Continuăm analiza exhaustivă a misiunii sondei spaţiale Messenger cu o prezentare de detaliu a caracteristicilor planetei Mercur, cât şi a instrumentelor ştiinţifice cu care este echipată sonda şi a rolului acestora în studierea celei mai mici planete a sistemului nostru solar.
Sonda Messenger - ţinta Mercur (1)
Mercur
Mercur este cea mai mică planetă a sistemului solar, cu o rază medie de numai 2439.7 km, adică la o valoare de 0.38 din raza medie a Pământului. În ciuda acestui fapt Mercur ocupă a doua poziţie după Pământ în ceea ce priveşte densitatea, bifând 5427 g/cm3 (faţă de 5515g/cm3). Mercur a stârnit interesul observaţiilor terestre încă din cele mai vechi timpuri, dar poziţia sa unică în spaţiu a împiedicat culegerea unor informaţii detaliate. Aceasta în ciuda faptului că, observat de pe Pământ, Mercur apare la magnitudini luminoase între -2.3 şi 5.7.
De ce este totuşi atât de puţin cunoscut Mercur?
În primul rând datorită orbitei sale: fiind cea mai apropiată planetă de Soare, Mercur apare cea mai mare parte a timpului în direcţia Soarelui (cea mai mare separare unghiulară faţă de un observator terestru nu depăşeşte 28.3 grade), şi drept urmare sunt foarte rare ocaziile când planeta poate fi vizualizată în condiţii optime de către observatoarele terestre.
Mercur, care în pofida ipotezelor vehiculate în antichitate nu are sateliţi naturali, are o orbită eliptică înclinată cu 7 grade faţă de cea a Pământului, cu apogeul la 69.816.900 km (adică aproximativ 0.46 unităţi astronomice) şi perigeul la 46.001.200 km (sau 0.30 AU), având deci o excentricitate de 0.21 şi cu o perioadă orbitală de 87.969 zile.
Mercur are axa proprie de rotaţie aproape perpendiculară (89.97 grade) faţă de planul orbital şi se roteşte la o viteză foarte scăzută, realizând 3 rotaţii complete în 2 perioade orbitale. De aceea o zi solară a lui Mercur durează aproximativ 176 zile terestre, în timp ce o zi siderală durează 58.7 zile terestre.
Se crede că miezul planetei ocupă 42% din volumul său şi este în mare parte format din fier. În jurul nucleului există o manta de silicaţi cu grosimea de 500-700 km, deasupra o crustă de 100-300 km, suprafaţa fiind brăzdată de cratere şi largi crevase ce îi dau un aspect asemănător celui lunar. Temperatura medie la suprafaţă este de 442.5 grade Kelvin, dar variază în gama 100K - 700K. Spre exemplu, fata expusă acţiunii solare are o temperatură cuprinsă între 700K la perigeu (când planeta este cel mai aproape de Soare) şi 550K la apogeu (la distanţă maximă). În acelaşi timp, temperatura pe faţa aflată în umbra scade până la 110K. În paralel, craterele din regiunea polară au temperaturi de sub 100K, favorizând cel mai probabil prezenţa unor calote de gheaţă. Oamenii de ştiinţă estimează că aceste regiuni polare ar putea găzdui aproximativ 10e14 – 10e15 kg de apă în stare solidă.
Mercur are o atmosferă extrem de rarefiată şi instabilă, pierzând încontinuu atomi şi înlocuindu-i cu alţii proveniţi fie din spaţiu (cea mai mare parte aduşi de vântul solar), fie din activitatea radioactivă a crustei. În termeni strict ştiinţifici, atmosfera conţine 42% oxigen, 29% sodiu, 22% hidrogen, 6% heliu, 0.5% potasiu, dar prezintă şi procente mai mici de argon, azot, dioxid de carbon, xenon, kripton, neon.
Mercur are un câmp magnetic de intensitate scăzută (aproximativ 1.1 % din cea înregistrată în cazul Pământului), atingând valori de 300nT la ecuator, dar suficient ca să creeze o magnetosferă în jurul planetei. Interacţiunea acestei magnetosfere cu vântul solar creează vârtejuri magnetice în spaţiul din apropiere.
Cum spuneam şi la începutul articolului, explorarea planetei folosind sonde spaţiale este abia la început de drum, doar 45% din suprafaţă fiind cartografiată la momentul actual. Au rămas foarte multe întrebări la care oamenii de ştiinţă speră să răspundă după ce Messenger îşi va încheia activitatea de investigator în apropierea lui Mercur.
Instrumente ştiinţifice
Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer (MASCS)
MASCS, construit de Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado, cântăreşte 3.1 kg şi consumă 6.7 W. Instrumentul combină 2 elemente – UVVS (Ultraviolet and Visible Spectrometer) şi VIRS (Visible and Infrared Spectrograph) şi va întoarce aproximativ 2.7 Gb de date în cele 12 luni de funcţionare.
UVVS va ajuta la înţelegerea proceselor care au generat şi menţin atmosfera lui Mercur, la legătura de cauzalitate între suprafaţa şi compoziţia atmosferică, la dinamica materialelor volatile pe şi în apropierea planetei, cât şi la natura substanţelor din regiunea polilor ce s-a observat că reflectă undele radar. Toate acestea prin determinarea compoziţiei şi structurii exosferei, dar nu numai, instrumentul fiind capabil să realizeze de asemenea observaţii la nivelul solului. Câmpul vizual variază între 1 x 0.5 grade (în atmosferă) şi 0.023 x 0.023 grade la nivelul solului, iar instrumentul este deservit de trei tuburi multiplicatoare care funcţionează în gama ultraviolet (115-190 nm), ultraviolet mediu (160-320 nm) şi respectiv vizibil (250-600 nm).
VIRS va măsura emisiile luminoase fie că este vorba de gama vizibilă, fie de infraroşu apropiat (0.3-1.45 µm), în căutarea prezenţei unor materiale precum fierul şi titanul. Câmpul vizual este de 0.023 x 0.023 grade iar instrumentul va asigura o rezoluţie la sol între 100 m şi 7.5 km şi o rezoluţie spectrală de 4nm. Cele 2 spectre vor fi observate de 2 detectori diferiţi – cel infraroşu de un detector în linie cu 256 pixeli construit în tehnologie InGaAs (Indiu-Galiu-Arsen) şi cel vizibil de un detector de asemenea în linie format din 512 pixeli în tehnologie Si (Siliciu).
X-ray Spectrometer (XRS)
XRS, construit de Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory după un model similar ce a zburat pe satelitul NEAR-Shoemaker, cântăreşte 3.4 kg şi are un consum de 6.9 W, aşteptându-se să întoarcă aproximativ 1.5 Gb. Compus din 3 componente – 3 detectoare MXU (Mercury X-ray unit), SAX (solar assembly for X rays) şi MEX (main electronics for X-rays) instrumentul are un câmp vizual de 12 grade şi poate măsura emisii din gama 1-10 keV.
Cu ajutorul celor 3 detectoare MXU oamenii de ştiinţă spera să măsoare, la rezoluţii de 20 km, emisiile de raze X ale elementelor acumulate sub scoarţa planetei (Mg, Al, S, Ca, Ti, Fe) şi astfel să determine compoziţia chimică şi istoria geologică a lui Mercur. În paralel, senzorul SAX este capabil să măsoare variaţia fluxului solar care afectează planetă.
Mercury Dual Imaging System (MDIS)
MDIS este un instrument de 8 kg, cu un consum de 7.6 W, construit de aceeaşi JHU/APL. Este compus de fapt din 2 camere WAC (wide-angle camera) şi NAC (narrow-angle camera), ambele având ca senzori CCD-uri şi fiind plasate pe platforme mobile ce facilitează captura imaginilor fără a mai fi nevoie de rotirea întregului satelit către o anumită ţintă. WAC are un câmp vizual de 10.5 x 10.5 grade şi poate observa Mercur prin 11 filtre colorate diferite şi monocrom, la lungimi de undă cuprinse între 395 şi 1040 nm, din a căror comparaţie se vor putea distinge diferitele tipuri de roci ce compun suprafaţa planetei. NAC are un câmp vizual de 1.5 x 1.5 grade, cu o rezoluţie la sol de până la 18 m şi capturează imagini alb-negru.
Gamma-Ray and Neutron Spectrometer (GRNS)
GRNS este din nou un instrument compus din 2 elemente - GRS (gamma ray spectrometer) şi NS (neutron spectrometer). GRS este construit de JHU/APL, Patriot Engineering, Lawrence Berkeley National Laboratory şi Lawrence Livermore National Laboratory, cântăreşte 9.2 kg, consumă 16.5 W şi se aşteaptă să achiziţioneze până la 3.9 Gb de date.
GRS măsoară emisiile de radiaţie gama expediate de suprafaţa planetei sub influenţa razelor cosmice sau emisia radioactivă naturală (a unor atomi de K,Th,U) - căutând să realizeze o analiză geologică pe baza semnăturii individuale a fiecărui element chimic prezent acolo (H, Mg, Si, O, Fe,Ti, Na, Ca). GRS are un senzor bazat pe un cristal de Ge răcit criogenic până la -183 grade Celsius.
NS este un instrument construit de Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, Patriot Engineering şi Los Alamos National Laboratory. Cântăreşte 3.9 kg şi consumă aproximativ 6 W. Măsoară energia neutronilor emişi de suprafaţa planetei sub acţiunea razelor cosmice, căutând în special concentraţia atomilor de hidrogen ce semnalează potenţiala prezenţă a apei (pe principiul fizic că energia neutronilor scade brusc la coliziunea cu atomi uşori cum sunt cei de hidrogen).
Mercury Laser Altimeter (MLA)
MLA, construit de NASA Goddard Space Flight Center, cântăreşte 7.4 kg şi are un consum de 16.4 W, fiind inspirat dintr-un experiment similar ce a zburat în trecut şi pe platforma Mars Global Surveyor. În total, în cele 12 luni de funcţionare, se aşteaptă să producă aproximativ 1.5 Gb de date constând în topografierea emisferei nordice, lucru ce va ajuta la caracterizarea istoriei geologice, la stabilirea exactă a formei, a axei de rotaţie şi a libraţiei lui Mercur, la măsurarea dimensiunilor şi condiţiei actuale a nucleului planetei.
Principiul de funcţionare este simplu: un emiţător infraroşu laser transmite 8 pulsuri cu lungimea de undă 1064 nm, energia de 20mJ şi divergenţa sub 50mrad la fiecare secundă, iar undele reflectate de suprafaţa planetei vor fi recepţionate de 4 receptoare speciale care vor măsura timpul scurs între emisia pulsului şi recepţia lui înapoi la satelit (cu o acurateţe de recepţie de 3.3 ns, care se traduce într-o precizie de 0.5 m). Pe sol pulsul are o arie de împrăştiere de 10-50m, cu o separare între spoturi (în direcţia de deplasare a satelitului) de 100-300m. MLA poate funcţiona nominal până la o altitudine de 1500 km (de unde asigură o rezoluţie de 30 cm).
Energetic Particle and Plasma Spectrometer (EPPS)
EPPS, construit de Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory şi University of Michigan, cântăreşte 3.1 kg şi are un consum de 7.8 W, fiind montat în partea superioară a satelitului. Instrumentul, care se aşteaptă să returneze aproximativ 4.4 Gb de date în anul său de operare în jurul planetei, este construit practic din 2 componente distincte: FIPS (Fast Imaging Plasma Spectrometer) şi EPS (Energetic Particle Spectrometer).
FIPS detectează ionii de H, 3He, 4He, O, Ne, Na, K, S, Ar şi Fe, măsurând raportul dintre energia şi sarcina particulelor (0-10 keV/q), dar şi viteza şi distribuţia lor în spaţiu, măsurată indirect din timpul în care particulele ajung la detectorul principal (undeva între 50 şi 500 ns).
EPS va măsura spectrul energetic, compoziţia atomică şi distribuţia în spaţiu a ionilor cu energie cinetică mare, cuprinsă între 10 keV-5 MeV (H, He, CNO, Fe), dar şi a electronilor cu energie cuprinsă între 20 şi 700 keV.
Radio Science (RS) experiments
RS foloseşte sistemul de comunicaţie aflat la bord (2 transpondere în banda X, MGA-medium gain antenna, LGA-low gain antenna şi cele 2 aşa-numite “phased arrays”) pentru măsurarea foarte precisă a vitezei şi poziţiei satelitului (cu o acurateţe de până la 0.1 mm/s). Variaţia vitezei este apoi folosită pentru determinarea efectelor gravitaţiei, din care mai târziu se poate determina distribuţia masei în interiorul planetei. Similar, din determinarea precisă a poziţiei lui Messenger, se poate determina libraţia lui Mercur şi din observaţiile radio se poate determina exact forma planetei.
Credit: NASA
Accesaţi şi pagina: Model virtual al planetei Mercur
Articolul original: De la Pamant la Mercur- sonda spatiala Messenger scrie istorie - partea a 2-a.
Sonda Messenger - ţinta Mercur (3)
