la luna. Toda la instrumentación se utiliza para estudiar la atmósfera y la superficie de Europa y detectar pistas sobre la presencia de un océano pasado o presente debajo de la corteza de hielo que cubre la luna. Las imágenes proporcionadas por Galileo se comparan con las obtenidas anteriormente para identificar cambios que podrían reflejar la actividad volcánica y, por tanto, un océano subglacial. Se obtienen imágenes con una resolución inferior a 50 metros. En mayo de 1999 comienza el análisis del toro de plasma que rodea la órbita de Io y que es producido por sus volcanes, así como el estudio de la atmósfera de Júpiter. Para cruzar el toroide, los ingenieros de la NASA modifican la trayectoria de la nave espacial utilizando cuatro veces la asistencia de gravedad de Callisto . El objetivo es bajar el perigeo para cruzar el toro. Durante la misión principal, la órbita se calculó cuidadosamente para evitar esa región del espacio en la que la radiación alcanza un nivel letal para los humanos y puede dañar seriamente la electrónica de la sonda espacial. Pero con la misión principal completada, el riesgo ahora es aceptable. La sonda finalmente sobrevive a sus cruces de la zona de radiación. Con cada cruce del toro, los instrumentos miden la densidad de partículas ionizadas, mapean los chorros de azufre producidos por los volcanes de Io y miden las partículas de sodio y potasio aceleradas por el campo magnético del planeta gigante. Bajar el perigeo también permite a Galileo pasar a poca distancia de la capa de nubes de Júpiter y realizar observaciones detalladas de las tormentas y vientos que perturban su atmósfera, así como la circulación del agua. Finalmente, la campaña Europa finaliza con dos sobrevuelos de Io (11 de octubre y 31 de diciembre de 1999). La sonda espacial sobrevive a la intensa radiación en la que se baña el planeta y logra realizar análisis de emanaciones volcánicas. Se obtienen imágenes de alta resolución así como un mapeo de los elementos químicos presentes en la superficie de la luna.

Segunda ampliación de la misión: Galileo Millenium Mission (enero de 2000 - septiembre de 2003)

Si bien la Misión Galileo Europa , que finalizará el 31 de diciembre de 1999, llega a su fin, la sonda espacial Galileo aún se encuentra en buenas condiciones. El rendimiento de algunos de sus instrumentos está empezando a deteriorarse, sin embargo, debido a que recibieron una dosis de radiación hasta tres veces mayor que sus especificaciones. Los funcionarios de la NASA acuerdan una extensión de la misión denominada Galileo Millenium Mission (una alusión al nuevo milenio que comienza), cuyo objetivo es dar respuesta a las preguntas científicas planteadas por las fases anteriores de la misión. En particular, implica analizar las interacciones entre el viento solar y la magnetosfera de Júpiter, mejorar la comprensión de los fenómenos atmosféricos del planeta gigante, en particular las tormentas, y analizar la dinámica de las corrientes de polvo en el espacio que rodea a Júpiter. Y observar los eclipses para comprender las luces del cielo nocturno . Esta nueva prórroga debe completarse en marzo de 2001, pero posteriormente se prorrogará hasta septiembre de 2003.

Fin de la mision

En 2003, Galileo estaba a punto de agotar los propulsores que necesitaba para reorientar periódicamente su antena hacia la Tierra y realizar las correcciones de trayectoria que permitían a la sonda sobrevolar sus objetivos dentro del alcance de los instrumentos. La NASA decide detener la misión antes de haber agotado el combustible que debe utilizarse para las últimas maniobras destinadas a precipitar la sonda espacial en Júpiter. El objetivo es evitar cualquier contaminación por bacterias terrestres de la luna Europa , que podrían albergar vida en su océano. El último sobrevuelo de Io , que tuvo lugar el 17 de enero de 2002, coloca a Galileo en una órbita de un año con un apogeo ubicado a 26,4 millones de kilómetros de Júpiter que debería permitir que su trayectoria final sea interceptada por el planeta gigante. En su nueva órbita, la sonda sobrevuela la luna Amaltea por primera y última vez . La21 de septiembre de 2003a las 18  h  57 UTC. Galileo , haciendo un bucle en la 35 ª  órbita Jupiter, se desintegra en el atomsphere Jupiter en el ecuador la longitud 191.6 °.

Al final de la misión, los equipos e instrumentos científicos de Galileo mostraban signos normales de fatiga, a excepción del espectrómetro ultravioleta (UVS), el único inoperativo. La nave espacial ha sufrido detrás de su blindaje de aluminio de 2,5 mm de espesor 650 kiloradios y luego fue concebida a 150 kiloradios. Esta radiación causó daños a los componentes electrónicos del subsistema de control de actitud, la memoria de la computadora, la grabadora y algunos equipos científicos. Las correcciones de software han hecho posible cada vez eludir la mayoría de las consecuencias de la radiación.

Características técnicas

La sonda espacial Galileo está compuesta por un orbitador y una sonda atmosférica, lanzada antes de la llegada a Júpiter y que se encarga de ingresar a la atmósfera joviana para analizar su composición química y determinar sus características. El orbitador tiene 6,2 metros de altura y una masa de 2223 kilogramos, incluidos 118 de instrumentación científica y 925 de propulsores. La sonda atmosférica tiene una masa de 339 kilogramos. Incluye un módulo de reentrada encargado de proteger la sonda del calentamiento térmico durante su desaceleración en la atmósfera y un módulo de descenso, encapsulado en el módulo de reentrada, con una masa de 121 kilogramos y que transporta 30 kilogramos de instrumentación.

Orbitador

El orbitador incluye, de arriba a abajo:

  • la antena de gran ganancia lanzada en la posición plegada que corona una visera solar circular;
  • la plataforma que alberga las servidumbres (computadora de a bordo, distribución de energía, control de actitud,  etc. );
  • a esta plataforma se unen los dos mástiles al final de los cuales se fijan los generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG) que suministran la energía, los instrumentos científicos que miden los campos y partículas así como el largo brazo (11 metros) que lleva los detectores del magnetómetro y las antenas que se utilizan para medir las ondas de plasma. Para el lanzamiento, esta botavara se almacena en posición plegada formando un cilindro de 60 centímetros de largo;
  • el módulo de propulsión que incluye los tanques de propulsor, dos grupos de propulsores de 10 Newton y el motor de cohete de 400 Newton;
  • el módulo proporciona el enlace entre la parte de la sonda espacial giratoria y la plataforma fija que lleva los instrumentos de teledetección;
  • la plataforma fija que lleva instrumentos de teledetección como la cámara;
  • la sonda atmosférica integral con la plataforma fija.
Plataforma contrarrotante

Galileo tiene una arquitectura única entre las sondas espaciales: es un satélite con una plataforma contrarrotante, es decir que una pieza está en rotación permanente ("girada") a tres revoluciones por minuto (excepcionalmente 10 revoluciones por minuto) .minuto cuando la propulsión principal está funcionando) mientras el resto de la sonda espacial está estacionaria ("desanclaje"):

  • la parte giratoria incluye las antenas de alta y baja ganancia, el bus que alberga las servidumbres, los RTG, el módulo de propulsión, los instrumentos científicos que analizan campos y partículas, así como el mástil del magnetómetro. Para estos instrumentos científicos enumerados, la rotación es ideal porque permite mediciones en todos los azimuts;
  • la parte fija incluye los cuatro instrumentos científicos que deben apuntar hacia su objetivo incluyendo la cámara, la sonda atmosférica así como la antena que debe retransmitir los datos transmitidos por esta misma sonda durante su descenso a la atmósfera de Júpiter.

Esta arquitectura resultó ser compleja de desarrollar: en ese momento, las sondas espaciales interplanetarias generalmente se estabilizaban en 3 ejes (fijos). La arquitectura elegida para Galileo está inspirada en ciertos satélites de telecomunicaciones que luego utilizan esta técnica para su carga útil. Pero las limitaciones de Galileo son mucho más severas. Si bien los satélites de telecomunicaciones solo pasan electricidad a través del eje rotatorio, la sonda espacial también debe transmitir datos a una velocidad alta. Además, la orientación de la antena de gran ganancia debe mantenerse con una precisión de 0,1 °, que es difícil de mantener en esta configuración, mientras que los satélites de telecomunicaciones se satisfacen con alrededor de 1 ° . Finalmente, por razones de centrado de peso, la tobera del propulsor principal integral con la parte girada se acopla en la parte no girada, lo que significa que se deben pasar conductos que traen los propulsores a través del mecanismo de acoplamiento de los dos subconjuntos. Los ingenieros del proyecto lucharon por desarrollar esta parte de la sonda espacial. Esta arquitectura nunca se utilizará en los vehículos interplanetarios desarrollados posteriormente.

Cuando se lanza la sonda espacial, la parte no girada se fija a la parte girada mediante pernos para limitar la carga mecánica sobre los rodamientos de bolas que forman la interfaz. Estos pernos son destruidos por una carga pirotécnica una vez que la sonda espacial está en órbita. La pieza se integra con la pieza girada cuando se utiliza la propulsión principal, es decir, tres veces durante la fase de órbita alrededor de Júpiter. Los motores que aseguran la (contra) rotación consumen aproximadamente 3 vatios.

Energía

Dada la distancia entre Júpiter y el Sol, Galileo tendría que transportar 65  m 2 de paneles solares para disponer de energía suficiente para su funcionamiento durante su estancia en el sistema joviano. Al igual que las otras sondas lanzadas hacia los planetas exteriores, la energía disponible para Galileo es suministrada por dos generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG). Cada RTG se monta en el extremo de un mástil de 5 metros de largo y contiene 7,8 kilogramos de plutonio 238 . En el lanzamiento, los RTG producen un total de 570 vatios. La energía devuelta disminuye en 0,6 vatios por mes y, después de ser puesta en órbita alrededor de Júpiter, la sonda solo tiene 493 vatios.

Computadora de a bordo

Galileo usa dos computadoras. El subsistema de comandos y datos (CDS) ejecuta los comandos almacenados transmitidos por los controladores terrestres. Teniendo en cuenta el tiempo que tarda una señal de ida y vuelta (del orden de 50 minutos), la sonda espacial debe realizar de forma autónoma todas las tareas como apuntar los instrumentos, su disparo, las correcciones rápidas de orientación o las acciones de respaldo vinculadas a un falla de uno de sus equipos. Una segunda computadora, el Subsistema de Control de Actitud y Articulación (AACS), se encarga de interpretar los datos proporcionados por sus distintos sensores relacionados con la orientación de la sonda espacial y controla los motores de los cohetes para modificar la orientación, la velocidad, la rotación y corregir la trayectoria u órbita.

La misión de Galileo impone una exposición muy alta a la radiación producida por los cinturones de radiación que rodean a Júpiter. Este fenómeno degrada los circuitos electrónicos y genera errores que pueden paralizar el cerebro de la sonda espacial. No es posible protegerlo por completo, pero el impacto puede limitarse eligiendo una arquitectura redundante basada en circuitos electrónicos reforzados . Los ingenieros del proyecto eligieron una arquitectura para el sistema de control y comando CDS basada en siete microprocesadores RCA 1802 que pueden operar en paralelo para compensar parcialmente una frecuencia particularmente baja (1,6 megahercios). Inicialmente, tres operan en paralelo, tres forman un sistema redundante y el séptimo sirve como respaldo. Pero el descubrimiento de la falla de la antena de gran ganancia implica un procesamiento mucho más pesado para la computadora ahora responsable de filtrar y comprimir los datos. El sistema se reconfigura en vuelo para que los siete microprocesadores operen en paralelo. Además, la electrónica de instrumentos científicos utiliza 11 microprocesadores RCA 1802.

La segunda computadora, la AACS, responsable de controlar la orientación es un sistema de 16 bits basado en cuatro microprocesadores AMD Am2900  (en) de 4 bits. Para tener redundancia, dos computadoras de este tipo están a bordo.

Los datos recopilados por instrumentos científicos, si no se transmiten en tiempo real a la Tierra, se almacenan en un sistema de grabación de cinta magnética de cuatro pistas. La cinta magnética de 560 metros de largo y 6 milímetros de ancho tiene una capacidad de 109 megabytes que pueden almacenar 178 fotos. Los datos se pueden registrar a una velocidad de 787 kilobits por segundo y emitirse a varias velocidades. La grabadora magnética, que se suponía que era un sistema de respaldo, se convierte en un sistema vital para la misión cuando se descubre la falla de la antena de gran ganancia. Ahora, prácticamente todos los datos deberán almacenarse antes de ser retransmitidos a la Tierra.

Telecomunicaciones Control termal Control de actitud

Galileo gira sobre sí mismo con una velocidad de 3,15 rpm que se aumenta brevemente a 10,5 rpm para mejorar la estabilidad direccional cuando se utiliza la propulsión principal. Esta rotación rápida también se utiliza para comunicarse con la sonda atmosférica antes de que se libere.

Propulsión

La sonda es impulsada por una unidad llamada Módulo de propulsión retro (RPM). Esto incluye un motor cohete de propulsante líquido con 400 newtons de empuje utilizado para maniobras que requieren grandes cambios de marcha. Hasta la llegada cerca de Júpiter, este motor estaba inutilizable porque la boquilla estaba enmascarada por la sonda atmosférica que fue lanzada el 13 de julio de 1995. Las correcciones de trayectoria y órbita, los cambios de orientación y velocidad de rotación ( Galileo gira) están respaldados por 12 pequeños motores de cohetes con un empuje de 10 newtons montados en grupos de 6 sobre dos vigas de dos metros de largo. Todos los motores utilizan la misma combinación de propulsores hipergólicos de metilhidrazina / peróxido de nitrógeno . Los 925 kilogramos de estos propulsores capaces de proporcionar un Delta-v de aproximadamente 1.500  m / s se almacenan en dos tanques y son propulsados ​​por helio ( 12,5  bares) almacenado a alta presión, cuya sonda transporta 7 kilogramos. Todo el sistema de propulsión está desarrollado por las empresas alemanas Messerschmitt-Bölkow-Blohm (MBB) y Daimler Benz Aero Space AG ( DASA ).

Equipos científicos

El orbitador comprende once instrumentos científicos que representan una masa total de 118 kilogramos. Los instrumentos que miden los campos y las partículas en el espacio circundante son integrales con el cuerpo de la sonda y, por lo tanto, se introducen en su movimiento de rotación. Los instrumentos cuya línea de visión debe permanecer fija (cámara, etc.) se instalan en una plataforma cuyo movimiento rotatorio compensa la rotación de la sonda espacial sobre sí misma.

Instrumentos científicos del orbitador Galileo
Instrumento Descripción Metas Actuaciones Masa consumo de
energía 		Realizado por
SSI Cámara de luz visible Mapeo de satélites galileanos con una resolución de un km
Estudio de la circulación atmosférica de Júpiter 		Distancia focal: 1500  mm , f / 8.5
CCD: 800 x 800 píxeles
Campo óptico: 0.47 °
8 filtros 		28  kilogramos 15  W
NIMS Espectrómetro de imágenes de infrarrojo cercano Composición de la superficie de las lunas de Júpiter
Temperatura y composición de la atmósfera de Júpiter 		Longitudes de onda: 0,7-5,2 nm
Resolución espectral: 0,03 μm
Campo óptico: 0,5 mradianes 		18  kilogramos 12  W JPL
UVS Espectrómetro ultravioleta Medición de gases y aerosoles en la atmósfera de Júpiter. Longitudes de onda: 1150-4300 Å 4  kilogramos 4,5  W Universidad de Colorado
UNIÓN EUROPEA V Espectrómetro ultravioleta lejano Estudio de las emisiones de iones de azufre y oxígeno por el toro de Io, de los átomos
Estudio de los átomos y moléculas de hidrógeno de las auroras de Júpiter
Estudio de la luminiscencia del cielo diurno de Júpiter 		Longitudes de onda: 54-128 nm 13  kilogramos ver UVS ver UVS
PPR Fotopolarímetro Distribución y características de las partículas atmosféricas
Comparación de los flujos de calor emitidos por Júpiter con los recibidos del Sol 		Longitudes de onda: bandas distintas en luz invisible e infrarroja cercana
Radiómetro> 42 micrones 		4  kilogramos
REVISTA Magnetómetro Medida de la intensidad y variaciones del campo magnético. 32-16384 γ 7  kilogramos 6  W UCLA
EPD Detector de partículas de energía Medición de electrones, protones e iones pesados ​​de alta energía en y alrededor de la magnetosfera de Júpiter
Estudio de los procesos que afectan a estas partículas 		Iones: 0,02 - 55  MeV
Electrones: 0,015 - 11  MeV 		10  kilogramos 6  W Universidad Johns Hopkins
PLS Detector de plasma Composición, energía y distribución tridimensional de electrones e iones de baja energía 1 ev a 50  keV en 64 bandas 13  kilogramos 11  W universidad de iowa
PWS Detector de ondas de plasma Detecta ondas electromagnéticas y analiza interacciones entre ondas y partículas E: 5 a 5,6  MHz
B: 5 a 160  MHz
Banda ancha: 1/10/80  kHz 		7  kilogramos 10  W Universidad de Iowa
DDS Detector de partículas de polvo Medición de masa, velocidad y carga eléctrica de partículas de polvo. Masa entre 10 −16 y 10 −6  g
Velocidad entre 2 y 50  km / s
hasta 100 impactos por segundo 		4  kilogramos 1,8  W Instituto Max-Planck
( Alemania )
HIC Detector de partículas de energía Medición de electrones, protones e iones pesados ​​de alta energía en y alrededor de la magnetosfera de Júpiter
Estudio de los procesos que afectan a estas partículas 		Iones que van desde el carbono hasta el níquel
Energía: 6 a 200+ M eV / núcleo 		8  kilogramos
RS Ciencia de la radio Determinación de la estructura de la atmósfera y los rayos de los objetos celestes
Determinación de la masa de Júpiter y sus lunas 		Señales de banda X y banda S - JPL / Universidad de Stanford

Los instrumentos instalados en la plataforma contrarrotante son:

Los instrumentos conectados al cuerpo de la sonda espacial son:

  • el detector de partículas energéticas EPD ( Energetic Particles Detector );
  • el magnetómetro MAG ( magnetómetro );
  • dos detectores de plasma PLS ( Plasma Subsystem ) y PWS ( Plasma Wave Subsystem )
  • el detector de polvo DDS ( Dust Detector Subsystem ) responsable de recolectar y analizar el polvo durante el viaje Tierra-Júpiter y en el sistema joviano es un instrumento. Se basa en un instrumento que voló a bordo del satélite HEOS 2 de la Agencia Espacial Europea . A diferencia de los anillos de Saturno, que están formados por bloques que varían en tamaño, desde bloques del tamaño de una casa hasta polvo, los muy tenues anillos de Júpiter descubiertos por casualidad por la Voyager 1 están hechos completamente de polvo. El instrumento DDS debe medir los movimientos de las corrientes de polvo en el sistema Joviano así como su carga eléctrica. Este último es quizás el origen de las formas que se pueden distinguir en los anillos;
  • el detector de iones pesados ​​HIC ( Heavy Ion Counter );
  • un experimento de radiociencia.
  • Algunos de los instrumentos de Galileo

  • La cámara SSI.

  • El espectrómetro ultravioleta UVS / EUV.

  • Detectores de iones pesados.

  • El instrumento PWS para medir ondas de plasma.

Sonda atmosférica

La arquitectura de la sonda atmosférica Galileo se deriva estrechamente de la de las sondas atmosféricas Pioneer Venus . Aunque las capas superiores de la atmósfera de Júpiter son menos densas que las del planeta Venus, la sonda joviana tiene que hacer frente a un pico de calor tan significativo debido a su velocidad de llegada a 48  km / s, que es cuatro veces más que en el caso de Venus. Por otro lado, el pico de desaceleración es menos importante con 250  g contra 458  g para Pioneer Venus . La sonda atmosférica Galileo incluye un módulo de reentrada, responsable de proteger el corazón de la máquina durante la desaceleración, que encapsula el módulo de descenso que contiene la carga útil (instrumentos científicos) y el equipo de servicio (telecomunicaciones, computadora de a bordo). La sonda atmosférica tiene una masa de 339 kilogramos incluyendo 213 para el módulo de reentrada y 126 para el módulo de descenso. Los diámetros de las dos partes son respectivamente 126 y 66 centímetros.

Módulo de reentrada

El módulo de reentrada consta de dos escudos térmicos encajados uno dentro del otro. El parachoques delantero en forma de cono redondeado formando un semiángulo de 45 grados, el que sufre la agresión térmica más fuerte, está revestido con un aislamiento térmico ablativo de carbono fenólico con un espesor que va desde 14,6 en el centro a 5,4. centímetros en la periferia. El escudo trasero es una estructura de resina de forma esférica. El módulo de reentrada pierde más de 80 kilogramos de la masa de su escudo térmico durante el reentrada atmosférica. Después de unos dos minutos de desaceleración durante los cuales la sonda sufre unos 250 g , la velocidad bajó a unos 0,5 kilómetros por segundo, se suelta un paracaídas de 2,4 metros en dacrón encargado de ralentizar las dos mitades del módulo de reentrada para permitir la reentrada de los sensores. de los diversos instrumentos para tener acceso a la atmósfera de Júpiter. El escudo trasero del módulo de descenso incluye un paracaídas piloto que se despliega después de que la sonda ha disminuido bruscamente. Los sistemas de calentamiento de radioisótopos se utilizan para permitir que la sonda sobreviva durante el largo tránsito desde la Tierra.

Módulo de descenso

Una vez que se ha liberado el módulo de reentrada, el módulo de descenso cruza la atmósfera de Júpiter suspendido del extremo de un paracaídas. A diferencia de las sondas atmosféricas de Venus, no se libera después de la desaceleración debido a una menor densidad de la capa de la atmósfera atravesada. Asimismo, el módulo de descenso no es hermético porque las condiciones de presión y temperatura son menos restrictivas (al menos durante la fase en la que se supone que opera la sonda) y para limitar la masa del conjunto. Cada subsistema e instrumento está envuelto en un paquete sellado que protege la electrónica de los gases de Júpiter. La energía es suministrada por tres acumuladores de 13 elementos litio - dióxido de azufre con capacidad suficiente para alimentar la sonda hasta el final de su misión. La tecnología utilizada es nueva y se generalizará posteriormente para otras sondas como la Mars Explorer Rover o la Huygens . Los acumuladores se cargan en la puesta en marcha y ya no es necesario recargarlos posteriormente. El acumulador principal, que tiene tres subconjuntos de 13 celdas, proporciona 22 amperios-hora. La sonda tiene una pequeña computadora a bordo real por duplicado para garantizar la redundancia. El equipo de radio que transmite datos científicos al orbitador en banda S también es redundante para evitar fallas. También se utiliza para medir la velocidad del viento y la absorción atmosférica.

La sonda atmosférica lleva seis instrumentos científicos cuyos detectores utilizan cinco aberturas y cuatro ventanas en el casco del módulo de descenso. Uno de los instrumentos despliega un detector fuera del casco:

  • un espectrómetro de masas neutras encargado de analizar la composición química e isotópica a diferentes profundidades de la atmósfera de Júpiter;
  • una estación de medición atmosférica responsable de medir la temperatura, la presión, la densidad y el peso molecular medio a diferentes altitudes;
  • un nefelómetro que determina el tamaño, la forma y la densidad de las gotas en las nubes utilizando un láser infrarrojo;
  • un radiómetro encargado de establecer el balance radiativo a diferentes altitudes;
  • un detector de rayos y emisión de radio;
  • un detector de partículas energéticas.
Instrumentos científicos de la sonda atmosférica Galileo
Instrumento Descripción Metas Actuaciones Masa consumo de
energía 		Realizado por
UPS Estación de medición atmosférica Mide presión, temperatura, densidad y peso molecular en función de la altitud. Temperatura entre 0 y 540 K
Presión de 0 a 28 bares 		4  kilogramos 6,3  W Centro de Investigación Ames (NASA)
Universidad Estatal de San José
NMS Espectrómetro de masa neutra Medida de la composición química de la atmósfera. Moléculas y átomos de 1 a 150 masas atómicas 11  kilogramos 29  W Centro de vuelo espacial Goddard
TENIDO Detector de helio Medida de la abundancia relativa de helio Precisión: 1% 1  kilo 1,1  W Universidad de Bonn
Universidad de Rostock (Alemania)
NEP Nefelómetro Detecta nubes y cambios de fase de partículas (sólido ⇔ líquido) Partículas de 0,2 a 20 µm hasta 3  cm 3 5  kilogramos 14  W Centro de Investigación Ames (NASA)
Universidad Estatal de San José
NFR Radiómetro Mide localmente la energía solar y térmica en función de la altitud. 6 filtros de infrarrojos entre 0,3 y 100 micrones 3  kilogramos 7  W Universidad de Wisconsin
LRD / PPE Detector de rayos y partículas de energía Mide partículas energéticas en la magnetosfera interna, así como la existencia de rayos. Detectores de ojo de pez de
1 a 100  kHz 		2  kilogramos 2,3  W Universidad de Florida ,
República Federal de Alemania
Bell Laboratories

Resultados científicos

Atmósfera de Júpiter

Al hundirse en la atmósfera de Júpiter , los instrumentos de la sonda atmosférica de Galileo permitieron realizar por primera vez un análisis in situ de éste y varios resultados importantes, por lo que algunos cuestionan modelos establecidos o de observaciones previas, se obtuvieron:

  • el resultado más inesperado es la proporción anormalmente baja de agua que se encuentra en la atmósfera de Júpiter, en desacuerdo con lo que predijeron las teorías sobre la formación de Júpiter y el sistema solar. Los análisis de la Voyager indicaron niveles de oxígeno (del agua) dos veces más altos que en el Sol, mientras que las mediciones realizadas por la sonda atmosférica (medición indirecta a través del perfil de temperatura / presión, ausencia de nubes de agua, una medida directa de la composición del atmósfera) indican una proporción en el mejor de los casos igual o inferior a la del Sol. Estos resultados pusieron en tela de juicio la teoría según la cual las colisiones entre cometas y asteroides y planetas habían jugado un papel fundamental en presencia de agua en su superficie. La teoría que prevalece ahora es que la sonda atmosférica descendió en una región de la atmósfera pobre en agua que representaría aproximadamente el 15% de la superficie de las regiones ecuatoriales de Júpiter;
  • A partir de sus modelos de la atmósfera de Júpiter, los científicos esperaban que la sonda atmosférica pasara a través de tres capas de nubes distintas en sucesión: nubes hechas de hielo de amoníaco a una altitud donde la presión alcanzaba de 0,5 a 0,6  bar, hielo de hidrosulfuro de amonio a 1,5 - 2  bar y nubes de vapor de agua cuya base se fijó en 4 - 5  bares . Los instrumentos de la sonda (NFR y nefelómetro) solo detectan estructuras nubosas muy finas y en particular ningún dato permite confirmar con certeza la presencia de nubes basadas en vapor de agua;
  • las mediciones anteriores tomadas por las sondas Voyager indicaron una proporción de helio (masa) del 18%. La sonda atmosférica contradice estos resultados al encontrar una proporción del 24%: esta proporción es relativamente cercana a la del Sol (25%) y por lo tanto a la composición original del planeta gigante. Esto indica que el proceso que conduce a la separación del helio del hidrógeno en las capas atmosféricas superiores (el helio se mezcla con el hidrógeno metálico de las capas inferiores) aún no está en funcionamiento, probablemente porque la temperatura del núcleo de Júpiter todavía es demasiado alta;
  • la abundancia de gases nobles , en particular argón , criptón y xenón , es mucho mayor de lo esperado por los modelos. Varias teorías intentan explicar esta anomalía: proceso que involucra temperaturas de -240  ° C (más fría que la superficie de Plutón , lo que implica que Júpiter se formó en el cinturón de Kuiper ); nebulosa original mucho más fría de lo que predice la teoría; transporte de estos gases nobles por sólidos que se formarían antes de que la nebulosa colapsara sobre sí misma para crear el sistema solar, es decir, en una época en la que hacía mucho más frío;
  • el espectrómetro de masas midió una relación carbono / hidrógeno tres veces mayor que la del Sol. Por tanto, se añadió carbono después de la creación de Júpiter. Dos teorías intentan explicar este fenómeno: el carbono fue expulsado del núcleo en el momento de la formación del planeta cuando la presión en el corazón de Júpiter comenzó a aumentar. La segunda teoría atribuye la entrada de carbono a los planetesimales de formación tardía que impactaron el planeta;
  • la velocidad del viento medida por la sonda alcanza 720  km / h en lugar de los 360 - 540  km / h lo esperado según los modelos y al contrario de lo que se espera que esta velocidad no disminuye cuando los sumideros de la sonda en la atmósfera. Diferentes procesos podrían estar en el origen de esta diferencia: calentamiento por el sol o por una fuente interna, condensación de vapor de agua.
  • el instrumento LRD detectó cerca de 100.000 relámpagos. Estos son mucho más poderosos en promedio cien veces, pero también cien veces más raros;
  • el instrumento ASI permitió establecer el perfil (presión, temperatura) de la atmósfera de Júpiter desde una altitud de 1.029 kilómetros por encima del límite de 1  bar hasta 133 kilómetros por debajo de este límite. La temperatura de las capas superiores resultó ser más alta de lo esperado. Se han identificado dos regiones con temperatura constante: entre 290 y 90  kilómetros ( −113  ° C ) y entre más bajas en el límite de la tropopausa a más de 25 kilómetros de espesor ( −161  ° C ).

Lunas galileas

Europa

Galileo realizó nueve sobrevuelos de corto alcance del satélite Júpiter Europa . Dos de estos sobrevuelos arrojaron pocos datos después de que la nave espacial cayera en "modo de supervivencia" en el momento crítico. La última encuesta se llevó a cabo en un contexto de presupuesto reducido que solo permitió observaciones limitadas. Los principales descubrimientos realizados son los siguientes:

  • a diferencia de Ganimedes y Calisto, Europa tiene pocos cráteres en su superficie, lo que indica que un proceso geológico los ha hecho desaparecer. Según estimaciones hechas a partir de observaciones de otras lunas de Júpiter, en promedio hay un impacto que crea un cráter de veinte kilómetros de diámetro cada millón de años. Sin embargo, las observaciones realizadas por la sonda espacial solo permitieron el descubrimiento de una decena de cráteres de esta dimensión. Por lo tanto, la superficie de Europa tendría, según la mayoría de los científicos, menos de diez millones de años de existencia, lo que es más joven que todo lo que se puede observar en cualquier otro planeta excepto la Tierra. Las imágenes tomadas por Galileo confirman esta teoría: muestran bloques de corteza que se asemejan a icebergs flotando en un océano invisible. Estos bloques están inclinados o parecen haber girado en su lugar como si la presión los hubiera liberado y luego hubiera girado. La superficie también está marcada por largas crestas y fracturas ( linae ) rodeadas por bandas de hielo y rocas de color oscuro. El proceso en funcionamiento es sin duda el resultado de las fuerzas de marea generadas por Júpiter y las otras lunas que suben la superficie varias decenas de metros cada día, rompiendo la corteza de hielo y provocando erupciones volcánicas de hielo y géiseres que se dispersan a la superficie de materiales desde las profundidades. capas;
  • muchos datos convergen para indicar la presencia de un océano bajo la capa de hielo que cubre Europa. La juventud de la superficie, la presencia en determinadas regiones de bloques de hielo con apariencia de icebergs que obviamente resultan del desmantelamiento de una superficie anteriormente continua cuyos diferentes bloques se habrían separado unos de otros. Todo esto solo puede explicarse si la capa de hielo superficial se lubrica desde abajo, ya sea con hielo caliente o con agua en estado líquido. El instrumento infrarrojo NIMS encontró concentraciones de sales ( sulfatos y carbonatos ) en las regiones más jóvenes. Tales depósitos podrían explicarse por la presencia de un océano salado ubicado debajo de la corteza de hielo. Si las aguas de este océano son carbonosas, se puede generar suficiente presión para expulsar los escombros que se ven en la superficie de Europa. Además, un experimento de laboratorio que reconstituyó las condiciones imperantes en Europa permitió comprobar que el espectro electromagnético de las sales se ajusta a esta teoría. El argumento más fuerte a favor de la presencia de un océano subterráneo se refiere a las características del campo magnético del planeta. El magnetómetro de la sonda espacial detectó un campo magnético local que parece ser inducido por Júpiter y no creado por la luna. Este campo sería creado por corrientes eléctricas que fluyen en el océano subterráneo salado y, por lo tanto, conductivo. La medición del campo de gravedad indica la presencia de capas superficiales de baja densidad constituidas por agua en estado líquido o en forma de hielo. La presencia de agua líquida en una región tan fría resultaría de la energía térmica generada por las fuerzas de las mareas ejercidas sobre la Luna. La teoría de un océano subterráneo ha dado lugar a muchas especulaciones sobre la presencia de organismos vivos en Europa. Las observaciones de Galileo del campo magnético de Júpiter han demostrado que ejerce una influencia sobre los iones en el océano europeo que es lo suficientemente grande como para causar una corriente oceánica. Este tendría una velocidad de unos pocos centímetros por segundo y una dirección opuesta a la de la rotación de Europa. Este fenómeno podría ser responsable de las fallas observadas en la superficie del satélite.
Ganimedes

Galileo sobrevoló el satélite de Júpiter Ganímedes seis veces a baja altitud (entre 260 y 3100 kilómetros), y cada vez recopiló una gran cantidad de datos. Los principales resultados obtenidos son:

  • Los datos sobre el campo magnético que rodea a Júpiter sugieren que Ganimedes , el satélite más grande de Júpiter, tiene un campo magnético creado por una dínamo interna similar a la de la Tierra, es decir, un núcleo metálico. Dependiendo de su naturaleza (hierro puro o sulfuro de hierro), podría ubicarse a 400 o 1.300 kilómetros de la superficie y representar entre el 1,4% y un tercio de la masa de la Luna. Esta es la primera vez que se descubre un campo magnético en un satélite natural;
  • La superficie de Ganímedes está formada por dos tipos de terreno. El suelo tiene un cuarenta por ciento de color oscuro y está cubierto de cráteres; estas tierras se remontan a la formación de la luna. El resto de la superficie está formada por suelos de colores claros y formas más suaves llamados surcos que se habrían formado más recientemente como resultado de la aparición de aguas subterráneas. A veces, crestas que alcanzan los 700 metros y varios miles de kilómetros de longitud atraviesan este tipo de terreno. Estos terrenos más jóvenes pueden haberse formado en un momento en que la órbita de la luna era más elíptica, lo que provocó variaciones en las fuerzas de las mareas que podrían fracturar la capa de hielo y generar erupciones de agua subterránea. Los cráteres de Ganímedes con un diámetro de entre 50 y 400 kilómetros son casi planos, lo que podría explicarse por el hecho de que el hielo en el que se excavan constituye un material más blando que la roca en la que, por ejemplo, los cráteres lunares;
  • Además de su propio campo magnético, Ganimedes tiene un campo magnético inducido por el de Júpiter. Este sería, según uno de los responsables científicos de la misión, generado por materiales más conductores que el hielo. La presencia de un océano salado con la profundidad de los océanos terrestres y ubicado a 200 kilómetros bajo la capa de hielo de la superficie podría estar en el origen de este campo magnético.
Calisto

Galileo sobrevoló el satélite de Júpiter Callisto nueve veces . Los principales datos recopilados son los siguientes:

  • los datos recogidos indican que la luna está formada por una mezcla de rocas ricas en hierro y sulfato de hierro (60%) y hielo (40%) y que a diferencia de Ganimedes no tiene un núcleo central identificable como tal. De hecho, ubicada a una distancia mayor de Júpiter que las otras lunas galileanas, Calisto no sufrió con tanta intensidad el calentamiento resultante de las fuerzas de marea del planeta gigante. El proceso de diferenciación , que debería resultar en una estructura en capas de densidad creciente con la profundidad y un núcleo metálico, es incompleto;
  • También se han detectado signos de un campo magnético posiblemente inducido por un océano salado subterráneo.
Io

Galileo sobrevoló el satélite de Júpiter Io siete veces, pero el primer y último vuelo arrojaron pocos datos científicos. Las observaciones realizadas han permitido identificar más de un centenar de volcanes activos en la superficie de esta luna, incluido Loki, el más poderoso del sistema solar . Estos producen lava con un caudal enorme, haciendo de esta luna, según los especialistas, una perfecta representación del infierno. Hay que retroceder dos mil millones de años en la historia de la Tierra para encontrar fenómenos de tal violencia. La cámara de la sonda espacial pudo tomar primeros planos de una erupción de lava que se eleva a más de 1,5 kilómetros sobre la superficie de la luna. Estos fenómenos tan violentos hacen que la superficie de Io evolucione mucho más rápido que en la Tierra: entre dos sobrevuelos espaciados con cinco meses de diferencia (G7 y C10), la sonda espacial observó así que una región con un diámetro de 400 kilómetros alrededor del volcán Pillan había sido completamente cubierto por una capa de lava durante este intervalo de tiempo. Los fenómenos geológicos son causados ​​principalmente por las fuerzas de marea generadas por Júpiter que fluctúan según la posición de Io en su órbita (esta última no es circular). Estas fuerzas deforman el planeta como una pelota de goma. La fricción interna resultante de las rocas crea enormes cantidades de calor interno que representa un flujo de calor dos veces mayor que el del origen del vulcanismo de la Tierra. La sonda espacial descubrió montañas que alcanzaban su punto máximo a una altitud de 16 kilómetros. No parecen ser de origen volcánico. Otras fotografías indican que estos picos están desapareciendo paulatinamente como consecuencia de los enormes deslizamientos de tierra provocados por su masa.

El descubrimiento por Galileo de un "agujero" a nivel de Io en el campo magnético creado por Júpiter, complementado con mediciones del campo gravitacional de la luna, permite deducir que tiene un núcleo metálico compuesto por hierro y sulfuro de hierro. con un diámetro de 900 kilómetros o 52% de su diámetro total. Al realizar su primer vuelo sobre Io al llegar al sistema joviano, los instrumentos de la sonda espacial notaron la presencia de la ionosfera a una altitud de 900 kilómetros mientras que, según los datos recopilados por sondas espaciales anteriores, esto debería haber alcanzado un máximo de 50-100. kilómetros. Estas diferencias reflejan la gran variabilidad de esta región del espacio alrededor de Io.

Lunas internas de Júpiter

Las cuatro lunas internas de Júpiter Métis , Amalthée , Theébé y Adrastée circulan entre las cuatro lunas galileanas y Júpiter. Estos pequeños satélites (el más grande tiene 270 kilómetros de largo mientras que el satélite galileano más pequeño tiene 3.121 kilómetros de diámetro) se pudieron observar desde relativamente cerca cuando se extendió la misión Galileo y los líderes de la misión decidieron bajar el perigeo de la órbita de la sonda espacial. La sonda espacial tomó fotos relativamente detalladas.

Otro

Galileo fotografía la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con el planeta Júpiter. La investigación tiene varias primicias en su haber. Es la primera sonda que vuela con éxito una corta distancia sobre un asteroide ( Gaspra ) y la primera sonda en orbitar un planeta exterior y alrededor de Júpiter. También es la primera sonda espacial lanzada desde el transbordador espacial estadounidense Atlantis . Durante su tránsito a Júpiter, la sonda atraviesa la tormenta de polvo interplanetaria más intensa jamás observada. Durante su vuelo sobre la Tierra, los instrumentos de Galileo detectan un enorme charco en el lado lejano de la Luna que no se había observado previamente.

  • Imágenes tomadas por Galileo

  • El cráter Pwyll en Europa.

  • Detalle de la superficie de Ganimedes.

Posteridad

Fin de las misiones insignia

Los contratiempos encontrados por el proyecto Galileo - la duración de la fase de diseño, la anomalía de la antena de gran ganancia y su impacto en el volumen de datos científicos recopilados, así como los excesos presupuestarios - tienen una influencia decisiva en la estrategia posterior de exploración del Sistema solar de la NASA. Sus líderes, también escaldados por el progreso de los otros dos flagship- proyectos de tipo -  Cassini-Huygens en fase de desarrollo en la década de 1990 y cuyo presupuesto explotaron, y Observador de Marte (1992), que terminó en un fracaso -, deciden poco después de poner acabar con las costosas misiones para avanzar hacia proyectos menos ambiciosos pero menos arriesgados y que permitan obtener resultados rápidamente. Esta nueva estrategia resumida en el lema "  más rápido, mejor, más barato  " ( "más rápido, mejor, más barato" ) de Daniel Goldin será desafiada a partir de entonces. El Laboratorio Científico de Marte , desarrollado a mediados de la década de 2000 en un contexto muy favorable (éxito de los rovers y orbitadores de Marte), marcará el regreso del buque insignia .

Misiones posteriores y programadas

El estudio de Júpiter y sus lunas sigue siendo un objetivo prioritario. En febrero de 2007, la sonda New Horizons en su camino a Plutón llevó a cabo un sobrevuelo de Júpiter y sus lunas. Sus cámaras, más eficientes que las de Galileo, permiten tomar mejores imágenes del planeta y sus lunas. La sonda espacial Juno , lanzada en 2011, se coloca en una órbita polar alrededor de Júpiter en 2016 para estudiar la composición de la atmósfera y las características de la magnetosfera de Júpiter. JUICE , la sonda espacial de la Agencia Espacial Europea , se lanzará en 2022 y estudiará Ganímedes después de orbitar esta luna en 2030. Se espera que sobrevuele Europa dos veces antes . En 2014, la NASA intentó montar una misión para estudiar la luna en Europa , pero se encontró con limitaciones presupuestarias.

Notas y referencias

Notas

  1. Estos cálculos se basaron en una tasa de lanzamiento de unas pocas docenas de vuelos por año con un mantenimiento mínimo en tierra entre dos vuelos; estas dos condiciones nunca se cumplirán.
  2. El transbordador espacial solo puede colocar un objeto en una órbita a unos cientos de kilómetros sobre el nivel del mar.
  3. Las correcciones orbitales solo se proporcionan de forma exhaustiva hasta 1995.
  4. Con un ángulo de ataque más vertical, el calentamiento resultante habría destruido la sonda; con un ángulo menos importante, la sonda corría el riesgo de volver al espacio.
  5. De hecho, la sonda, acelerada por la enorme masa de Júpiter, llega a 60  km / s . Sin embargo, lo que importa es la velocidad relativa a la atmósfera. Esto es impulsado por la rotación del planeta a una velocidad que alcanza los 13  km / s al nivel del ecuador. Por tanto, el punto de entrada de la sonda atmosférica se encuentra en latitudes bajas.
  6. El proyecto Galileo estará tan retrasado que varias naves espaciales, en particular la sonda europea Giotto y las sondas soviéticas Vega , ya habrán implementado CCD cuando se lance Galileo .

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Bibliografía

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    • (en) A. Seiff et al. , “  Instrumento de estructura atmosférica de la sonda Galileo (ASI)  ” , Space Science Reviews , vol.  60,1992, p.  203-232
    • (en) U. von Zahn et al. , “  El experimento del interferómetro de helio de Júpiter en la sonda de entrada Galileo (HAD)  ” , Space Science Reviews , vol.  60,1992, p.  263-281
    • (en) HM Fischer et al. , “  Investigación de partículas energéticas (EPI)  ” , Space Science Reviews , vol.  60,1992, p.  79-90
    • (en) LJ Lanzerotti et al. , "  El instrumento detector de rayos y emisiones de radio (LRD)  " , Space Science Reviews , vol.  60,1992, p.  91-109
    • (en) LA Stromovsky et al. , “  Experimento del radiómetro de flujo neto de Galileo (NFR)  ” , Space Science Reviews , vol.  60,1992, p.  233-262
Progreso del proyecto luego de la misión
  • Los boletines de Galileo Messenger luego se envían en el sitio de JPL
  • Artículos
    • (en) JK O'Neil et al. , “  Realización de la misión galileo júpiter con la antena de baja ganancia e informe de progreso en ruta  ” , Federación Astronáutica Internacional , vol.  IAF-93, n o  Q.5.411,Octubre de 1993, p.  1-29 ( leer en línea )
    • (en) JK O'Neil et al. , “  Proyecto Galileo: completando su misión principal  ” , Federación Astronáutica Internacional , vol.  IAF-97, n o  Q.2.021,Octubre de 1997, p.  1-33 ( leer en línea )
    • ( fr ) RT Mitchell y col. , “  Proyecto Galileo: la misión Europa  ” , Federación Astronáutica Internacional , vol.  IAF-98, n o  Q.2.01,Octubre de 1998, p.  1-24 ( leer en línea )
    • (en) JK Erikson et al. , “  Proyecto Galileo: completando Europa, preparándose para Io  ” , Federación Astronáutica Internacional , vol.  IAF-99, n o  Q.2.02,Octubre de 1999, p.  1-28 ( leer en línea )
    • (en) JK Erikson et al. , “  Proyecto Galileo: Sobreviviendo a IO encontrándose con Cassini  ” , Federación Astronáutica Internacional , vol.  IAF-00, n o  Q.2.01,enero 2000, p.  1-20 ( leer en línea )
    • (en) EE Theilig et al. , “  Proyecto Galileo: de Ganímedes a IO  ” , Federación Astronáutica Internacional , vol.  IAF-01, n o  Q.2.08,Octubre de 2001, p.  1-16 ( leer en línea )
    • (en) EE Theilig et al. , “  Proyecto Galileo: despedida de la luna mayor de Júpiter  ” , Federación Astronáutica Internacional , vol.  IAC-02, n o  Q.2.01,Octubre de 2002, p.  1-24 ( leer en línea )
    • (en) DL Bindschadler et al. , "  Estado de la misión final del Proyecto Galileo  " , JPL de la NASA ,2003, p.  1-13 ( leer en línea )
Otros trabajos
  • (en) Paolo Ulivi y David M Harland, Exploración robótica del sistema solar Parte 1 La edad de oro 1957-1982 , Chichester, Springer Praxis,2007, 534  p. ( ISBN  978-0-387-49326-8 )Descripción de las misiones interplanetarias lanzadas entre 1957 y 1982 (inicios del proyecto Galileo).
  • (en) Daniel Fischer, Misión Júpiter: El espectacular viaje de la nave espacial Galileo , Springer,2001, 317  p. ( ISBN  978-0-387-98764-4 , leer en línea )Libro alemán sobre la historia del programa Galileo publicado antes del final de la misión

Ver también

Artículos relacionados

enlaces externos