Venus Express

Alternativní názvy	-
Označení COSPAR	2005-045A
Stát	ESA
Start	2005-11-09
Cíl	Venuše

Ke startu v roce 2005 přichystala Evropská kosmická agentura (ESA) svoji první sondu k Venuši. Mise byla připravována na základě úspěšného projektu Mars Express z roku 2003 a používá v podstatě stejné konstrukce a částečně též záložních modifikovaných systémů a přístrojů. Na oběžnou dráhu kolem Venuše byla sonda navedena dne 2006-04-11. Dne 2006-06-04 byl zahájen rutinní výzkum na definitivní oběžné dráze.

Nápad na misi Venus Express se zrodil v roce 2001, když si ESA vyžádala návrhy na případné opětovné využití konstrukce sondy Mars Express. Podmínky pro návrhy byly velice přísné. Nová expedice měla být uskutečněna co možná nejdříve, tzn. do roku 2005, aby bylo možno použít stejného designu sondy k Marsu a rovněž stejných výrobních kapacit a realizačních týmů. Z řady podnětů byla nakonec jako cíl vybrána Venuše. Expedici činí výhodnou mimo jiné to, že u Venuše lze použít celou řadu vědeckých přístrojů, které byly vyvinuty pro Mars Express a kometární sondu Rosetta. Hlavním cílem je totiž studium atmosféry Venuše s vysokým rozlišením jednotlivých měřených parametrů.

Venuše zůstává i přes celou řadu úspěšných sond ze Sovětského svazu a USA velice atraktivním cílem. Venuše samotná a prostředí na ní jsou v jistých ukazatelích prakticky stejné jako na Zemi a v jiných naprosto rozdílné. Hlavní odlišnost představuje planetární atmosféra, která je neobyčejně hustá a horká a je složena ze směsi nejrůznějších "nezdravých" plynů. I po všech minulých výzkumech je stále nezodpovězena řada otázek. Dají se shrnout do následujících bodů:

globální charakteristika atmosféry;
cirkulace atmosféry;
složení atmosféry v závislosti na výšce;
působení atmosféry na povrch planety;
interakce horních vrstev atmosféry se slunečním větrem.

Experti připravili Venus Express tak, aby získali maximum údajů k řešení předchozích otázek. Záhadou je například to, jakým způsobem na planetě, která se otáčí kolem osy jedenkrát za 243 pozemských dní, vznikají v horních vrstvách atmosféry tak prudké větry, kterým stačí na oběh kolem obvodu Venuše pouhé 4 pozemské dny. Povrch Venuše je také tajemný. Nejstarší kráter odhalený radarovou sondáží má pouhých 500 mil. roků. Příčinou je možná to, že se planeta vyznačuje mimořádnou vulkanickou aktivitou. Zatímco na Zemi se sopečné síly uvolňují postupně celou řadou menších vulkanických výbuchů a otřesů půdy, na Venuši se očekávají globální erupce, které prakticky zalijí při mohutné explozi celou planetu čerstvým lávovým příkrovem. Staré povrchové útvary jsou neustále překrývány. K poslední takové obrovské erupci došlo před zmíněnými 500 mil. lety, a proto nelze nalézt starší krátery.
Pekelná atmosféra Venuše má bezpochyby také značný vliv na utváření povrchu planety podobně jako na Zemi působí oceány na pevniny.

Konstrukce

Tříose stabilizovaná sonda tvaru pravoúhlého kvádru o rozměrech 1.5x1.8x1.4 m má startovní hmotnost 1240 kg, přičemž 93 kg představuje užitečné zatížení a 570 kg připadá na pohonné látky. Na tělese sondy je instalováno všech sedm vědeckých experimentů. Elektřinu dodávají dva panely fotovoltaických GaAs článků překrytých hliníkovými pásky kvůli zmenšení tepelného zatížení. Konstrukce každého panelu obsahuje trojici kloubů, pomocí nichž jsou panely po dobu startu udržovány ve složeném stavu.
Sluneční panely byly navrženy a odzkoušeny pro provozní teploty v rozmezí -167°C až +158°C. U Země mají výkon 821 W, u Venuše na konci plánované čtyřleté mise by měly vyrábět 1468 W.
Komunikace se sondou probíhá v pásmu X pomocí vysokoziskové parabolické antény o průměru 1.3 m. Kromě toho je sonda vybavena ještě menší anténou s vysokým ziskem. Tepelná rovnováha uvnitř tělesa stanice se udržuje prostřednictvím radiátorů, vícevrstvé izolace a teplo odrážejícími kryty.

Návrh sondy vychází z realizovaného projektu Mars Express. Ve srovnání s touto stanicí lze najít podobné rysy:

koncepce systémů - přístroje upevněné na tělese, pevně upevněné antény, dva panely slunečních baterií s možností natáčení s jedním stupněm volnosti;
konstrukce - malé místní změny související s upraveným přístrojovým vybavením;
pohon - vyšší zásoba pohonných látek umožňující provádět větší změny rychlosti;
avionika - nepatrné změny v souvislosti s jiným profilem mise;
koncepce provozu - střídání pozorovací fáze Venuše na jistých úsecích dráhy s komunikačními intervaly a dobíjením akumulátorů po zbytek doby.

Naproti tomu je nutné provést několik podstatných změn kvůli novému profilu mise:

vědecké vybavení - upravené měřící přístroje s ohledem na jiný objekt zkoumání a odstranění dvou adaptérů pro nepoužitá zařízení (přistávací aparát Beagle 2, přístroj MARSIS);
blízkost Slunce - protože u Venuše je sluneční záření 4x intenzivnější než u Marsu, je nutné tomu přizpůsobit rozměry slunečních baterií, tepelnou regulaci a ochranu proti radiaci;
vzájemná poloha planet - Země pozorovaná z Marsu se nachází vždy maximálně ve vzdálenosti 40° od Slunce, naproti tomu při pohybu sondy u Venuše může být okamžitá poloha Země vzhledem ke Slunci i zcela na opačné straně - toto je třeba zohlednit při návrhu způsobů orientace sondy při rádiovém spojení;
vzdálenost od Země - maximální vzdálenost Země od Venuše je 1.7 AU a od Marsu může být až 2.7 AU - to lze vzít v úvahu při návrhu rádiové aparatury;
gravitace - gravitační pole Venuše je podstatně silnější (0.81x gravitace Země) než Marsu (0.11x), což vyžaduje větší změnu rychlosti při navádění na oběžnou dráhu (tzn. vyšší zásobu pohonných látek) a nepřímo vede k delší době oběhu a vyšší rychlosti v pericentru.

Vědecké vybavení

Vybavení zahrnuje kombinaci spektrometrů a zobrazovačů zahrnující vlnová pásma od ultrafialové po infračervenou, analyzátory plazmatu a magnetometr. Pomocí této sady bude studována atmosféra, plazmové prostředí a povrch Venuše s vysokým rozlišením. Přístrojové vybavení tvoří:

analyzátor plazmatu a energetických částic ASPERA-4 [=Analyser of Space Plasmas and Energetic Atoms] bude zkoumat neutrální částice, ionty a elektrony. Sestává ze čtyř komponent:

zobrazovač neutrálních částic NPI [=Neutral Particle Imager] zjišťuje směry proudů neutrální částic s vysokým úhlovým rozlišením;
detektor neutrálních částic NPD [=Neutral Particle Detector] měří rychlost a hmotnost neutrálních částic;
hmotový analyzátor iontů IMA [=Ion Mass Analyser] provádí detekci hlavních složek iontů (H, H₂, He a O);
elektronový spektrometr ELS [=Electron Spectrometer] se používá k měření energie elektronů.

magnetometr MAG [=Magnetometer] je určen ke zjišťování intenzity a směru magnetických polí;
planetární fourierovský spektrometr PFS [=Planetary Fourier Spectrometer] je infračervený spektrometr navržený pro vertikální sondáž atmosféry;
ultrafialový a infračervený spektrometr SPICAV [=Spectroscopy for Investigation of Charakteristics of the Atmosphere of Venus] pro sledování atmosféry obsahuje tři kanály:

ultrafialový (spektrální šířka 0.11 až 0.31 µm);
infračervený (spektrální šířka 0.7 až 1.7 µm);
kanál pro sledování Slunce přes atmosféru Venuše v infračervené oblasti SOIR [=Solar Occultation at Infrared] (spektrální šířka 1.8 až 4 µm);

rádiový experiment VeRa [=Venus Radio Science] určený k sondáži ionosféry, atmosféry a povrchu pomocí rádiových vln emitovaných vysílačem sondy;
zobrazující spektrometr ve vizuální a tepelné oblasti VIRTIS [=Visible and Infrared Thermal Imaging Spektrometr] používá tři měřící kanály:

mapovací spektrometr pro viditelné pásmo (spektrální šířka 0.25 až 1.0 µm);
mapovací spektrometr pro infračervené pásmo (spektrální šířka 1 až 5 µm);
spektrometr s vysokým rozlišením pro infračervené pásmo (spektrální šířka 2 až 5 µm);

kamera VMC [=Venus Monitoring Camera] je širokoúhlá vícekanálová kamera s CCD prvky, která pracuje v ultrafialovém, viditelném a blízkém infračerveném spektrálním pásmu.

Průběh letu

Průběh letu - část 1 - Příprava ke startu a průběh letu 2005

Průběh letu - část 2 - Rok 2006

2006-12-31 až 2007-02-03
V první zprávě o stavu sondy v novém roce bylo uvedeno, že vědecká činnost na oběžné dráze kolem Venuše pokračuje hladce podle plánu. Jediné nepříjemnosti způsobovala pouze nová sledovací stanice Cebreros, u které docházelo k občasným závadám. Potíže pozemního segmentu měly naštěstí jen nepatrný vliv na práci sondy.
Ani druhá stanice ESA umístěná v Austrálii (New Norcia) nemohla sloužit rádiovému spojení po celou dobu. Tak například plánované zákrytové experimenty rádiovým vybavením VeRA musely být 2007-01-09 zrušeny kvůli nutné údržbě na pozemní aparatuře. 2007-02-02 musela být pro změnu kvůli údržbě zkrácena rádiová relace i se stanicí Cebreros.
V lednu byly v činnosti všechny instalované experimenty. Výjimku tvořil přístroj PFS, který se ještě stále nepodařilo uvést do provozu.
Planety Venuše a Země se v lednu 2007 na svých drahách kolem Slunce navzájem přibližovaly. Zatímco 2007-01-06 činila vzdálenost mezi nimi 240 mil. km, dne 2007-02-03 to už bylo jen 224 mil. km. Úměrně tomu se zkracovala i doba letu rádiového signálu ze sondy z 801 s na 747 s (12 min 27 s). 2007-01-25 byla upravena rychlost přenosu telemetrie.

2007-02-04 až 2007-03-03
Zpráva o stavu sondy číslo 65 za týden začínající 2007-02-04 nebyla umístěna na internetové síti.
Od 2007-02-11 byla hlášena rutinní vědecká pozorování Venuše. Všechny přístroje, s výjimkou spektrometru PFS, byly v provozu. Rádiové experimenty se konaly jen sporadicky. Malá přechodná anomálie se vyskytla u zařízení VMC.
Dne 2007-02-17 činila vzdálenost Země-Venuše 217 mil. km. Doba letu rádiového signálu jedním směrem obnášela 12 min 3 s. 2007-03-03 se Venuše přiblížila již na 207 mil. km. Rádiový signál potřeboval k překonání této vzdálenosti 11 min 30 s. Rychlost přenosu dat byla k tomuto dni zvýšena na 114 kb/s.

2007-03-04 až 2007-04-28
Let sondy Venus Express se dostal do rutinní fáze, narušované jen občasnými výpadky spojení, bohudík způsobovaných jen problémy na pozemním přijímacím zařízení, které je citlivé na špatné povětrnostní podmínky. V žádném případě ale dočasné přerušení rádiového kontaktu nezpůsobilo nenahraditelnou ztrátu důležitých dat.
2007-03-07 bylo nutno opakovaně přehrát telemetrii, kvůli blíže nespecifikovaným problémů na pozemním spojovém segmentu. 2007-03-27 došlo k ověření schopností komunikace sondy se 70m zařízením sledovací stanice DSS-63.
Veškeré vědecké zařízení pracovalo podle rutinního plánu. Spektrometr PFS byl vypojen, neboť se ho stále nepodařilo uvést do provozu. Rádiové experimenty se nekonaly. S jejich obnovením se počítalo závěrem měsíce dubna, ale protože 2007-04-26 se při první aktivaci vyskytly potíže v rádiovém pásmu S (na sledovací stanici dorazil abnormálně slabý signál), byla následující pozorování prozatím zrušena a bylo rozhodnuto, že se napříště bude využívat pásma X.
Během rádiové relace dne 2007-03-30 byla úspěšně odzkoušena funkce uzávěrky přístroje SPICAV. Vylepšená sekvence ovládání uzávěrky byla pak testována 2007-04-14 a zkouška opět dopadla k všeobecné spokojenosti.
Vzdálenost Venuše a současně sondy od Země se nadále zmenšovala. 2007-04-28 už činila jen 154 mil. km, což představovalo 8 min 35 s doby letu rádiového signálu jedním směrem.
2007-04-04 byla opět zvýšena přenosová rychlost telemetrie na 152 kb/s a dne 2007-04-07 dokonce na 228 kb/s. V druhém případě byla důvodem možnost přehrávat rychlým způsobem velké objemy dat, které se očekávaly při nadcházejícím snímání filmu, pořizovaném přístrojem VIRTIS. Tato data měly přebírat americké stanice soustavy DSN.
Týden od 2007-04-08 byl takřka výhradně věnován pořizování filmového portrétu Venuše prostřednictvím zařízení VIRTIS. Přicházející vysoké objemy dat zaznamenávala sledovací stanice DSS-63 u Madridu, vybavená radioteleskopem o průměru 70 m a patřící americké NASA. Jako záloha bylo připraveno evropské středisko Cebreros, které navíc bylo využíváno k rutinnímu sledování dráhy letu a příjmu běžné telemetrie. Celá operace se zdařila, veškerá data v pořádku dorazila na Zemi a zde byla zaznamenána. Předposledního dne mimořádné spojové aktivity byl sice zaregistrován kratší výpadek u stanice Madrid způsobený nepříznivým počasím, ale veškeré údaje se podařilo zrekonstruovat ze záložního záznamu stanice Cebreros. Poslední spojení určené k příjmu filmu VIRTIS se uskutečnilo 2007-04-12 a hned následujícího dne byla přenosová rychlost opět snížena na dostačujících 154 kb/s. Nicméně již 2007-04-20 se rychlost znovu zvýšila na 182 kb/s.
Krátkodobé opakované výpadky spojení byly zaznamenány ještě 2007-04-28 vinou intenzivních dešťů v okolí stanice Cebreros. I v tomto případě ale nedošlo ke ztrátě dat - mohla být dodatečně zaznamenána v průběhu následujících relací.