Нептун - сердце морского гиганта
Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы!
Исследование Солнечной Системы - Нептун
 Исследователи
Космические исследователи
Страница: Результаты Вояджера 2, Восьмая планета в кадре (Part #1, Part #2), Встреча и отлет (Part #1, Part #2);
Нептун - сердце морского гиганта

Космический аппарат Вояджер 2

    Как мы уже знаем, 24 января 1986 г. Voyager 2 прошел по тщательно рассчитанной траектории мимо Урана, на расстоянии 107100 км от его центра, и повернул к Нептуну. Формальной границей этапа пролета и этапа перелета стало 25 февраля, когда в два дублированных компьютера подсистемы летных данных FDS была загружена полетная программа В801.

Далеко, близко и снова далеко

    Незадолго до этого, 14 февраля 1986 г. была проведена коррекция ТСМ-В15, задающая время и предварительные условия пролета Нептуна. В результате ее Voyager 2 должен был достичь восьмой планеты Солнечной системы 25 августа 1989 г. в 16:00 UTC и пройти на высоте всего 1300 км над облаками Нептуна. У этого решения была своя история и свое продолжение.
    Поскольку Нептун уже не должен был послужить «опорой» для гравитационного маневра к следующей цели, баллистические ограничения при выборе новой траектории были минимальными. В августе 1980 г., когда был в принципе решен вопрос о полете второго «Вояджера» к Урану и Нептуну, баллистики предложили траекторию, проходящую на удалении 1.3 радиуса от центра планеты и примерно в 7000 км над ее поверхностью и обеспечивающую наблюдение ее крупнейшего спутника Тритона с почтительного расстояния 44000 км. Встреча с Нептуном должна была состояться 24 августа 1989 г. в 23:12 UTC. Пройдя по этой трассе, Voyager 2 должен был аккуратно довернуть в сторону Сириуса с прохождением на расстоянии в 0.8 св. года от этой звезды через 358000 лет.
    Научное сообщество было недовольно таким консервативным вариантом, и в сентябре 1985 г. настояло на прохождении в 10000 км от Тритона на отлетной ветви траектории, при меньшей угловой скорости движения последнего и лучших условиях для съемки. Для этого, однако, нужно было пройти над Нептуном вдвое ниже - на высоте 3400 км.

Композитный вид (ПК модель по данным с аппарата Вояджер 2), показывающий Нептун на горизонте его спутника Тритона. Южный полюс Нептуна показан слева, отчетливо просматривается Большое Темное Пятно. На переднем плане обработанная компьютером поверхность Тритона с высоты в 45 км.
АМС "ВОЯДЖЕР-2"

    Не успели согласовать этот план, как в конце 1985 г. авторы используемой JPL динамической модели Солнечной системы «выкатили» данные о Нептуне, дающие наилучшее согласование расчетных движений небесных тел с реальными. В их новой версии масса Нептуна была на 1.5% меньше, чем считалось ранее, радиус на 1000 км больше (!), а наклонение оси вращения на 4° больше. После перерасчета выяснилось, что в заданный день и час Тритон будет находиться примерно в 8000 км к югу от принятой ранее точки. Эксперт по траекториям Роберт Сезароне (Robert J. Cesarone) определил: чтобы сохранить столь желанную для ученых дистанцию 10000 км, нужно пройти сквозь область колец и затем еще ближе к планете - на высоте всего 1250 км. Этот план и реализовала коррекция 14 февраля 1986 г.
    Предусмотренную в июле 1986 г. следующую коррекцию ТСМ-В16 проводить не стали, и первая коррекция перелетного этапа ТСМ-В17 была выполнена 13 марта 1987 г. В соответствии с заложенными Землей инструкциями Voyager 2 развернулся на +60° по крену и на -175° по рысканью и включил двигатели на 70 мин ЗО сек, получив приращение скорости 9.2 м/с. ЖРД работали с 10:00 до 11:10 UTC бортового времени, что соответствовало времени прихода сигнала на Землю с 13:06:28 до 14:16:55. В результате расчетное время прибытия к Нептуну 25 августа 1989 г. сдвинулось на 12 часов - с 16:00 на 04:00 UTC.
    Эта коррекция имела целью в корне изменить сценарий встречи с Нептуном, столь аккуратно выстроенный годом раньше. Руководители полета были обеспокоены наличием у планеты колец, причем асимметричных и потому плохо предсказуемых, а также вероятностью потери ориентации и даже поражения высоковольтным разрядом при пролете во внешней части холодной атмосферы Нептуна. После продолжительных расчетов и дискуссий минимально допустимой высотой пролета было признано 3100 км, а минимальным расстоянием от центра планеты в экваториальной плоскости - 67000 км. Ниже и ближе риск потери аппарата становился слишком высоким.
    С идеей близкого пролета Тритона пришлось распрощаться. Новую траекторию искали с учетом всех ограничений, таких как необходимость захода КА в тень и радиотень Нептуна и Тритона для зондирования их атмосфер. «Фотографы» выставили требованием пройти хотя бы в 25000 км от Тритона, чтобы заснять в деталях его поверхность. «Радистов» устраивало расстояние от 55000 км и выше - при этом снижались ошибки наведения на лимб Нептуна. Окончательное решение вынес научный руководитель проекта Эдвард Стоун: пусть будет посередине между крайними заявками сторон - 40000 км. От чего ушли, к тому и вернулись...
    Новая трасса получила известность под именем Polar Crown («Полярная корона»). Voyager 2 должен был пересечь экваториальную плоскость Нептуна на расстоянии свыше 71000 км от центра планеты и затем промчаться над ее северной полярной областью на высоте 5000 км, а еще через пять часов пройти мимо Тритона на расстоянии около 40 000 км.

При планировании встречи с Нептуном приходилось учитывать многие ограничения, как баллистические (слева), так, например, и радиационные (справа).
АМС "ВОЯДЖЕР-2"

    В новом варианте Нептун разворачивал траекторию аппарата на 45° и направлял его не в сторону Сириуса, как планировалось раньше, а под 48° к югу от плоскости эклиптики - но этот побочный результат возражений не вызвал (Voyager 1 в результате пролета Сатурна и Титана в ноябре 1980 г. приобрел скорость, направленную под 35° к северу от плоскости эклиптики).
    Интересно, что именно при подготовке мартовской коррекции узкоугольная камера на борту «Вояджера» сделала первый навигационный снимок Нептуна и Тритона. Съемка состоялась 16 января 1987 г. с огромной дистанции - 1373 млн км - и по детальности примерно соответствовала возможностям наземных телескопов. Фотографирование велось за прозрачным светофильтром с выдержкой 5.76 сек - достаточно большой, чтобы изображение Нептуна оказалось чуть-чуть смазанным.
    Три следующие коррекции должны были возвращать Voyager 2 на расчетную траекторию в случае серьезных отклонений. Однако в сентябре 1987 г. они были еще слишком малы, и маневр ТСМ-В17А проводить не стали.
    Коррекция 11 ноября 1988 г., получившая обозначение ТСМ-В17В, была проведена на расстоянии 414.7 млн км от Нептуна для ликвидации отклонения в 9875 км и сдвига на 90 сек вперед времени прилета. Гидразиновые двигатели КА были включены в 11:06 UTC бортового времени (14:55 по времени прихода сигнала) на 209 секунд, выдав приращение скорости 0.45 м/с. Высота пролета над Нептуном осталась прежней, а минимальное расстояние до Тритона пятью часами позже получилось примерно 38000 км.
    Третья и последняя «коррекция дальнего прицела» ТСМ-В17С состоялась 20 апреля 1989 г. в 16:20 UTC по бортовому времени на расстоянии 183 млн км от цели. Аппарат выдал приращение скорости около 0.35 м/с, сдвинув точку прицеливания на 3800 км и время - на 58 сек назад. Коррекция обеспечила пролет планеты 25 августа в 04:00 UTC на высоте 4850 км с последующим сближением с Тритоном до 39000 км.
    Апрельский маневр одновременно служил контрольным упражнением для последней подлетной коррекции за четверо суток до Нептуна. Для организации пролета, включая задействование аварийных вариантов программы, операторам требовалось сохранение радиоконтакта во время и после маневра, а при стандартной коррекции приемник нагревался от работающих двигателей, и его частота «уплывала», делая невозможным измерение дальности. Однако имелся «трюк» с выдачей продольного импульса в процессе разворота КА вокруг оси, при котором эта проблема не возникала. Для измерения величины этого импульса в план коррекции 20 апреля была заложена серия разворотов по крену на 180° туда и обратно.

Наука межпланетных странствий

    Как и раньше, по пути от Юпитера к Сатурну и от Сатурна к Урану, Voyager 2 периодически сканировал своими приборами небесную сферу. Как правило, такой «мини-маневр перелетного этапа» (Mini Cruise Maneuver) проводился раз в три месяца и включал четыре полных оборота КА вокруг оси рысканья и четыре - вокруг оси вращения (крена) на протяжении нескольких часов. В 1986 г. их было пять - 5 февраля, 23 апреля, 16 июля, 30 сентября и 5 декабря.
    Кроме того, 23 апреля проводился сеанс съемки звезд УФ-спектрометром UVS и фотополяриметром PPS. Фотополяриметр также наблюдал Уран 6 мая и пыль в плоскости эклиптики - с 23 по 26 июня. 10 июня была даже сделана попытка увидеть Нептун, но цель была еще слишком далека.
    21 февраля и 21 марта 1986 г. были выполнены развороты по оси крена с целью калибровки магнитометров и бортового радиокомплекса. В последнем случае целью было определить точную ориентацию остронаправленной антенны HGA диаметром 3.65 м, необходимую для правильной обработки данных экспериментов по радиозатмению. В программе полета они фигурировали под обозначениями MAGROL и ABCCAL соответственно.
    В процессе маневра 21 февраля аппарат переориентировался с Фомальгаута на Ахернар, а после научного сеанса 30 сентября - на Канопус. Последний стал его навигационной звездой на два с половиной года, почти до встречи с Нептуном.
    23 февраля 1987 г. в Большом Магеллановом облаке вспыхнула сверхновая, видимая невооруженным глазом. К наблюдениям объекта SN 1987А были привлечены все наличные космические средства, в том числе и Voyager 2, который вел их с помощью фотополяриметра PPS и ультрафиолетового спектрометра UVS с 25 февраля по 12 марта, затем 29 марта и в последующие месяцы до июня-июля включительно. Увы, эти наблюдения не были удачными: PPS не удалось навести на объект, а поиск на UVS в коротковолновом УФ-диапазоне (50-120 нм) не дал результата из-за ограниченной чувствительности прибора и сильной фоновой засветки.
    В 1987 г. состоялось также четыре «мини-маневра» - 11 февраля, 13 мая, 13-14 июля и 7 октября. Кроме того, были сделаны три разворота для калибровки фотополяриметра по звездам - 18 марта, 15 мая и 19 октября.
    Научная программа 1988 г. включала четыре «мини-маневра» (15 января, 28-29 марта, 2 сентября и 26 октября) и калибровку фотополяриметра 14 июля. Для полноты упомянем здесь же два «мини-маневра» 1989 года - 2 февраля и 15 июня. С помощью УФ-спектрометра UVS велись регулярные наблюдения в интересах звездной астрономии.
    14 июля 1988 г. и 8 мая 1989 г. были выполнены развороты MAGROL и ABCCAL в интересах эксперимента с магнитометром и по радиозатмению, но в обоих случаях данные оказались не записанными.
    Первые результаты исследований этого этапа NASA опубликовало 15 мая 1987 г. Их представили научный руководитель проекта профессор Эдвард Стоун и д-р Алан Каммингс (Alan С. Cummings) из Калифорнийского технологического университета. Ученые сообщили, что измерения, проводившиеся на обоих «Вояджерах» в течение года начиная с октября 1985 г., позволили обнаружить новые ядра среди космических лучей - ядра углерода и аргона. До этого в составе космических лучей были известны ядра гелия, водорода, азота, кислорода и неона - три последних элемента были впервые найдены в 1973 г. на спутниках IMP и на КА Pioneer 10.
    Отсутствие углерода, широко распространенного в природе, оставалось загадкой, пока не была выдвинута гипотеза о внесолнечном происхождении т.н. аномальных космических лучей. В рамках ее источником является набегающий поток нейтрального межзвездного газа. По мере проникновения внутрь Солнечной системы со скоростями порядка 15 км/с атомы ионизируются, подхватываются солнечным ветром и выносятся обратно к гелиопаузе - границе сферы влияния солнечного вещества - уже со скоростью порядка 400 км/с. Попадая в ударную волну на границе гелиосферы, они разогреваются до очень высоких энергий, соответствующих скоростям порядка 30000 км/с.
    Углерод, однако, и в набегающем потоке в основном ионизирован и поэтому проникает во внутренние области системы в меньших количествах. Обнаружить следы углерода и аргона удалось благодаря высокой чувствительности приборов «Вояджеров», значительно большему, чем в предшествующих экспериментах, удалению от Солнца и низкому уровню солнечной активности. Приборы двух КА принесли наиболее точные измерения количества ядер поступающего межзвездного вещества.
    В связи с этим открытием Эдвард Стоун предсказал, что «Вояджеры» могут достичь ударной волны примерно через 10 лет, а два «Пионера» - еще раньше. Примерно через 20 лет, заявил научный руководитель проекта, аппараты должны добраться до гелиопаузы. Вероятно, заметил Стоун, в это время «Вояджеры» все еще будут работоспособны и смогут впервые непосредственно изучить межзвездную среду. Он оказался оптимистом во всех смыслах слова - в реальности «Вояджеру-1» предстояло лететь до входа в ударную волну 17 лет, а до гелиопаузы - 25. И оба аппарата действительно проработали вплоть до этого момента!
    Годом позже, 15 июля 1988 г., появилась еще одна интересная публикация, в которой первую роль играли Джон Михалов (John D. Mihalov) и Аарон Барнс (Aaron Barnes) из Исследовательского центра имени Эймса, отвечавшие за обработку данных с КА Pioneer 10 и 11. Они сравнили результаты измерений скорости солнечного ветра на «Пионерах» и на «Вояджере-2» в 1985 г., в период минимума солнечной активности.
    В это время Pioneer 10 и Voyager 2 двигались от Солнца примерно в его экваториальной плоскости, a Pioneer 11 после пролета Сатурна в 1979 г. ушел резко «вверх» и поднялся уже примерно на 15° выше по широте. Два экваториальных аппарата отмечали периодические «порывы» в скорости солнечного ветра - потока солнечных протонов и электронов плотностью около 5 частиц на 1 см3. Эта скорость резко возрастала, а потом быстро снижалась с периодом в 27 суток, то есть с частотой вращения Солнца вокруг оси. В июне 1985 г., однако, находившийся в 17.7 а.е. от светила Voyager 2 перестал регистрировать быстрый солнечный ветер, в то время как Pioneer 11, находившийся на расстоянии 19.0 а.е. от Солнца, продолжал «ощущать» его «порывы». Через некоторое время скорость потока солнечного вещества у «Вояджера-2» стала вдвое ниже, чем у «Пионера-11».
    Так продолжалось до августа, когда замедление достигло КА Pioneer 10 на дистанции 36.2 а.е. от Солнца - вдвое дальше, чем Voyager 2. В общем-то, было понятно, что «медленные» частицы солнечного ветра, покинувшие корону Солнца в марте 1985 г., к началу июня достигли места нахождения Voyager 2, а в конце августа догнали Pioneer 10. Но почему Pioneer 11 продолжал видеть «быстрый» солнечный ветер, скорость которого даже выросла (Voyager 1, четвертый уходящий от Солнца аппарат, участвовать в расследовании не мог - на нем плазменный инструмент PLS отказал еще в ноябре 1980 г.)?
    Оказалось, дело в изменении структуры магнитного поля Солнца и его магнитосферы. Ученые знали, что быстрый солнечный ветер истекает через корональные дыры, распределение которых по диску светила меняется в течение 11-летнего солнечного цикла. В норме они находятся в высоких широтах и только вблизи максимума приближаются к солнечному экватору «языками» по 10-20° длиной. Вместе с дырами мигрируют и источники быстрого солнечного ветра (а точнее, наоборот).
    Структура магнитного поля Солнца также влияет на солнечный ветер. В норме оно образует два сектора, положительный и отрицательный, примерно соответствующие полушариям; в первом магнитные линии выходят из Солнца, а во втором - входят. Поверхность раздела двух секторов, нестабильная и неровная, опирается на магнитный «экватор» и уходит в пространство. Она называется токовым слоем, так как вдоль нее положительные заряды уходят от Солнца, а отрицательные - приходят.
    В 1985 г., в конце 21-го солнечного цикла, северный сектор был отрицательным, а южный - положительным. Pioneer 11, находящийся в 15° севернее солнечного экватора, пребывал в отрицательном секторе большую часть времени, а с середины 1985 г. - постоянно: к этому времени токовый слой ниже его оказался сглажен и «прижат» к экватору. Здесь господствовал быстрый солнечный ветер. А область токового слоя - это по определению область медленного солнечного ветра. Именно в таких условиях и оказались два остальных аппарата. Так удалось установить, что магнитное поле Солнца контролирует состояние среды вплоть до дистанции в 36 а.е.
    В сообщении от 15 июля 1988 г. даты достижения «Вояджерами» гелиопаузы уже не назывались, а относительно ее местонахождения было высказано лишь предположение. «Никто не знает точно, как далеко... распространяется этот поток частиц. Одна недавняя догадка говорит примерно о 18 млрд миль, или вчетверо дальше, чем Нептун от Солнца». Если вспомнить, что Нептун обращается на расстоянии 30 а.е. от светила, то есть 4.5 млрд км, становится ясно, что имелась в виду отметка 18 млрд км, то есть 120 а.е. «Одна недавняя догадка» оказалась абсолютно точной: Voyager 1 прошел гелиопаузу в конце августа 2012 г. на расстоянии 122 а.е. от Солнца!

    Летом 1988 г. научная команда проекта Voyager понесла неожиданную утрату: скончался руководитель эксперимента PWS по плазменным волнам Фредерик Скарф (Frederick L. Scarf). Он умер 17 июля в Москве, где участвовал в научной конференции, приуроченной к старту к Марсу двух советских аппаратов «Фобос». Кстати, именно Фред Скарф был «движущей силой» решения о перенаправлении околоземного научного аппарата ISEE-3 к комете Джакобини-Циннера.

    Добавим, что в декабре 1987 г. во время соединения «Вояджера-2» с Солнцем состоялся эксперимент по приему сигналов на малом угловом расстоянии от светила с использованием нового приемника на станциях DSN. Аппарат успешно отслеживался на расстоянии от 11° в начале эксперимента до менее 1° от Солнца в конце.

Научная группа «Вояджера» за обсуждением свежих снимков
АМС "ВОЯДЖЕР-2"

    Во время следующего соединения, с 15 декабря 1988 по 9 января 1989 г., проводилось уже обычное радиопросвечивание солнечной короны с целью картирования плотности плазмы и изучения ее маломасштабных (порядка 100 км) вариаций.

Нептун до «Вояджера»

    Нептун и его главный спутник Тритон были открыты в 1846 г., через 65 лет после Урана. Судя по записям Галилея, изобретатель первого телескопа видел Нептун 233 годами раньше, но не опознал в тусклой звездочке восьмую планету. В 1795 г. аналогичное «достижение» записал на свой счет Жозеф Лаланд, а в середине XIX века история повторилась в еще более драматичной форме.
    В 1845-1846 гг. англичанин Джон Коуч Адамс (John Couch Adams) и француз Урбен-Жан-Жозеф Леверрье (Urbain Jean Joseph Le Vender) независимо друг от друга рассчитали орбиту и положение предполагаемой планеты, которая могла бы вносить возмущения в орбитальное движение Урана. Прогноз Адамса был проверен британским же астрономом, директором Кембриджской обсерватории Джеймсом Чаллисом (James ChalLis), который в ходе наблюдений 8 и 12 августа 1846 г. видел Нептун, но тоже не смог опознать в нем планету! А в ночь с 23 на 24 сентября в Берлинской обсерватории молодой астроном Йоханн Готтфрид Галле (Johann Gottfried Galle) и его помощник Генрих Луи д'Арре (Heinrich Louis d'Arrest) нашли Нептун по прогнозу Леверрье в 1° от указанной им точки - им и досталась слава первооткрывателей.
    Нептун обращается вокруг Солнца по почти круговой орбите на среднем расстоянии 30.07 а.е. (4497 млн км) с периодом 164.8 года. Ось его наклонена к плоскости орбиты на 29° - вполне приличный угол для большой планеты, не то что феерические 98° у Урана. В 1928 г. в результате наблюдений на Ликской обсерватории Джозеф Мур (Joseph Н. Moore) и Дональд Мензел (Donald Н. Menzel) оценили период вращения планеты в 15.8 час. В 1980 г. это значение было поставлено под сомнение, но в итоге устояло.
    Наблюдения Брэдфорда Смита (Bradford A. Smith) в мае 1983 г. в ближнем ИК-диапазоне на 2.5-метровом телескопе чилийской обсерватории Лас-Кампанас с использованием новейшей техники регистрации на ПЗС-матрицах позволили отследить движение облачных структур в атмосфере Нептуна и дали новое значение: 17 час 50 мин +/- 5 мин, которое и было положено в основу планирования работы «Вояджера». 14 июля 1988 г. планету отсняла группа Хейди Хаммел (Heidi Hammel) на гавайском ИК-телескопе IRTF в «метановой» полосе 619 нм и обнаружила, что атмосферная деталь на 38° ю.ш. делает один оборот за 17 часов ровно, в то время как другая деталь на 30° с. ш. - за 17.7 часа.
    Надежную оценку радиуса Нептуна дало покрытие им 15 июня 1983 г. звезды Hyd-22°58794, наблюдавшееся на шести крупных телескопах. Экваториальный радиус планеты на уровне давления 10-6 атм был определен в 25 268 км, что хорошо стыковалось с целой серией предыдущих наблюдений и было подтверждено при покрытии 20 августа 1985 г.
    В пересчете на стандартный уровень давления 1 атм это давало примерно 24760 км. Масса планеты оценивалась в 17.22 земных, что давало среднюю плотность 1.62 г/см3 - существенно больше, чем у Урана.
    Как и три его соседа, Нептун представлял собой газовый гигант без твердой поверхности - за ее границу условно принимался уровень давления 1 атм. Основными компонентами вещества планеты считались водород, гелий и метан, который мог образовать тонкий слой облачности на уровне давления 2 атм при температуре 85 К. Помимо этого, постулировалось наличие облачных слоев из углеводородных «снежинок» и сероводорода. В атмосфере планеты неоднократно наблюдались крупные контрастные пятна, а над краем видимого диска - дымка, существующая несколько суток или даже недель.
    Из-за удаленности от Солнца Нептун получал в 2.5 раза меньше солнечной энергии, чем Уран, но почти не отличался от последнего по температуре видимой поверхности. Это заставляло предполагать наличие внутреннего источника тепла.
    В начале августа 1988 г. группа Имке де Патера (Imke de Pater) из Университета Калифорнии в Беркли отчиталась о результатах радионаблюдений Нептуна на многозеркальном радиотелескопе VLA в 80 км к западу от Сокорро в штате Нью-Мексико. Эта обсерватория, принадлежащая Национальной радиоастрономической обсерватории NRAO (National Radio Astronomy Observatory), имела в своем составе 27 отдельных антенн диаметром по 25 м. Исследователи выделили в «сигнале» Нептуна синхротронное радиоизлучение, свидетельствующее о наличии у планеты магнитного поля напряженностью 0.5-1.0 гаусс и радиационных поясов.
    Тритон, крупнейший и довольно яркий спутник Нептуна, обнаружил британский астроном Уилльям Ласселл 10 октября 1846 г., всего через 17 суток после открытия самой планеты. К изумлению ученых, он имел обратную (ретроградную) орбиту с наклонением около 160° к экватору планеты, и обращался вокруг Нептуна на расстоянии 355000 км с периодом 141 час. Размером он также напоминал нашу Луну, хотя оценки очень сильно варьировали - от 2200 до 5000 км в диаметре - в зависимости от выбранного альбедо (коэффициента отражения солнечных лучей). К началу 1989 г.наиболее разумной представлялась величина 4000 км.
    В ходе спектроскопических наблюдений 1980-1981 гг. группа Дейла Круйкшенка (Dale Р. Kruikshank) и Джерома Эпта (Jerome Apt) нашла на поверхности Тритона твердый метановый лед, причем исследователи утверждали, что он не покрывает равномерно поверхность спутника, но залегает отдельными обширными областями континентального размера. Предполагалось также, что на поверхности Тритона могут существовать неглубокие озера из жидкого азота, пока не была получена оценка ее температуры: 52 К, то есть -221°С.
    Наблюдения показывали, что у Тритона есть атмосфера, состав и плотность которой оставались предметом дискуссий.
    Небольшой второй спутник, Нереиду, открыл в 1949 г. Герард Койпер (Gerard Р. Kuiper). У нее оказалась орбита с прямым наклонением (27.6°), но сильно вытянутая - 1.38 млн км в перицентре и 9.65 млн км в апоцентре - с периодом обращения 360 суток. Блеск Нереиды испытывал странные вариации, заставлявшие предполагать ее неправильную форму или сильную неравномерность свойств поверхности. Оценки размера спутника находились в пределах от 290 до 1060 км.
    Третий спутник наблюдался лишь однажды, во время затмения звезды Нептуном 24 мая 1981г., группой Гарольда Рейтсема (Harold J. Reitsema), и его существование оставалось неподтвержденным.
    После открытия в 1977 г. колец Урана многие астрономы занялись поиском аналогичных структур и в системе Нептуна, используя редкие случаи затмения звезд этой планетой. Результаты были озадачивающими: провалы в блеске звезды, соответствующие ее прохождению за потенциальным кольцом, наблюдались, но далеко не каждый раз, и не было такого случая, чтобы кольцо давало о себе знать по обе стороны от планеты. Положительный результат дали наблюдения в августе 1980 г., но ничего не удалось увидеть в серии из трех затмений в 1981 г. и затем в 1983 г.
    Лишь 18 апреля 1984 г. группа Филлипа Николсона (Phillip D. Nicholson) надежно зафиксировала прохождение звезды за тремя очень узкими (5-9 км) и близкими кольцами на расстояниях 69880-70050 км от центра Нептуна. Удачными оказались также наблюдения групп Андре Брагича (Andre Brahic) и Фейта Виласа (Faith Vilas) на двух обсерваториях Чили 22 июля 1984 г. при затмении звезды SAO 186001 с регистрацией одного кольца шириной 15 км на расстоянии между 66000 и 75 000 км от центра Нептуна.
    Всего же на 110 наблюдений затмений звезд Нептуном, выполненных к 1989 г., кольца были замечены лишь в восьми случаях! Андре Брагич и Уилльям Хаббард (William В. Hubbard), координировавшие эти поиски, уже в 1986 г. предложили говорить не о полных кольцах, а о дугах из твердых частиц размером от 1 мкм до 1 см. Неполнота колец неплохо объясняла непредсказуемые результаты наблюдений, но сама по себе требовала осмысления.

Научная аппаратура КА Voyager 2

    Нелишним будет напомнить, чем располагал Voyager 2 для выполнения своей научной программы.

    Съемочная система ISS (Imaging Subsystem) фактически состоит из двух телекамер. Камера WAC построена на широкоугольном объективе на базе телескопа-рефрактора с фокусным расстоянием 200 мм, относительным отверстием 1:3.3 и полем зрения 3.2x3.2°. Камера NAC имеет в своем составе длиннофокусный телескоп-рефлектор с фокусным расстоянием 1500 мм, относительным отверстием 1:8.5 и полем зрения 0.424x0.424°. Ее угловое разрешение - около 10 мкрад, что соответствует линейному разрешению 10 км при съемке с 1 млн км. Приемным устройством в обоих случаях является видиконовая трубка с чувствительным слоем из селена и серы, преобразующая изображение в телевизионную «картинку» размером 800x800 точек с 256 градациями яркости.
    Для съемки в отдельных спектральных линиях и синтеза цветных изображений предусмотрено по 8 фильтров для каждой камеры: узкоугольная NAC располагает двумя прозрачными, красно-оранжевым (618.4 нм), двумя зелеными, синим, фиолетовым и ультрафиолетовым (346 нм); широкоугольная WAC - прозрачным, двумя метановыми, оранжевым, желтым (на дублет натрия), зеленым, синим и фиолетовым.
    Узкоугольная камера оказалась засорена пылинками, образующими дефекты на изображении, а чувствительность катода видиконовой трубки за время полета снизилась.

    Фотополяриметр PPS (Photopolari-meter Subsystem), измеряющий поляризацию отраженного или рассеянного света для определения состава поверхностей планет и спутников, пылевых и аэрозольных частиц. Прибор построен на базе 200-мм телескопа системы Кассегрена с рабочим диапазоном 265-750 нм с фильтрами, анализаторами и фотоумножительной трубкой в качестве выходного устройства. К моменту встречи с Нептуном оставались в работе лишь три из восьми фильтров и четыре из восьми анализаторов.

    За время путешествия от Земли до Нептуна мощность, вырабатываемая радиоизотопным термоионным генератором на 238Рu, снизилась с 423 до примерно 380 Вт. К 1 августа 1989 г. аппарат израсходовал 64 кг гидразина из первоначальной заправки в 105 кг.


    Инфракрасный спектрометр-интерферометр и радиометр IRIS (Infrared Interferometer Spectrometer and Radiometer) для измерения температур и теплового картирования поверхностей планет и спутников изготовлен на базе телескопа системы Кассегрена с первичным зеркалом диаметром 0.5 м. Интерферометр работает в диапазоне 4.0-55 мкм, радиометр - от 0.3 до 2.0 мкм. За время полета снизилась чувствительность прибора («благодаря» несоосности зеркал из-за кристаллизации состава для их наклейки) и интенсивность эталонного неонового источника.

    УФ-спектрометр UVS (Ultraviolet Spectrometer Subsystem) регистрирует излучение в диапазоне 50-170 нм, где находятся линии атомарного и молекулярного водорода, гелия, метана, этана, ацетилена и других углеводородов. Его назначение - изучение химического состава, температуры и структуры атмосфер планет и спутников, а также астрономические наблюдения.

    Две пары трехосных индукционных магнитометров MAG (Magnetometer Subsystem) с датчиками на 13-метровых штангах регистрируют слабые (8-50000 нТ) и сильные (от 50000 до 2000000 нТ) магнитные поля;

    Детектор заряженных частиц низких энергий LECP (Low Energy Charged Particle Subsystem) для измерения состава и энергетического спектра заряженных частиц. Прибор рассчитан на регистрацию электронов с энергиями от 15 кэВ до 11 МэВ, протонов от 20 кэВ до 150 МэВ и ядер в диапазоне от 47 кэВ до 200 МэВ на нуклон.

    Детекторы космических лучей CRS (Cosmic Ray Subsystem) - комплект из семи телескопов, измеряющих спектр электронов с энергиями 3-110 МэВ и ядер от водорода о железа с энергией 1-500 МэВ на нуклон;

    Два детектора межпланетной плазмы PLS (Plasma Subsystem), регистрирующие электроны с энергией от 0.01 до 5.95 кэВ и ионы от 0.02 до 11.9 кэВ. Предназначены для исследования свойств солнечного ветра и его взаимодействия с планетными системами, для изучения магнитосфер планет, а также для поиска ударной волны и гелиопаузы.

    Детектор плазменных волн PWS (Plasma Wave Subsystem) на диапазон от 10 Гц до 56.2 кГц, позволяющий регистрировать низкочастотные осцилляции плазмы и определять профили ее плотности.

    Приемник PRA (Planetary Radio Astronomy Subsystem) для регистрации радиоизлучения в 200 каналах в частотных диапазонах 1.2-1326 кГц и 1.228-40.243 МГц. Прибор имеет две взаимно перпендикулярные штыревые антенны длиной по 10 м; их также использует детектор PWS как эквивалент одной 7-метровой антенны. В детальном режиме PRA и PWS могут выдавать информацию в темпе с ISS - 800 строк по 800 восьмибитных чисел за 48 секунд.

    Эксперимент по радиоастрономии RSS (Radio Science Investigation) заключался в точном измерении радиальной скорости КА по допплеровскому смещению частоты для определения масс небесных тел и в радиопросвечивании атмосфер планет и спутников и вещества колец радиосигналом КА.

Испытания на подходе к Нептуну

    Решение Конгресса о выделении средств на полет от Урана к Нептуну состоялось в 1985 г., но планирование встречи с Нептуном фактически началось в феврале 1984 г. и обрело полную силу в 1986 г., вскоре после отлета от Урана. Из 180 ученых и инженеров, составлявших группу управления полетом *, примерно треть разрабатывала новые алгоритмы управления, а еще треть - программу съемок и научных исследований у Нептуна.

    * Примерно 70 инженеров, занятых анализом и прогнозом состояния КА; 30 человек, составляющих рабочие программы, 10 баллистиков, занимающихся измерениями и прогнозом движения Нептуна и его спутников, и такое же количество специалистов, определяющих положение «Вояджера» и рассчитывающих коррекции; 45 человек в группе управления и 11 научных руководителей экспериментов.

    К концу 1988 г. разработали и подготовили к закладке на борт программы на все этапы наблюдений, кроме непосредственно этапа пролета - ее закончили в апреле 1989 г. Были предусмотрены возможности оперативной коррекции двух пролетных программ, В951 и В971, на основании как реальных баллистических данных, так и сделанных открытий.
    Чтобы оценить объем подготовительной работы, стоит вспомнить, что от Урана к Нептуну шел аппарат, изготовленный десять лет назад не вполне исправный и не слишком-то приспособленный для решения задачи первичной разведки системы Нептуна.

Компьютерная система включала три дублированных процессора с четко определенными функциями.
АМС "ВОЯДЖЕР-2"

    В запоминающем устройстве компьютера FDS-B в самом начале полета было потеряно 256 из 8192 слов памяти. Из-за отказа перестали считываться 15 технических параметров, и в целом были ограничены возможности данного устройства. Потеря еще 512 слов означала бы невозможность раздельного использования FDS-A и FDS-B и резко ограничила бы количество передаваемой информации. К счастью, помимо этого в FDS-B оказался запорчен (перед пролетом Урана) всего один бит, из-за которого пришлось заблокировать использование лишь одного слова памяти.
    Из двух командных приемников на борту «Вояджера-2» основной сгорел 5 апреля 1978 г., а запасной утратил тогда же возможность отслеживать частоту принимаемого сигнала. Он мог слышать Землюи лишь в узеньком «окошке» полушириной всего 96 Гц да впридачу центральная частота этой полосы «гуляла» от самого слабого нагрева и охлаждения, а иногда и без всякой причины. Вот по такой, с позволения сказать, радиолинии, пропускная способность которой к 1989 г. снизилась до 16 бит/с, аппарату не только передавали текущие команды и частные рабочие программы - его дважды за время полета полностью перепрограммировали!
    На отлете от Сатурна из-за неэффективной смазки перестала двигаться сканирующая платформа с камерами и спектрометрами. Три года анализа и экспериментов позволили восстановить ее работоспособность, но с тех пор программы наблюдений писались с минимальным, по возможности, использованием азимутального привода платформы - проще было разворачивать весь аппарат. В штатную программу съемки Нептуна включили лишь восемь поворотов платформы со скоростью 0.33°/с; на случай застревания привода была подготовлена запасная программа R951.
    Бортовая аппаратура «Вояджера» проектировалась в первую очередь для изучения Юпитера. Приемники-видиконы двух камер ISS, узкоугольной и широкоугольной, выдавали одну оцифрованную строчку телевизионной «картинки» из 800 элементов раз в 0.06 сек - это был минимальный временной шаг регистрации событий на борту компьютера FDS. За 800 таких шагов на протяжении 48 секунд формировался полный кадр объемом 5.12 Мбит - 800x800 элементов с 8 градациями яркости. Пропускной способности радиоканала Х-диапазона - 115 200 бит/с при работе передатчиком выходной мощностью около 19 Вт на остронаправленную антенну - как раз хватало для передачи снимков в реальном масштабе времени.
    Нептун, однако, находится от Солнца в 5.8 раз дальше Юпитера и был освещен в 33 раза хуже (и, добавим, в 900 раз хуже, чем Земля). Как следствие, нужны были значительно более длинные экспозиции - от пары секунд при съемке Нептуна и Тритона вплоть до 10 минут при поиске колец и малых тусклых спутников. А это сразу влекло большие проблемы как при съемке, так и при передаче изображений на Землю.
    Во-первых, по проекту минимальная экспозиция камер составляла 0.005 сек, а максимальная - 256 «тиков» по 0.06 сек, то есть 15.36 сек. Ни бортовое, ни наземное программное обеспечение не предусматривали задание более продолжительных экспозиций. Пришлось дорабатывать и тестировать программы, позволяющие, во-первых, иметь непрерывный ряд экспозиций продолжительностью до 61.44 сек, а во-вторых, продлевать экспозиции из первоначального диапазона 0-15.36 сек на целое количество 48-секундных интервалов с сохранением возможности передачи такого «долгого» кадра в реальном времени.
    Почему за эту возможность развернулась такая борьба? Установленное на «Вояджере» бортовое записывающее устройство на магнитной ленте, конечно, ушло далеко вперед по сравнению с примитивным прибором эпохи «Маринера-2» - новый восьмидорожечный «магнитофон» DTR имел емкость 536 Мбит и мог записать до 96 кадров. Но «аппетиты» ученых простирались примерно на 24000 снимков в системе Нептуна, и хотя их и «утрамбовали» до примерно 10000 изображений, наличие записывающего устройства явно не спасало. Да и ресурс «магнитофона» вызывал опасения, так что использовать его без крайней необходимости не хотелось.
    Далее, продолжительные экспозиции требовали тщательной компенсации смаза изображения из-за движения КА с камерой относительно цели. У Сатурна и Урана Voyager 2 использовал простейший способ компенсации - разворот корпуса КА с угловой скоростью, равной угловой скорости цели. Методика работала, но платой за нее была невозможность одновременно поддерживать связь с Землей через антенну HGA и передавать кадр в реальном масштабе времени - его все-таки требовалось записывать, хотя бы и ненадолго.

Реализованные методы компенсации смаза изображения: стандартный (1), «кивок» (2) и за счет поворота сканирующей платформы (3)
АМС "ВОЯДЖЕР-2"

    Для съемки Нептуна и Тритона было придумано два новых специальных режима. Один из них в обиходе назывался «кивком», а официально - Nodding Image Mode Compensation (NIMC). Аппарат набирал необходимую угловую скорость точно рассчитанным количеством коротких импульсов двигателями и следовал за целью очень короткое время, по сути лишь в течение экспозиции, так что ось его антенны не успевала отклониться от направления на Землю более чем на 0.1° и мощность принимаемого сигнала почти не снижалась. Закончив экспозицию, аппарат немедленно возвращался в исходное для данной серии снимков положение, а камера перенаводилась на новую цель.
    Вторым дополнительным режимом стала безманевренная компенсация - аппарат сохранял стабильную ориентацию, а слежение за целью возлагалось на приводы сканирующей платформы. Этот вариант, однако, применялся только для съемки широкоугольной камерой WAC и с инфракрасным спектрометром IRIS.
    Доработали и алгоритм поддержания ориентации КА. Существовал определенный допуск на отклонение ее от заданной - несколько десятых долей градуса. С выходом «за рамки» включались на 10 мсек соответствующие ЖРД и возвращали аппарат к норме. Однако такие включения сами придавали «Вояджеру» довольно существенные угловые скорости, так что аппарат начинал вращаться в сторону противоположного ограничения, выходил за него, и история повторялась. Перед пролетом Урана продолжительность включений снизили до 5 мсек, что уменьшило угловые скорости и сделало импульсы более редкими. Для Нептуна величину прилагаемого момента уменьшили еще раз - теперь двигатели включались только на 4 мсек. Как следствие, остаточные скорости удалось свести к 12-18" в секунду.
    Но как передавать снимки от Нептуна, если - опять же - расстояние по сравнению со съемкой Юпитера «Вояджером-2» больше почти вшестеро, а мощность доходящего до Земли сигнала меньше в 23 раза и составляет всего 10 Вт? Отправка их на Землю потребовала немалой технической изобретательности, а прием - серьезных вложений в инфраструктуру Сети дальней связи.
    Мы уже знаем, что для передачи изображений со скоростью 44800 бит/с при пролете Сатурна была снижена втрое скорость считывания изображения с видикона - вместо 48 секунд кадр формировался за 144 секунды. Дальнейшее замедление было невозможно, и для передачи от Урана потребовалось разработать и реализовать бортовой алгоритм сжатия изображения, снижающий размер кадра с 5.12 Мбайт в среднем до 2 Мбайт, и применить для передаваемого потока данных блочное кодирование Рида-Соломона.
    Одновременно проводилось дооснащение станций Сети дальней связи. На австралийском комплексе в районе Канберры организовали совместную обработку сигналов, приходящих на основную 64-метровую антенну DSS-43 и две дополнительные 34-метровые. Одна «тридцатьчетверка» добавляла 0.8 дБ к возможностям 70-метровой антенны, а две вместе - 1.2 дБ. Кроме того, было осуществлено сопряжение по радиолинии с 64-метровым радиотелескопом в Парксе, который также работал на прием. Аналогичным образом в Голдстоуне были объединены 64-метровая антенна DSS-14 и две «тридцатьчетверки». Это позволило вести прием с дистанции 19 а.е. на скорости 21600 бит/с - и баланс вновь сошелся.
    Но для Нептуна и этих мер было бы недостаточно - на расстоянии 30 а.е. от Земли они гарантировали прием информации на скорости лишь 9600 бит/с. Возможности борта по сокращению потока данных были исчерпаны, так что потребовались дальнейшие усилия на Земле.
    На всех трех комплексах, в Калифорнии, в Австралии и в Испании, были реконструированы большие антенны, что позволило поднять коэффициент усиления на 1.4 дБ. В ходе модернизации зеркала антенн увеличили с 64 до 70 м в диаметре, а новая поверхность была собрана из панелей с отклонением формы от эталонной всего на 0.1 мм. Испанская антенна DSS-63 была готова в мае 1987 г., австралийская DSS-43 - в сентябре, а калифорнийская DSS-14 - в мае 1988 г.

Один из лучших снимков Нептуна был сделан 20 августа 1989 г. с расстояния 7.1 млн км
АМС "ВОЯДЖЕР-2"

    Дополнительные возможности опять же дало сопряжение приемных станций. Для этого в Испании, в Робледо-де-Чавела, в 1987 г. построили новую «высокоэффективную» 34-метровую антенну DSS-65.
    Наконец, калифорнийскому комплексу должна была помочь уже упомянутая система VLA. В течение четырех лет ее антенны дооснастили приемниками Х-диапазона с малошумящими усилителями, охлаждаемыми жидким гелием, которые обошлись в 5.5 млн $, и аппаратурой обработки и передачи сигналов. Информация от VLA передавалась в Голдстоун по спутниковому каналу и там объединялась с основным потоком.
    Сопряжение основной 70-метровой антенны с двумя 34-метровыми и со всей системой VLA удваивало собирающую площадь и добавляло 5.6 дБ к чувствительности основной антенны, что обеспечивало возможность приема информации от Нептуна со скоростью 14400 бит/с при передаче снимков и остальной научной и инженерной телеметрии в реальном времени и 21600 бит/с, если одновременно передавались и записанные на DTR изображения. Обеспечивало в теории - на практике это еще нужно было доказать.
    Эксперименты начались на аппарате Voyager 1, который служил «летающим стендом» для своего собрата. Так, в период с июля по октябрь 1987 г. на нем отрабатывался алгоритм «кивка» NIMC.
    Voyager 2 стал участником комплексного эксперимента летом 1988 г. 8 июня в память компьютера FDS-B загрузили программу 09АВ, содержащую основные алгоритмы навигации и управления для работы по Нептуну. 9 июня в память FDS-A заложили программу 180F с алгоритмами сжатия изображений, а 17 июня была инициирована работа борта в двухпроцессорном режиме с FDS-B в роли главного компьютера.
    Тем временем на Земле 29 июня впервые сопрягли 70-метровую антенну в Голдстоуне с 23 готовыми на тот момент антеннами системы VLA. Это позволило проверить всю цепочку прохождения информации: съемка с компенсацией смаза, бортовая обработка изображения со сжатием, передача, прием и сохранение на Земле. Кроме того, проверялись все режимы обработки данных, необходимые в ходе встречи с Нептуном, тестировались и калибровались камеры и спектрометры. Линия сопряжения голдстоунского комплекса и системы VLA была протестирована пять раз, начиная с простых задач и заканчивая полным меню функций при максимальных скоростях приема информации.
    26 июля борт вернули в обычный однопроцессорный режим, и с 29 июля FDS-A и FDS-B работали на штатных версиях программ 06АВ и 08АА. Тогда же, 28 июля, обновили до версии BML-5 аварийную программу Backup Mission Load, которая должна была в случае полной потери командной радиолинии обеспечить выполнение программы исследования Нептуна в полностью автономном режиме.
    Потенциальную проблему представлял бортовой таймер, отсчитывающий время от старта в 48-минутных интервалах. Интервал делился на 60 частей, равных стандартному времени формирования одного кадра; 30 интервалов соответствовали одним суткам. Имелся счетчик, рассчитанный на 216=65 53б интервалов, то есть примерно на шесть лет непрерывной работы. Один раз он переполнился и обнулился 13 августа 1983 г., а следующее переполнение предстояло 6 августа 1989 г., в разгар наблюдений Нептуна. Чтобы избежать возможных ошибок, было решено сбросить счетчик принудительно. Это было сделано 10 августа 1988 г.
    Заключительный тест бортовых алгоритмов был проведен весной 1989 г. 10-11 апреля была вновь проведена раздельная загрузка программ 180F в FDS-A и 09AD в FDS-B, и 13 апреля инициирован двухпроцессорный режим. Отличием версии 09AD от предыдущей была реализация алгоритма безманевренной компенсации. Тогда же, 7 апреля, на борт заложили аварийную программу BML-6.
    Подготовка группы управления «Вояджера» началась в октябре 1988 г. с внутренних тренировок. Интегрированная команда, включающая боевые расчеты DSN и других привлеченных организаций, начала отрабатывать сценарий встречи в конце января 1989 г. Наконец, 24-25 мая 1989 г. была проведена полноценная репетиция сближения с участием всех наземных средств приема и обработки информации, включая радиотелескопы Паркс, Усуда и VLA.
    Японский 64-метровый радиотелескоп Усуда в 100 км от Токио готовился работать параллельно с австралийским комплексом Тидбинбилла-Паркс - его помощь была важна во время радиопросвечивания атмосфер Нептуна и Тритона. Запись сигнала с двух точек улучшала качество информации и позволяла «заглянуть» вдвое глубже.
Автор: И. ЛИСОВ, П. ШАРОВ, "НОВОСТИ КОСМОНАВТИКИ"

2005 - , Проект "Исследование Солнечной системы"
Открыт 15.12.2005, E-mail: lobandrey@yandex.ru