Marinar 2
Sonda espacial Mariner 2(Venus)
Impresión artística de la sonda Mariner 2 en el espacio.
| Organización | NASA |
|---|---|
| Constructor | Laboratorio de propulsión a chorro |
| Programa | Marinar |
| Campo | Observación del planeta Venus |
| Tipo de misión | Sonda planetaria |
| Número de ejemplares | 2 |
| Estado | Misión completada |
| Otros nombres | P-38, Mariner-R2 |
| Lanzamiento |
27 de agosto de 1962 a las 06:53:14 UT |
| Lanzacohetes |
Atlas - Agena B # 6 (Atlas-D # 179 - Agena B # 6902) |
| Resumen de |
Venus, 14 de diciembre de 1962 a las 7:59:28 p.m. UT |
| Fin de la misión | 3 de enero de 1963 |
| Duración | 140 días |
| Identificador de COSPAR | 1962-041A |
| Misa en el lanzamiento | 203,6 kg |
|---|---|
| Instrumentos de masa | 22,4 kilogramos |
| Ergols | Hidracina |
| Control de actitud | Estabilizado en 3 ejes |
| Fuente de energía | Paneles solares |
| Energia electrica | 220 vatios |
| Orbita | Heliocéntrico |
|---|---|
| Periapsis | 0,72 AU |
| Apoapsis | 1,00 AU |
| Período | 292 días |
| Inclinación | 0,00 ° |
| Radiómetro de microondas | Radiómetro de microondas |
|---|---|
| Radiómetro infrarrojo | Radiómetro infrarrojo |
| Magnetómetro Fluxgate de tres ejes | Magnetómetro Fluxgate de tres ejes |
| Detector de polvo cósmico | Detector de polvo cósmico |
| Espectrómetro de plasma solar | Espectrómetro de plasma solar |
| Detector de partículas | Detectores de partículas |
| Cámara de ionización | Cámara de ionización |
| Experimento de mecánica celeste | Experimento de mecánica celeste |
Mariner 2 , o Mariner-Venus 1962 , o algunas veces Mariner R-2 , es una nave espacial que la NASA ha sobrevolado el planeta Venus . Es el primero en tener éxito en su misión en el programa Mariner , del cual Mariner 1 es la copia, y destruido en el lanzamiento un mes antes. También es la primera sonda que sobrevuela con éxito otro planeta , la sonda soviética Venera 1 lanzada en 1961 se quedó en silencio poco después de su lanzamiento. La NASA opta por dejar de lado la tercera sonda espacial de la serie (Mariner R-3) programada para el período de lanzamiento de 1964.
Contexto: el programa Mariner
Poco después del establecimiento de la agencia espacial estadounidense, NASA , la29 de julio de 1958, el laboratorio de investigación californiano del Jet Propulsion Laboratory (JPL) que hasta entonces desarrolla misiles balísticos se une a la NASA enOctubre de 1958. JPL se especializa en llevar a cabo misiones robóticas para explorar el Sistema Solar . Desde el principio, los líderes del JPL querían lanzar misiones a los planetas inferiores (Marte, Venus) pero para cumplir con las expectativas de la NASA, apoyó dos programas de exploración lunar : el programa Ranger y el programa Surveyor . A principios de 1961, la NASA lanzó el programa Mariner , cuyo objetivo era explorar los planetas inferiores. Se trata de desarrollar vehículos espaciales mucho más complejos que los anteriores con una masa que alcanza los 500 kilogramos. Para ponerlos en órbita, el JPL comienza a desarrollar una etapa superior para un lanzador , llamado Vega. Pero la NASA, unos meses después de dar luz verde a este trabajo, decide en 1959 para revertir su decisión, porque decide utilizar los dos pisos superiores que la USAF está desarrollando en su lado: el primero es el Agena . Piso , que tiene acaba de completar su primer vuelo, el segundo es la etapa Centaur , cuyo primer vuelo está programado para 1962. Los ingenieros del JPL deciden desarrollar una primera sonda espacial Mariner A que sobrevolará el planeta Venus en 1962 y una sonda espacial más compleja, Mariner B, que realizará el primer sobrevuelo de Marte en 1964. Estas sondas utilizan por primera vez desde el comienzo de la era espacial una combinación de propulsores de hidrógeno líquido / oxígeno líquido de alto rendimiento que deben permitir el lanzamiento de las sondas espaciales Mariner. Pero el desarrollo de la etapa Centaur resulta difícil y durante el verano de 1961, la USAF anuncia que la fecha de su primer vuelo se ha retrasado y que la etapa no estará lista para la ventana de todos modos. De 1962. Para el primer Mariner misión, el JPL se vio obligado a utilizar el escenario Agena, mucho menos potente. El proyecto de la sonda Mariner A se cancela y se reemplaza por una versión híbrida de la sonda Mariner original y las sondas Ranger lunar Block I (de ahí el nombre Mariner R) que será lanzado por un lanzador Atlas-D con un segundo piso Agena iluminado. Por tanto, los objetivos de la misión se reducen.
Desarrollo de la sonda Mariner 2
En una semana, se revisó por completo el diseño de la sonda espacial para poder reducir su masa en dos tercios. El equipo del proyecto tiene menos de un año para desarrollar la sonda espacial. Esto debe estabilizarse en 3 ejes , el primero para una sonda espacial, para que se pueda hacer una corrección de la trayectoria durante su tránsito a Venus y que pueda sobrevolar el planeta lo suficientemente cerca como para recolectar datos científicos significativos. Los encargados del proyecto decidieron construir dos sondas espaciales gemelas (Mariner 1 y Mariner 2) así como una copia para repuestos y después del lanzamiento para poder reconstruir los comportamientos anormales observados durante la misión.
En ese momento, JPL empleaba a unas 2.200 personas. Estas personas suelen trabajar en paralelo en varios proyectos. Aproximadamente 250 empleados de JPL trabajan en el proyecto, así como 34 subcontratistas y casi 1000 proveedores de repuestos. El costo de desarrollo de Mariner 1 y Mariner 2 asciende a US $ 47 millones , una suma significativa para el momento, pero que será superada en gran medida por proyectos posteriores.
La misión debe cumplir importantes expectativas científicas. El primero se refiere al planeta Venus . En la década de 1950, la hipótesis de un planeta Venus más caliente que la Tierra pero habitable se considera la más probable. Pero las mediciones realizadas con instrumentos terrestres a finales de la década de 1950 parecen indicar que la atmósfera carece de oxígeno y vapor de agua y que la temperatura es de varios cientos de grados Celsius. La segunda pregunta se refiere a la existencia del viento solar (un flujo de partículas ( protones , etc.) emitido por el Sol ) imaginado por Eugene Parker, astrofísico de Caltech. Inicialmente, la sonda espacial de 202 kg solo puede transportar 11 kg de instrumentación, pero este peso finalmente se aumenta a 21 kg. La sonda espacial lleva un instrumento para confirmar la presencia del viento solar , un radiómetro infrarrojo , un instrumento de medición de partículas de alta energía, un detector de polvo cósmico , un instrumento para medir cinturones de radiación , un magnetómetro y un radiómetro de microondas destinado a confirmar la temperatura. leer de la Tierra. Tras las discusiones, se decidió no llevar ninguna cámara porque no se le podía asociar ningún objetivo científico. Varios de estos instrumentos son desarrollados directamente por miembros del JPL y la NASA no puede oponerse a ellos dado el poco tiempo disponible para su desarrollo.
Características técnicas
La sonda consta de una plataforma hexagonal de aluminio y magnesio de 104 cm de diámetro por 36 cm de altura, sobre la que se fijan los paneles solares , la antena y un mástil de instrumentos. Las caras del marco hexagonal son compartimentos que albergan los equipos electrónicos.
El sistema de energía del Mariner 1 consta de dos alas de más de 10.000 células fotovoltaicas , una de 183 cm por 76 cm y la otra de 152 cm por 76 cm (con una extensión de dacrón de 31 cm (una vela solar ) que se utiliza para equilibrar la presión de radiación en el paneles solares), que alimentan la sonda espacial directamente o se recargan con una batería de plata - zinc con celdas de plata de 1000 vatios-hora, que deben utilizarse antes del despliegue de los paneles solares, cuando los paneles no estén iluminados por el sol y la carga solicitada pesado (controles pirotécnicos)). Un interruptor de encendido y un dispositivo regulador de presión controlan el flujo de energía. Los paneles solares le dan una envergadura total de 5,05 metros .
Las anteriores sondas espaciales estadounidenses navegaban en actitud libre (como las del programa Vanguard para misiones de corto alcance) o estabilizadas por rotación ( Pioneer 4 ). Ciertos requisitos esenciales de la misión, como la comunicación direccional (ahorro de energía y, por lo tanto, paneles solares), la corrección de la trayectoria y la naturaleza de las observaciones científicas, requieren que la sonda esté equipada con un control de actitud estable.
Este control de actitud se realiza mediante diez chorros de nitrógeno frío. Está controlado en cabeceo y guiñada por un puntero solar que mantiene la sonda orientada hacia el sol. Un puntero a la Tierra montado en la antena parabólica ajusta el balanceo .
La otra gran innovación astronáutica es la capacidad de corregir las maniobras de rumbo. Para ajustar la distancia y la fecha del sobrevuelo del planeta Venus (la sonda debe ser entonces visible desde la estación de comunicaciones en Goldstone , California ), un motor permite corregir a mitad de camino la inexactitud de la inyección. Montado en el eje de alabeo en el lado opuesto al mástil, este propulsor monopropulsor de hidracina anhidra de 225 N de empuje y 232 segundos de impulso específico tiene una capacidad de corrección de 61 m / s . Como la operación está controlada por válvulas pirotécnicas, la sonda solo puede realizar una maniobra durante la misión.
Los sistemas de comunicación se componen de tres tipos de antenas. Una antena omnidireccional montada en la parte superior del mástil se utiliza en las fases en las que la sonda no está correctamente orientada (lanzamiento y maniobras). Un plato de 1,20 m montado sobre un brazo articulado en la base del hexágono asegura una mejor calidad de comunicación a larga distancia cuando la Tierra está correctamente alineada. La articulación se incrementa periódicamente o por control remoto. Las comunicaciones se transmiten a 33 1 ⁄ 3 bit / s (después del lanzamiento) u 8 1 ⁄ 3 bit / s (desde el segundo día de misión). Se utiliza una pequeña antena a cada lado de uno de los paneles solares para recibir controles remotos de 1 bit / s . Como la sonda no tiene grabadora, debe alternar continuamente entre la telemetría y los datos científicos, excepto durante el vuelo sobre Venus, donde las comunicaciones están totalmente dedicadas a las observaciones científicas.
La temperatura está controlada por aislamiento térmico, por la emisividad de las distintas superficies y, en un lado del marco, regulada por una lama móvil controlada por una tira bimetálica .
La sonda está esterilizada para limitar el riesgo de contaminación en caso de colisión con el objetivo. Esta precaución no se considera importante para una misión al planeta Venus, pero debe volverse esencial para misiones posteriores al planeta Marte. La esterilización se lleva a cabo con el único objetivo de desarrollar esta técnica aún nueva.
Instrumentos cientificos
La sonda espacial Mariner 2 está equipada con instrumentación idéntica a la de su predecesora, la sonda espacial Mariner 1. La masa inicialmente asignada a los instrumentos es de 18 kg . Finalmente son 22,4 kg de un total de 203,6 kg . La sonda debe operar a una temperatura creciente y de magnitud entonces poco conocida. Por lo tanto, los instrumentos deben ser robustos, pero también deben poder "recalibrarse" periódicamente de acuerdo con su sensibilidad a la temperatura. Los dos radiómetros solo se utilizan en las proximidades del planeta Venus, los demás se utilizan durante toda la misión.
La siguiente lista de instrumentos se da por orden de prioridad de objetivos científicos. La sonda espacial tiene ocho instrumentos:
Radiómetro de microondasEl radiómetro de microondas ( Radiómetro de Microondas ) es un instrumento montado en la base hexagonal de la sonda, y proporciona datos sobre la influencia del planeta Venus. La calibración del instrumento se realiza automáticamente durante el vuelo. La diferencia en la intensidad de la señal entre el espacio y Venus da la verdadera amplitud de la radiación del planeta. Este detector consta de una antena parabólica acanalada con un diámetro de 50,8 cm . Las rayas le impiden enfocar accidentalmente la radiación visible o infrarroja del Sol en su foco , sin embargo su tamaño permite enfocar las microondas . En el foco, un diplexor envía la señal a través de dos guías de ondas que conducen a dos cadenas de medición en las bandas de 19 y 13,5 mm . La cinta de 19 mm es capaz de penetrar profundamente en la atmósfera y casi llegar a la superficie de Venus. La banda de 13,5 mm es una de las líneas de absorción de vapor de agua , cuya presencia puede así detectarse. En la versión Mariner A, este instrumento debe operar en 4 canales y observar radiación a 8 y 4 mm para discriminar la influencia del vapor de agua en el espectro observado.
Los dos cuernos están fijados al borde de la antena y apuntando a 60 ° de su eje más sensible, los dos cuernos recogen la radiación del espacio, proporcionando así una referencia para cada banda observada. Al integrar alternativamente la observación y la referencia, los detectores pueden medir la temperatura del punto al que apunta la antena sin afectar la temperatura de las partes del instrumento (radiómetro de Dicke ). Cada 4 días, un tubo de descarga inyecta en los detectores un ruido calibrado que permite calibrar el radiómetro. El instrumento está montado sobre un pivote motorizado que le permite oscilar ± 60 ° a dos velocidades. La rotación y su velocidad están controladas directamente por la señal recibida, el instrumento debe ser capaz de encontrar rápidamente la posición del planeta Venus y no barrer el espacio alrededor. Las mediciones se realizan durante el período de 30 minutos alrededor del punto más cercano a Venus.
Durante el encuentro con Venus, la antena motorizada realiza barridos verticales de un arco de 120 ° a 0,1 ° / s. El barrido lateral se debe a la trayectoria de la sonda. Debido a la vibración excesiva en el lanzamiento que deteriora la protección térmica del instrumento, este dispositivo de escaneo no funciona correctamente y el sobrevuelo solo proporciona el 20% de las lecturas esperadas.
Radiómetro infrarrojoEl radiómetro infrarrojo ( Radiómetro Infrarrojo ) es un instrumento diseñado con la colaboración de Carl Sagan , se monta en la platina oscilante del radiómetro de microondas y observa en la misma dirección que el eje de la parábola. Tiene dos lentes: una apuntando en la dirección de observación y otra apuntando al vacío del espacio, sirviendo como referencia. La alternancia medida / referencia se realiza mediante un disco conmutador giratorio.
La señal pasa a través de un divisor de haz dicroico , cada haz pasa a través de un filtro dicroico antes de ser captado por un bolómetro . Estos dos sensores permiten medir la señal en las bandas de 8-9 µm y 10-10,8 µm. El primero es insensible a la absorción por el dióxido de carbono, mientras que el otro sufre una absorción máxima. Esta doble medición permite detectar cualquier espacio en la capa de nubes de Venus.
La calibración se realiza cuando la placa oscilante se encuentra en una de las posiciones extremas: la lente de observación apunta al vacío espacial mientras que la lente de referencia apunta a una placa fijada a las estructuras de la sonda espacial y cuya temperatura se conoce.
Magnetómetro Fluxgate de tres ejesEl magnetómetro Fluxgate de tres ejes es un instrumento compuesto por tres magnetómetros de espacio de aire orientados a lo largo de tres ejes ortogonales. Además del campo magnético ambiental, también mide el de la sonda. Por esta razón, está ubicado en la parte superior del mástil para que no sea molestado por el funcionamiento del vehículo. La rotación de la sonda al inicio de la misión permite calibrar eficientemente 2 de los 3 ejes. El instrumento cambia automáticamente a dos escalas de sensibilidad ( 0,7 y 4 γ ).
Varios problemas de sensibilidad y perturbación, particularmente debido a la falla del panel solar, afectan la precisión de las mediciones durante el sobrevuelo, pero se comprenden y se compensan durante el sobrevuelo de Venus.
Detectores de partículas cósmicasEste conjunto de instrumentos complementarios permite observar la radiación cósmica , las llamaradas solares y el posible cinturón de radiación del planeta Venus durante su vuelo.
El primer detector es una cámara de ionización tipo Neher, consta de una esfera metálica que contiene un gas y un electrodo colector. Las partículas lo suficientemente enérgicas para atravesar la pared metálica ionizan el gas interno, los iones son atraídos por el colector que cancela su carga. Después de una cierta cantidad de descarga, un pulso recarga el colector y se envía por telemetría.
Los otros detectores son tres contadores Geiger con diferentes blindajes: dos contadores estándar blindados en acero y berilio , un contador más sensible y unidireccional, el modelo Anton 213 suministrado por la Universidad de Iowa y que ya ha sido utilizado para el estudio del Van Allen. cinturón . Estos tres escudos filtran partículas ( protones y electrones ) de manera diferente y nos permiten estimar la distribución de sus energías.
Analizador de viento solarEste instrumento, que detecta los iones positivos transportados por el viento solar, permite medir su flujo y espectro entre 240 y 8.400 eV .
Las sondas Ranger 1 y 2 ya han llevado 6 de estos instrumentos cada una (para observar el viento solar en las 6 direcciones espaciales). La experiencia muestra que el plasma se propaga radialmente desde el Sol. Esta conclusión permite embarcar un solo instrumento a bordo de las sondas Mariner, cuya carga útil acaba de ser revisada a la baja.
El instrumento está ubicado en uno de los compartimentos del chasis y parte de él sobresale para apuntar al sol. Consiste esencialmente en dos placas de arco circular concéntricas de 120 ° que forman un canal que se abre en un lado hacia la dirección observada, es decir, el Sol, y que conduce a un colector de Faraday . Cuando se aplica un voltaje entre las placas, solo las partículas de un cierto rango de energía y un cierto ángulo de incidencia llegan al colector por deflexión electrostática .
Así, aplicando un voltaje variable entre las placas, se observa el espectro del flujo de partículas. Este espectro se divide en 10 canales cubiertos en 3,7 minutos.
Detector de polvo cósmicoEl instrumento consta de una placa de resonancia montada en la dirección de la trayectoria de la sonda, en la que un micrófono mide los pulsos acústicos causados por las colisiones de polvo.
Los plazos de diseño no permiten el desarrollo de uno nuevo, específico para esta misión interplanetaria. Por lo tanto, es en gran parte el diseño del detector de las sondas Ranger (misiones en el espacio cislunar ) que se utiliza. El rendimiento del detector se deteriora antes del paso elevado, posiblemente debido al sobrecalentamiento del instrumento.
Experimento de mecánica celesteExperiencia de Mecánica Celeste ( Experimento de Mecánica Celeste ), los datos de seguimiento de la sonda Mariner 2 de Deep Space Network (DSN) se utilizan para obtener mejores mediciones de las masas de Venus y la Luna , la unidad astronómica , así como efemérides mejoradas de la Tierra y Venus . El experimento utiliza equipo receptor y transmisor a bordo junto con equipo DSN para obtener mediciones Doppler. Los datos se obtienen a intervalos de 12 horas de5 de septiembre a 14 de diciembre de 1962, a intervalos de 1 hora hasta 16 de diciembre de 1962, luego de nuevo a intervalos de 12 horas hasta 4 de enero de 1963.
Realización de la misión
Las sondas Mariner 1 y Mariner 2 deben lanzarse con 24 días de diferencia en trayectorias tales que habrían volado sobre el planeta Venus con solo 3 a 14 días de diferencia.
La sonda NASA Mariner 2 se lanza solo 36 días después de la falla de la sonda Mariner 1. Después de varias interrupciones menores en la cuenta regresiva , Mariner 2 despegó en27 de agosto de 196206 h 53 TU desde el sitio de lanzamiento LC-12 de la base de lanzamiento Cap Canaveral . Después del lanzamiento y la finalización del primer encendido de la etapa Agena B, Agena B-Mariner 2 se encuentra en una órbita terrestre en espera a una altitud de 118 km. El segundo encendido de la etapa Agena B aproximadamente 980 segundos después, seguido de la separación Agena B-Mariner 2, que inyecta la sonda espacial Mariner 2 en una órbita de transferencia heliocéntrica , 26 minutos y 03 segundos después del despegue, a las 7 am h 19 UT. Mariner 2 se aleja gracias a sus reservas de propulsores para que su luminosidad de la etapa Agena B no engañe a los sensores ópticos de orientación de la sonda.
La ampliación de los paneles solares se completó aproximadamente 44 minutos después del lanzamiento. Una hora después del lanzamiento, la sonda se despliega y se orienta correctamente hacia el Sol y la Tierra . Diez horas después del lanzamiento, los primeros cálculos de telemetría indican que debe pasar aproximadamente 380.000 km desde el otro lado de Venus. La29 de agosto de 1962, se activan los experimentos científicos para la ruta de crucero.
El nivel de iluminación del puntero a la Tierra es demasiado bajo; se sospecha que apunta a la Luna , lo que significa que la maniobra de corrección de rumbo debe retrasarse un día. Por tanto, se lleva a cabo en la noche del 4 al5 de septiembre2,4 millones de kilómetros de la Tierra. La maniobra de corrección de rumbo a mitad de camino comienza en4 de septiembre a las 22:49 UT y finaliza a las 02:45:25 el 5 de septiembre. Esta operación tiene una duración de casi 4 horas por tan solo 28 segundos de encendido, ajusta la altitud del sobrevuelo previsto a 41.000 km del centro del planeta, en el lado iluminado. Este resultado es moderadamente satisfactorio porque es la distancia de 16.000 km que se apuntó, la causa es un exceso de 5 km / h en la velocidad final de la sonda.
La trayectoria de crucero de la sonda se sigue casi las 24 horas del día mediante el seguimiento de estaciones a 120 ° de longitud entre sí: la antena en Goldstone en California , Johannesburgo en Sudáfrica y Woomera en Australia . Solo se ve perturbado por incidentes que, en última instancia, no comprometen la misión.
La 8 de septiembrea las 17:50 UT, la sonda pierde repentinamente su control de actitud que es restablecido por los giroscopios 3 minutos después, es decir, una probable colisión con un pequeño micrometeorito desorienta la sonda. El puntero terrestre resulta estar demasiado débilmente iluminado y se espera que la cerradura se pierda entre las 10 y las 10.15 de octubre. Mientras se pone en marcha un plan de emergencia, vuelve a producirse el mismo fenómeno (impacto probable, pérdida y restauración de la orientación), tras lo cual el puntero vuelve a funcionar normalmente. Este mal funcionamiento temporal se atribuye a la obstrucción del sensor por polvo desde el primer impacto.
De 31 de octubre a 8 de noviembre de 1962, la producción de uno de los paneles solares se deteriora repentinamente y los instrumentos de trayectoria científica se apagan, para no sobrecargar el panel válido. Las pruebas de réplica en tierra atribuyen esta falla a un cortocircuito a través del aislamiento de mylar ( tereftalato de polietileno ) que separa las celdas de su soporte. Ocho días después, el panel reanudó sus funciones normales y los instrumentos se volvieron a encender. El panel falla permanentemente en15 de noviembre. La sonda Mariner 2 está lo suficientemente cerca del Sol como para que un solo panel pueda hacerse cargo del funcionamiento de los instrumentos hasta el final de la misión, proporcionando la energía adecuada.
La 26 de noviembre, A 36,2 millones de kilómetros de la Tierra, la sonda rompe el récord de distancia de comunicaciones. Dos días después del sobrevuelo, se descubrió que la computadora de a bordo que controla las operaciones no podría cambiar la operación al modo apropiado, posiblemente debido al sobrecalentamiento. Afortunadamente, está previsto complementar las funciones esenciales mediante control remoto, que se realiza desde la antena Goldstone, 6 horas antes del sobrevuelo.
La 14 de diciembre, los radiómetros están encendidos, pero la mayor parte del equipo de la sonda está 25 ° C por encima de las temperaturas previstas. La sonda Mariner 2 se acerca a Venus a 30 ° sobre el lado lejano del planeta y pasa por debajo del planeta a su distancia más cercana de 34,854 km desde la superficie de Venus a las 19:59:28 UT el14 de diciembre de 1962. Cuando está suspendido, un tercio de los colectores están saturados, el puntero solar y el acumulador están más allá de su límite de diseño, pero siguen funcionando. La fase de sobrevuelo dura 7 horas, a una velocidad de 6.743 km / s . Después del sobrevuelo, se reanuda el modo crucero. El pasaje cercano al planeta desvía la órbita heliocéntrica de la sonda en aproximadamente 40 °. El perihelio de la nave espacial tiene lugar en27 de diciembrea una distancia de 105,464,560 km del Sol. Después del sobrevuelo, la calidad de los mensajes de la sonda se deteriora gradualmente. La última transmisión del Mariner 2 se recibió el3 de enero de 1963a las 07:00 UT, cuando la sonda se encuentra a 86,68 millones de kilómetros de la Tierra, un nuevo récord de distancia para una sonda en el espacio. El Mariner 2 permanece en órbita heliocéntrica.
Cuando Rose Parade ( Rose Parade ), el1 st de enero de 1,963(año nuevo) en Pasadena (sede del JPL ), un tanque con la imagen de la sonda Mariner 2 conmemora este vuelo. Sobre la base de los últimos elementos orbitales conocidos, la estación Goldstone intenta dos reanudaciones del contacto:28 de mayo y 16 de agosto de 1963, sin éxito. La sonda Mariner 2 aún mantiene el honor de ser la primera misión planetaria en la ciencia planetaria.
Resultados
Además de la retroalimentación científica, la misión proporciona experiencia técnica en misiones interplanetarias que guía las opciones de diseño para otras sondas Mariner.
El suave prueba la eficacia de la red global de estaciones de seguimiento DSIF ( Deep Space Instrumentation Facility ) de la NASA . También demuestra que la calidad de las telecomunicaciones de larga distancia se puede asegurar con una emisión de solo 3 vatios de potencia.
A pesar de la escasa distancia de sobrevuelo, se refuerza la elección de realizar solo una maniobra correctiva en lugar de cargar con un dispositivo de autoguiado .
Serán necesarios varios años para la interpretación de los 11 millones de medidas sin procesar enviadas por la sonda Mariner 2. Las conclusiones permiten discriminar las numerosas teorías en curso sobre el medio interplanetario y el entorno del planeta Venus. Los descubrimientos científicos realizados por Mariner 2 incluyen una velocidad de rotación retrógrada lenta para Venus, temperaturas superficiales cálidas y presiones superficiales elevadas, una atmósfera compuesta principalmente de dióxido de carbono , una capa de nubes continua a una altitud de hasta 60 km.
Los radiómetros, en particular, pueden realizar cinco exploraciones en el lado nocturno del planeta, ocho a través del terminador y cinco en el lado iluminado por el sol. Los datos devueltos implican que no hay una diferencia de temperatura significativa en Venus: las lecturas del radiómetro de microondas Mariner 2 indican temperaturas de 216 ° C (lado oscuro) a 237 ° C (lado claro). Mariner 2 también descubre que hay una densa capa de nubes que se extiende de 56 a 80 kilómetros sobre la superficie. La nave espacial no detecta ningún campo magnético planetario perceptible, lo que se explica en parte por la gran distancia entre la sonda espacial y el planeta Venus.
Medio interplanetario
El magnetómetro muestra la presencia de un campo magnético solar e indica su intensidad y su estructura en espiral . Esta estructura fue predicha por Eugene Parker a partir de la interacción del campo magnético solar y el flujo radial de partículas cargadas.
El sensor de plasma ofrece 40.000 espectros con la que se puede calcular la velocidad del plasma, y su temperatura media 1,5 x 10 5 K . Las variaciones de temperatura no pueden correlacionarse con los fenómenos observables en la superficie del Sol.
También se mide la proporción de protones / partículas α contenidas en el viento solar , se observa que no varía con las fluctuaciones en su temperatura. Esta observación permite atribuir las variaciones de temperatura a la interacción del viento solar con el campo magnético fluctuante y no a un fenómeno de relajación de la temperatura por colisión entre las partículas. Esta conclusión apoya el modelo de Parker de convección supersónica con una temperatura coronal de 1 a 2 millones de ° C. También se muestra que en el medio interplanetario , el viento solar sopla continuamente.
La radiación cósmica ya se observa antes del Mariner 2 por sensores a bordo en la sonda de bola , o indirectamente por el detector de neutrones de Deep River . Las mediciones realizadas por Mariner 2, comparadas con las obtenidas en la Tierra, revelan la atenuación de la densidad de la radiación de origen galáctico hacia el corazón del Sistema Solar . También destacamos la existencia de partículas atrapadas en el campo magnético solar.
La sonda encuentra varias perturbaciones en la actividad solar, incluida una llamarada solar de clase B en23 de octubre de 1962. Estos fenómenos también se observan en la Tierra en forma de tormentas magnéticas con retraso debido a la diferencia de proximidad al Sol. La correlación entre las ondas de choque del viento solar y la actividad magnetosférica terrestre se convirtió entonces en una certeza (se sospechaba que ya había visto la periodicidad de 27 días de estas variaciones, correspondientes a una rotación solar).
Uno de los objetivos de estos experimentos es evaluar los efectos del entorno espacial en los astronautas. La sonda recibe durante su misión una irradiación de 3 röntgens , lo que habría sido soportable para una misión tripulada. Sin embargo, la misión se desarrolla durante un período de menor actividad solar.
El detector de polvo cósmico mide solo 2 impactos significativos durante el sobrevuelo, lo que indica una densidad 10,000 veces menor que la de la vecindad de la Tierra.
Venus y su vecindario
La temperatura de Venus era en ese momento controvertida ya que la falta de precisión de las observaciones terrestres en ondas de radio e infrarrojas permitía interpretaciones contradictorias. Los defensores de un planeta Venus frío invocan, entre otras cosas, la presencia de una ionosfera muy densa electrónicamente, cuya radiación da la ilusión de una temperatura planetaria elevada. Esta teoría debe estar respaldada por la observación de un aclarado del borde central .
La observación radiométrica de Venus es lógicamente el objetivo principal de la misión. A pesar del mal funcionamiento del sistema de escaneo, se obtienen tres pases y por suerte en el lado oscuro, el terminador y el lado iluminado. Ellos muestran un indiscutible oscurecimiento del limbo y poner fin a la especulación atribuyendo formalmente emisión centímetro intensa desde el planeta a 700 K que prevalece en su superficie, mientras que la parte superior de la capa de nubes gruesa es 250 K . También descubrimos que la atmósfera contiene sólo trazas muy pequeñas de agua (menos de 1/1000 º de la Tierra), hacer esto, probablemente, no hay agujeros y un punto frío se observa que corresponde probablemente a una montaña subyacente.
La sonda detecta en su trayectoria, ningún campo magnético medible, partículas atrapadas o desviación del plasma solar. Dada la distancia del paso elevado, se deduce que el momento magnético del planeta Venus es como máximo igual a 1/ 10 ª de la Tierra.
La falta de detección de polvo sugiere que su concentración es más de 5.000 veces menor que la cercana a la Tierra. Esta proporción apoya la teoría que atribuye el origen del polvo cercano principalmente al impacto de objetos hiperveloces en la Luna .
Mecánica celeste
Gracias a un reloj atómico instalado en Goldstone, la velocidad de la sonda puede ser seguida por el efecto Doppler de ida y vuelta con una precisión de 0,5 cm / s . La interpretación de las finas variaciones de esta velocidad permite mejorar la precisión con la que se conocían entonces determinadas características del sistema solar.
La masa de Venus se conoce al 0,5% más cercano a partir de décadas de observación de su influencia en otros cuerpos celestes. La desviación de la sonda permite reducir esta incertidumbre al 0,005%.
Midiendo la parte del efecto Doppler debido a la rotación de la Tierra, la posición de la estación Goldstone, entonces conocida dentro de los 90 metros, puede establecerse con una nueva precisión de 18 metros.
El mismo razonamiento aplicado a la rotación del centro de la Tierra alrededor del baricentro Tierra-Luna también permite mejorar el conocimiento de la masa de la Luna.
Asimismo, se mejora la unidad astronómica . La misión ayuda a explicar la diferencia de 80.000 km entre la unidad astronómica calculada por observación óptica y la observada por radar.
Notas y referencias
Notas
Referencias
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Ver también
enlaces externos
- Resumen de la misión Mariner 2 en el sitio de exploración del Sistema Solar de la NASA
- Video de despegue
- Réplica de la sonda en el Museo Nacional del Aire y el Espacio [1]
