Kosmonautika (úvodní strana)
Kosmonautika@kosmo.cz
  Nepřihlášen (přihlásit)
  Hledat:   
Aktuality Základy Rakety Kosmodromy Tělesa Sondy Pilotované lety V Česku Zájmy Diskuse Odkazy

Obsah > Aktuality > Zprávy > Sovětský Komplexní Výzkum Venuše
Sovětský Komplexní Výzkum Venuše
Poslal:: Eudoxus - Čtvrtek, 07.Červenec 2016 - 13:01 CEST
Vytisknout stránku
Venuše

RNDr. Petr LÁLA, SPACE Letectví a kosmonautika 1976, č. 7



Panoramatický snímek, vyslaný z místa přistání pouzdra sondy Veněra 9. V popředí je část přistávacího prstence, šipkou je označen hustoměr odhozeny na povrch. Ve středu snímku je vidět detaily v blízkosti sondy, napravo obzor, vzdálený několik set metrů. Pravidelná přerušení snímků jsou způsobena přenosem telemetrie, nepravidelné jsou poruchy. Snímek nebyl retušován

Loňský let dvojice sond nové generace k Venuši byl bezesporu největším úspěchem sovětského planetárního programu. Vytvoření prvních družic Venuše a získání prvních snímků povrchu této planety bylo logickým vyvrcholením dlouholetého sovětského úsilí o poznání Jitřenky respektive Večernice. Venuše zůstává totiž hlavním cílem sovětských meziplanetárních sond již od roku 1961, přesto, že první sondy nevydržely kruté podmínky meziplanetárního letu a další zjistily, že atmosféra Venuše se diametrálně liší od atmosféry pozemské.

Popis sond Veněra druhé generace

První etapa sovětského výzkumu Venuše skončila v roce 1972 letem Veněry 8, poslední sondy první generace, které se podařilo proniknout až na povrch planety na osvětlené straně blízko ranního terminátoru. Definitivně bylo potvrzeno, že povrch Venuše je pevný (podobný pozemské žule) a že atmosférický tlak u povrchu dosahuje 9,12±0,15 MPa (93±1,5 kp/cm2 teplota 741±7 K). Pozornost odborníků vzbudily výsledky fotometrických měření, které prokázaly, že na povrch dopadá 1 % slunečního záření a že tedy je v principu možné na povrchu snímkovat.

Již tehdy pracovali sovětští odborníci na koncepci nového typu sond pro průzkum Venuše. Na rozdíl od sond první generace jej nazývali „velká Venuše“, protože se počítalo s tím, že budou vynášeny silnější raketou. Od začátku bylo jasné, že sonda se opět bude skládat ze dvou částí - z družicově a přistávací. Pro první část bylo v principu možné použít konstrukce, vyvinuté pro druhou generaci sond typu Mars, vynášených od roku 1971 raketou typu Proton. Stačilo pouze přizpůsobit aparaturu jiným podmínkam během letu ke Slunci a nikoliv od něho, jak je tomu při letu k Marsu. Tak např. zatímco ohřívací a ochlazovací radiátory sond Mars byly stejně veliké, u sond Veněra je ohřívací radiátor pětkrát menší a ochlazovací dvakrát větší. Bylo možné také na polovinu zmenšit panely slunečních baterií a vzhledem k menším komunikačním vzdále-nostem stačila i menší parabolická anténa. Vzhled sond můžete porovnat na připojeném obrázku.

Protože startovní rychlost k Venuši je obvykle menší než k Marsu (například v loňském roce asi o 400 m/s), bylo možné realizovat ideální kombinaci sond - každá z nich nesla přistávací pouzdro a po jeho oddělení bylo možno navést zbytek sondy na oběžnou dráhu kolem Venuše. U Marsu je to s danou raketou možné jen při výjimečně výhodném startovním oknu (jakým byl např. rok 1971). Hmotnost sond Veněra 9 a 10 byla 4936 kg a 5033 kg, z toho vždy 1560 kg připadalo na pouzdro.

Zatímco tedy konstrukce meziplanetarní („družicvé“) části sondy nenarážela na podstatné problémy, „velké“ přistávací pouzdro muselo být zcela nové. V počáteční fázi se počítalo s několika řešeními. Jedním bylo použít čtyř koulí první generace, umístěných v aerodynamickém krytu typu Apollo nebo Sojuz, další pracovníci navrhovali opustit kulový tvar a přejít k prstenci atd. Nakonec zvítězil originální návrh dvou koulí na principu známé ruské „matrjošky“. Vnější koule o průměru asi 2,2 m zajišťovala tepelnou ochranu během prudkého aerodynamického brzdění (předpokládané přetížení 200 g), vnitřní koule o průměru asi 0,9 m chránila aparaturu určenou k měření na povrchu planety před atmosférickým tlakem a Částečně i teplotou. Na rozdíl od sond první generace byla část aparatury určená k měření ve velkých výškách, kde tlak ještě nedosahuje extrémních hodnot, umístěna mimo hermetické vnitřní pouzdro, stejně tak jako padákový systém. To umožnilo optimálně využít kapacitu nosné rakety i prostor uvnitř vnější koule. I když se před vstupem pouzdra do atmosféry používá osvědčené metody podchlazení na -10 °C, bylo zřejmé, že vlivem vysoké okolní teploty přesáhne vnitřní teplota přijatelnou hodnotu již během několika desítek minut. Proto bylo rozhodnuto, že sestup proběhne na dvě etapy -nejprve pomalý průlet zajímavou oblastí mraků a potom rychlý sestup dolní vrstvou atmosféry. Schéma sestupu pouzdra na povrch Venuše je tedy nyní velmi komplikované a přitom originální.

Panoramatický snímek, vyslany z místa přistání pouzdra sondy Veněra 10. Označení stejne jako u sondy Veněra 9. Ve střední části je zachycen pětidílný obal, který chránil během letu iluminátor telefotometru

Původní rychlost vstupu do atmosféry 10 700 m/s je balisticky snížena na 250 m/s, přičemž stabilizaci pouzdra zajišťuje speciální tlumič kmitů - v podstatě závaží uložené pohyblivé v dolní části vnějšího pouzdra. Za 30 s poté, co detektor přetížení zaregistruje pokles na 40 g, je automaticky odstřelen kryt padákového systému (ve výši asi 65 km), uvolněn výtažný padáka rychlost se sníží na 150 m/s. Prachová nálož má pak za úkol rozdělit již nepotřebný vnější aerodynamícký kryt na dvě polokoule. Horní část se odstraňuje pomocí oddělovacího padáku ihned, dolní 4 s po otevření hlavních padáků. Během 15 s sestupu na brzdicím padáku (v 62 km) klesne rychlost na 50 m/s a je možno zahájit vysílání vědeckých informací. Plavný sestup na třech hlavních padácích s plochou 180 m2 je plánován na dobu 20 minut.

Po jejich oddělení začíná rychlý sestup k povrchu planety, brzděný pouze speciálním aerodynamickým diskem. Jeho rozměry byly voleny tak, aby pouzdro přistálo rychlostí pouze 7-8 m/s. Jednou z mnoha výhod je, že nemůže dojít k zakrytí pouzdra padákem po přistání. K zajištění správně polohy pouzdra na povrchu Venuše bylo poprvé použito titanového prstence. Jeho deformace a únik plynu předem připravenými otvory sníží přistávací náraz na únosnou míru. K určení skutečné polohy pouzdra na povrchu byl vyvinut jednoduchý mechanický systém, využívající malé kuličky tlačící svou vahou na sadu detektorů. Uvnitř kulového pouzdra byly umístěny také „tepelné akumulátory“, které pohlcovaly pronikající okolní tepelnou energii a tím prodlužovaly dobu činnosti aparatury.

Dalším důležitým problémem, který museli konstruktéři pouzdra vyřešit, bylo rádiové spojení se Zemí. Vysílací anténu tvoří kovový pásek, vinutý spirálovítě na povrchu válcovité nehermetické části přistávacího pouzdra. Jako odrazové plochy bylo s výhodou použito horní části aerodynamického disku. Přesto ovšem nemohl tento systém zajistit dostatečnou intenzitu . signálu pro příjem na Zemi. Jako retranslační stanice byla proto použita ta část sondy, která byla mezitím navedena na oběžnou dráhu kolem Venuše. K přenosu ve směru pouzdro - družice bylo použito metrových vln, které se v atmosféře Venuše dobře šíří. Signály zachycené na družici byly po zpracování ihned vysílány na centimetrových a decimetrových vlnách přes parabolickou anténu směrovanou k Zemi. Na palubě družic byla i možnost záznamu a pozdějšího vysílání informace v případě potřeby. Tato metoda umožnila zvýšit rychlost přenosu informací asi stokrát proti sondám první generace.

Oddělování přistávacího pouzdra od ochranného krytu při pozemních zkouškách

Aby byla zajištěna rádiová slyšitelnost pouzdra pocelou dobu jeho činnosti v atmosféře i na povrchu (tedy téměř dvě hodiny), bylo nutné pečlivě volit dráhu obou částí sondy. Pří poslední korekci dráhy je celá sonda navedena na dopadovou dráhu a dva dny před koncem letu se obě části rozdělí. Družicové části je pak udělen impuls nutný k tomu, aby ve výši asi 1300 km obletěla planetu z druhé strany, takže při zahájení sestupu pouzdra atmosférou začíná družicová část právě vystupovat nad obzor. Vzhledem ke své vysoké dráze se pohybuje tak pomalu, že může zajistit retranslaci po několik hodin.

V této souvislosti je třeba se ještě zmínit o dalším rozdílu mezi koncepcí letu sond obou generací. Sondy Veněra 3-7 přístávaly prakticky kolmo (Veněra 7 např. pouze 11,5° od místní vertikály). Tím bylo značně usnadněno přesné zamíření sondy za cenu vysokého přetížení (přes 350 g) a nutnosti přistát pouze na temné straně planety. Veněra 8 byla první sondou, která přistála na osvětlené straně - protože odchylka od vertikály byla 30°, dostala se však jen nedaleko místa, kde Slunce vycházelo. Nové sondy Veněra 9 a 10 musely přistávat na osvětlené straně (prakticky v místní poledne), aby bylo zajištěno dostatečné osvětlení na povrchu. Proto vstupovaly do atmosféry šikmo, pod úhlem asi 70 ° k místní vertikále. Maximální přetížení se tím sice zmenšilo asi na 200 g, ale navedení muselo být mnohem přesnější. Místo přistání přitom není ze Země viditelné, což dále zdůraznilo důležitost retranslace přes družici.

Schéma sond Veněra 9 a 10 v porovnání se sondami Mars 4,5 a 6,7: 1 - vědecká aparatura; 2 - směrovaná (parabolická) anténa; 3 - nádrže s pohonnými látkami; 4 - ohřívací radiátor systému tepelné regulace; 5 - detektor Země; 6 - detektor hvězdné orientace; 7 - detektor Slunce; 8 - málosměrovaná anténa; 9 - přístrojový úsek (průměr 2,4 m); 10 - nádrž plynu pro orientaci; 11 - chladicí radiátor; 12 - plynové trysky systému orientace; 13 - sluneční baterie; 14 -magnetometr

Popsaná technická řešení a větší kapacita nosné rakety umožnily podstatně rozšířit okruh vědeckých měření. Hlavní novinkou byla instalace dvou telefometrů na každém z přistávacích pouzder. Jejich princip je stejný jako u telefotometrů použitých na měsíčních sondách typu Luna, Mars druhé generace a v USA Pioneer 10 a 11 a Viking 1 a 2. Jednoduchý fotometr s mechanicky pohyblivým zrcátkem zajišťuje značnou spolehlivost při dostatečném objemu přenášené informace. Výsledný panoramatický snímek má délku 180°, šířku 40° a připadá na něj 514 řádek skládajících se vždy ze 115 bodů. Rychlost přenosu byla volena tak, aby celý snímek byl získán (a současné vyslán) během 30 minut. Největším problémem bylo' vyřešení hermetizace iluminátorů - nakonec bylo použito dvojího druhu těsnění pro vakuum a pro vysoký tlak. Na každém pouzdru byly instalovány dva telefotometry a čtyři reflektory, které měly přisvětlovat povrch. Fotometry byly umístěny pod úhlem 45° k vertikále, a proto zabíraly jak nejbližší okolí (detaily velké až 20-30 mm), tak i obzor.

K dalšímu vybavení přistávacího pouzdra patří radiační hustoměr pro určení hustoty horniny v místě přistání. Tento přístroj se po přistání uvolňuje a „přisaje se” na povrch planety. Zastoupení radioaktivních prvků (uran, thorium, draslík) se určuje mnohakanálovým spektrometrem, který registruje paprsky gama vyzařované těmito prvky. Během sestupu i po přistání bylo plánováno měření rychlosti větru, a to jak z doplerovského posunu frekvence vysílání (jak tomu bylo u předchozích sond), tak i palubními anemometry.

V horní válcové nehermetické části byla umístěna aparatura pro měření během sestupu. Byl to především hmotový spektrometr, umožňující přesně zjistit složení atmosféry, zejména množství příměsí, které by mohly vysvětlit vznik různých vrstev mraků. Zdokonalen byl také přístroj pro registraci osvětlení během sestupu v atmosféře ina ovrchu. Na rozdíl od fotometru použitého poprvé na sondě Venera 8 bylo nyní m ření rozděleno na řadu intervalů vlnových délek od íial až do blízké infračervené oblasti. Detailně byly sledovány vybrané absorpční pásy C02 a H20 V infračervené oblasti. Přítomnost aerosolů registroval komplex přístrojů užívající rozptylu umělého světla V atmosféře (ve výši 63-34 km, respektive 63-18 km.)

Schéma sestupu přistávací části sondy Veněm 9 na povrch planety

Přistávací pouzdro sand Veněra při pozemních zkouškách. Vhorní části je vědecká aparatura pro měření ve velkých výškách a na jejím povrchu vysílací anténa. Ve střední částije aerodynamický disk, v dolní hermetické pouzdro, npevněne' na titanovém přistávacím prstencí. Vhomí části kulového pouzdra je vidět jeden z fotometrů, dole tři osvětlovací reflektory

Také na družicové části mohla být umístěna rozmanité vědecká aparatura. Především to byla sada spektrometrů, radiometrů a fotopolarimetrů určených pro komplexní dlouhodobý průzkum atmosféry Venuše z oběžné dráhy. Tyto přístroje byly umístěny tak, aby jejich optická osa mířila rovnoběžně s podélnou osou družice. Při správné stabilizaci družice tak byla zajištěna jejich orientace na planetu při každém průchodu pericentrem oběžné dráhy. Speciální experiment byl věnován registraci světla noční oblohy na Venuši a zjištění charakteru fotochemických reakcí, které ho vyvolávají.

Ultrafialový spektrometr, vyvinutý společně s francouzskými vědci, je určen k měření teploty vysoké atmosféry Venuše a poměru vodíku a deutéria. Lapač iontů umožňuje registrovat energetická spektra iontů a elektronů v těchto oblastech. Na palubě byl i telefotometr stejné konstrukce jako na přistávacím pouzdře, ale vybavený ultrafialovým filtrem pro rozlišení podrobností v mracích.

K přístrojům, které byly určeny k nepřetržitému měření, patří magnetometr pro případné zjištění slabého magnetického pole Venuše a detektor nabitých částic pro sledování interakce částic slunečního větru s planetou. Rádiového vysílače družice je možno využít ke dvěma experimentům. Především při každém zákrytu družice za planetou dochází ke zkreslení signálu procházejícího neutrální a ionizovanou atmosférou planety a z těchto změn je možno přesně určit parametry těchto vrstev. Rádiový vysílač také umožňuje přesně měřit oběžnou dráhu družic a její změny, které závisejí na tom, jaké je gravitační pole Venuše. Protože Venuše nemá žádnou známou přirozenou družici, její gravitační pole je zatím známo jen nepřesné.

Průběh letu obou sond

Raketa typu Proton s kosmickou sondou Veněra 9 na palubě startovala 8. června 1975 okolo 3.37 SEČ z kosmodromu Bajkonur. Urychlovací blok (poslední stupeň) byl nejprve naveden na parkovací dráhu ve výši 170 km nad Zemí a po vykonání asi 3/4 oběhu jeho motor urycth sondu na potřebnou rychlost. Start z oběžné dráhy byl monitorován lodí „Kosmonaut Vladimír Komárov“, kotvící ve Středozemním moři. Během 136 dní meziplanetárního letu překonala sonda vzdálenost přes 300 Gm, a bylo s ní navázáno 90 rádiových spojení. Data provedení dvou korekci dráhy nebyla oznámena.

Dva dny před příletem k planetě (tedy 20. října) se přistávací pouzdro, jehož aparatura byla předtím podchlazena na -10 °C, oddělilo od sondy, která po korekci pokračovala V letu a 22. října okolo 4. hodiny SEC byla raketovým motorem navedena na dráhu se sklonem 34° 10' k rovníku, periodou 48 h 10 min a výš-kou 1510-112 200 km nad povrchem Venuše. Stala se tak první umělou družici Venuše v historii.

Přistávací pouzdro vstoupilo do atmosféry pod úhlem 67,5° k vertikále. 22. října ve 4.58 SEČ, kdy začalo aerodynamické brzdění. V 5.12 dosáhl tlak 71 kPa, teplota 45 °C a v ní oblačné vrstvy byl hlavní padákový systém v 5.16.23 SEC ve výši méně než 50 km oddělen a začal rychlý sestup k povrchu. Když okolní tlak stoupl na 5,4 MPa a teplota na 446 °C,uvnitř pouzdra bylo pouze 17 °C. Za 75 min po vstupu a po 68 min měření přistálo pouzdro Veněry 9 na povrchu planety. Došlo k tomu v 6.13 SEC, prakticky ve středu osvětlené části planety, na 31° 42' s. š., na náhorní planině asi 2 km nad středním poloměrem planety. Atmosférický tlak na povrchu byl 8,8 MPa, teplota 485 °C a rychlost větru 0,5 m/s. Dvě minuty po přistání bylo zahájeno snímkování okolí. Zpočátku byl videosignál přijímán s poruchami, ale pak se kvalita upravila. Po vyslání celého snímku (asi za 30 min) bylo vysílání opakováno. Přestože bylo okolí sondy přisvětlováno reflektory, na snímku se to neprojevilo, protože přirozené osvětlení bylo dostatečné. Vysílání z povrchu trvalo 53 min, teplota uvnitř pouzdra dosáhla nakonec 56 °C. Největším překvapením byl objev kamenů o velikosti 300-400 mm s ostrými hranami, což svědčí o nedávné geologické aktivitě Venuše.

Sonda Veněra 10 byla z kosmodromu Bajkonur vypuštěna 14. června krátce po 4. hodině SEC a z parkovací dráhy kolem Země se dostala v 5.30. Během 133 dní meziplanetárního letu prováděla vědecká měření. Korekce dráhy se uskutečnily 21. června a 18. října 1975. Přistávací pouzdro se oddělilo 23. října a družicová část byla navedena na oběžnou dráhu 25. října ve 4.06 SEC. Sklon dráhy k rovníku byl 29° 30', perioda 40 h 23 min, výška nad povrchem planety 1620-113 900 km.

Přístrojové pouzdro vstoupilo do atmosfé 25. října v 5.02 SEČ pod úhlem 67,5° k vertikále. Ve výši okolo 100 km dosáhlo přetížení maxima 168 g, vnitřní teplota +8 °C, vnější 12 000 °C. Hlavní padákový systém se oddělí] v 5.20 ve výši 49 km, vnější tlak byl chvíli poté 0,32 MPa, teplota okolí 158 °C. V okamžiku přistání dosáhl tlak 9,02 MPa (uvnitř 0,2 MPa), teplota 465 °C (uvnitř 23 °C), rychlost větru byla v rozmezí 0,8-1,3 m/s. K přistání došlo v 6.17 SEČ, ve vzdálenosti 2200 km od místa přistání první sondy. Výška Slunce nad obzorem byla o něco vyšší, planetografická šířka naopak menší. Vzdálenost družice a pouzdra byla zpočátku 13 000 km a neustále se zvětšovala, podobně jako vzdálenost Venuše-Země přes 87 Gm). Také snímek okolí místa přistání pouzdra Veněra 10 se podařilo vyslat na Zemi ve výborné kvalitě. Místo přistání má jiné geologické charakteristiky než u Veněry 9, kameny jsou zřejmě starší, se zaoblenými hranami a je jich méně. Sonda pokračovala ve vysílání až do 7.22 (tedy rekordních 65 min) a pak byla na povel ze Země vypnuta. Vnitřní teplota vystoupila na 60 °C.

Po úspěšném dokončení letu obou přistávacích pouzder se pozornost soustředila na družicové části kosmických sond. Při nejbližším průletu pericentrem dráhy byly získány první detailní snímky oblačné vrstvy, které potvrdily spirálovitou strukturu mraků, poprvé zjištěnou na snímcích ze sondy Mariner 10. Do 21. listopadu 1975 vykonaly obě družice 15, resp. 13 oběhů kolem planety a bylo s nimi navázáno 40, resp. 35 rádiových spojení. Venuše se v té době vzdálila od Země na 119 Gm. Za tři měsíce letu, tedy do 22. ledna 1976, vykonala Veněra 9 celkem 46, Veněra 10 pouze 44 oběhy (perioda oběhu je delší). I na vzdálenost 183 Gm pokračoval přenos unikátních vědeckých informaci.

Pro nedostatek místa jsme zde neuvedli podrobněji výsledky měření obou sond, ale vrátíme se k nim, jakmile budou publikovány podrobnější články ve vědeckých časopisech.

Práhy
Za obsah komentáře zodpovídá jeho autor.

Stránka byla vygenerována za 0.067650 vteřiny.