ALSE
El ALSE (Apollo Lunar Sounder Experiment) (también conocido como Scientific Experiment S-209, según las designaciones de la NASA) fue un experimento de radar de penetración terrestre (sonda subterránea) que voló en la misión Apollo 17 .
Misión y ciencia
Este experimento utilizó un radar para estudiar la superficie y el interior de la Luna . Las ondas de radar con longitudes de onda entre 2 y 60 metros (frecuencias de 5, 15 y 150 MHz) se transmitieron a través de una serie de antenas cerca de la parte posterior del módulo de servicio Apollo . Después de que las ondas fueron reflejadas por la Luna , se recibieron utilizando las mismas antenas y los datos se registraron en una película para su análisis en la Tierra. El objetivo principal de este experimento era "ver" los 2 kilómetros superiores de la corteza lunar de una manera algo análoga al uso de ondas sísmicas para estudiar la estructura interna de la Luna.. Esto fue posible porque se utilizaron longitudes de onda de radar muy largas y porque la Luna está muy seca, lo que permitió que las ondas de radar penetraran mucho más profundamente en la Luna de lo que hubiera sido posible si hubiera agua presente en las rocas lunares. (Un experimento de radar en el transbordador espacial se ha utilizado de manera similar para mapear los antiguos valles de los ríos debajo del desierto del Sahara ). Este experimento también proporcionó información muy precisa sobre la topografía de la Luna. Además de estudiar la Luna, el experimento también midió las emisiones de radio de la Vía Láctea, la galaxia .
Este experimento reveló estructuras debajo de la superficie en Mare Crisium , Mare Serenitatis , Oceanus Procellarum y muchas otras áreas. [1] En las áreas de las yeguas, se observaron capas en varias partes diferentes de las cuencas y, por lo tanto, se cree que son características generalizadas. Con base en las propiedades de las ondas de radar reflejadas, se cree que las estructuras están formando capas dentro del basalto que llena estas dos cuencas. En Mare Serenitatis, se detectaron capas a profundidades de 0,9 y 1,6 kilómetros por debajo de la superficie. En Mare Crisium, se detectó una capa a una profundidad de 1,4 kilómetros por debajo de la superficie. El fondo de los basaltos de yegua aparentemente no fue detectado por este experimento. Sin embargo, en Mare CrisiumLos resultados del Experimento de la Sonda Lunar se combinaron con otras observaciones para estimar un espesor total de basalto de entre 2,4 y 3,4 kilómetros.
El Experimento de la Sonda Lunar también contribuyó a nuestra comprensión de las crestas de las arrugas en la Luna. Estas crestas largas y bajas se encuentran en muchas de las marías lunares. La mayoría de los geólogos lunares creen que estas crestas se formaron cuando la superficie de la Luna fue deformada por el movimiento a lo largo de fallas ("terremotos") en la corteza de la Luna hace más de 3 mil millones de años. El peso de varios kilómetros de basalto de yegua en estas áreas hizo que la superficie de la Luna se hundiera un poco, y este movimiento provocó que la superficie se doblara en algunos lugares, formando las crestas arrugadas. Sin embargo, otros científicos sugirieron que estas crestas son características volcánicas, formadas por el flujo de magma en la superficie de la Luna o dentro de la corteza. El experimento de la sonda lunar estudió varias crestas de arrugas en el sur de Mare Serenitatisen detalle, proporcionando información sobre la topografía de estas crestas y sobre las estructuras en la corteza debajo de estas crestas. Estos resultados apoyan la idea de que las crestas de las arrugas se forman principalmente por movimientos a lo largo de las fallas. [2]
Diseño de instrumentos
El instrumento ALSE operó en dos bandas de HF (5 MHz - HF1 - y 15 MHz - HF2) frecuencias centrales y una banda VHF (150 MHz), cada una con un ancho de banda del 10% (usando una señal de chirrido ). Las dos bandas de HF compartían la misma antena dipolo de alimentación central , mientras que para el canal VHF se utilizó una antena Yagi de 7 elementos . Se utilizaron dos transceptores diferentes para HF (operación alterna entre HF1 y HF2 en una base de PRF- por- PRF ) y VHF, compartiendo una grabadora óptica común. No fue posible operar en VHF y HF simultáneamente. Todo el sistema pesaba 43 kg y requería 103 W de potencia. La electrónica estaba ubicada dentro del módulo de servicio Apollo. Las dos mitades de la antena dipolo eran retráctiles, en los dos lados del módulo de servicio en sí, mientras que el Yagi utilizado para VHF se guardaba cerca del motor principal y luego se desplegaba en su posición después del lanzamiento.
Siendo el objetivo principal del experimento el mapeo de las capas del subsuelo, el compromiso más crítico en el diseño fue el de la profundidad de penetración frente a la resolución: las frecuencias más bajas penetran más, pero permiten un ancho de banda de señal más pequeño y, por lo tanto, una peor resolución que, a su vez, afectó la capacidad de discriminar los ecos del subsuelo cerca de la superficie. La capacidad de sondeo también se vio afectada por:
- los lóbulos laterales del rango del chirrido comprimido : pueden enmascarar ecos débiles del subsuelo si no se controlan adecuadamente. ALSE fue diseñado para tener una relación mínima entre el pico y los lóbulos laterales de 45 dB después del tercer lóbulo.
- el retorno de ecos parásitos en la superficie fuera del nadir, que puede confundirse con el eco del subsuelo con el mismo retardo. Para reducir el desorden a lo largo de la pista, se genera una apertura sintética en el procesamiento en tierra, reduciendo así la huella efectiva de la antena.
En cambio, el desorden de los dispersores a lo largo de la pista tuvo que inferirse del conocimiento de la topografía de la superficie.
Se incluyó una función de control automático de ganancia (AGC) en todos los canales para optimizar la asignación de señal dentro del rango dinámico del receptor . La frecuencia de actualización de AGC fue de 30 s. En los transceptores de HF y VHF, la señal chirp fue generada por un oscilador barrido sincronizado con un oscilador local STAble (STALO) para preservar la coherencia de fase para el procesamiento de SAR . La señal recibida se convirtió en IF y la amplitud de la señal se usó para modular en amplitud un CRT (barrido a la tasa de PRF), imprimiendo a su vez una película de 70 mm para la grabación óptica de los datos. Debido a la alta velocidad de grabación requerida para el ancho de banda más amplio VHFcanal, para minimizar la cantidad de datos registrados, este canal utilizó un sistema de seguimiento de eco para adquirir y registrar solo el retorno de la superficie principal y los 70 μs de ecos inmediatamente posteriores. Además, en este canal, la ganancia del receptor se incrementó 13 μs después de la llegada del eco de superficie principal para aprovechar mejor el rango dinámico en retornos subsuperficiales débiles.
Al estar la grabadora ubicada en el módulo de servicio, uno de los astronautas (Ron Evans) tuvo que realizar una Actividad Extravehicular (EVA) durante el vuelo de regreso de la Luna para recolectar las películas grabadas.
La instalación de procesamiento en tierra permitió tanto el procesamiento óptico completo (en ese momento, el enfoque estándar para el procesamiento de SAR ) que realizaba compresión de acimut y / o rango, o la digitalización de datos aproximados o comprimidos en azimut para su posterior procesamiento digital.
Durante la fase de desarrollo, se instaló un prototipo de ALSE modificado a bordo de un avión KC-135 para realizar pruebas de sondeo en el sureste de EE. UU. Y Groenlandia , demostrando las capacidades del sistema.
Los principales parámetros del radar ALSE se resumen en la siguiente tabla: [3]
| Propiedad | HF1 | HF2 | VHF |
|---|---|---|---|
| Frecuencia (megaciclo) | 5.266 | 15,8 | 158 |
| Profundidad estimada de penetración (m) | 1300 | 800 | 160 |
| Ancho de banda de chirp (MHz) | 0.5333 | 1,6 | 16,0 |
| Ancho de pulso (μs) | 240 | 80 | 8.0 |
| Tiempo (producto de ancho de banda | 128 | 128 | 128 |
| Resolución de rango, espacio libre (m) | 300 | 100 | 10 |
| Potencia máxima del transmisor (W) | 130 | 118 | 95 |
| Ganancia efectiva de la antena (dB unidireccional) | -0,8 | -0,7 | +7,3 |
| Figura de ruido (dB) | 11,4 | 11,4 | 10.0 |
| Frecuencia de repetición de pulsos (Hz) | 397 | 397 | 1984 |
| Longitud de la ventana de adquisición (μs) | 600 | 600 | 70 |
| Rango de ganancia AGC (dB) | 12,1 | 12,1 | 13,9 |
| Rastreador de eco | No | No | sí |
Referencias
- ^ Cooper, BL; Carter, JL; Sapp, CA (febrero de 1994), "Nueva evidencia del origen graben de Oceanus Procellarum a partir de imágenes ópticas de sonda lunar", Journal of Geophysical Research: Planets , 99 (E2): 3799–3812, Bibcode : 1994JGR .... 99.3799C , doi : 10.1029 / 93JE03096 , ISSN 0148-0227
- ^ "Experimentos del Apolo 17 - Experimento de la sonda lunar" . Instituto Lunar y Planetario. 2012 . Consultado el 20 de junio de 2013 .
- ^ Porcello et al. - "The Apollo Lunar Sounder Radar System" - Actas del IEEE , junio de 1974
enlaces externos
- Misión Apolo 17 en el Instituto Lunar y Planetario
- Radares espaciales
- Apolo 17
