Üstökösvadászok

A VEGA program

Az üstökösök a Naprendszer ősi anyagait tartalmazzák, kutatásuk a Naprendszer keletkezési elméletét pontosítja. A Halley-üstökös 76 évente kerül földközelbe, legutóbb, 1986-ban egyedülálló lehetőség kínálkozott az üstökös műszeres megfigyelésére. 1984. december 15-én és 21-én két azonos felépítésű űrszonda, a VEGA–1 (Venyera Gallej) és a VEGA–2 startolt, indulási tömegük egyenként 4920 kg volt. A VEGA program kombinálta a Vénusz kutatását a Halley-üstökös közvetlen vizsgálatával: a három tengelyre stabilizált szondák a Venyera programnál használt technikai eszközökre épültek.

TV System integrálása az IKI-ben a VEGA technológiai példányra (Forrás: RMKI/IKI)

2016 júniusában a szondák a Vénusz mellett elhaladva mérőegységeket indítottak (1520 kg-os, 240 cm-es gömbben) a bolygó légkörébe és felszínére, amelyek mérték a légkör összetételét és fizikai paramétereit, valamint tanulmányozták a felszínt, majd a Vénusz gravitációs erejét felhasználva (hintamanőver) a két szondát felgyorsítva a Halley-üstökös felé irányították.

A Halley-üstökös pályája retrográd (keringése a Földével ellentétes irányú), pályasíkja 18 fokos szöget zár be az ekliptika síkjával. 1985. november 9-én a perihélium előtt, majd 1986. március 10-én a napközel után metszette az ekliptika síkját. A találkozás az indítórakéta korlátozott energiája miatt az ekliptika síkjában volt lehetséges, és az üstökös aktívabb állapotában volt célszerű, azaz a perihélium után.

Az első szonda 1986. március 6-án, a másik három nappal később érkezett az üstököshöz. Az üstökös magjának pályáját csak több ezer kilométeres pontossággal lehetett megismerni, ezért az első szonda kb. 10 000 km-re, míg a második kb. 3000 km-re repült el a Halley-üstökös mellett. A találkozás pillanatában az üstökösmaghoz képest a szondák relatív sebessége 76 km/s volt, a Földtől való távolságuk pedig 160 millió km. A nagy relatív szögsebesség következtében csak mintegy ±30 perc volt közeli szakasznak tekinthető. A kommunikációs időt figyelembe véve a Földről való irányítás kizárt volt, minden műszernek saját intelligenciája alapján kellett megoldani mérési feladatait. A VEGA szondák mérései alapján vált lehetővé az Európai Űrügynökség (European Space Agency, ESA) Giotto űrszondájának közelebbi pályára való vezérlése.

A VEGA szondák műszerei

A VEGA tudományos programja széles körű nemzetközi együttműködésben (Szovjetunió, Ausztria, Bulgária, Csehszlovákia, NSZK, Franciaország, NDK, Lengyelország és Magyarország) jött létre. Az űrszondák azonos műszereket hordoztak, amelyek négy csoportba sorolhatók: optikai megfigyelők, a mágneses tér mérésére szolgáló eszközök, a töltött és semleges részecskéket vizsgáló műszerek, valamint a kóma porösszetételét és energiaeloszlását vizsgáló műszerek. A tudományos műszereket egészítette ki a parancsvevő és -szétosztó, a központi adatgyűjtő (BLISZI) és az irányérzékeny optikai eszközök elforduló platformja.

A VEGA szondák műszerei, a Vénuszhoz érkezés előtti állapot (Forrás: IKI)

Az optikai műszerek közt volt a látható tartományban működő képfelvevő és -követő rendszer, az ún. TV System (TVS), amelynek az üstökös magját és környezetét kellett követnie, majd a felvett képeket a Földre továbbítania. A TVS egy mozgatható platformon foglalt helyet, és keskeny látószögű kamerát (Narrow Angle Camera, NAC), széles látószögű kamerát (Wide Angle Camera, WAC) és elektronikai egységet tartalmazott. A TVS optikai részeit francia és szovjet tudósok készítették. A WAC-ot a környezet durva behatárolására és a NAC vezérlésére használták. A NAC alapfeladata az volt, hogy felvételeket készítsen az üstökös magjáról és környezetéről, míg a WAC az elforduló platformot vezérelte az üstökös magjának követésére.

Magyar részvétel

Mindkét kamera a maga idejében korszerű, 512×576 pixeles CCD-detektorokat használt. A két kamera együttes lehetséges maximális adatátviteli sebessége 48 kbps volt, ami nem volt elég a CCD-k teljes tartalmának átviteléhez, ezért csak egy 1/10 méretű ablakot tudtak közvetíteni a fényesség központjának környezetében. Az expozíciós időt alacsonyan kellett tartani a képhomályosság elkerülésére, ugyanakkor nem lehetett kevesebb 0,01 s-nál a megfelelő érzékenység érdekében. A keskeny látószögű kamera 10 000 km távolságból 200 m-es felbontással fényképezte az üstökös magját. Ezt egy viszonylag nagy sávszélességű (80 nm), 500–1500 nm határok között működő szűrőrendszer tette lehetővé. A WAC szűrője 630 és 760 nm között dolgozott. A NAC fókusztávolsága 1200 mm volt, f/6-os f-számmal és 0,5 fokos látószöggel; a WAC paraméterei 100 mm, f/2 és 4 fok voltak. A kameráknak tisztán tudományos feladatukon, az üstökös magjának fényképezésén túl információt kellett szolgáltatniuk a szonda trajektóriájáról az üstököshöz képest.

A VEGA-2 által készített nyers képek, a megközelítés különböző fázisaiban (Forrás: RMKI/IKI)

A KFKI Részecske és Magfizikai Kutatóintézet (RMKI; ma Wigner Fizikai Kutatóközpont) szakemberei fejlesztették a VEGA szondák képfelvevő és -követő rendszerét. A TVS elektronikája két 8 bites mikroszámítógépet tartalmazott, valamint több egyedi áramkört a képfeldolgozás gyorsítására. Az egyik processzor a képfelvételt irányította és a Földdel kommunikált, míg a másik az üstökös felismerését és a mag követését irányította. Az űrkutatás történetében először fordult elő, hogy követés valós idejű fedélzeti képfeldolgozás alapján történt. A követést két tartalék rendszer támogatta. A tartalék rendszerek eltérő technológiával készültek annak elkerülésére, hogy esetleges szisztematikus tervezési vagy alkatrészhibák a teljes rendszert működésképtelenné tegyék. A TVS először készített képet (1986) üstökösmagról, amit korábban a Földről nem lehetett látni. A TVS több mint 1000 képet továbbított a Földre, és először vált lehetővé egy üstökös magjának megfigyelése. A képek és a mért adatok alapján sikerült kidolgozni az üstökösmag háromdimenziós dinamikus modelljét, és fontos felismerések születtek az üstököst körülvevő plazmáról. Az üstökösök magjait a Naprendszer legősibb, legprimitívebb képződményeinek tartják, ezért a kutatásuk jelentősen hozzájárult a Naprendszer keletkezésének megismeréséhez.

Az RMKI fejlesztette a Tünde nevű töltöttrészecske-detektort is, az űrplazma tanulmányozására szolgáló kis energiás elektronok és ionok analizátorát (Plazmag) pedig a KFKI Atomenergia Kutatóintézet (AEKI; mai nevén Energiatudományi Kutatóközpont) készítette. A Budapesti Műszaki Egyetemen (BME) fejlesztették ki az egyes tudományos berendezések adatait begyűjtő rendszert (BLISZI), amely 3 kbit/s lassú és 65 kbit/s gyors telemetriai adattovábbítást biztosított a rádióegység útján a Föld felé. Szintén a BME fejlesztése volt a TVS tápegysége is.

Űrküldetés az ismeretlenbe

Szokatlan küldetésre vállalkozik az Európai Űrügynökség (ESA). Az űreszközök tervezésekor általában első lépés a célpont meghatározása. Ezzel szemben a Comet Interceptor (CI) küldetést úgy indítják útnak, hogy egyelőre ismeretlen a célpontja. (A megoldás nem példa nélküli, a NASA New Horizons szondája már úton volt a Plútó felé, amikor eldöntötték, hogy megközelít egy második célpontot is, de azt csak később fedezték fel.) A CI szondát a Földtől 1,5 millió km-re lévő Lagrange-pont környékén parkolópályára állítják, és ott várakozik, amíg a csillagászok a földi óriástávcsövekkel felfedezik az egyenesen az Oort-felhőből érkező célpontját. Ekkor a lesben álló szonda támadásba lendül, és lecsap „áldozatára”. Innen ered a neve is, a katonai repülésben az interceptor az elfogó vadászgépet jelenti.

Az üstökösök azért jelentenek izgalmas kutatási célpontot, mert nagyjából olyannak őrizték meg a Naprendszer ősi anyagát, amilyen az Naprendszerünk keletkezésekor lehetett. A jól ismert pályákon keringő, úgynevezett rövid periódusú üstökösök esetében ez csak korlátozottan igaz, ezért még érdekesebb egy olyan üstököst tanulmányozni, amelyik most először jár a Naprendszer belső térségében, vagyis ősi anyaga a többi üstökösénél is érintetlenebb. Ezért kell a szondának akár 2–3 éven át készenlétben várakoznia az alkalmas, ősinél is ősibb anyagú üstökös felbukkanására, ha ugyanis csak annak felfedezése után kezdenék tervezni és építeni az űrszondát, akkor lekésnének az addigra már örökre távozó célpontról. A küldetés tervezői arra számítanak, hogy a starttól számított öt éven belül sikerül a küldetést végrehajtani. Ha mégsem sikerülne a várakozó CI számára megközelíthető, hosszú periódusú üstököst felfedezni, akkor a kutatók kénytelenek lesznek beérni a rövid periódusú Schwassman–Wachmann-üstökös vizsgálatával.

A CI valójában három szondából áll, amelyek a célpont közelében, néhány héttel a megközelítés előtt szétválva, három különböző pályán közelítik meg az üstököst, ezzel térbeli képet próbálnak kapni az égitestről. A fő szonda biztonságos, kb. 1000 km távolságban halad el az üstökösmagtól, a két kisebb közül az egyik behatol a kóma (az üstökös „feje”) sűrűbb részébe, a másik pedig a lehető legközelebb próbál jutni a maghoz, utóbbi valószínűleg nem éli túl a találkozást. A találkozót úgy próbálják tervezni, hogy az a Naptól kb. 1 csillagászati egység távolságban történjék.

A fő szondát és az egyik kisebbet az ESA tagországainak vállalatai készítik, míg a másik kis szonda a Japán Űrügynökség hozzájárulása lesz. A CI induló tömegét legfeljebb 1000 kg-nak tervezik, a pontos részletek még formálódnak. A legfontosabb tudományos célok az üstökösmag alakjának, struktúrájának és összetételének, illetve az égitest kómáját alkotó gáz kémiai összetételének meghatározása. A fő szondára a látható és a közeli infravörös sugárzás tartományában működő kamera is kerül, emellett a három szonda műszerei áthaladás közben mérik a por sűrűségét és eloszlását, a mágneses teret, valamint az üstökös plazmaanyaga és a napszél közti kölcsönhatást.

A küldetés szempontjából komoly nehézséget jelent, hogy a célpont kiválasztásában erőteljesen szeretnének a 2023-ra elkészülő Vera Rubin Obszervatórium megfigyeléseire támaszkodni (a Chilében épülő csillagvizsgáló főműszere a Simonyi Survey Telescope, korábbi nevén LSST, amely a fő adományozóról, a magyar származású űrhajósról, Charles Simonyiról kapta a nevét). Sajnos éppen ez a teljes égboltot pásztázó óriástávcső lesz az, amelynek a munkáját az addigra Föld körüli pályára kerülő műholdseregek legjobban fogják zavarni. Ez megnehezíti a CI számára alkalmas üstökös felfedezését.

A Comet Interceptort a tervek szerint 2028-ban az ESA ma még csak készülő, de addigra már nem is olyan új Ariane–6 hordozórakétájával tervezik pályára állítani. Útitársa az ARIEL nevű, szintén az L2 Lagrange-pont felé tartó, az exobolygókat kutató űrszonda lesz. A két űreszközben nemcsak a hordozórakétájuk közös, hanem az is, hogy mindkettő elkészítésébe magyar mérnökök is bekapcsolódnak.

Az Admatis Kft. a Comet Interceptor központi szondájára kerülő, német–svájci–lengyel–magyar együttműködésben épülő kamerához (Comet Camera, CoCa) készít a fölösleges hőt kisugárzó radiátort, a hideg környezetben a szonda túlélését biztosító melegítőrendszert és egy sor további termooptikai alkatrészt. Ugyanezen kamera elektronikus egységeit és szoftverjét az SGF Kft. készíti el. Emellett a szonda tudományos programját összeállító és eredményeit feldolgozó, 130 fős nemzetközi csoportban több mint húsz ország tudósai között a Wigner Fizikai Kutatóközpont és a Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont munkatársai is szerephez jutnak.

A Comet Interceptor az ESA két korábbi üstököskutató-szondája örökébe lép, ezek a múlt században a Halley-üstököst megközelítő Giotto, illetve a néhány éve a Csurjumov–Geraszimenko-üstököst vizsgáló Rosetta, és annak Philae leszállóegysége.

Források:

© 2021 - Magyar Asztronautikai Társaság. Minden jog fenntartva.