Analog Astronaut Training Center

Geofizyka Stosowana

Badania geofizyczne w trakcie załogowej eksploracji Księżyca w ramach programu Apollo.

Mateusz Matt Harasymczuk

Wstęp

Wprowadzenie

21 lipca 1969 roku amerykański astronauta Neil Armstrong jako pierwszy człowiek w historii postawił stopę na Księżycu. W okresie 1969-1972 w ramach programu Apollo pracę badawczą na powierzchni wykonywało 12 osób podczas sześciu lądowań. Łącznie spędzono tam 300 godzin, a zadania operacyjne poza kapsułą lądownika wykonywano przez 80 godzin. Pieszo oraz za pomocą pojazdu księżycowego przebyto sumarycznie 105 km [Dic06]. W celu analizy geologicznej i geochemicznej przywieziono na Ziemię 381 kg materiału księżycowego [Mey09]. Na chwilę obecną jest to jedyny przykład załogowej eksploracji innego ciała niebieskiego.

Głównym celem dotychczasiwych misji załogowych na Księżyc były badania geologiczne i geofizyczne. W ramach pakietu ALSEP (Apollo Lunar Surface Experiments Package), w który astronauci byli wyposażeni podczas eksploracji powierzchni zgromadzono szereg urządzeń do badań geofizycznych Księżyca. Dzięki przeprowadzonym pomiarom udało się określić księżycową aktywność sejsmiczną, zmiany jego pola magnetycznego, wpływ oraz skład wiatru słonecznego, zbadać przewodność cieplną globu księżycowego oraz zbadać niskoenergetyczne wiatry słoneczne.

Po zakończeniu programu Apollo rząd USA zobligował NASA do zagospodarowania niskiej orbity okołoziemskiej poprzez programy Skylab, Space Shuttle oraz ISS. Decyzja ta spowodowała wzrost gospodarczy w sektorze obserwacji Ziemi oraz satelitów telekomunikacyjnych ale również doprowadziła do zaprzestania eksploracji tzw. głębokiej przestrzeni kosmicznej.

Na przełomie pierwszej i drugiej dekady XXI wieku Księżyc ponownie stał się przedmiotem dyskusji naukowych. Po 10 miesięcznej misji orbitera Chandrayaan-1 kontrolerzy lotu Indyjskiej Organizacji Badań Kosmicznych dokonali kontrolowanego uderzenia w powierzchnię Księżyca w okolicach krateru Shackletona. Po wykonaniu analizy spektroskopowej pyłu oraz fragmentów materiału spod powierzchni odkryto obecność wody w postaci lodu [Cro11].

W 2016 roku dyrektor Europejskiej Agencji Kosmicznej Johann-Dietrich Wörner wyznaczył cel dla swojej agencji stworzenia w 2030 roku bazy na Księżycu oraz rozpoczęcia permanentnej obecności człowieka na jego powierzchni [Wor16]. Przedsięwzięcie ma być wspólnym międzynarodowym projektem, w którym mają wziąć udział państwa zrzeszone w Europejskiej Agencji Kosmicznej, Rosja oraz Chiny.

W roku 50-tej rocznicy lotu Apollo 11 wiceprezydent USA Mike Pence w imieniu rządu Stanów Zjednoczonych Ameryki zobligował NASA do załogowej eksploracji Księżyca w ciągu 5 lat [Inc19]. Wg. obecnych planów cel ten ma zostać zrealizowany za pomocą lądownika startującego z orbitującej wokół Księżyca stacji LOP-G (ang. Lunar Orbiting Platform Gateway). Następnym celem w latach 2030-2040 ma być załogowy lot na Marsa.

Firmy sektora prywatnego również są zainteresowane naturalnym satelitą Ziemi. Główny obszar działalności ma dotyczyć transportu dóbr i towarów oraz wsparcia agencji rządowych w załogowej eksploracji. Istotnym elementem jest także kwestia górnictwa kosmicznego, tj. pozyskiwania z Księżyca zasobów naturalnych, np. Helu-3 czy rud Toru [Sly07]. Po przetransportowaniu na Ziemię materiały te będą miały ogromną wartość oraz wg. obecnych przewidywań przyczynią się do rewolucji energetycznej.

Problem badawczy

W ostatnich latach można zaobserwować wyraźny trend deklarowanej chęci powrotu na Księżyc jak również późniejszej załogowej eksploracji Marsa. Opinia ta jest podzielana zarówno przez agencje kosmiczne państw o tradycjach kosmicznych jak również przez firmy prywatne.

Zasadnym jest twierdzenie, iż wyłączenie jest kwestią czasu kiedy rozpocznie się budowa habitatu pozaziemskiego. Aby móc zmaksymalizować efektywność działania astronautów na powierzchni konieczne będzie skomputeryzowanie bazy oraz wsparcie robotyczne podczas eksploracji.

Do czasu pierwszych lotów załogowych w XXI wieku w kierunku Księżyca musi zostać opracowany szereg technologii oraz procedur koniecznych do bezpiecznego zamieszkania tego ciała niebieskiego. Aby uzyskać wymagany poziom niezawodności i stabilności technologia przed lotem musi zostać poddana licznym testom w warunkach jak najbardziej zbliżonych do docelowych. W tym celu inżynierowie i naukowcy budują prototypy habitatów tj. Aquarius, Lunares, Hi-Seas, FMARS czy MDRS oraz prowadzą symulacje np. w stacjach badawczych na Arktyce i Antarktydzie.

Czy badania geofizyczne przeprowadzone podczas misji Apollo w ramach pakietu ALSEP mogą być wykorzystane przy efektywniejszym planowaniu powrotu człowieka na Księżyc?

Przedmiot i cel pracy

Celem pracy jest opis badań geofizycznych w trakcie załogowej eksploracji Księżyca w ramach programu Apollo.

Hipotezy badawcze

  1. Badania geofizyczne przeprowadzone podczas misji Apollo w ramach pakietu ALSEP mogą być wykorzystane przy efektywniejszym planowaniu powrotu człowieka na Księżyc.

  2. Eksperymenty geofizyczne przeprowadzone podczas eksploracji Księżyca w ramach programu Apollo przyczyniły się do zwiększenia wiedzy dotyczącej procesów na nim zachodzących.

  3. Narzędzia badawcze zgromadzonych w pakiecie ALSEP mogą zostać wykorzystane dla przyszłej załogowej eksploracji Księżyca.

  4. Księżyc posiada wiele niezbadanych parametrów geofizycznych i konieczna jest załogowa eksploracja w celu poznania historii geologicznej i odkrycia obecnie zachodzących procesów.

  5. Badania geofizyczne Księżyca posłużą do lepszego zrozumienia przyczyny powstania Ziemi i procesów na niej zachodzących.

  6. Proces szkolenia astronautów do przeprowadzania badań geofizycznych w trakcie misji Apollo może być wykorzystany jako rama planowania treningu dla przyszłych załogowych lotów na Księżyc.

Metody

  1. Analiza publikacji naukowych dotyczących badań geofizycznych Księżyca

  2. Synteza materiałów historycznych udostępnionych przez NASA

  3. Analiza planu lotu misji Apollo 11

  4. Analiza jakościowa publicznych danych

  5. Wywiad środowiskowy w branży kosmicznej zajmującej się eksploracją Księżyca

  6. Przegląd literatury przedmiotu i podmiotu

  7. Przegląd bibliografii astronautów programu Apollo

  8. Kontakt z astronautami, którzy brali udział w programie Apollo

  9. Kontakt z astronautą-geologiem, który prowadził badania na Księżycu (Ryc. 1.)

  10. Synteza informacji zgromadzonych w muzeach poświęconych programowi Apollo

_images/meeting-schmitt-matt.jpg

Zdjęcie okolicznościowe zrobione podczas spotkania autora publikacji z astronautą-geologiem Harrison Hagan "Jack" Schmitt uczestnikiem wyprawy Apollo 17.

Rys historyczny lotów kosmicznych

Programy kosmiczne były prowadzone głównie przez dwa państwa USA i Federację Rosyjską (uprzednio Związek Socjalistycznych Republik Radzieckich). ZSRR był inicjatorem współpracy międzynarodowej. W ramach programu Interkosmos polecieli pierwsi kosmonauci niebędący obywatelami wyżej wymienionych mocarstw, a generał Hermaszewski został pierwszym polakiem, który tego dokonał.

Podczas selekcji kosmonauci i astronauci wybierani byli głównie ze względu na doświadczenie w pilotażu, chociaż pojawiały się również grupy osób z innych specjalności tj. inżynieria, nauka, medycyna jak również nauczyciele.

Wraz z rozwojem technologicznym pozwalającym na autonomiczne prowadzenie statków kosmicznych oraz ich dokowanie, oraz wraz ze zwiększającą się liczbą startów, zwiększaniem stabilizacji i bezpieczeństwa lotów jak i pobytu w kosmosie nacisk na doświadczenie kandydata jako pilota maleje. Chociaż to wciąż wysoko cenieni specjaliści, to ilość badań, ich złożoność oraz specyfika promuje profil kandydatów z wykształceniem naukowym lub inżynieryjnym. Jednocześnie na uwagę zasługuje fakt, iż w większości przydziałów do misji, osoby które udawały się w kosmos były szkolone do prowadzenia badań wychodzących poza zakres specjalizacji danego astronauty.

Wyścig kosmiczny i początki załogowych lotów kosmicznych

Po drugiej wojnie światowej wyścig zbrojeń przerodził się w tzw. zimną wojnę pomiędzy Stanami Zjednoczonymi Ameryki i Związkiem Socjalistycznych Republik Radzieckich. Za oficjalną datę rozpoczęcia wyścigu kosmicznego (ang. Space Race) przyjmuje się dzień 2 sierpnia 1955 roku. Tego dnia Związek Radziecki odpowiedział na ogłoszoną przez rząd USA cztery dni wcześniej deklarację zamiaru wystrzelenia sztucznego satelity z okazji międzynarodowego roku geofizyki [Cad06].

Wystrzelony 4 października 1957 należący do ZSRR Sputnik został pierwszym sztucznym satelitą Ziemi. To wydarzenie zapoczątkowało serię sukcesów Związku Socjalistycznych Republik Radzieckich w kosmosie, do których należały:

  • pierwsze wystrzelenie zwierzęcia (pies Łajka, 3 październik 1957),

  • pierwsze bezzałogowe lądowanie na Księżycu (Luna 2, 13 września 1959) [She69],

  • wystrzelenie oraz orbitowanie pierwszego człowieka (J. Gagarin, 12 kwietnia 1961),

  • pierwsza lot orbitalny trwający ponad dobę (G. Titow, 6 sierpnia 1961),

  • pierwsza kobieta w kosmosie (W. Tierieszkowa, 16 Czerwiec 1963),

  • pierwszy spacer kosmiczny (A. Leonow, 18 marzec 1965),

  • pierwsze zwierzęta orbitujące Księżyc, które powróciły na Ziemię (Zond 5, 15 września 1968) [Sid00].

Pierwszym zwierzęciem, które przekroczyło linię graniczną kosmosu był pies Łajka wystrzelony za pomocą rakiety Sputnik 8K71PS w kapsule Sputnik-2 [Sid00]. Ze względu na wysoką temperaturę spowodowaną uszkodzeniem i niepełnym rozczepieniem członu rakiety od satelity zwierzę zdechło po kilku godzinach od startu. Pies planowo miał żyć na orbicie 10 dni. Po 162-óch dniach (około 2000 orbit) kapsuła z martwym ciałem weszła w atmosferę i spłonęła [Har97].

Pierwszym człowiekiem w kosmosie był major Jurij Gagarin (awansowany później na pułkownika). Gagarin był jednym z 20 osób, które zostały wybrane wśród pilotów wojskowych Związku Radzieckiego [Sid00]. Wg. podań świadków major wyróżniał się wytrzymałością, duchem oraz doświadczeniem. Major został wystrzelony przez Związek Radziecki 12 kwietnia 1961 w 108 minutowy lot orbitalny wokół Ziemi na pokładzie Vostok-1. Po okrążeniu Ziemi wszedł ponownie w atmosferę w tzw. krzywej balistycznej cechującej się wysokim poziomem przeciążeń działających na ciało kosmonauty. Ze względu na fakt, iż Radzieccy konstruktorzy nie dysponowali jeszcze techniką aby bezpiecznie wylądować statkiem kosmicznym na ziemi zdecydowano się na użycie fotela katapultowego i spadochronu. Na poziomie 20 000 stóp nad poziomem morza (ok. 6 tys. metrów) Gagarin katapultował się z kapsuły i bezpiecznie wrócił na powierzchnię [Lew10].

Amerykańską odpowiedzią na plan wysłania człowieka w kosmos był program Mercury. W trakcie selekcji do programu wybrano siedmiu astronautów. 5 maja 1961 Alan Shepard jako pierwszy amerykanin poleciał w kosmos. 12 września 1962 - pół roku po locie Sheparda, w celu zażegnania widma porażki w kosmicznym wyścigu prezydent Stanów Zjednoczonych Ameryki J. F. Kennedy wygłosił mowę na Uniwersytecie Rice [Ken62]. W trakcie przemowy Kennedy zmobilizował naród i postawił cel, aby "do końca dekady człowiek postawił nogę na Księżycu i bezpiecznie wrócił na Ziemię". Cel ten udało się zrealizować w 1969 roku, gdy amerykański astronauta Neil Armstrong stanął na naturalnym satelicie Ziemi. Do najważniejszych amerykańskich programów należą:

  • project Mercury,

  • project Gemini,

  • project Apollo,

  • project Skylab (Apollo Application),

  • program Space Shuttle,

  • uczestnictwo w programie ISS.

Związek Socjalistycznych Republik Radzieckich wiódł prym w tematach kosmicznych i do czasu pierwszych kroków Neila Armstronga technologia radziecka była uważana za dominującą. Programy załogowe ZSRR charakteryzowały się dużą złożonością i zróżnicowaniem. Wśród najważniejszych programów ZSRR i późniejszej Federacji Rosyjskiej można wymienić:

  • program Wostok,

  • program Woschod,

  • program Sojuz i Progres,

  • program Księżycowy (N1-L3),

  • program Salut,

  • program Interkosmos,

  • program Buran,

  • stacja kosmiczna Mir,

  • uczestnictwo w programie ISS.

Ze względu na plan powrotu człowieka na Księżyc warto w szczegółach przyjrzeć się programowi Apollo oraz N1-L3. W ramach tych misji i całego cyklu przygotowania do lotów stworzone zostały mechanizmy, procedury oraz infrastruktura szkoleniowo-badawcza. Część technologii i opracowań, które w 1969 roku pozwoliły człowiekowi stanąć wciąż są aktualne i mogą być wykorzystane przy szkoleniu astronautów do przyszłych misji na inne ciała niebieskie.

Program Księżycowy (N1-L3)

ZSRR konkurował ze stanami zjednoczonymi w ramach wyścigu kosmicznego. Punktem kulminacyjnym całego Space Race miał być załogowy lot na Księżyc. W tym celu Główny Konstruktor Siergiej Pawłowicz Korolew rozpoczął pracę nad rakietą N1. W ramach programu stworzony został również moduł orbitujący (ros. LOK - Lunniy Orbitalny Korabl) oraz lądownik (ros. LK - Lunniy Korabl) przedstawiony na obrazku Ryc. 2.. Rakieta N1 w przeciwieństwie amerykańskiego podejścia składała się nie z trzech a z 5 segmentów (ang. stage) oraz 30 silników pierwszego poziomu. Ze względu na złożoność systemu rakieta każdorazowo eksplodowała przy starcie. Po czwartym nieudanym podejściu i utracie nosiciela, zmianie geopolitycznej i przegraniu wyścigu kosmicznego Komitet Centralny Partii postanowił zamknąć program.

W 1966 roku kosmonauci zostali przydzieleni do treningów księżycowych (Tab. 1.). Stworzono grupy, których celami były:

  • Soyuz 7K-OK - kwalifikacja statków Soyuz do lotów orbitalnych (lider Gagarin),

  • L1/Zond - lotów księżycowych na rakiecie Proton (lider Komarow),

  • L3 - opracowanie procedur i metodyki lądowania na Księżycu (lider Leonow).

W ramach programu N1-L3 zaplanowano 18 misji. Ze względu na przewodzenie grupie opracowujących lądowanie Aleksiej Leonow miał największą szansę być nominowany do bycia pierwszym kosmonautą na Księżycu [LS06].

Lista kosmonautów przypisanych do grup szkoleniowych w ramach sowieckiego programu księżycowego [Kam99]

Grupa szkoleniowa

Kosmonauci

Soyuz 7K-OK

Gagarin, Komarov, Nikolayev, Bykovsky, Khrunov, Gorbatko, Voronov, Kolodin

L1

Komarov, Volynov, Dobrovolskiy, Voronov, Kolodin, Zholobov, Bykovskiy

L3

Leonov, Gorbatko, Khrunov, Gagarin, Nikolayev, Shatalov

Planowany harmonogram lotów w ramach sowieckiego programu księżycowego [Kam99]

Desygnacja

Planowana data

Cel

2P

1967-02/03

Robotyczny lot na wysokiej eliptycznej orbicie okołoziemskiej

3P

1967-03

Robotyczny lot na wysokiej eliptycznej orbicie okołoziemskie

4L

1967-05

Misja robotyczna na Księżyc

5L

1967-06

Misja robotyczna na Księżyc

6L

1967-06/07

Pierwszy w historii lot człowieka w strefę wpływu Księżyca

7L

1967-08

Robotyczna lub załogowa misja na Księżyc

8L

1967-08

Robotyczna lub załogowa misja na Księżyc

9L

1967-09

Robotyczna lub załogowa misja na Księżyc

10L

1967-09

Robotyczna lub załogowa misja na Księżyc

11L

1967-10

Robotyczna lub załogowa misja na Księżyc

12L

1967-10

Załogowa misja na Księżyc

13L

Misja rezerwowa

_images/spacecraft-lk-models.jpg

Różne prototypy lądowników księżycowych w ramach programu załogowego ZSRR. Źródło: Astronautics/Mark Wade [Wad01]

Program Apollo

Najbardziej ambitnym programem w historii astronautyki był program Apollo. W ciągu niespełna dekady udało się opracować technologię oraz procedury pozwalające człowiekowi stanąć na powierzchni Księżyca i bezpiecznie powrócić na Ziemię. Program Apollo był próbą realizacji oświadczenia prezydenta USA J. F. Kennedy'ego z 12 września 1962 roku [Ken62].

Każda z misji programu Apollo cechowała się innym zadaniem w zależności od kategorii do której była przydzielona [EM07]. Tab. 3. przedstawia typy misji oraz opis każdej z kategorii.

Krótka charakterystyka misji Apollo [Eis17], [Cun10], [Cer00]:

  • Apollo 1 - pożar przy rutynowym teście, załoga poniosła śmierć,

  • Apollo 7 - pierwszy start rakiety Saturn V z astronautami w module dowodzenia,

  • Apollo 8 - pierwsze załogowe orbitowanie Księżyca, ikoniczne zdjęcie wschodu Ziemi przedstawiające wschód Ziemi nad Księżycem,

  • Apollo 10 - pełny test do misji typu G, zbliżenie na 8,4 NM (15,6 km) do powierzchni Księżyca,

  • Apollo 11 - pierwsze lądowanie na Księżycu, ikoniczne zdjęcie "Lunar Footprint" przedstawiające odcisk buta astronauty na powierzchni,

  • Apollo 12 - najbardziej dokładne lądowanie w programie Apollo, akwizycja kamery sondy Surveyor 3,

  • Apollo 13 - wybuch zbiornika z tlenem i dramatyczna walka z czasem aby sprowadzić załogę na Ziemię,

  • Apollo 14 - test pojazdu MET na księżycu,

  • Apollo 15 - pierwsze wykorzystanie pojazdu LRV,

  • Apollo 16 - pierwsza trzydniowa misja (typ J)

  • Apollo 17 - ostatnie lądowanie na Księżycu (pierwsza misja w której brał udział naukowiec - geolog), ikoniczne zdjęcie "Blue Marble" - przedstawiający Ziemię z daleka,

  • Apollo-Soyuz Test Project - ostatnia misja programu, podczas której doszło do dokowania na orbicie statków Apollo oraz Sojuz i historycznego uścisku dłoni między reprezentantami USA i ZSRR.

Typy misji w ramach programu Apollo [EM07]

Typ

Lot załogowy?

Cel

Liczba LEVA

Misja Apollo

Opis

A

nie

Niska Orbita Ziemska

0

Apollo 4, Apollo 6

Test Saturn V i CSM

B

nie

Niska Orbita Ziemska

0

Apollo 5

Test LM

C

tak

Niska Orbita Ziemska

0

Apollo 7

Test CSM

D

tak

Niska Orbita Ziemska

0

planowany Apollo 8, polecał Apollo 9

Test CSM i LM

E

tak

Średnia Orbita Ziemska

0

brak lotów

Test CSM i LM, symulowana misja księżycowa na eliptycznej orbicie MEO apogeum 3,500 NM (6,500 km)

F

tak

Niska Orbita Księżyca

0

Apollo 10

Test CSM i LM, próba generalna przed lądowaniem

G

tak

Lądowanie na Księżycu

1

Apollo 11

Pierwsze lądowanie załogowe na Księżycu

H

tak

Pobyt na księżycu 2 dni

2

Apollo 12, Apollo 13 (planowany), Apollo 14

Precyzyjne lądowanie

I

tak

Pobyt na księżycu 2 dni

3

Scalono z misjami J

badania na orbicie Księżyca, Scientific Instrument Module

J

tak

Pobyt na księżycu 3 dni

3

Apollo 15 (planowany H, zamieniono na J), Apollo 16, Apollo 17, Apollo 18, 19, 20 (planowane jako J)

Extended LM, Lunar Roving Vehicle

Eksperymenty geofizyczne na powierzchni Księżyca

Księżyc bombardowany jest wiatrem słonecznych, który składa się z naładowanych cząstek, w większości protonów i elektronów emanujących ze Słońca. Wiatr niesie ze sobą również międzyplanetarne pole magnetyczne [NAS69].

Planeta Ziemia otoczona jest polem magnetycznym, które chroni ją przed bezpośrednim wypływem strumienia pola wysokoenergetycznych cząstek. Księżyc, ma zaniedbywalne pole magnetyczne. Z tego względu powierzchnia Księżyca narażona jest na wpływ szkodliwego promieniowania [NAS69].

Eksperymenty z pakietu Apollo Lunar Surface Experiments Package (ALSEP) były przeznaczone do zbadania szkodliwego wpływu wiatru słonecznego, powierzchni księżyca oraz sejsmiki Księżyca. Część eksperymentów była zaprojektowana aby mierzyć i przesyłać informacje po opuszczeniu powierzchni przez astronautów.

Program ALSEP kosztował 200 mln. USD, wliczając w to zaprojektowanie oraz wytworzenie stacji centralnych, eksperymentów, wsparcia inżynieryjnego w Houston i analizy danych przez laboratoria w USA i na świecie. Koszt operacyjny utrzymania infrastruktury zdalnego wykonywania eksperymentów wynosił 2 mln. USD rocznie. Ceny podane wg. wartości amerykańskiego dolara lat 1969-1972 [Lin08].

Program ALSEP został zamknięty wraz z wyczepianiem budżetu projektu 30 września 1977 roku. W trakcie całego okresu zostało wysłanych 153 tys. poleceń i otrzymano około tryliona bitów informacji naukowych. Mimo wyłączenia infrastruktury naziemnej, część eksperymentów pasywnie emitowała informacje za pośrednictwem fal radiowych. Dane te były przechwytywane i wykorzystywane przez różne instytucje tj. Jet Propulsion Laboratory w celu opracowywania pomiarów geodezyjnych, astrometrycznych oraz nawigacji statków kosmicznych [Lin08].

O pakiecie ALSEP

Nazwa

W trakcie programu Apollo dwóch zestawów eksperymentów:

  • Early Apollo Surface Experiments Package (EASEP),

  • Apollo Lunar Surface Experiments Package (ALSEP).

Pakiet EASEP był wykorzystany podczas misji Apollo 11. W kolejnych misjach, tj. Apollo 12, 14, 15, 16 i 17 zastosowano konfigurację w wariantach zwanych macierzami ALSEP (ang. ALSEP Array):

Warianty pakietu ALSEP w poszczególnych misjach

Misja

Nazwa zestawu

Apollo 11

EASEP

Apollo 12

ALSEP Array A

Apollo 13

ALSEP Array B

Apollo 14

ALSEP Array C

Apollo 15

ALSEP Array A-2

Apollo 16

ALSEP Array D

Apollo 17

ALSEP Array E

Transport eksperymentów na Księżyc

Konfiguracja transportowa

_images/ALSEP-transport.jpg

Źródło: [Knu13]

Scientific Equipment Bay (SEQ)

_images/SEQ-close.jpg

Zdjęcie przedstawia ciemno szare drzwi Scientific Equipment Bay (SEQ) znajdujące się na lewo od środka. W srebrnej otulinie na prawo od drzwi znajduje się eksperyment Cosmic Ray Detector (CRD). W celu otwarcia dostępu do drzwi astronauci używali specjalnych taśm. Samo otwarcie drzwi wykonywane było przy użyciu rękawic skafandra. Źródło: NASA/AS16-113-18335, [Lin08].

_images/SEQ-open.jpg

Alan Bean w trakcie rozpakowywania zestawu ALSEP. W tym celu astronauta użył zmiennej długości wysięgnika, rolki i taśm. Po prawej stronie od kolana Alan Beana można zobaczyć elementy generatora Radioisotope Thermo-electric Generator (RTG). Źródło: NASA/AS12-46-6783 [Lin08].

Lista eksperymentów

Lista eksperymentów zrealizowanych w trakcie misji Apollo

Skrót

Nazwa eksperymentu

Dziedzina

Zrealizowano podczas misji Apollo

ASE

Active Seismic Experiment

Sejsmika

14, 16

CCIG

Cold Cathode Ion Gauge

Magnetometria

12, 14, 15

CPLEE

Charged Particle Lunar Environmental Experiment

Elektromagnetyzm

14

CRD

Cosmic Ray Detector

Radiometria

16, 17

HFE

Heat Flow Experiment

Radiometria

15, 16 (nieskutecznie), 17

LACE

Lunar Atmospheric Composition Experiment

Badania atmosferyczne

17

LAD

Lunar Atmospheric Detector

Badania atmosferyczne

11, 12

LDD

Lunar Dust Detector

Petrofizyka

11, 12, 14, 15

LEAM

Lunar Ejecta and Meteorite Experiment

Wulkanizm

17

LID

Lunar Ionosphere Detector

Elektromagnetyzm

12

LPM

Lunar Portable Magnetometer

Magnetometria

14, 16

LRRR

Laser Ranging Retro-reflector

Astrometria

11, 14, 15

LSG

Lunar Surface Gravimeter Experiment

Grawimetria

17

LSM

Lunar Surface Magnetometer

Magnetometria

12, 15, 16

LSPE

Lunar Seismic Profiling Experiment

Sejsmika

17

NPE

Neutron Probe Experiment

Radiometria

17

PSE

Passive Seismic Experiment

Sejsmika

12, 14, 15, 16

PSEP

Passive Seismic Experiment Package

Sejsmika

11

SEP

Surface Electrical Properties Experiment

Elektromagnetyzm

17

SIDE

Suprathermal Ion Detector Experiment

Elektromagnetyzm

12, 14, 15

SWCE

Solar Wind Composition Experiment

Elektromagnetyzm

11, 12, 14, 15, 16

SWS

Solar Wind Spectrometer

Elektromagnetyzm

12, 15

TGE

Traverse Gravimeter Experiment

Grawimetria

17

Active Seismic Experiment (ASE)

Active Seismic Experiment (ASE)

Ośrodek badawczy

Stanford University, USA

Misje

Apollo 14, 16

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Active Seismic Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Aktywny eksperyment sejsmiczny

Dziedzina

Sejsmika

Przedmiot badania

Aktywny eksperyment sejsmiczny pozwalał na uzupełnienie danych zebranych podczas pasywnego eksperymentu. ASE od PSE różnił skalą i źródłem energii.

Dwa aktywne eksperymenty sejsmiczne zostały wykonane podczas misji Apollo 14 i 16. W trakcie misji Apollo 17 wykonano eksperyment profilowania sejsmicznego w celu określenia struktury górnej warstwy powierzchni Księżyca do głębokości 1000 m.

Materiały i metody

_images/ASE-diagram.png

Diagram przedstawia eksperyment Active Seismic Experiment (ASE). Źródło: [NAS69].

W przeciwieństwie do Pasywnego eksperymentu, który był zaprojektowany do badań całego Księżyca, aktywny eksperyment sejsmiczny skupiał się na poznaniu lokalnej okolicy lądowania. ASE zamiast czekać na naturalnie wystąpienie zdarzeń sejsmicznych wewnątrz Księżyca i na jego powierzchni, polegał na wykorzystaniu niewielkich ładunków wybuchowych w celu wzbudzenia fali sejsmicznej.

Eksplozje wywołane w celu badań aktywności sejsmicznej podzielono na:

  • niewielkie wybuchy w trakcie prac operacyjnych na powierzchni Księżyca,

  • większe eksplozje wywoływane zdalnie, po opuszczeniu powierzchni przez astronautów.

Do wzbudzenia fali sejsmicznej użyto dwóch rodzajów źródeł:

  • wzbudnik (ang. thumper),

  • moździerz (ang. mortar).

Detonacje wywołane zarówno podczas misji Apollo 16 jak i 17 były wyzwalane za pomocą urządzenia sterowanego radiowo.

Przebieg eksperymentu

Wzbudnik był używany przez astronautów w celu detonacji ładunków przypominających naboje strzelby. Każde urządzenie posiadało 19 takich naboi uruchamianych sekwencyjnie w równych odstępach czasowych wzdłuż 90-cio metrowej linii geofonów. Dane pomiarowe z wykorzystaniem powyższej metody były dostępne jeszcze w trakcie pobytu astronautów na powierzchni Księżyca i służyły do aktualizacji dalszych eksperymentów [Jon95].

Drugi rodzaj ładunków, który znalazł zastosowanie podczas misji Apollo 16 wyzwalał falę sejsmiczną za pomocą ładunku moździerzy znajdującej się w "moździerzowym zespole opakowaniowym" (ang. mortar package assembly). Do detonacji dochodziło po opuszczeniu powierzchni przez astronautów. Operatorzy przed odlotem ustawiali urządzenia i nastawiali przyrządy celownicze. MPA składał się z czterech granatów wystrzeliwanych za pomocą rakiet. Urządzenia posiadały geofony mierzące czas pojawienia się fali sejsmicznej spowodowanej uderzeniem pocisku o powierzchnię. Pociski wystrzeliwano z lufy mechanizmu. Ciągnięty za pociskiem drut pozwalał na określenie odległości poziomej lotu. Ze względu na brak atmosfery oraz zmniejszoną grawitację można było precyzyjnie określić dystans. Urządzenie zostało zaprojektowane aby punkt uderzenia wypadał na: 137, 282, 853, 1372 metrach od moździerzy. W celu sukcesywnego zwiększenia odległości stosowano ładunki wybuchowe różnej wielkości [BEC+72].

Rezultaty

Profilowanie sejsmiczne pozwalało określić strukturę powierzchni. Eksperymenty przyczyniły się do oszacowania prędkości rozchodzenia się fali sejsmicznej. Zmierzona prędkość wynosiła od 0.1 do 0.3 km/s w górnej warstwie skorupy Księżyca. Wartości były podobne dla wszystkich trzech wykonań eksperymentów i zgadzały się z danymi zmierzonymi w pasywnym eksperymencie sejsmicznym [Jon95].

Prędkości te są znacznie niższe niż zaobserwowane w analogicznych formacjach geologicznych na Ziemi. Wartości natomiast korelują się z prędkościami rozchodzenia się fal sejsmicznych w skałach brekcji o wysokim stopniu porowatości oraz spękaniach spowodowanych długotrwałym bombardowaniem meteorytami powierzchni Księżyca.

Za pomocą aktywnego eksperymentu sejsmicznego w miejscu lądowania Apollo 14 określono miąższość regolitu księżycowego powierzchni na 8,5 metrów. Dla porównania w miejscu lądowania Apollo 17 powierzchnię określono na warstwę bazaltową o miąższości 1,4 km. Wartość ta jest była wyższa od zmierzonej za pomocą Traverse Gravimeter Experiment (TGE) [PBB+73].

Cold Cathode Ion Gauge (CCIG)

Cold Cathode Ion Gauge (CCIG)

Ośrodek badawczy

University of Texas, USA

Misje

Apollo 12, 14, 15

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Cold Cathode Ion Gauge

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Pomiar jonów zimną katodą

Dziedzina

Magnetometria

Przedmiot badania

W celu pomiaru liczby oraz rodzaju jonów na Księżycu wykonano dwa eksperymenty: Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE) i Cold Cathode Ion Gauge (CCIG). Badania te były ze sobą ściśle skorelowane i wykorzystywały jedno urządzenie połączone krótkim kablem elektrycznym.

_images/CCIG-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia dwa instrumenty badawcze: Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE) i Cold Cathode Ion Gauge (CCIG). SIDE znajduje się w górnym lewym rogu zdjęcia, a CCIG w centrum fotografii. Źródło: NASA/AS14-67-9373 [Tea99].

Materiały i metody

_images/CCIG-diagram.jpg

Diagram przedstawia eksperyment Cold Cathode Ion Gauge (CCIG). Źródło: [NAS69].

Urządzenie pomiarowe SIDE/CCIG było wyposażone w kierunkowy sensor zorientowany w płaszczyźnie ekliptycznej pod kontem 15 stopni od lokalnego Księżycowego południka. Ze względu na znaczną różnicę w długościach geograficznych miejsc lądowań, anteny urządzenia skierowane były 38 stopni na zachód (Apollo 12), 2 stopnie na wschód (Apollo 14) i 19 stopni na zachód (Apollo 15). W trakcie pomiarów urządzenie nie było bezpośrednio skierowane w stronę nadchodzącego wiatru słonecznego [Jon95].

Przebieg eksperymentu

Z racji ustawienia eksperymentu w trakcie poszczególnych faz orbity Księżyca zaobserwowano pole strumienia jonów (ang. flux) w zewnętrznej warstwie magnetosfery (ang. magnetosheath). Detektor zarejestrował również zjawiska częściowo związane z oddziaływaniem na powierzchnię Księżyca jak również na jego ogon magnetosferyczny (ang. magnetotail). Dane z eksperymentu zostały wykorzystane do określenia potencjału powierzchni Księżyca, zbadania parametrów plazmy przy powierzchni, jak również określenia spektrum masowego jonów i badań strumienia pola jonowego w ogonie magnetosferycznym [AAB+72].

Podczas rozstawiania eksperymentu w trakcie misji Apollo 12, błędne ustawienie kabla łączeniowego sprawiło wiele problemów z pozycjonowaniem CCIG i SIDE. Zgodnie z pierwotnym założeniem, SIDE był wsparty na trzech krótkich nogach. W misji Apollo 14 do urządzenia dodano stabilizator. Z tego względu Astronauta Ed Mitchell miał jeszcze większe trudności z ustawieniem CCIG, bez zakłócania eksperymentu SIDE. Przed misją Apollo 15 urządzenie poddano znacznej modyfikacji.

Rezultaty

Podczas trzech misji (Apollo 12, 14, 15), w których wykonano eksperymenty dotyczące określenia ciśnienia atmosfery księżycowej. Zakres operacyjny urządzenia CCIG wynosił od 10E-6 do 10E-12 Torr. Wyniki pomiarów określiły poziom ciśnienia w maksymalnym dolnym zakresie urządzenia, tj. 10E-12 Torr. Dla porównania Ziemska atmosfera na poziomie morza przyjmuje wartość 760 Torr [AAB+72].

Urządzenie ze względu na wysoką czułość było w stanie zaobserwować ucieczkę cząsteczek gazów, głównie wody i dwutlenku węgla, ze skafandrów astronautów znajdujących się w pobliżu urządzenia [Jon95].

Charged Particle Lunar Environmental Experiment (CPLEE)

Charged Particle Lunar Environmental Experiment (CPLEE)

Ośrodek badawczy

University of Sydney, Australia

Misje

Apollo 14

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Charged Particle Lunar Environmental Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Pomiar ładunku cząstek w środowisku księżycowym

Dziedzina

Elektromagnetyzm

Przedmiot badania

Eksperyment Charged Particle Lunar Environmental Experiment (CPLEE) polegał na pomiarze energii cząstek wiatru słonecznego (protonów i elektronów) docierających do powierzchni Księżyca. Dane pozwoliły na wyznaczenie rozkładu energii cząstek oraz zmierzenie ich wpływu na układ Ziemia-Księżyc.

Ponadto określono ich oddziaływanie na zorze polarne występujące na Ziemi i pasy Van Allena. Pozwoliło to na dokładniejsze określenie charakterystyki Ziemskiego pola magnetycznego. Zbadano również procesy zachodzące w strefie napływu fal promieniowania słonecznego podczas uderzania o powierzchnię Księżyca jak również wpływ naładowanych cząstek wiatru słonecznego na środowisko księżycowe.

Materiały i metody

_images/CPLEE-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia eksperyment Charged Particle Lunar Environmental Experiment (CPLEE). Źródło: NASA/AS14-67-9364, [NAS69].

Za pomocą zestawu wykorzystującego dwa spektrometry zbadano protony i elektrony w przedziale energetycznym 40 KeV do 70 KeV. Urządzenie zostało ustawione w sposób minimalizujący ekspozycję do płaszczyzny ekliptyki słońca. Każdy ze spektrometrów posiadał sześć detektorów cząstek: pięciu C-kształtnych kanalikowych powielaczy elektronowych (ang. channeltron photon multiplier) składających się ze szklanej rurki o średnicy 1 mm i długości 10 cm oraz jednej spiralnej dynody o kształcie lejka o 8 mm otworze [Jon95].

Przebieg eksperymentu

Eksperyment wykonano jedynie raz podczas całego programu Apollo w trakcie misji Apollo 14. Urządzenie CPLEE było rozstawione 3 metry na północny wschód od Centralnej Stacji Apollo 14. Cząsteczki o określonym ładunku i różnych energiach wpadające do spektrometru były poddane oddziaływaniu prądu o odpowiednim napięciu. Oddziaływanie to powodowało ugięcie toru lotu cząstek i kierowało je do pięciu powielaczy elektronowych. Cząsteczki o przeciwnym ładunku były odbijane i kierowane do spiralnej dynody o kształcie lejka.

Dzięki unikalnemu charakterowi C-kształtnych detektorów istniała możliwość wykonania równoległych pomiarów właściwości fizycznych protonów i elektronów na pięciu różnych poziomach energii.

Rezultaty

Rezultaty pozwoliły na określenie, że w ciągu dnia Księżyc poddawany jest bombardowaniu niskoenergetycznych fotoelektronów. Ich wariancja zmienia się wraz natężeniem strumienia pola wiatru słonecznego.

Niespodziewanym odkryciem podczas eksperymentu Charged Particle Lunar Environmental Experiment (CPLEE) okazało się zaobserwowanie elektronów w ogonie magnetycznym Ziemi. Cząstki posiadały potencjał porównywalny z wartościami wiązania w Ziemskich zorzach polarnych.

Cosmic Ray Detector (CRD)

Cosmic Ray Detector (CRD)

Ośrodek badawczy

University of California-Berkeley i Washington University, USA

Misje

Apollo 16, 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Cosmic Ray Detector

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Wykrywacz promieniowania kosmicznego

Dziedzina

Radiometria

Przedmiot badania

W bezpośrednim otoczeniu kosmicznym Ziemi zaobserwować można trzy główne rodzaje promieniowania: wiatr słoneczny o stałym natężeniu, cząstki pochodzące z rozbłysków słonecznych (ang. Solar Particle Event, SPE) oraz promieniowanie kosmiczne (ang. Galactic Cosmic Rays, GCR).

Mimo iż promieniowanie kosmiczne stanowi 1% całości spektrum, jest ono najbardziej zagrażające życiu i zdrowiu astronautów. GCR złożone jest z cząstek o ekstremalnie dużych energiach (od 100 MeV do 1 GeV) i prędkościach zbliżonych do prędkości światła. Zaobserwowano również cząstki UHECR (ang. Ultra-High-Energy Cosmic Rays) o energii dochodzącej do 3 x 10E20 eV [BEC+72].

Promieniowanie kosmiczne ma złożony charakter i występuje w postaci zarówno korpuskularnej jak i elektromagnetycznej. Cząsteczkowa składowa promieniowania zawiera: protony (90%), cząstki alfa, głównie (jądra helu) - 9% i elektrony (ok. 1%). 1-2% promieni kosmicznych składa się z jąder cięższych pierwiastków.

Promieniowanie kosmiczne oddziałuje ze wszystkich kierunków, a ich źródło pierwotne na chwilę obecną jest nieokreślone. Obecnie najpopularniejszą teorią pochodzenia promieniowania kosmicznego są wybuchy supernowych, występujące nierzadko poza galaktyką Drogi Mlecznej.

Materiały i metody

_images/CRD-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia eksperyment Cosmic Ray Detector (CRD). Detektor jest ustawiony w pozycji minus-Y (południe). Źródło: NASA/AS16-107-17442, [Tea99].

Kolektor cząstek składał się z zestawu czterech paneli. Pierwszy i drugi panel zrobiono ze złożenia 31 warstw materiału Lexan o grubości 0,025 cm i pokryto perforowanym aluminiowanym Teflonem. Panel trzeci składał się z czterech warstw filmu trioctanu celulozy firmy Kodacel o grubości 0,2 cm. Każda z warstw była pokryta w górnej połowie 5 mikronową warstwą Lexanu [Jon95].

W trakcie eksperymentu na powierzchnię Księżyca poza lądownik księżycowy wystawiano próbki różnych materiały. Działanie to miało na celu ekspozycję na efekty promieniowania kosmicznego paneli zrobionych w odmiennych technologiach. Panele najczęściej miały strukturę podobną do plexiglas. Cząsteczki padające na powierzchnię panelu pozostawiały ślady mikrościeżek. Charakterystyka tych zapisów obserwowanych przy dużym przybliżeniu pozwoliła na określenie składu i kierunku padania promieniowania kosmicznego. Badano również podatność różnych materiałów na penetrację promieniowania kosmicznego [BEC+72].

Przebieg eksperymentu

Urządzenie do przeprowadzania eksperymentu CRD potrafiło wykryć promieniowanie kosmiczne oraz niskoenergetyczne cząstki wiatru słonecznego. Zakresy energii zjawisk SPE są różne i rozciągają się w szerokim spektrum od bardzo niskich wartości do ekstremalnie wysokich.

Dodatkowym celem Cosmic Ray Detector (CRD) było badanie cząstek niskoenergetycznych oraz dokonanie pomiaru neutronów pochodzących z powierzchni Księżyca. W eksperymencie zanotowano ich rekordowo wysokie wartości.

Heat Flow Experiment (HFE)

Heat Flow Experiment (HFE)

Ośrodek badawczy

Columbia University, USA

Misje

Apollo 15, Apollo 16 (nieskutecznie), Apollo 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Heat Flow Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Badanie przepływu ciepła

Dziedzina

Radiometria

Przedmiot badania

Wymianę ciepła określa II zasada termodynamiki. Ciepło przebiega z obszarów o większej temperaturze do obszarów o mniejszej temperaturze w celu osiągnięcia równowagi termodynamicznej.

Wnętrze Księżyca jest znacznie cieplejsze niż jego powierzchnia. Z tego powodu znaczna ilość ciepła z wnętrza jest wypromieniowywana w kosmos. Źródłem ciepła jest głównie rozpad radionukleotydów pochodzenia naturalnego takich jak tor, uran czy potas. Proces emisji promieniowania jest odpowiedzialny za zwiększanie temperatury we wnętrzu Księżyca.

Prędkość utraty ciepła w postaci wypromieniowywania w kosmos jest znaczącym czynnikiem wpływającym na tektonikę (tworzenie się uskoków i fałdowań powierzchni na skutek deformacji wewnętrznej) oraz na aktywność wulkaniczną.

Heat Flow Experiment (HFE) wykonany w trakcie Apollo 15 i Apollo 17 miał na celu pomiar utraty ciepła przez Księżyc na skutek promenowania. Eksperyment próbowano wykonać również podczas misji Apollo 16, lecz ze względu na przerwany kabel łączący urządzenie nie funkcjonowało [BEC+72].

Wyniki eksperymentu posłużyły do określenia poziomu radioaktywności jako źródła długotrwałego generowania temperatury we wnętrzu oraz określenia parametrów dla modelu termicznej historii Księżyca [PBB+73].

Materiały i metody

_images/HFE-color.jpg

Diagram przedstawia eksperyment Heat Flow Experiment (HFE). Źródło: [Lin08].

_images/HFE-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia eksperyment Heat Flow Experiment (HFE). Źródło: NASA/AS17-134-20493 [Lin08].

Przebieg eksperymentu

Eksperyment polegał na stworzeniu dwóch otworów wiertniczych w regolicie księżycowym o głębokości od 1,6 m do 2,3 m. Drugi otwór wiertniczy miał za zadanie potwierdzić pomiary pierwszego. Za pomocą platynowych termometrów oporowych dokonano pomiarów temperatury na wielu poziomach każdego z otworów. Część termometrów umieszczono w dolnych partiach otworu, a pozostałe znajdowały się u jego wylotu [PBB+73].

Otwory wiertnicze zostały wykonane za pomocą drążonego wiertła z zamkniętym otworem na dole. Proces odwiertu spowodował zwiększenie temperatury, lecz efekt ten zanikł z czasem samoczynnie. Po osiągnięciu zamierzonej głębokości wewnątrz otworu umieszczono próbnik wieloczujnikowy i osłonę termiczną wokół kabla łączącego sensor z układem elektronicznym HFE.

Za pomocą termopar określono prędkość wzrostu temperatury wraz z głębokością. Temperatura w górnych partiach regolitu ma charakter fluktuacyjny ze względu na zmienną aktywność słoneczną oraz intensywność promieniowania cieplnego ze słońca w cyklach dobowych (dób księżycowych). Poprzez monitorowanie temperatury w otworach wiertniczych w trakcie długiego procesu obserwacji możliwe było wyeliminowanie tego wpływu. Pozwoliło to na wniesienie poprawki temperatury powierzchniowej i otrzymanie prawidłowych wyników.

Tylko jeden z dwóch sensorów HFE podczas misji Apollo 15 został umieszczony w odpowiedni sposób na zamierzonej głębokości. Było to spowodowane zatkaniem ciągu wiertniczego w otworze nr 2. Przypuszcza się, że było to spowodowane oddzieleniem dwóch rdzeni, które nastąpiło kiedy astronauci próbowali sforsować zablokowanie wiertła w otworze [Jon95].

Przeprojektowanie łączeń drążonego wiertła pozwoliło wyeliminować problem dla misji Apollo 16 i 17.

Rezultaty

Eksperyment Heat Flow Experiment (HFE) pozwolił na określenie temperatury powierzchni Księżyca w trakcie cyklu nocy i dnia. Wartość ta wyniosła odpowiednio 76 K (-197ºC) w trakcie nocy, oraz 358 K (+85ºC) w ciągu dnia. Temperatura pod powierzchnią regolitu księżycowego na głębokości 1,5 m była stała i przyjmowała wartość 253 K (-20ºC).

Powyższe dane pozwoliły na określenie właściwości regolitu księżycowego jako izolatora termicznego o bardzo dobrej sprawności [AAB+72], [PBB+73].

Wyniki pomiarów generowane były w jednostkach mili Wat na metr kwadrat (mW/m2). Podczas eksperymentu określono wartości przepływu ciepła na poziomie 21 mW/m2 dla miejsca lądowania Apollo 15, 16 mW/m2 dla obszaru Taurus-Littrow z misji Apollo 17. Dla porównania średni strumień cieplny dla Ziemi wynosi 87 mW/m2 [AAB+72], [PBB+73].

Niski poziom przepływu cieplnego był oczekiwany, ze względu na mniejszy rozmiar Księżyca w porównaniu z Ziemią. Ponadto wpływ na takie wartości ma również brak procesów wulkanicznych w ciągu ostatnich 3 mld lat.

Dane z misji Apollo 16 zostały utracone na skutek przerwania wiązki kabli urządzenia HFE. Kable zostały przypadkowo odcięte od stacji centralnej. Podczas misji Apollo 17 otrzymano dobrej jakości dane, które potwierdziły obserwacje dokonane podczas Apollo 15.

Ze względu na to, iż pomiarów dokonano jedynie w dwóch miejscach, brak jest statystycznie znaczących danych aby móc określić średnią dla całej powierzchni. Obydwie wartości zostały określone w pobliżu styku mórz księżycowych oraz wyżyn. Z tego powodu przypuszcza się, iż wartość oczekiwana przepływu cieplnego może być wyższa o 10-20% od przeciętnej dla pozostałych terenów [Lin08].

Lunar Atmospheric Composition Experiment (LACE)

Lunar Atmospheric Composition Experiment (LACE)

Ośrodek badawczy

University of Texas, USA

Misje

Apollo 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Atmospheric Composition Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Pomiar składu atmosfery Księżyca

Dziedzina

Badania atmosferyczne

Przedmiot badania

Księżyc posiada bardzo cienką atmosferę zwaną egzosferą sięgającą powierzchni (ang. Surface-bound Exosphere). Ze względu na niewielkie oddziaływanie grawitacyjne Księżyca gazy wchodzące w skład tej struktury łatwo ulatniają się w przestrzeń kosmiczną. Ze względu na otrzymywanie dużych energii na skutek słonecznego podgrzewania lekkie atomy takie jak hel, wyparowują w przestrzeń kosmiczną w ciągu kilku godzin. Dla cięższych atomów czas ten jest odpowiednio dłuższy. Jednakże w procesie jonizacji wywołanej przez promieniowanie UV pochodzące od słońca, atomy te mogą być uniesione na znaczne odległości od powierzchni Księżyca. Proces ten może trwać nawet do kilku miesięcy.

Ze względu na tempo z którym atomy uciekają w przestrzeń kosmiczną, musi istnieć ciągłe źródło cząsteczek aby utrzymać cienką warstwę atmosfery. Takim źródłem są w głównej mierze przechwycone cząsteczki wiatru słonecznego oraz materiał uwolniony podczas zderzeń komet i meteorytów z powierzchnią Księżyca. Dla atomów, głównie helu-4 oraz argon-40 źródłem może być również odgazowywanie wnętrza Księżyca.

Materiały i metody

_images/LACE-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia eksperyment Lunar Atmospheric Composition Experiment (LACE). Źródło: [Lin08].

Przebieg eksperymentu

Eksperyment Lunar Atmospheric Composition Experiment (LACE) został wykonany przez załogę misji Apollo 17. Zawierał spektrometr masowy, który pozwolił na określenie składu atmosfery księżycowej. Podczas wcześniejszych misji wykazano obecność takiej warstwy za pomocą eksperymentu Cold Cathode Ion Gauge (CCIG).

Rezultaty

W skład atmosfery księżycowej wchodzą głównie trzy gazy: neon, hel, wodór w równych proporcjach. Zaobserwowano również niewielkie ilości metanu, dwutlenku węgla, amoniaku oraz wody. Ponadto zaobserwowano argon-40, którego znacznie większe wartości były notowane w trakcie sejsmicznej aktywności. Argon-40 jest produktem rozpadu radioaktywnego potasu-40 we wnętrzu Księżyca. Wzmożona aktywność sejsmiczna mogła przyczynić się do uwolnienia pokładów gazu z wnętrza na powierzchnię poprzez pęknięcia w skorupie.

Lunar Atmospheric Detector (LAD)

Lunar Atmospheric Detector (LAD)

Ośrodek badawczy

Southwest Center for Advanced Studies, USA

Misje

Apollo 11, 12

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Atmospheric Detector

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Wykrywacz atmosfery Księżyca

Dziedzina

Badania atmosferyczne

Przedmiot badania

Naukowym celem Lunar Atmospheric Detector (LAD) było określenie gęstości, temperatury i zmian w atmosferze Księżyca. Eksperyment LAD polegał na pomiarze ciśnienia całkowitego neutralnych (nieaktywnych) cząstek, a następnie za pomocą urządzenia wykrywającego jonosferę (ang. Ionosphere Detector) pomiar składu zjonizowanych (aktywnych) cząsteczek. Oczekiwano, iż rozkład gęstości będzie się zwiększał podczas dnia księżycowego oraz spadał w trakcie nocy [CHL+70].

Pomiary te miały na celu poszerzenie zrozumienia procesów zachodzących na powierzchni Księżyca. Procesy erozyjne widoczne w próbkach pobranych podczas EVA w trakcie Apollo 11 były wskaźnikiem do zjawisk odmiennych do tych zachodzących na Ziemi.

Materiały i metody

_images/LAD-diagram.png

Diagram przedstawia eksperyment Lunar Atmospheric Detector (LAD). Źródło: [NAS69].

Detektor atmosfery księżycowej składał się z zestawu pomiarowego jonów za pomocą zimnej katody, pakietu elektronicznego i elementów strukturalnych takich jak obudowa termiczna.

Za projekt eksperymentu oraz opracowanie i analizę danych był odpowiedzialny Dr Francis Johnson z Southwest Center for Advanced Studies oraz Dallas Evans z Centrum Lotów Załogowych NASA [CHL+70].

Przebieg eksperymentu

W trakcie eksperymentu zjonizowane neutralne cząsteczki są zbierane przez katodę, która jest jedną z pary elektrod-sensorów. Powoduje to wytworzenie prądu w obwodzie wejściowym układu elektronicznego. Prąd jest proporcjonalny do gęstości cząstek. Następnie sygnał jest wzmacniany i przetwarzany przez układ elektroniczny w celu transmisji do stacji centralnej a później na Ziemię. Temperatura miernika jest odczytywana bezpośrednio i informacja ta jest umieszczana w obwodzie obsługi danych.

Urządzenie działało w siedmiu zakresach dynamicznych. Odpowiednie ustawienie pozwalało na wykrycie gęstości neutralnych atomów z przedziału 7.5E-8 Pa (10E-6 Torr) do 1.33E-9 Pa (10E-12 Torr). Wybrany zakres mógł byś ustawiony zdalnie z Ziemi lub lokalnie za pomocą wewnętrznych zmian parametrów urządzenia [NAS69].

Parametry nastawne urządzenia [NAS69], [CHL+70]:

  • Dokładność miernika: ± 30% powyżej 1.33E-6 Pa (10E-10 Torr)

  • Masa: ± 50% below 1.33E-6 Pa (10E-10 Torr)

  • Moc operacyjna: 2 W [Watt]

Rezultaty

Eksperyment pozwalał na określenie gęstości i temperatury neutralnej atmosfery księżycowej, włączając w to chwilowe wariacje będące wynikiem stochastycznych procesów lub wynikające z aktywności słonecznej i pory doby księżycowej.

Lunar Dust Detector (LDD)

Lunar Dust Detector (LDD)

Ośrodek badawczy

NASA Manned Spacecraft Center, USA

Misje

Apollo 11, 12, 14, 15

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Dust Detector

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Wykrywacz pyłu księżycowego

Dziedzina

Petrofizyka

Przedmiot badania

Część eksperymentów wykonywanych w ramach programu Apollo miała działać również po opuszczeniu Księżyca przez astronautów. Przed lądowaniami w ramach programu Apollo sądzono, że urządzenia w ramach pakietu ALSEP pokryte zostaną warstwą pyłu uniesionego w skutek startu LM. Przyczyną zanieczyszczenia miały być również inne źródła w wyniku długotrwałej ekspozycji na szkodliwe czynniki środowiskowe.

Eksperyment Lunar Dust Detector (LDD) wykonano podczas misji Apollo 11, 12, 14 i 15. Badanie zostało zaprojektowane w celu pomiaru złogów regolitu Księżycowego na urządzeniach elektronicznych i mechanicznych. Informacja ta była wyliczana na podstawie różnicy w wartości luminacji zarejestrowanej przez fotokomórki paneli fotowoltaicznych w czasie. Obserwowano również poziom zniszczeń paneli przez wysokoenergetyczne promieniowanie jak również poziom odbitego promieniowania podczerwonego i temperaturę powierzchni Księżyca [NAS69].

Materiały i metody

_images/LDD-diagram.png

Diagram przedstawia eksperyment Lunar Dust Detector (LDD). Źródło: [NAS69].

Lunar Dust Detector (LDD) zbudowany był z dwóch komponentów:

  • pakietu sensorów fotokomórek,

  • drukowanego układu obwodów.

Pakietu sensorów składał się z trzech fotokomórek zamontowanych górze osłony przeciwsłonecznej stacji centralnej.

Drukowany układ obwodów umieszczono wewnątrz stacji centralnej. Był częścią interfejsu rozdzielania mocy dla podsystemów eksperymentów naukowych w ramach pakietu ALSEP.

Przebieg eksperymentu

Eksperyment dokonywał pomiaru mocy wyjściowej i temperatury trzech paneli fotowoltaicznych. Na skutek uszkodzeń wywołanych ekspozycją na promieniowanie oraz pokrywę pyłu parametry wyjściowe urządzenia się obniżały. Pozwoliło to na obliczenie temperatury powierzchniowej i stopnia zanieczyszczenia paneli.

Ponadto podczas misji Apollo 12 pobrano również próbki zanieczyszczeń amerykańskiej bezzałogowej sondy kosmicznej Surveyor 3 w celu analizy długotrwałej ekspozycji na promieniowanie kosmiczne.

Rezultaty

Warstwa pyłu zgromadzona na urządzenia okazała się być znacznie niższa od oczekiwanej. Eksperyment był również wykorzystywany do monitorowania długotrwałej deterioracji fotokomórek paneli na skutek promieniowania oraz fluktuacji termicznej.

Eksperyment był uznawany za inżynieryjny w naturze i nie klasyfikował się w zestawieniu eksperymentów naukowych.

Lunar Ejecta and Meteorite Experiment (LEAM)

Lunar Ejecta and Meteorite Experiment (LEAM)

Ośrodek badawczy

NASA Goddard Space Flight Center, USA

Misje

Apollo 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Ejecta and Meteorite Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Badanie księżycowego i meteorytowego materiału piroklastycznego

Dziedzina

Wulkanologia

Przedmiot badania

Eksperyment Lunar Ejecta and Meteorite Experiment (LEAM) był przeprowadzony podczas misji Apollo 17. Wykonano go w celu zbadania częstotliwości i charakteru uderzania małych obiektów o powierzchnię Księżyca i pomiaru materiału wyrzucanego w skutek takiego zdarzenia.

Księżyc jest ciałem niebieskim posiadającym pole grawitacyjne i zaniedbywalną warstwę atmosfery. Trajektoria obiektów kosmicznych przelatujących w pobliżu Księżyca jest zakrzywiana w polu grawitacyjnym i może prowadzić do zderzenia mniejszych odłamków z jego powierzchnią. Ze względu na cienką warstwę atmosfery nie będącą w stanie w skutek tarcia zniszczyć tych obiektów, uderzają one z dużymi prędkościami w grunt Księżyca. Przyczynia się to do wyrzucenia regolitu, oraz materiału z innych warstw skorupy. Drobne cząsteczki pyłu przyciągane niewielkim polem grawitacyjnym powoli opadają na powierzchnię tworząc drobnoziarnistą warstwę regolitu [Jon95].

Oczekiwano, iż eksperyment będzie w stanie wykryć zarówno obiekty pochodzenia zewnętrznego, tj. odłamki komet czy pył międzygwiezdny, jak również cząstki wyniesione w skutek kolizji innych obiektów o powierzchnię Księżyca, np. człony rakiety Saturn, odrzucony moduł LM, itp.

Materiały i metody

_images/LEAM-diagram.gif

Diagram przedstawia eksperyment Lunar Ejecta and Meteorite Experiment (LEAM). Źródło: [NAS69].

_images/LEAM-color.jpg

Diagram przedstawia eksperyment Lunar Ejecta and Meteorite Experiment (LEAM). Źródło: [Tea99].

Eksperyment składał się z trzech płyt sensorów skierowanych w różne kierunki. Pozwalało to na pomiar prędkości i kierunku poruszania się uderzających obiektów.

Rezultaty

Analiza rezultatów wykazała, że drobny pył stanowiący warstwę regolitu księżycowego jest transportowany z niewielką prędkością pomiędzy różnymi regionami w trakcie księżycowego wschodu słońca.

Lunar Ionosphere Detector (LID)

Lunar Ionosphere Detector (LID)

Ośrodek badawczy

Misje

Apollo 12

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Ionosphere Detector

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Wykrywacz jonosfery księżycowej

Dziedzina

Elektromagnetyzm

Przedmiot badania

Naukowym celem eksperymentu Lunar Ionosphere Detector (LID) było zbadanie naładowanych cząstek w księżycowej atmosferze. W połączeniu z Lunar Atmospheric Detector (LAD) zbadano zarówno cząsteczki naładowane jak i nieposiadające ładunku. Mimo zebrania niewielkiej próbki materiału badawczego, wiedza na temat księżycowej jonosfery, jej gęstości i składu przyczyniła się do zrozumienia procesów chemicznych, radioaktywnych oraz wulkanicznej aktywności, jak również składu chemicznego wiatru słonecznego.

Siła uderzenia meteorytów w powierzchnię księżyca powoduje wyparowanie zarówno materiału meteorytowego jak również regolitu księżycowego. Podczas gdy te czynniki przyczyniają się do tworzenia jonosfery i atmosfery, siły oddziałujące na wyrzucony materiał powodują ich ucieczkę w kosmos. Siłami tymi są: niska wartość przyciągania grawitacyjnego, wysoka fluktuacja temperaturowa jak również aktywność wiatru słonecznego, która może również przyczyniać się do tworzenia jak i niszczenia wyżej wymienionych warstw.

Cząsteczki wiatru słonecznego są głównymi składowymi jonosfery, mimo iż zaobserwowane z Ziemi księżycowe "gorące strefy" (ang. heat spot) sugerują uwalnianie się gazów z jego wnętrza.

Materiały i metody

_images/LID-diagram.png

Diagram przedstawia eksperyment Lunar Ionosphere Detector (LID). Źródło: [NAS69].

LID używał Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE) w celu detekcji i zliczenia dodatnio naładowanych jonów. Składał się z dwóch wykrzywionych płytek analizatora, mierzących energię dodatnich jonów. Jedna płytka mierzyła jony z energiami w zakresie od 0,2 eV do 48,6 eV. Zawierała również filtr prędkości w postaci przecinającego się pola magnetycznego i elektrycznego, Urządzenie było zaprojektowane do spowalniania jonów z prędkościami rzędu od 4 km/s do 935 km/s [CHL+70].

Instrument badawczy ważył 8,62 kg i pracował przy poborze mocy na poziomie 60 W i napięciu wejściowym prądu stałego +29 V [Jon95].

Za projekt eksperymentu i analizę danych byli odpowiedzialni naukowcy: Dr John Freeman i Dr Curt Michel z Rice University [NAS69].

Przebieg eksperymentu

Badając charakter spowolnienia i prędkość pierwotną uzyskano informację na temat masy cząstek wiatru słonecznego dla energii od 10 eV do 3500 eV. Masa pozostałych wysokoenergetycznych cząstek pochodzących z SEP nie mogła być określona, ze względu na brak możliwości selektywnego spowalniania cząstek o różnych prędkościach [CHL+70].

Rezultaty

Lunar Ionosphere Detector (LID) jest urządzeniem, które pomogło zidentyfikować jonizację naładowanych cząstek i atomów. Posłużyło również do obserwacji ładowania cząstek w trakcie przejścia Księżyca przez pole magnetyczne Ziemi. Eksperyment został zaprojektowany także w celu badania wartości pola elektrycznego Księżycowej powierzchni.

Lunar Portable Magnetometer (LPM)

Lunar Portable Magnetometer (LPM)

Ośrodek badawczy

Centrum badań naukowych NASA AMES, USA

Misje

Apollo 14, 16

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Portable Magnetometer

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Przenośny księżycowy magnetometr

Dziedzina

Magnetometria

Przedmiot badania

Metoda mapowania różnic pola magnetycznego jest standardową procedurą wykorzystywaną na Ziemi w badaniach prospekcyjnych. Wiele złóż naturalnych i obiektów podziemnych może powodować anomalie pola magnetycznego. Średnia wartość pola magnetyczne Ziemi wynosi 50µT (50000 nT), a anomalie na poziomie kilkudziesięciu tysięcy Tesli są częste. Ze względu na fakt, iż pole magnetyczne Księżyca jest około trzy rzędy wielkości mniejsze od Ziemskiego, oczekiwane wartości anomalii są proporcjonalnie mniejsze.

Materiały i metody

_images/LPM-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia eksperyment Lunar Portable Magnetometer (LPM) w laboratorium. Źródło: NASA/S70-56721 [Lin08].

Przedstawiony na Ryc. 19. przedstawia układ elektroniczny zawierający przełączniki i trzy wskaźniki wyjściowe. Zestaw przymocowano do Modular Equipment Transporter. Głowicę sensora zamocowano na trójnogu i rozstawiano 15 metrów od MET w celu dokonania odczytów. Podobny instrument był częścią misji Apollo 16, którego elementy elektroniczne umieszczono na tyle LRV. Podłączenie do obwodów elektronicznych LRV zrealizowano za pomocą płaskiej wiązki kabla elektrycznego o długości 15,2 m.

Zakres pomiarowy instrumentu wynosił 256 nT.

Przebieg eksperymentu

W połączeniu z Lunar Surface Magnetometer (LSM) w trakcie misji Apollo 14 oraz Apollo 16 wykorzystano również eksperyment Lunar Portable Magnetometer (LPM). Astronauci przenosili urządzenie podczas przemieszczania się po powierzchni Księżyca zarówno z wykorzystaniem MET (Apollo 14) jak i LRV (Apollo 16). Pomiarów dokonano w celu rejestracji lokalnej wartości pola magnetycznego.

Podczas użytkowania, trójnóg był rozstawiany 15 metrów od LRV. Konieczne było zachowanie odległości trójnoga od pojazdu w celu uniknięcia jego wpływu magnetycznego, jak również oddziaływania pochodzącego oraz astronautów i ich ekwipunku. Urządzenie musiało być wypoziomowane oraz znajdować się w cieniu od słońca [Jon95].

Odczyt dokonywany był z urządzenia zamontowanego w LRV. Panel składał się z trzech cyfrowych mierników przypominających zegary. Każdy ze wskaźników pokazywał wartości pola magnetycznego dla jednej osi, składowej Księżycowego pola magnetycznego. Astronauci przekazywali na Ziemię odczytane wartości za pomocą komunikacji radiowej [Jon95].

Rezultaty

Instrument Lunar Portable Magnetometer (LPM) wykorzystany podczas misji Apollo 14 zarejestrował jedynie dwie wartości lokalnego pola magnetycznego. Oba pomiary dały nieoczekiwane wartości. Pierwszy pomiar dokonano w niewielkiej odległości od punktu lądowania, jednakże poza zasięgiem wpływu pola magnetycznego lądownika LM. Zmierzona wartość wynosiła 43 nT. Drugiego pomiaru dokonano na krawędzi krateru Cone (ang. Cone Crater). Zarejestrowano wartość wynoszącą 103 nT.

Pomiary te były znacznie przewyższające wartości oczekiwane. Wcześniejsze dane zebrane z wykorzystaniem orbitujących Księżyc satelitów wykazały jednoznacznie, że uśredniona wartość pola magnetycznego nie może przekraczać 10 do 12 nT. Otrzymane wartości były znacznie większe od tego progu. Różnica (60 nT) w dwóch pomierzonych wartościach była równie nieoczekiwana. Tak znaczne różnice nie były oczekiwane przy tak stosunkowo niewielkich odległościach przemieszczenia [CDF+71], [BEC+72].

W celu zrozumienia procesu gwałtownych zmian wartości pola magnetycznego, eksperyment wykonano ponownie podczas misji Apollo 16 próbkując pole wielokrotnie.

Efekt ten jest rezultatem naturalnego procesu magnetyzacji skał Księżycowych. Zachodzenie tego procesu występuje również na Ziemi np. w naturalnie występującym i silnie magnetyzującym minerale lodestone. Podobny proces tworzenia właściwości magnetycznych skał zachodzi na powierzchni Księżyca [Jon95].

Laser Ranging Retro-reflector (LRRR)

Laser Ranging Retro-reflector (LRRR)

Ośrodek badawczy

Misje

Apollo 11, 14, 15

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Laser Ranging Retro-reflector

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Zwierciadło pomiaru dla dalmierza laserowego

Dziedzina

Astrometria

Przedmiot badania

Dalmierz laserowy pozwala na precyzyjne określenie odległości oddalonych od siebie obiektów. Składa się z dwóch części. Jedna jest generatorem wiązki lasera, a druga zawiera lustro, lub lustra odbijające promienie w kierunku padania. Na podstawie znanej prędkości światła oraz pomiaru czasu powrotu wiązki możliwe jest precyzyjne wyznaczenie odległości między dwoma elementami zestawu.

Mimo faktu, iż Księżyc posiada wartość albedo na średnim poziomie 0.136 i kierunkowo odbija promienie, to proces odbicia ma charakter nielambertowski, tj. nierównomiernie rozprasza światło we wszystkich kierunkach. Moc odbitego promienia jest niewystarczająca aby móc precyzyjnie określić jego odległość od Ziemi.

Materiały i metody

_images/LRRR-closed.gif

Diagram przedstawia eksperyment Laser Ranging Retro-reflector (LRRR) w konfiguracji zamkniętej. Źródło: [NAS69].

_images/LRRR-open.gif

Diagram przedstawia eksperyment Laser Ranging Retro-reflector (LRRR) w konfiguracji otwartej. Źródło: [Tea99].

Powierzchnia odbijająca pasywnego eksperymentu Laser Ranging Retro-reflector (LRRR) składało się z kostek topionej krzemionki. Dla misji Apollo 11 i Apollo 14 liczba kostek wynosiła 100. W misji Apollo 15 wykorzystywano matryce posiadające 300 kostek. Powierzchnię zaprojektowano tak, aby odbijała światło lasera równolegle do kąta jego padania [Jon95].

Przebieg eksperymentu

Urządzenie zostało ustawione na powierzchni Księżyca w sposób precyzyjny. Pozwalało to na dokładne jego namierzenie instrumentu. Naukowcy z dowolnego punktu na Ziemi mogli skierować wiązkę lasera w zwierciadło aby uzyskać promień odbity. Różnica czasu pomiędzy emisją, a odebraniem impulsu pozwala na wyznaczenie odległości z 8 centymetrową precyzją. Eksperyment był operacyjny do czerwca 1981 r. [Jon95].

Rezultaty

Wykorzystując dane precyzyjnie pomierzonych odległości, ustalono, iż powierzchnia Księżyca ulega znacznym ugięciom i zakrzywieniom na skutek oddziaływania pola grawitacyjnego Ziemi. Do zmian tych dochodzi w trakcie różnych pozycji Księżyca na orbicie okołoziemskiej.

Lunar Surface Gravimeter Experiment (LSG)

Lunar Surface Gravimeter Experiment (LSG)

Ośrodek badawczy

University of Maryland, USA

Misje

Apollo 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Surface Gravimeter Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Grawimetryczny pomiar powierzchni Księżyca

Dziedzina

Grawimetria

Przedmiot badania

Eksperyment Lunar Surface Gravimeter Experiment (LSG) był wykonany tylko raz, tj. podczas misji Apollo 17. Głównym celem LSG było potwierdzenie istnienia fal grawitacyjnych zgodnie z przewidywaną przez Einsteina teorią. W tym celu dokonano pomiaru odpowiedzi Księżyca na przeciągania pływowe (ang. tidal forces) Ziemi. Badano również wolną oscylację Księżyca w cyklach 15-sto minutowych i dłuższych. Zmierzono pionową składową zjawisk sejsmicznych o częstotliwościach dochodzących do 16 Hz. Uzupełniało to dane uzyskane z eksperymentu Passive Seismic Experiment (PSE) z misji Apollo 12, 14, 15 i 16 [Jon95].

Materiały i metody

_images/LSG-diagram.gif

Diagram przedstawia eksperyment Lunar Surface Gravimeter Experiment (LSG). Źródło: [Tea99].

_images/LSG-color.jpg

Diagram przedstawia eksperyment Lunar Surface Gravimeter Experiment (LSG). Kolorem niebieskim zaznaczono osłonę przeciwsłoneczną [Lin08].

_images/LSG-photo.jpg

Zdjęcie wykonane podczas EVA 3 przedstawia eksperyment Lunar Surface Gravimeter Experiment (LSG). W tle widać stację centralną z elementem RTG po lewej i modułem lądownika LM. Przed wykonaniem tego zdjęcia astronauta Jack Schmitt tymczasowo pozostawił UHT w pobliżu urządzenia LSG. Źródło: NASA/AS17-134-20501 [Lin08].

W trakcie eksperymentu planowano użyć Księżyca jako anteny do badania fal grawitacyjnych i poznania przyczyny pływowego odkształcenia Księżyca. Instrument zaprojektowano w celu wykonania bardzo dokładnych (z precyzją 1:1011) pomiarów grawitacyjnego pola księżycowego i jego zmiany w czasie.

Urządzenie składało się z bardzo czułej wyważonej sprężyny, która funkcjonowała również jako jednoosiowy sejsmometr.

Przebieg eksperymentu

Po rozstawieniu przyrządu grawimetru podczas drugiego EVA w trakcie misji Apollo 17 odkryto, że wskaźnik sensora LSG nie może zostać ustawiony w pozycji zerowej. Astronauta Jack Schmitt próbował zresetować nastawienie urządzenia używając śruby mikrometrycznej. Problem występował także, gdy ponownie wypozycjonowano urządzenie i sprawdzono pozycję przegubu Kardana (ang. gimbal) [Jon95].

Podczas EVA 2 i 3 podjęto próbę naprawy urządzenia. Astronauta Schmitt uderzał w odkrytą górną pokrywę przegubu Kardana, wstrząsał eksperymentem we wszystkich kierunkach, ponownie wypoziomował instrument opierając o twarde podłoże oraz zweryfikował ustawienie kąta nachylenia osłony przeciwsłonecznej. Wszystkie te działania były wykonane w celu uwolnienia elementu masowego, który jak przypuszczano móg być zablokowany. Problem częściowo udało się rozwiązać poprzez wywołanie nacisku na wskaźnik za pomocą mechanizmu o zmiennej masie. Wartość ta była znacznie większa niż limity, z którymi zaprojektowano urządzenie. Spowodowało to częściowe skrócenie wskaźnika. Na wykonywanie prób naprawy poświęcono około 30 minut podczas EVA [Jon95].

Rezultaty

Późniejsza analiza wykazała, że problem był spowodowany błędem arytmetycznym w czujniku mas. Element był około 2% lżejszy niż poprawny dla operacji w polu grawitacyjnym o przyciąganiu wynoszącym 1/6 wartości na Ziemi. Ustawienia sensora za pomocą śruby mikrometrycznej pozwalały jedynie na poprawki do 1,5% w celu likwidacji niewielkich odchyłów i niedokładności. Błąd był wynikiem wielu rekonfiguracji urządzenia w roku poprzedzającym lot i pomyłki w konwersji wartości przyciągania grawitacyjnego z 1 g do 1/6 g [PBB+73].

Lunar Surface Magnetometer (LSM)

Lunar Surface Magnetometer (LSM)

Ośrodek badawczy

University of Arizona, USA

Misje

Apollo 12, 15, 16

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Surface Magnetometer

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Magnetometryczny pomiar powierzchni Księżyca

Dziedzina

Magnetometria

Przedmiot badania

Pole magnetyczne Ziemi i Księżyca składa się z dwóch elementów składowych: jednej zmieniającej się w czasie oraz drugiej stabilnej. Część niestabilna jest wynikiem przejścia fal elektromagnetycznych. Część stabilna pola magnetycznego Ziemi (która wchodzi w interakcję z kompasem) przyjmuje wartości od 35 000 nT na równiku do 60 000 nT na biegunach. Wartość gamma pola magnetycznego Księżyca wynosi 6 do 100 nT. Jest to spowodowane obecnością naturalnie występującego zjawiska magnetyzmu w skałach księżycowych. Minerały te powstały na wczesnym etapie ewolucji Księżyca, gdy pole magnetyczne było znacznie silniejsze [CHL+70], [AAB+72], [BEC+72].

Obecnie uznawana teoria wyjaśnia przyczynę naturalnego powstawania zjawiska magnetyzmu skał. Gdy meteoryt znacznej wielkości uderzy w powierzchnię Księżyca w skutek impaktu i wysokich temperatur następuje wyparowanie materiału skalnego, jak również wyrzut w kosmos części powierzchni. Obiekty powstałe w skutek tego działania formują chmury odłamków gruzu i gazów. Chmury te są większe niż Księżyc. W wyniku uwolnienia znacznej ilości ciepła podczas zderzenia, większość gazu zamienia się w zjonizowaną plazmę, w której atomy są pozbawione jednego lub więcej elektronów. Taka plazma pozbawiona jest własności magnetycznych. Chmura rozprzestrzeniając się wokół Księżyca spycha frontalnie własne pole magnetyczne Księżyca. Do przemieszczenia plazmy wokół Księżyca dochodzi w ciągu około 5 minut. W skutek czego zepchnięte pole magnetyczne stanie się znaczne. W tym czasie odłamki skalne opadną na powierzchnię Księżyca koncentrując się na krańcach antypodalnych. W przypadku gdy formacje skalne opadną w trakcie wpływu wysokiego pola magnetycznego, mogą przejść proces nagłej magnetyzacji (ang. shock magnetization). Dla porównania, gdy skała zostaje poddana uderzeniu przez młot, może nagle stracić własności magnetyczne i przyjąć te z otaczającego regionu [Jon95], [NAS69].

Elektryczne własności materiału tworzącego Księżyc determinują jego pole magnetyczne. W wypadku gdyby Księżyc był doskonałym izolatorem fala elektromagnetyczna wiatru słonecznego przeszła by przez niego niezakłócona i połączyła linie pola wokół Księżyca. W skutek czego przepływający prąd wytworzy pole magnetyczne. Pole to niesione z wiatrem słonecznym przyczynia się do powstania systemu prądów elektrycznych na Księżycu i jego powierzchni. Prady te, mogą tworzyć pole magnetyczne, próbujące przeciwdziałać polu jonowemu wiatru słonecznego. Przyczyniłoby się to do zmiany łącznego pola magnetycznego zmierzonego na powierzchni Księżyca. Gdyby zaś istniały struktury geologiczne zachowujące się jak przewodnik, prąd elektryczny przepłynąłby przez niego [NAS69], [BEC+72].

Celem badawczym eksperymentu był pomiar pola magnetycznego powierzchni Księżyca oraz ustalenie jak naładowane cząsteczki wiatru słonecznego wchodzą w interakcję z polem magnetycznym. Część cząstek jest wchłaniana przez warstwy powierzchniowe Księżyca, a pozostała część może zostać odbita lub przeniesiona na drugą jego stronę.

Pomiaru dokonano niezależnie za pomocą równoległego zbadania różnic wartości potencjału elektrycznego wiatru słonecznego przy powierzchni jak również niezakłóconego odczytu w trakcie sondowania z orbity. W tym celu wykorzystano misję robotyczną Explorer 35 orbitującą wokół Księżyca.

Materiały i metody

_images/LSM-diagram.png

Diagram przedstawia eksperyment Lunar Surface Magnetometer (LSM). Źródło: [NAS69].

Parametry techniczne [Jon95], [NAS69]:

  • Wielkość po rozłożeniu: 101,6 cm wysokości, z 152,4 cm odległości od głowicy

  • Masa: 7,94 kg

  • Szczytowy pobór mocy:

    • Tryb rozpoznania lokacji: 11,5 W

    • Tryb naukowy w dzień: 6,2 W

    • Tryb naukowy w nocy: 12,3 W

    • Tryb kalibracji: 10,8 W

Magnetometr pozwalał na pracę w trzech trybach [CHL+70]:

  1. Tryb rozpoznania lokacji (ang. Site Survey Mode) - Stan początkowy przed przejściem do każdego pozostałego trybu. Stworzony w celu lokalizacji oraz identyfikacji wpływu magnetycznego obecnego na miejscu pomiaru. Zastosowany w celu likwidacji jego wpływu przy późniejszej interpretacji danych.

  2. Tryb naukowy (ang. Scientific Mode) - Normalny tryb operacyjny, w który wartość pola magnetycznego oraz jego skierowanie jest stale rejestrowane. Trzy sensory magnetyczne dostarczają sygnał proporcjonalny do występowania składowych równoległych odpowiednio do ich osi. Każdy czujnik próbkuje z częstotliwością 3 Hz. Jest to wartość większą niż częstotliwość zmian pola magnetycznego. Wszystkie sensory rejestrowały zmiany z rozdzielczością 0,2 nT (nano Tesli) w trzech zakresach:

    • -100 do +100 nT,

    • -200 do +200 nT,

    • -400 do +400 nT.

  3. Tryb kalibracyjny (ang. Calibration Mode) - Włączany automatycznie w 12 godzinnych interwałach w celu precyzyjnego ustawienie czujników magnetometru i poprawy dryftu od wartości referencyjnych ustawionych laboratoryjnie.

Za projekt trójosiowego magnetometru transduktorowego (ang. tri-axis fluxgate magnetometer), jak również za późniejszą analizę danych odpowiadali Dr Charles P. Sonett (NASA/Ames Research Center), Dr Jerry Modisette (NASA/Manned Spacecraft Center) i Dr Palmer Dyal (NASA/Ames Research Center).

Przebieg eksperymentu

Podczas misji Apollo 15 w 1971 roku i później podczas Apollo 16 w 1972 roku na orbicie Księżyca umieszczono wykrywacz elektronowy. Urządzenie wykorzystano do wykonania zdalnego mapowania pola magnetycznego powierzchni. Pomiar ten pozwolił na pokrycie 10% powierzchni Księżyca i umożliwił dostrzeżenie korelacji między kraterami meteorytowymi (ang. meteor impact basins) - ciemniejsze struktury, o najczęściej kolistym kształcie na stronie Księżyca zorientowanej do Ziemi, od silnego pola magnetycznego po przeciwnej stronie (niewidocznej z Ziemi).

W wyniku pomiarów pola magnetycznego za pomocą orbitujących satelit określono średnią wartość równą 8 nT. Za pomocą magnetometru dokonano również pomiaru wariacji w czasie spowodowanej propagacją fali elektromagnetycznej w wyniku SPE.

W trakcie eksperymentu Lunar Surface Magnetometer (LSM) za pomocą trójosiowego magnetometru transduktorowego (ang. tri-axis fluxgate magnetometer) zmierzono zmiany pola magnetycznego Księżyca w czasie. Ze względu na możliwość zmiany amplitudy, częstotliwości oraz kierunku pola magnetycznego Księżyca sensor dokonywał pomiarów w trzech wymiarach za pomocą czujników umieszczonych na niewielkich, ustawionych ortogonalnie wysięgnikach zrobionych z włókna szklanego. Części wysuwały się ze stacji centralnej.

Układ elektroniczny mieścił się w osłonie u podstawy trzech wysięgników. W tym miejscu zlokalizowano również żyroskop elektromechaniczny. Urządzenie to pozwalało na ustawienie w trybie kalibracji sensorów w dowolnym kierunku. Astronauta ustawiając magnetometr w przedziale +3° w kierunku wschód-zachód używał wskaźnika cienia (ang. shadwograph) na centralnej strukturze. Konieczne było przestrzeganie wewnętrznego marginesu +3° w osi pionowej. W tym celu użyto poziomicy zamontowanej na ramieniu wysięgnika sensorów.

Rezultaty

Eksperyment Lunar Surface Magnetometer (LSM) został użyty do zbadania zmiany wartości pola magnetycznego na powierzchni Księżyca, jak również do określenia własności elektrycznych Księżyca. Przyczynił się również do lepszego zrozumienia wewnętrznej temperatury i poznania pochodzenia oraz historii tego ciała niebieskiego.

Księżyc w przeciwieństwie do Ziemi nie posiada pola magnetycznego. Jest to spowodowane brakiem wewnętrznego procesu wywołującego efekt dynamo. Okazało się zaskoczeniem, gdy magnetometr ustawiony przez astronautów wykrył nikłe pole magnetyczne. Eksperyment LSM udokumentował stałą wartość na poziomie 38 nT dla miejsca lądowania Apollo 12 i 6 nT dla Apollo 15 [CHL+70], [AAB+72].

Uważa się, że magnetyzm powierzchni Księżyca jest pozostałością z czasu, gdy jego pole magnetyczne było aktywnie tworzone przez jądro. Pozostały efekt magnetyczny może być również spowodowany zderzeniem lub zderzeniami w przeszłości z innymi ciałami niebieskimi tj. asteroidy czy komety, które mogły przyczynić się do nadania niewielkich własności magnetycznych. Ta szczątkowa własność magnetyczna jest w fazie zaniku [CHL+70], [AAB+72], [BEC+72].

Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE)

Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE)

Ośrodek badawczy

Stanford University, USA

Misje

Apollo 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Lunar Seismic Profiling Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Profilowanie sejsmiczne powierzchni Księżyca

Dziedzina

Sejsmika

Przedmiot badania

Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE) jest podobny w założeniu do innych eksperymentów sejsmicznych wykonywanych w ramach pakietu ALSEP. Niewielkie zmiany dotyczą kwestii projektowych. Urządzenie zbierało dane sejsmiczne z sieci 4 geofonów ułożonych w centrum, oraz w kątach 90-cio metrowego metrowego trójkąta równobocznego. Ładunki wybuchowe na powierzchni wywoływały fale sejsmiczną o różnej mocy w celu profilowania sejsmicznego punktu lądowania Apollo 17 [Jon95].

Materiały i metody

_images/LSPE-receiver.jpg

Diagram przedstawia odbiornik Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE). Źródło: [Tea99].

_images/LSPE-transmitter.gif

Diagram przedstawia nadajnik Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE). Źródło: [Tea99].

W celu profilowania sejsmicznego w trakcie misji Apollo 17 dla eksperymentu Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE) rozstawiono osiem ładunków wybuchowych o specyfikacji podanej poniżej. Źródło: [Lin08].

Masa ładunku [kg]

Kolejność

Odległość od ALSEP [km]

Czas detonacji od momentu startu LM (godz:min)

0.45

6

1.3

24:18

1.36

5

2.0

26:52

0.2268

7

0.8

28:08

0.0567

4

0.16

43:23

2.72

1

2.4

48:45

0.113

8

0.25

51:40

0.113

2

0.25

74:42

0.0567

3

0.16

75:46

Przebieg eksperymentu

Podczas eksperymentu astronauta-geolog Jack Schmitt zmuszony był wybrać lokacje stacji centralnej, tak aby móc przeprowadzić pozostałe zaplanowane eksperymenty oraz po rozłożeniu trójkąta LSPE ominąć wysoki na 3 metry głaz nazwany "skałą geofonu" (ang. Geophone Rock).

_images/LSPE-map2.jpg

Mapa przedstawia eksperyment Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE). Źródło: Figure 10-2 [PBB+73]

_images/LSPE-map1.jpg

Mapa przedstawia rozstawienie eksperymentu Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE). Kolorem czerwonym wyróżniono lokalizację ładunków wybuchowych rozstawionych podczas eksperymentu. Źródło: Figure 10-7 [PBB+73].

Rezultaty

Rozstawienie geofonów w kształcie trójkąta równobocznego pozwoliło na pomiar azymutów i prędkości fal sejsmicznych bardziej dokładnie niż Active Seismic Experiment (ASE) podczas Apollo 14 i Apollo 16.

_images/LSPE-plot.jpg

Obrazek przedstawia wykres zarejestrowany podczas eksperymentu Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE). Źródło: [Lin08].

Neutron Probe Experiment (NPE)

Neutron Probe Experiment (NPE)

Ośrodek badawczy

California Institute of Technology, USA

Misje

Apollo 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Neutron Probe

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Sonda neutronowa

Dziedzina

Radiometria

Przedmiot badania

Górne warstwy powierzchni księżyca składają się z regolitu księżycowego. W jego skład wchodzi grunt oraz drobne fragmenty skalne wytworzone w trakcie ciągłego procesu zderzania meteorytów o Księżyc. Na skutek impaktu zostaje uformowany krater, a materiał skalny zostaje wyrzucony. W zależności od rozmiaru meteorytu oraz jego prędkości siła uderzeniowa może unieść materiał na różne odległości. Proces ten powtarzany przez miliardy lat spowodował rozdrobnienie materiału skalnego do postaci pyłu, który jest dobrze wymieszany z innym materiałem skalnym.

Gdy wysokoenergetyczne cząstki promieniowania kosmicznego uderzają o powierzchnię Księżyca, reakcje jądrowe pomiędzy protonami i atomami w podłożu powodują emisję neutronów. Cząstki te mogą przenikać niewielkie głębokości wewnątrz regolitu. Neutrony są docelowo wchłaniane przez inne atomy, a skutkujące tym reakcje jądrowe prowadzą do formowania się radioaktywnych izotopów, które później ulegają rozpadowi do form stabilnych. Te radionukleotydy pozwalają na określenie tempa mieszania się warstw regolitu. Ze względu na to, że neutrony mogą jedynie spenetrować niewielkie odległości wewnątrz warstw osadowych regolitu. Znalezienie radioaktywnych cząstek na większych głębokościach świadczy o mieszaniu warstw (do mierzonej głębokości) w czasie mniejszym niż czas rozpadu izotopu. Pomiar mieszania się regolitu wymaga trzech rzeczy [Jon95]:

  • dużej liczby radioaktywnych cząstek w próbkach rdzeni przywiezionych przez astronautów na Ziemię,

  • znania prędkości rozkładu radionukleotydów (określonych w badaniach laboratoryjnych na Ziemi),

  • prędkości tworzenia radioaktywnych izotopów w wyniku bombardowania neutronami, wg. pomiaru z eksperymentu Neutron Probe Experiment (NPE).

Materiały i metody

_images/NPE-diagram.jpg

Diagram przedstawia eksperyment Neutron Probe Experiment (NPE). Źródło: Fig. 18-1 [PBB+73].

Eksperyment Neutron Probe Experiment (NPE) wykonano podczas misji Apollo 17 w celu określenia prędkości mieszania się warstw regolitu. Składał się z 2,4 metrowego pręta z przytwierdzonymi detektorami. Pręt umieszczano w otworach wiertniczych utworzonych na potrzeby pobrania próbek podpowierzchniowych. Detektory rejestrowały liczbę neutronów przenikających poszczególne warstwy na różnych głębokościach.

Eksperyment zaprojektowano w celu pomiaru tempa wychwytu niskoenergetycznych neutronów jako funkcji głębokości regolitu księżycowego. Pomiar przeprowadzono za pomocą dwóch sposobów detekcji śladów padania cząstek [Jon95]:

  • plastikowego detektora złożonego z filmu trioctowej celulozy w połączeniu z boronem-10 w celu zapisu emisji cząstek alfa,

  • detektorów mica w celu wykrycia śladów fragmentów wywołanego neutronami rozpadu uranu-235.

Sensor aktywowano i dezaktywowano w skutek zmiany pozycji urządzenia, gdy detektor i cel wychodziły z układu współosiowego. Mechanizm załączania i wyłączania był konieczny w celu zapobiegania rejestracji akumulacji wydarzeń tła wytworzonych w trakcie przez neutrony z generatora mocy zestawu ALSEP i z neutronów pochodzących z promieniowania kosmicznego wewnątrz statku podczas lotu między Księżycem a Ziemią [PBB+73].

Punkty źródłowe uranu-238 były umieszczone na przyrządzie w celu zapewnienia znaków odniesienia, aby sprawdzić, czy sonda została prawidłowo aktywowana. Podobnie zamieszczono również pochłaniacze kadmu-48 w środku oraz na dole próbnika w celu otrzymania spektrum energii neutronów na poziomie 0,35 eV. Dalsze widmowe informacje były uzyskiwane poprzez analizę kryptonu-80 i kryptonu-82 wytworzonych przez wychwyt bromku neutronowego w bromku potasu zawartym w próżniowych kapsułkach, które umieszczono w górnej, środkowej i dolnej części sondy, [Jon95], [PBB+73].

Przebieg eksperymentu

Próbnik neutronowy rozstawiono podczas pierwszego EVA. Eksperyment przebiegł prawidłowo od czasu jego aktywacji 12 grudnia 1972 roku do czasu wyłączenia następnego dnia. Urządzenie zabrano na końcu trzeciego EVA, po ekspozycji trwającej 49 godzin. Instrument wraz z rejestratorami cząstek przewieziono na Ziemię w celu analizy.

Rezultaty

Stopień wymieszania regolitu zależy od wielkości ciała uderzającego. Masywniejsze obiekty mieszają warstwy na większych głębokościach. Mniejsze uderzenia są znacznie częstsze i z tego powodu mieszanie się w warstwie przypowierzchniowej zachodzi z większą częstotliwością. Obecne szacunki prowidują, że do mieszania się warstw na głębokości 1 cm dochodzi raz na milion lat. Mieszanie się warstwy 1 metra zachodzi co miliard lat. Tempo zostało oszacowane na podstawie określenia liczby radioaktywnych izotopów w skorupie księżycowej pobranej z rdzenia otworu wiertniczego jak również na podstawie chemicznych pomiarów tych próbek.

Passive Seismic Experiment (PSE)

Passive Seismic Experiment (PSE)

Ośrodek badawczy

University of Texas, USA

Misje

Apollo 12, 14, 15, 16

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Passive Seismic Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Pasywny eksperyment sejsmiczny

Dziedzina

Sejsmika

Przedmiot badania

Eksperyment Passive Seismic Experiment (PSE) wykonano w celu określenia właściwości podpowierzchniowych i pomiaru ekstremalnie niewielkich wibracji powierzchni księżycowej spowodowanej przez odległe trzęsienia ziemi, jak również wywołane przez człowieka eksplozje i uderzenia statków kosmicznych.

Passive Seismic Experiment (PSE) badał propagację fal sejsmicznych przez Księżyc i pozwolił na bardzo szczegółowe określenie jego wewnętrznej struktury.

W ciągu roku na Ziemi dochodzi do ponad 1 mln trzęsień ziemi. Na księżycu zarejestrowano ich około 300 i o znacznie mniejszej skali. W przypadku zaobserwowania zjawiska sejsmicznego przez trzy lub więcej oddalonych od siebie sejsmometrów, czas i lokacja wydarzenia mogła zostać określona z dużą precyzją. Ze względu na fakt, iż fale sejsmiczne odległych wydarzeń podróżują głębiej wewnątrz struktury Księżyca niż fale zjawisk bliskich, poprzez pomiar drgań na różnych odległościach od sejsmometru możliwe jest określenie prędkości rozchodzenia się fal sejsmicznych oraz ich charakterystyka głębokościowa [Jon95].

Sejsmometr użyty podczas misji Apollo 11 zwracał dane tylko przez trzy tygodnie ale pozwolił na zarejestrowanie użytecznych sygnałów. Bardziej zaawansowane urządzenie zastosowano podczas misji Apollo 12, 14, 15 i 16. Dane sejsmiczne uzyskiwano do końca września 1977 r. Każdy z sejsmometrów mierzył wszystkie trzy składowe przesunięć powierzchni, tj. góra-dół, północ-południe, wschód-zachód [CDF+71].

Materiały i metody

_images/PSE-diagram.png

Diagram przedstawia eksperyment Passive Seismic Experiment (PSE). Źródło: [Tea99].

Gdy instrument rejestrował odpowiedzi na poruszanie się powierzchni wywoływało to harmoniczne drgania spowodowane bezwładnością centralnej dźwigni układu i elementów masowych. Wibracje były wykrywalne przez elektroniczne układy kondensatorowe. Wewnętrzny zestaw silników stale utrzymywał urządzenie w poziomie z dokładnością do kilku sekund kątowych.

Sieć czterech urządzeń rozstawionych podczas misji Apollo pozwoliła sejsmologom na lokalizację księżycowych trzęsień ziemi w trzech wymiarach. Uzyskano możliwość badania prędkości sejsmicznych i propagacji fal jak również na charakterystykę podpowierzchniowych materiałów.

Przebieg eksperymentu

Passive Seismic Experiment (PSE) codziennie rejestrował uderzenia meteorytów oraz średnio dwa księżycowe trzęsienia ziemi miesięcznie. Pomiar był dokonywany do głębokości 800 km.

Naukowcy projektując eksperyment mieli nadzieję, że księżycowe trzęsienia ziemi i uderzenia meteorytów odpowiedzą na dwa fundamentalne pytania:

  • czy księżyc posiada płynne jądro?

  • jakie jest wnętrze księżyca?

Aby rozwiązać te kwestie naukowcy potrzebowali przynajmniej jednego impaktu po przeciwnej stronie księżyca o wartości przekraczającej 1019 ergów. 13 maja 1972 r. na stronie księżyca zorientowanej ku Ziemi zarejestrowano wydarzenie sejsmiczne o wartości 1100 kg. 19 września 1973 r. doszło do uderzenia po niewidocznej stronie z energią rzędu 1018 ergów. 17 lipca 1972 trzy miesiące po rozstawieniu eksperymentów podczas misji Apollo 16 zaobserwowano uderzenie o największej zarejestrowanej dotychczas sile. Do uderzenia doszło po niewidocznie stronie Księżyca w pobliżu Mare Moscoviense (26°N, 147°E) [Jon95].

Zauważono również wzrost aktywności sejsmicznej gdy Księżyc był w skrajnych położeniach orbity wokół Ziemi, tj. w apogeum (najdalszej) i perigeum (najbliższej) odległości. Wibracje generowane przez zmiany temperatury powierzchni i rozszerzanie się materiału skalnego były rejestrowane każdego dnia księżycowego [BEC+72].

Rezultaty

W ciągu ośmiu lat z zbierania danych przez urządzenia pakietu ALSEP, sejsmometry zarejestrowały 10 tys. wstrząsów tektonicznych i 2000 uderzenia meteorytów [Orl00].

Informacje sejsmiczne, magnetometryczne i uzyskane podczas eksperymentu HFE przyczyniły się do zrozumienia podstawowych charakterystyk wnętrza Księżyca. Uważa się że skorupa jest wielowarstwowa i ma miąższość 50 km. Złożona jest z 20 kilometrowej warstwy przypowierzchniowej. Górna część płaszcza księżyca ma miąższość 500 km i złożona jest z jest jednorodnej warstwy oliwinu oraz piroksenu. Poniżej tej wartości dane sejsmiczne wskazują na bogate w żelazo jądro. Jednakże ilość danych nie jest wystarczająca do jednoznacznego określenia, iż jest ono w stanie płynnym [Jon95].

Odkryto, iż Księżycowe trzęsienia ziemi występują cyklicznie w stałych miejscach. Czas występowania wewnętrznych trzęsień ziemi jest skorelowany z cyklem pływów na tyle, iż uważa się, że te siły odgrywają znaczącą rolę w powstawaniu wstrząsów [BEC+72].

Większość zjawisk zaobserwowanych przez sejsmometry była albo trzęsieniami ziemi lub uderzeniami meteorytów. Jednakże zaobserwowano również pojedyncze uderzenia członów trzecich stopni rakiety Saturn V i kilku modułów Księżycowych celowo rozbitych o powierzchnię Księżyca po tym jak zostały opuszczone przez astronautów. Te wytworzone przez człowieka zjawiska sejsmiczne o precyzyjnie określonych czasach i miejscach pozwalały na skalibrowanie działania sieci urządzeń [CDF+71].

Passive Seismic Experiment (PSE) przyczynił się do poszerzenia wiedzy na temat [CHL+70], [CDF+71], [AAB+72], [BEC+72]:

  1. Wewnętrznej budowy księżyca. Podobnie jak Ziemia, Księżyc posiada skorupę, płaszcz i jądro. Skorupa księżyca jest bogata w plagioklazy (minerały skałotwórcze o składzie mieszanym z grupy skaleni, tj. skalenie sodowo-wapniowe) i średnią miąższość wynoszącą 50 km. Płaszcz Księżycowy leży pomiędzy skorupą a jądrem i składa się głównie z minerałów takich jak oliwin i piroksen. Jądro natomiast najprawdopodobniej złożone jest z żelaza i siarki. Rozciąga się od środka Księżyca do około 450 km, tj. 25% średnicy księżyca. Jest to wartość znacznie mniejsza w porównaniu z Ziemią, której Jądro rozciąga się do 54% średnicy. Jednakże wielkość jądra księżycowego nie jest zbyt dobrze określona ze względu na na brak możliwości dokonania precyzyjnych pomiarów sejsmicznych. Eksperymenty takie LRRR i pomiary magnetometryczne pozwoliły na precyzyjniejsze określenie wielkości jądra [Jon95].

  2. Rozkład księżycowych źródeł aktywności sejsmicznej. Ponad 1700 uderzeń meteoroidów zostało zarejestrowanych przez sieć sejsmometrów. Rozkład przedziału mas szacuje się na wartości od 0,5 do 5000 kg. Większość trzęsień ziemi występowała na głębokości od 800 do 1000 km. Do tych wydarzeń dochodziło średnio raz na miesiąc w ponad 100 różnych miejscach. Wskazuje to na wpływ rozciągania mas skalnych wywołanych siłami pływowymi zależnymi od położenia orbitalnego Księżyca i Ziemi. Księżycowe trzęsienia ziemi osiągały wartość 2 w skali Richtera. Ilość energii uwolnionej podczas trzęsienia ziemi (na Ziemi) w typowym roku jest 10 milionów razy większa, niż ta uwolniona przez aktywność sejsmiczną księżyca. W trakcie obserwacji wykryto zaledwie kilka przypowierzchniowych trzęsień ziemi [Jon95].

  3. Tłumienie fal sejsmicznych. Uderzenia meteoroidów powodują rozdrabnianie materiału skalnego w górnej warstwie 20 km skorupy księżycowej. Pęknięcia powodują rozprzestrzenianie się fal sejsmicznych w tych regionach. Poniżej 20 km głębokości fale odbicia fal sejsmicznych zanikają na skutek zarówno zamknięcia porowatości spowodowanego wzrostem ciśnień oraz zmianą składu chemicznego skorupy. Wewnątrz płaszcza fale sejsmiczne są tłumione znacznie w mniejszym stopni niż w analogicznej warstwie na Ziemi, gdzie tłumienie fal sejsmicznych jest wzmocnione wysokimi temperaturami i obecnością wody. Niski poziom tłumienia fall sejsmicznych na księżycu wskazuje na suche wnętrze o niskiej temperaturze. Ze względu na różnicę wielkości między Ziemią a Księżycem przypuszcza się, że proces schładzania nastąpił znacznie szybciej. Brak wody na Księżycu wynika z historii jego powstawania z suchego materiału zubożonego w substancje lotne, będącego konsekwencją zderzenia obiektu o wielkości Marsa z Ziemią. Poniżej 1000 km głębokości następuje wzrost tłumienia fal sejsmicznych. Prawdopodobnie wskazuje to na obecność niewielkiej ilości stopionych skał [Jon95]

Do pierwszego zarejestrowanego zdarzenia sejsmicznego wywołanego przez człowieka doszło doszło 1969-11-20 o 10:17 UTC. Sejsmometr wykrył falę sejsmiczną pochodzącą od kontrolowanego impaktu modułu księżycowego Apollo 12 o powierzchnię Księżyca. LM uderzył z prędkością 6048 km/h. Uderzenie wytworzyło krater o średnicy 9 m zorientowany 72 km od pierwotnego miejsca lądowania. Spowodowało to również wzbudzenie wibracji o nieoczekiwanym charakterze. Amplituda fali rosła przez 8 minut, aż do osiągnięcia maksimum. Następnie drgania utrzymywały się przez około 55 minut, aż do wytracenia energii przez falę. Nawet po tym okresie wciąż rejestrowano nieznaczne odchylenia od normy. Dotychczas na Ziemi nigdy nie zaobserwowano zjawiska o podobnym przebiegu [Jon95].

Wg. wiedzy badaczy na Księżycu nie znajduje się wystarczająca ilość wilgotności pozwalająca na tłumienie wibracji. Powierzchnia Księżyca pokryta jest gruzem, który przenosi drgania fal sejsmicznych w sposób odmienny od procesu na Ziemi. Zjawisko to jest spowodowane suchą naturą skał księżycowych.

Passive Seismic Experiment Package (PSEP)

Passive Seismic Experiment Package (PSEP)

Ośrodek badawczy

Misje

Apollo 11

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Passive Seismic Experiment Package

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Zestaw eksperymentalny eksperymentu sejsmicznego

Dziedzina

Sejsmika

Przedmiot badania

Eksperyment Passive Seismic Experiment (PSE) wykonano w celu określenia właściwości przypowierzchniowych i pomiaru ekstremalnie niewielkich wibracji powierzchni księżycowej spowodowanej przez odległe trzęsienia ziemi, jak również wywołane przez człowieka eksplozje i uderzenia statków kosmicznych.

Passive Seismic Experiment (PSE) badał propagację fal sejsmicznych przez Księżyc i pozwolił na bardzo szczegółowe określenie jego wewnętrznej struktury.

Sejsmometr użyty podczas misji Apollo 11 zwracał dane tylko przez trzy tygodnie ale pozwolił na zarejestrowanie użytecznych sygnałów.

Materiały i metody

_images/PSEP-diagram.jpg

Diagram przedstawia eksperyment Passive Seismic Experiment Package (PSEP). Źródło: [Tea99].

Instrument składał się z czterech sejsmometrów zasilanych za pomocą dwóch paneli fotowoltaicznych. Trzy sejsmometry rejestrowały fale długookresowe i jeden o polaryzacji pionowej rejestrujący fale krótkookresowe.

Przebieg eksperymentu

Urządzenie zasilano za pomocą paneli słonecznych. Z tego powodu eksperyment mógł wykonywać pomiary jedynie w czasie dni księżycowych. Podczas 340 godzinnej nocy, gdy temperatury spadały do -170°C instrument podgrzewano za pomocą RTG aby utrzymać temperaturę -54°C. Było to pierwsze znaczące użycie energii jądrowej w załogowych misjach kosmicznych. Każdy spadek temperatury poniżej tej wartości mógł spowodować nieodwracalne uszkodzenie urządzenia.

W czasie dnia księżycowego naukowcy kontrolowali uwalnianie ciepła przez serię czasowego odcinania zasilania. Bezpośrednio przed za panięciem nocy księżycowej sejsmometr automatycznie przechodził w stan uśpienia całkowicie wstrzymując komunikację.

Instrument przestał odpowiadać 1969-08-25 o 04:00 UTC najprawdopodobniej ze względu na przegrzanie wywołane wysoką temperaturą w ciągu dnia księżycowego.

Rezultaty

Za pomocą urządzeń śledzono odpowiedź sejsmiczną uderzeń meteorytów i księżycowych trzęsień ziemi. W czasie około miesięcznej pracy operacyjnej urządzenia zarejestrowano blisko 200 kolizji meteorytowych. Dane odnośnie siły, czasu trwania i orientacyjnego kierunku zjawiska sejsmicznego przekazano do stacji odbiorczych na Ziemi.

W późniejszych misjach eksperyment został zmodyfikowany i występował pod nazwą Passive Seismic Experiment (PSE).

Surface Electrical Properties Experiment (SEP)

Surface Electrical Properties Experiment (SEP)

Ośrodek badawczy

Massachusetts Institute of Technology, USA

Misje

Apollo 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Surface Electrical Properties Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Pomiar właściwości elektrycznych powierzchni Księżyca

Dziedzina

Elektromagnetyzm

Przedmiot badania

Surface Electrical Properties Experiment (SEP) wykonano aby określić przewodność elektromagnetyczną, absorpcję i charakterystykę odbicia powierzchni Księżyca oraz warstw przypowierzchniowych w celu późniejszego wytworzenia modelu geologicznego górnych warstw skorupy księżyca.

Częstotliwości fali generowanej przez transmiter pozwalały na określenie właściwości obiektów podpowierzchniowych. Obecność wody powoduje zmianę przewodności elektrycznej wynoszącą kilka rzędów wielkości. Wszelkie ślady wody zostały by wykryte.

Materiały i metody

_images/SEP-transmitter.jpg

Zdjęcie przedstawia nadajnik Surface Electrical Properties Experiment (SEP). Astronauta Jack Schmitt jest w trakcie schylania się w celu otworzenia trójdzielnego zestawu paneli fotowoltaicznych, które generują zasilanie dla SEP. Transmiter jest zlokalizowany na przecięciu śladów łazika LRV, które Gene Cernan pozostawił przed rozłożeniem eksperymentu. Na zdjęciu widać połączenie kablowe anteny w kierunku południowym (górna lewa strona), wschodnim (dolna lewa strona) i znów na południowym (dolne prawa strona). Zdjęcie jest częścią panoramy stworzonej przez David Nathan, której części astronauta Cernan wykonał podczas rozstawiania eksperymentu. Zdjęcie przedstawia również zastosowanie srebrnej taśmy (ang. duct tape) użytej przez załogę w celu przytrzymania otwartych paneli słonecznych. Źródło: NASA/AS17-134-20438 [Lin08].

_images/SEP-receiver.jpg

Zdjęcie przedstawia odbiornik Surface Electrical Properties Experiment (SEP) zamontowany na tyle siedzenia LMP zamontowanego na łaziku LRV. Źródło: NASA/AS17-135-20543 [Lin08].

Eksperyment Surface Electrical Properties Experiment (SEP) składał się z wieloczęstotliwościowej transmitującej anteny rozłożonej w pobliżu lądownika księżycowego LM i przenośnej szerokopasmowej wzajemnie ortogonalnej anteny odbiorczej z odzyskiwalnym rejestratorem znajdującej się na LRV [Jon95].

Transmiter wytwarzał falę ciągłą na częstotliwościach 1; 2,2; 4; 8,1; 16 i 32.1 MHz [Jon95].

Przebieg eksperymentu

W trakcie eksploracji powierzchni podczas postojów łazika transmitowano sygnał elektryczny przez regolit księżycowy. Pomiar był rejestrowany na urządzeniu zamontowanym na łaziku LRV. Porównanie sygnału transmitowanego oraz odbieranego pozwoliły na wyznaczenie właściwości elektrycznych regolitu. Informacja ta miała potwierdzić analizę wykonaną z orbity za pomocą Bistatic Radar and Lunar Sounder Experiments.

Astronauci przetransportowali i rozstawili transmiter około 100 m od lądownika LM a następnie ustawili anteny. Odbiornik i rejestrator umieszczono na LRV. Zespół określał położenie łazika w odniesieniu do transmitera za każdym razem, gdy zatrzymywano się aby dokonać pomiaru. W celu określenia dystansu zliczano ilość obrotów kół. Różnica pomiędzy liczbą obrotów prawego i lewego koła pozwalała na wyliczenie azymutu.

Po dokonaniu pomiarów i powrocie do punktu startowego astronauci wymontowali rejestrator i zabrali na Ziemię w celu analizy danych.

Rezultaty

Eksperyment pozwolił na określenie warstw, poszukiwanie złóż wody podpowierzchniowej i pomiar właściwości in situ jako funkcji głębokości. Wybrany zakres częstotliwości pozwalał na określenie powyższych cech dla głębokości od kilku metrów do kilku kilometrów [Jon95].

Ponadto wykazano, że górne 2 km skorupy Księżyca są ekstremalnie wysuszone, co jest spójne z pomiarami składu skał księżycowych.

Elementy elektroniczne i rejestrator zostały ukryte w obudowie zaprojektowanej w celu ochrony termicznej. Niesprawność spoiwa na tylnej stronie rzepu, który przytrzymywał osłonę zamkniętą spowodował przegrzanie urządzenia, co znacząco wpłynęło na ilość użytecznych danych zebranych w trakcie eksperymentu [Jon95].

Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE)

Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE)

Ośrodek badawczy

Rice University, USA

Misje

Apollo 12, 14, 15

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Suprathermal Ion Detector Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Dziedzina

Elektromagnetyzm

Przedmiot badania

W celu pomiaru liczby oraz typu jonów na Księżycu wykonano dwa eksperymenty: Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE) (SIDE) i Cold Cathode Ion Gauge (CCIG) (CCIG). Badania te były ze sobą ściśle skorelowane i wykorzystywały jedno urządzenie połączone krótkim kablem elektrycznym.

Eksperyment SIDE miał na celu pomiar własności strumienia pola magnetycznego, liczby cząstek, gęstości, prędkości i relatywnej energii naładowanych dodatnio jonów i ich wpływu na powierzchnię Księżyca. Zaobserwowane cząsteczki stanowiły głównie atomy wodoru jak i helu. Obserwacja ta wynikała ze składu wiatru słonecznego.

Materiały i metody

_images/SIDE-diagram.jpg

Diagram przedstawia eksperyment Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE). Źródło: [Tea99].

_images/SIDE-color.jpg

Diagram przedstawia połączenie eksperymentów Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE) / Cold Cathode Ion Gauge (CCIG) w konfiguracji dla Apollo 12. Źródło: [Lin08].

Urządzenie dla Apollo 15 zostało przeprojektowane ze względu na uwagi dotyczące skomplikowanego sposobu rozkładania zestawu zgłaszane przez załogi wcześniejszych misji.

Przebieg eksperymentu

_images/SIDE-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia rozstawione urządzenie SIDE (po lewej stronie) i CCIG (podłączone po prawej stronie). Źródło: NASA/AS15-86-11596 [Tea99].

Nachylenie urządzenia eksperymentu SIDE przedstawione na Ryc. 38., jest wynikiem charakterystyki szerokości geograficznej miejsca lądowania Apollo 15.

Urządzenie pomiarowe SIDE/CCIG wyposażono w kierunkowy sensor zorientowany w płaszczyźnie ekliptycznej pod kontem 15 stopni od Księżycowego lokalnego południka. Ze względu na znaczną różnicę w długościach geograficznych miejsc lądowań, anteny urządzenia skierowano pod kątem 38 stopni na zachód (Apollo 12), 2 stopnie na wschód (Apollo 14) i 19 stopni na zachód (Apollo 15). W trakcie pomiarów urządzenie nie było bezpośrednio skierowane w stronę nadchodzącego wiatru słonecznego.

Solar Wind Composition Experiment (SWCE)

Solar Wind Composition Experiment (SWCE)

Ośrodek badawczy

University of Berne, Szwajcaria

Misje

Apollo 11, 12, 14, 15, 16

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Solar Wind Composition Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Badanie składu wiatru słonecznego

Dziedzina

Elektromagnetyzm

Przedmiot badania

Eksperyment Solar Wind Composition Experiment (SWCE) został wykonany w celu określenia składu pierwiastków oraz izotopów gazów szlachetnych, tj. hel, neon i argon, we wietrze słonecznym.

Materiały i metody

_images/SWCE-diagram.png

Diagram przedstawia eksperyment Solar Wind Composition Experiment (SWCE). Źródło: [NAS69].

Eksperyment składał się z folii aluminiowej o grubości 0,5 mm. Folia miała na celu uwięzienie poszczególnych cząsteczek wiatru słonecznego w grubej na kilkaset warstw atomowych strukturze. Została zaprojektowana tak, aby pozwolić na przejście promieniowaniu kosmicznemu bez interakcji.

Przebieg eksperymentu

Astronauci rozwijali folię zaraz po przybyciu podczas pierwszego EVA i zwijali przed odlotem. Folię transportowano na Ziemię w celu analizy przez Szwajcarskich naukowców z uniwersytetu w Bernie.

Czasy ekspozycji eksperymentu były następujące [Jon95]:

Solar Wind Spectrometer (SWS)

Solar Wind Spectrometer (SWS)

Ośrodek badawczy

Jet Propulsion Laboratory

Misje

Apollo 12, 15

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Solar Wind Spectrometer

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Pomiar spektrometryczny wiatru słonecznego

Dziedzina

Elektromagnetyzm

Przedmiot badania

Wiatr słoneczny składa się z materii stale wyrzucanej ze Słońca. Oddziaływanie to rozciąga pole magnetyczne Ziemi daleko poza samą planetę, przekraczając orbitę Księżyca. Następnie cząstki rozprzestrzeniają się dalej w Układzie Słonecznym.

Eksperyment Solar Wind Spectrometer (SWS) pozwalał na zbadanie energii, gęstości, kierunku i wariancji wyżej wymienionych parametrów. jak również na badanie pola magnetycznego Ziemi w trakcie przekraczania jego przez Księżyc.

Poza Solar Wind Spectrometer (SWS) przeprowadzono także niezależny eksperyment Solar Wind Composition Experiment (SWCE), który polegał na zebraniu próbek gazów wiatru słonecznego celem transportu ich na Ziemię i analizy laboratoryjnej.

Materiały i metody

_images/SWS-diagram.png

Diagram przedstawia eksperyment Solar Wind Spectrometer (SWS). Źródło: [NAS69].

_images/SWS-color.jpg

Diagram przedstawia eksperyment Solar Wind Spectrometer (SWS). Źródło: [Lin08].

_images/SWS-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia eksperyment Solar Wind Spectrometer (SWS). Konfiguracja po rozstawieniu urządzenia. Źródło: NASA/AS15-86-11593 [Lin08].

Urządzenie składało się z 7 sensorów zlokalizowanych pod pokrywą chroniącą przed pyłem księżycowym. Pozwalało na pomiar wiatru słonecznego na powierzchni księżyca, określenie jego głównych właściwości i interakcji z Księżycem.

Instrument miał masę 5,44 kg. Jego napięcie wejściowe wynosiło 28,5 V a średnia wartość pobieranej mocy wynosiła 3,2 W. Zakresy pomiarowe urządzenia [AAB+72], [Jon95]:

  • elektrony:

    • modulacja wysokiego wzmocnienia: 10,5 - 1376 eV (elektronowoltów),

    • modulacja niskiego wzmocnienia: 6,2 - 817 eV,

  • protony:

    • modulacja wysokiego wzmocnienia: 75 - 9600 eV,

    • modulacja niskiego wzmocnienia: 45 - 5700 eV,

  • zakres obserwacji: 6,0 sr (steradianów),

  • rozdzielczość kątowa: około 15°,

  • minimalny wykrywalny strumień pola: 106 cząstek/cm2/s.

Za eksperyment odpowiedzialni byli: Dr Conway Snyder, Dr Douglas Clay and Dr Marcia Neugebauer z Jet Propulsion Laboratory.

Przebieg eksperymentu

Siedem jednakowo zmodyfikowanych kubków - klatek Faradaja, będących pułapkami dla zjonizowanych cząstek, użyto w celu detekcji i zebrania elektronów i protonów wchodzących w skład wiatru słonecznego. Jeden kubek ustawiono w pozycji pionowej. Pozostałe sześć kubków otaczało go i było ustawione w taki sposób, że normalna dwóch przyległych kubków była skierowana pod kątem 60 stopni. Każdy kubek dokonywał pomiaru prądu indukowanego ze strumienia pola cząstek do niego wpadających. Jako, że pojemniki były identyczne, a strumień pola równy w każdym kierunku, zakładano, że zanotowane wartości każdego z kubeczków powinny być takie same. Nierównomierne rozłożenie interpretowano jako wariacja w kierunku napływu strumienia pola cząstek [AAB+72].

Kolejno zmieniając napięcia w sieci detektorów i mierząc ich wpływ na przepływ prądu, uzyskano pełny obraz spektrum energii zarówno elektronów jak i protonów wiatru słonecznego.

Dane zebrane przez detektory przetwarzano w odpowiednim podsystemie zestawu ALSEP. Cykle pomiarowe zostały zorganizowane w 16 sekwencjach 186 dziesięciobitowych słów.

Rezultaty

Wiatr słoneczny jest główną zewnętrzną siłą oddziałującą na powierzchnię na Księżyca. Pomiary spektrometryczne pozwoliły na interpretację pola magnetycznego Księżyca, jego atmosfery i analizę próbek gruntu.

Eksperyment SWS zrealizowany podczas misji Apollo 12 przekroczył oczekiwania naukowców i wysyłał dane nie tylko o protonach ale również o fotoelektronach jeszcze przez kilka minut po zachodzie słońca [AAB+72].

Eksperyment SWS pokazał, że wiatr słoneczny zachowuje się tak samo wolnej przestrzeni kosmicznej jak poza polem magnetycznym Ziemi, jak podczas przechodzenia przez jej ogon magnetyczny. Nieznacznie wtedy ulega zakłóceniom. Podczas Apollo 15 z nieoczekiwanym efektem ukazało się obserwacja chmury gazu unoszącego się po uderzeniu członu rakiety Saturn-IV z Apollo 13.

Poznanie składu wiatru słonecznego pozwoliło na lepsze zrozumienie pochodzenia z słońca i określenie procesów w nim zachodzących. Przyczyniło się do poznania procesu tworzenia i przyspieszania cząsteczek, jak również ich propagacji przez przestrzeń międzyplanetarną.

Oszacowano, że Słońce każdej sekundy deponuje wartość równą 1 kilotony energii w polu magnetycznym Ziemi. Efektem tego są zorze polarne, procesy zachodzące w jonosferze oraz zmiany pogodowe [Jon95].

Traverse Gravimeter Experiment (TGE)

Traverse Gravimeter Experiment (TGE)

Ośrodek badawczy

Columbia University

Misje

Apollo 17

Nazwa eksperymentu (j. ang.)

Traverse Gravimeter Experiment

Nazwa eksperymentu (j. pol.)

Trawersowy pomiar sejsmiczny

Dziedzina

Grawimetria

Przedmiot badania

Eksperyment Traverse Gravimeter Experiment (TGE) został wykonany w trakcie misji Apollo 17 w celu pomiaru wariacji przyspieszenia grawitacyjnego w skutek podpowierzchniowej struktury regionu Taurus-Littrow.

Materiały i metody

_images/TGE-photo.jpg

Zdjęcie przedstawia eksperyment niebieski Traverse Gravimeter Experiment (TGE) zamontowany na tylnym siedzeniu łazika LRV. Astronauta Gene Cernan wykonał to zdjęcie w celu dokumentacji wymiany "błotnika". Źródło: NASA/AS17-137-20979 [Tea99]

_images/TGE-device.jpg

Zdjęcie przedstawia eksperyment niebieski Traverse Gravimeter Experiment (TGE). Źródło: [Tea99].

Przebieg eksperymentu

Pomiary grawimetryczne były wykonane w 12 miejscach pomiarowych podczas trzeciego EVA. W każdej stacji geologicznej, Gene Cernan zdejmował TGE z tyłu łazika i rozstawiał na podłożu w pozycji horyzontalnej dokonywał pomiaru. Po ukończeniu rejestracji odczytywał wynik na wskaźniku. Wyniki były przekazane drogą radiową przez załogę na Ziemię do centrum kontroli misji.

Interpretacja wyników wymagała znajomości topografii miejsca lądowania. Dane te zostały uzyskane za pomocą zdjęć stereofotograficznych z orbity Księżyca.

Rezultaty

Analiza wyników wykazała, że warstwa morza bazaltowego znajdującego się w pobliżu miejsca lądowania ma miąższość 1 km. Wartość ta jest mniejsza niż określona w Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE), [Jon95].

Najważniejsze odkrycia

Lista najważniejszych odkryć geologicznych i geofizycznych programu Apollo wg. [Lin08]:

  1. Księżyc nie jest obiektem pierwotnym (ang. primordial), który wyewoluował jako planeta z wewnętrznym podziałem na warstwy podobnym do Ziemi.

    Todo

    Before Apollo, the state of the Moon was a subject of almost unlimited speculation. We now know that the Moon is made of rocky material that has been variously melted, erupted through volcanoes, and crushed by meteorite impacts. The Moon possesses a thick crust of 50 kilometers, a fairly uniform lithosphere (60-1000 kilometers), and a partly liquid asthenosphere (1000-1740 kilometers); a small iron core at the bottom of the asthenosphere is possible but unconfirmed. Some rocks give hints for ancient magnetic fields although no planetary field exists today.

  2. Księżyc jest starożytnym obiektem, który przechowuje informacje o wczesnej historii układu słonecznej (pierwszy miliard lat). Informacje te są wspólne dla wszystkich planet.

    Todo

    The extensive record of meteorite craters on the Moon, when calibrated using absolute ages of rock samples, provides a key for unravelling time scales for the geologic evolution of Mercury, Venus, and Mars based on their individual crater records. Photogeologic interpretation of other planets is based largely on lessons learned from the Moon. Before Apollo, however, the origin of lunar impact craters was not fully understood and the origin of similar craters on Earth was highly debated.

  3. Najmłodsze skały Księżycowe są w podobnym wieku co najstarsze minerały znalezione na Ziemi. Najwcześniejsze procesy i wydarzenia, które ukształtowały oba ciała mogą obecnie być odkryte wyłącznie na Księżycu.

    Todo

    Moon rock ages range from about 3.2 billion years in the maria (dark, low basins) to nearly 4.6 billion years in the terrae (light, rugged highlands). Active geologic forces, including plate tectonics and erosion, continuously repave the oldest surfaces on Earth whereas old surfaces persist with little disturbance on the Moon.

  4. Pochodzenie Księżyca i Ziemi jest podobne; oba ciała uformowane są na bazie różnych proporcji z tego samego źródła minerałów.

    Todo

    The distinctively similar oxygen isotopic compositions of Moon rocks and Earth rocks clearly show common ancestry. Relative to Earth, however, the Moon was highly depleted in iron and in volatile elements that are needed to form atmospheric gases and water.

  5. Księżyc nie posiada śladów życia, żadnych żyjących organizmów, skamielin, czy związków organicznych.

    Todo

    Extensive testing revealed no evidence for life, past or present, among the lunar samples. Even non-biological organic compounds are amazingly absent; traces can be attributed to contamination by meteorites.

  6. Wszystkie skały księżycowe pochodzą z procesów wysokotemperaturowych bez uczestnictwa wody lub z jej nieznacznym udziałem. Skały księżycowe dzielą się na trzy typy: bazalty, anortozyty, brekcje.

    Todo

    Basalts are dark lava rocks that fill mare basins; they generally resemble, but are much older than, lavas that comprise the oceanic crust of Earth. Anorthosites are light rocks that form the ancient highlands; they generally resemble, but are much older than, the most ancient rocks on Earth. Breccia are composite rocks formed from all other rock types through crushing, mixing, and sintering during meteorite impacts. The Moon has no sandstones, shales, or limestones such as those that testify to the importance of water-borne processes on Earth.

  7. Na wczesnym etapie historii Księżyca jego powierzchnię stanowił "ocean magmy" rozciągający się do znacznych głębokości. Księżycowe wyżyny zawierają pozostałości pierwotnych skał o niskiej gęstości, które wypłynęły na powierzchnię oceanu magmy.

    Todo

    The lunar highlands were formed about 4.4-4.6 billion years ago by flotation of an early, feldspar-rich crust on a magma ocean that covered the Moon to a depth of many tens of kilometers or more. Innumerable meteorite impacts through geologic time reduced much of the ancient crust to arcuate mountain ranges between basins.

  8. Zjawisko oceanu magmy poprzedzało czas wielkich zderzeń z asteroidami, które utworzyły baseny wypełnione strumieniami lawy.

    Todo

    The large, dark basins such as Mare Imbrium are gigantic impact craters, formed early in lunar history, that were later filled by lava flows about 3.2-3.9 billion years ago. Lunar volcanism occurred mostly as lava floods that spread horizontally; volcanic fire fountains produced deposits of orange and emerald-green glass beads.

  9. Księżyc jest nieznacznie masowo asymetryczny. Prawdopodobnie jest to spowodowane wpływem pola grawitacyjnego Ziemi w trakcie ewolucji Księżyca. Jego skorupa jest grubsza po niewidocznej z Ziemi stronie, lecz większość basenów wulkanicznych i punktów znacznej koncentracji masy znajduje się po bliższej stronie.

    Todo

    Mass is not distributed uniformly inside the Moon. The large mass concentrations ("Mascons") that lie beneath the surface of many large lunar basins are due mainly to mantle uplift under the basins caused by rebound following the impact, together with some lava fill. Relative to its geometric center, the Moon's center of mass is displaced toward Earth by several kilometers.

  10. Powierzchnia Księżyca pokryta jest stosem fragmentów skalnych i pyłu zwanego regolitem księżycowym. Regolit przechowuje unikalną historię aktywności słonecznej. Stanowi to ważny element w zrozumieniu procesów zmiany klimatu na Ziemi.

    Todo

    The regolith was produced by innumerable meteorite impacts through geologic time. Surface rocks and mineral grains are distinctively enriched in chemical elements and isotopes implanted by solar radiation. As such, the Moon has recorded four billion years of the Sun's history to a degree of completeness that we are unlikely to find elsewhere.

Narzędzia używane do prac na powierzchni Księżyca

Apollo Lunar Surface Close-up Camera (ALSCC)

Apollo Lunar Surface Drill

_images/equipment-ALSD-photo.jpg

Narzędzia Apollo Lunar Surface Drill użyto w celu wykonywania otworów wiertniczych na powierzchni Księżyca. Do otworów wprowadzano sondy dla eksperymentów Heat Flow Experiment (HFE), Neutron Probe Experiment (NPE). Z wydrążonych otworów pobierano również próbki geologiczne. Źródło: [Knu13]

S-Band Antenna

_images/equipment-antenna-model.png

Model anteny pasma S-Band. Źródło: [Sol13].

Stacja Centralna

_images/equipment-central-station-diagram.jpg

Stacja Centralna. Źródło: [Knu13].

_images/equipment-central-station-color.jpg

Stacja Centralna. Źródło: [Knu13].

_images/equipment-central-station-photo.jpg

Stacja Centralna. Źródło: [Knu13].

RTG Cask Dome Removal Tool (DRT)

RTG Fuel Transfer Tool (FTT)

Lunar Roving Vehicle (LRV)

Radioisotope Thermo-electric Generator (RTG)

Universal Handling Tool

Misje Apollo

Apollo 11

Charakterystyka misji

Celem misji Apollo 11 było pierwsze załogowe lądowanie na powierzchni Księżyca. Podczas misji postawiono pierwsze kroki na powierzchni, zatknięto flagę USA oraz pozostawiono tabliczkę:

Here Men From Planet Earth First Set Foot Upon the Moon. July 1969 A.D. We Came In Peace For All Mankind.

Tłumaczenie autora:

W tym oto miejscu ludzie z planety Ziemia postawili po raz pierwszy stopę na Księżycu. Lipiec roku 1969 A.D. Przybyliśmy w pokoju w imieniu całej ludzkości.

Astronauta Neil Armstrong zaraz po zejściu na powierzchnię pobrał tzw. "próbkę bezpieczeństwa" (ang. Contingency Sample). Był to mały odłamek skalny, pobrany na wypadek konieczności szybkiego powrotu na Ziemię. Podczas misji Apollo 11 celem nie były eksperymenty naukowe, chociaż pobrano próbki gruntu i przeprowadzono eksperymenty geofizyczne [VBC+69].

Podstawowe informacje dotyczące misji

Wybrane informacje dotyczące parametrów misji Apollo 11 [Gar19], [JDB75], [Orl00].

Obszar eksploracji

Morze spokoju (Mare Tranquillitatis)

Lokacja lądowania

0.67409°N 23.47298°E

Masa zebranych próbek

21.55 kg

Liczba EVA

1

Czas EVA łącznie

2h 31m 40s

Czas EVA 1

2h 31m 40s

Data startu z Ziemi

1969-07-16 13:32:00 UTC

Data lądowania na Księżycu

1969-07-20 20:17:40 UTC

Data startu z Księżyca

1969-07-21 17:54:00 UTC

Data lądowania na Ziemi

1969-07-24 16:50:35 UTC

Załoga

Lista członków załogi głównej i zapasowej dla misji Apollo 11 [JDB75], [Lin08].

Załoga

Rola

Imię i Nazwisko

Główna

Dowódca załogi

Neil A. Armstrong

Główna

Pilot Modułu Księżycowego

Edwin E. 'Buzz' Aldrin, Jr.

Główna

Pilot Modułu Zarządzania

Michael Collins

Zapasowa

Dowódca załogi

James A. Lovell Jr.

Zapasowa

Pilot Modułu Księżycowego

William A. Anders

Zapasowa

Pilot Modułu Zarządzania

Fred W. Haise Jr.

_images/apollo11-crew.jpg

Załoga misji Apollo 11. Od lewej astronauci: Armstrong, Collins, Aldrin. Źródło: [Lin08].

Miejsce lądowania

_images/apollo11-map.png

Mapa lokacji lądowania i rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 11. Źródło: NASA/USGS/LPI/ASU

Eksploracja powierzchni Księżyca

Harmonogram spacerów kosmicznych na powierzchni księżyca podczas misji Apollo 11 [LI19].

Data rozpoczęcia [UTC]

Czas rozpoczęcia [UTC]

Długość

Astronauci

Czynności

1969-07-21

02:39:33

2h 32m

Edwin Aldrin, Neil Armstrong

Eksperymenty naukowe

1969-07-21

0h 5m

Edwin Aldrin, Neil Armstrong

Zrzut ekwipunku

Lista eksperymentów

W trakcie misji Apollo 11 wykonano następujące eksperymenty [Lin08] [Mey09], [LI19], [VBC+69]:

_images/apollo11-setup.jpg

Astronauta Buzz Aldrin w trakcie rozstawiania eksperymentów w ramach pakietu EASEP. Źródło: [Tea99].

Przygotowanie do misji

Obszary geograficzne na Ziemi wykorzystane podczas przeszkolenia geologicznego astronautów do misji Apollo 11.

Region geologiczny

Lokacja

Sierra Blanca

TX, USA

Building 9, Manned Space Center

TX, USA

Zdjęcia eksperymentów na powierzchni

_images/apollo11-SWCE.jpg

Astronauta Buzz Aldrin w trakcie rozstawiania eksperymentu Solar Wind Composition Experiment (SWCE). Źródło: [Tea99].

Apollo 12

Charakterystyka misji

Celem misji Apollo 12 była wizyta miejsca lądowania sondy Surveyor 3, która wylądowała na powierzchni w kwietniu 1967 roku. Lądowanie podczas tej misji było jednym z najbardziej precyzyjnych [CHL+70].

Apollo 12 było pierwszą misją podczas, której wykonano eksperymenty z pakietu ALSEP.

Podstawowe informacje dotyczące misji

Wybrane informacje dotyczące parametrów misji Apollo 12 [Gar19], [JDB75], [Orl00].

Obszar eksploracji

Ocean Burz (Ocean of Storms)

Lokacja lądowania

3.01381°S 23.41930°W

Masa zebranych próbek

34.35 kg

Liczba EVA

2

Czas EVA łącznie

7h 45m, 18s

Czas EVA 1

3h 56m 3s

Czas EVA 2

3h 49m 15s

Data startu z Ziemi

1969-11-14 16:22:00 UTC

Data lądowania na Księżycu

1969-11-19 06:54:35 UTC

Data startu z Księżyca

1969-11-20 14:25:47 UTC

Data lądowania na Ziemi

1969-11-24 20:58:24 UTC

Załoga

Lista członków załogi głównej i zapasowej dla misji Apollo 12 [JDB75].

Załoga

Rola

Imię i Nazwisko

Główna

Dowódca załogi

Charles 'Pete' Conrad Jr.

Główna

Pilot Modułu Księżycowego

Alan L. Bean

Główna

Pilot Modułu Zarządzania

Richard F. Gordon Jr.

Zapasowa

Dowódca załogi

David R. Scott

Zapasowa

Pilot Modułu Księżycowego

Alfred M. Worden

Zapasowa

Pilot Modułu Zarządzania

James B. Irwin

_images/apollo12-crew.jpg

Załoga misji Apollo 12. Od lewej astronauci: Conrad, Gordon, Bean

Miejsce lądowania

_images/apollo12-map.png

Mapa lokacji lądowania i rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 12. Źródło: NASA/USGS/LPI/ASU, [Lin08], [NAS69].

Eksploracja powierzchni Księżyca

Harmonogram spacerów kosmicznych na powierzchni księżyca podczas misji Apollo 12 [LI19].

Data rozpoczęcia [UTC]

Czas rozpoczęcia [UTC]

Długość

Astronauci

Czynności

1969-11-19

11:32:35

3h 56m

Alan Bean, Charles Conrad

Eksperymenty naukowe

1969-11-20

03:54:45

3h 49m

Alan Bean, Charles Conrad

Eksperymenty naukowe

1969-11-20

0h 5m

Charles Conrad, Alan Bean

Zrzut ekwipunku

Lista eksperymentów

W trakcie misji Apollo 12 wykonano następujące eksperymenty [Lin08] [Mey09], [LI19], [NAS69], [CHL+70]:

_images/apollo12-setup.jpg

Mapa schematyczna rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 12. Źródło: [Tea99].

Zdjęcia eksperymentów na powierzchni

Todo

Field Geology Investigations

The scientific objectives of the Apollo Field Geology Investigations are to determine the composition of the Moon and the processes which shape its surfaces. This information will help to determine the history of the Moon and its relationship to the Earth. The early investigations to understanding the nature and origin of the Mare are limited by mission constraints. Apollo 11 visited the Sea of Tranquility (Mare Tranquillitatis), Apollo 12 will study the Ocean of Storms (Oceanus Procellarum). The results of these studies should help establish the nature of Mare-type areas.

Geology investigations of the Moon actually began with the telescope. Systematic geology mapping began ten years ago with a team of scientists at the U.S. Geological Survey. Ranger, Surveyor and especially Lunar Orbiter data enormously increased the detail and accuracy of these studies. The Apollo 11 investigations represent another enormous advancement in providing new evidence on the Moon's great age, its curious chemistry, the surprisingly high density of the lunar surface material.

On Apollo 12, almost the entire second EVA will be devoted to the Field Geology Investigations and the collection of documented samples. The sample locations will be photographed before and after sampling. The astronauts will carefully describe the setting from which the sample is collected. Samples will be taken along the rays of large craters. It is this material, ejected from great depth, which will provide evidence on the nature of the lunar interior. In addition to specific tasks, the astronauts will be free to photograph and sample phenomena which they judge to be unusual, significant, and interesting. The astronauts are provided with a package of detailed photo maps which they will use for planning traverses. Photographs will be taken from the LM window. Each feature or family of features will be described, relating to features on the photo maps. Areas and features where photographs should be taken and representative samples collected will be marked on the maps as determined primarily by the astronauts but with inputs from Earth-based geologists.

The Earth-based geologists will be available to advise the astronauts in real-time and will work with the data returned, the photos, the samples of rock and the astronauts' observations to reconstruct here on Earth the astronauts' traverse on the Moon.

If landing accuracy permits, the Apollo 12 astronauts plan to visit the Surveyor III spacecraft. Analytical results of lunar samples collected from the Surveyor III site will be compared to chemical analysis made by the Surveyor alpha particle back-scatter experiment.

The Field Geological Investigations are the responsibility of Dr. Eugene Shoemaker, Principal Investigator, California Institute of Technology. His Co-Investigators are Aaron Waters, University of California (Santa Cruz); E. M. Goddard, University of Michigan; H. H. Schmitt, Astronaut; T. H. Foss, NASA; J. J. Rennilson, Jet Propulsion Laboratory; Gordon Swann, USGS; M. H. Hait, USGS; E. H. Holt, USGS; and R. M. Batson, USGS.

Each astronaut will carry a Lunar Surface Camera (a modified 70 mm electric Hasselblad). The camera has a 60 mm Biogon lens, with apertures ranging from f/5.6 to f/45. Its focus range is from 3 ft to infinity, with detents at the 5 foot, 15 foot and 74 foot settings. The camera system incorporates a rigidly installed glass plate bearing a reference grid immediately in front of the image plane. A polarizing filter attached to the lens of one of the cameras can be rotated in 45°increments for light polarizing studies. On the first EVA, each magazine will carry 160 frames of color film. For the second EVA, each film magazine will contain 200 frames of thin-base black and white film.

A gnomon, used for metric control of near field (less than 10 feet) stereoscopic photography, will provide angular orientation relative to the local vertical. Information on the distances to objects and on the pitch, roll, and azimuth of the camera's optic axis are thereby included in each photograph. The gnomon is a weighted tube suspended vertically on a tripod supported gimbal. The tube extends one foot above the gimbal and is painted with a gray scale in bands one centimeter wide. Photogrammetric techniques will be used to produce three-dimensional models and maps of the lunar surface from the angular and distance relationship between specific objects recorded on the film.

The Apollo black and white surface television camera has two resolution modes (320 scan lines/frame and 1280 scan lines/frame) and two respective scanning modes (10 frames/second and 0.625 frames/second). With the TV camera mounted on a tripod on the lunar surface, the astronauts will be able to conduct the early portion of their traverse within the field of view of the lunar daytime lens. This surveillance will permit Earth-bound advisors to assist in any up-date of pre-mission plans for the lunar surface operations as such assistance is required.

The 16 mm Data Acquisition Camera will provide time- sequence coverage from within the LM. It can be operated in several automatic modes, ranging from 1 frame/second to 24 frames/sec. Shutter speeds,!which are independent of the frame rates, range from 1/1000 second to 1/60 second. Time exposures are also possible. While a variety of lenses is provided, the 18 mm lens will be used to record most of the geological activities in the 1 frame/sec mode.

The Lunar Surface Close-up Camera will be used to obtain high resolution stereoscopic photographs of the lunar sur- fact to provide fine scale, information on lunar soil and rock textures. Up to 100 stereo pairs can be exposed on the pre loaded roll of 35 mm color film. The handle grip enables the astronaut to operate the camera from a standing position. The film drive and electronic flash are battery-operated.

The camera photographs a 3"x3" area of the lunar surface. Geological sampling equipment includes tongs, scoop, hammer, and core tubes. A 24-inch extension handle is provided for several of the tools to aid the astronaut in using them without kneeling.

Sample return containers (SRC) have been provided for return of up to 40 pounds each of lunar material for Earth- based analysis. The SRC's are identical to the ones used on the Apollo 11 mission. They are machined from aluminum forgings and are designed to maintain an internal vacuum during the outbound and return flights. The SRC's will be filled with representative samples of lunar surface material, collected and separately bagged by the astronauts on their traverse and documented by verbal descriptions and photography. Subsurface samples will be obtained by using drive tubes 16 inches long and one inch in diameter. A few grams of material will be preserved under lunar vacuum conditions in a special environmental sample container. This container will be opened for analysis under vacuum conditions equivalent to that at the lunar surface.

Apollo 14

Charakterystyka misji

Celem misji Apollo 14 było wykonanie pomiarów geofizycznych i pobranie próbek regolitu księżycowego. Była to pierwsza misja w której wykorzystano projekt "wózka" do przewożenia odłamków skalnych [CDF+71].

Podstawowe informacje dotyczące misji

Wybrane informacje dotyczące parametrów misji Apollo 14 [Gar19], [JDB75], [Orl00].

Obszar eksploracji

Fra Mauro

Lokacja lądowania

3.64544°S 17.47139°W

Masa zebranych próbek

42.80 kg

Liczba EVA

2

Czas EVA łącznie

9h 22m 31s

Czas EVA 1

4h 47m 50s

Czas EVA 2

4h 34m 41s

Data startu z Ziemi

1971-01-31 21:03:02 UTC

Data lądowania na Księżycu

1972-02-05 09:18:11 UTC

Data startu z Księżyca

1972-02-06 18:48:42 UTC

Data lądowania na Ziemi

1972-02-09 21:05:00 UTC

Załoga

Lista członków załogi głównej i zapasowej dla misji Apollo 14 [JDB75].

Załoga

Rola

Imię i Nazwisko

Główna

Dowódca załogi

Alan B. Shepard Jr.

Główna

Pilot Modułu Księżycowego

Stuart A. Roosa

Główna

Pilot Modułu Zarządzania

Edgar D. Mitchell

Zapasowa

Dowódca załogi

Eugene A. Cernan

Zapasowa

Pilot Modułu Księżycowego

Ronald E. Evans Jr.

Zapasowa

Pilot Modułu Zarządzania

Joe H. Engle

_images/apollo14-crew.jpg

Załoga misji Apollo 14. Od lewej astronauci: Rosa, Shepard, Mitchel

Miejsce lądowania

_images/apollo14-map.png

Mapa lokacji lądowania i rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 14. Źródło: NASA/USGS/LPI/ASU, [Lin08].

Eksploracja powierzchni Księżyca

Harmonogram spacerów kosmicznych na powierzchni księżyca podczas misji Apollo 14 [LI19].

Data rozpoczęcia [UTC]

Czas rozpoczęcia [UTC]

Długość

Astronauci

Czynności

1971-02-05

14:42:13

4h 48m

Edgar Mitchell, Alan Shepard

Eksperymenty naukowe

1971-02-06

08:11:15

4h 35m

Edgar Mitchell, Alan Shepard

Eksperymenty naukowe

Przygotowanie do misji

Obszary geograficzne na Ziemi wykorzystane podczas przeszkolenia geologicznego astronautów do misji Apollo 14.

Region geologiczny

Lokacja

Ries Impact Crater

Nördlingen, Bavaria, Niemcy

Apollo 15

Charakterystyka misji

Pierwsza misja, która przy okazji badań powierzchniowych wykonała również pomiary na orbicie wykorzystując sensory umieszczone w module CSM. Zmodyfikowane skafandry A7L wykorzystywane podczas EVA pozwoliły na dłuższy pobyt powierzchniowy. Apollo 15 był również pierwszą misją, podczas której zastosowano elektryczny łazik księżycowy LRV (ang. Lunar Roving Vehicle) [AAB+72].

Podstawowe informacje dotyczące misji

Wybrane informacje dotyczące parametrów misji Apollo 15 [Gar19], [JDB75], [Orl00].

Obszar eksploracji

Hadley–Apennine

Lokacja lądowania

26.13224°N 3.63400°E

Masa zebranych próbek

77 kg

Liczba EVA

4

Czas EVA łącznie

19h 7m 53s

Czas EVA 1

33m 7s

Czas EVA 2

6h 32m 42s

Czas EVA 3

7h 12m 14s

Czas EVA 4

4h 49m 50s

Dystans przebyty łazikiem LRV

27.9 km

Data startu z Ziemi

1971-07-26 13:34:00 UTC

Data lądowania na Księżycu

1971-07-30 22:16:29 UTC

Data startu z Księżyca

1971-08-02 17:11:23 UTC

Data lądowania na Ziemi

1971-08-07 20:45:53 UTC

Załoga

Lista członków załogi głównej i zapasowej dla misji Apollo 15 [JDB75].

Załoga

Rola

Imię i Nazwisko

Główna

Dowódca załogi

David R. Scott

Główna

Pilot Modułu Księżycowego

Alfred M. Worden

Główna

Pilot Modułu Zarządzania

James B. Irwin

Zapasowa

Dowódca załogi

Richard F. Gordon Jr.

Zapasowa

Pilot Modułu Księżycowego

Vance D. Brand

Zapasowa

Pilot Modułu Zarządzania

Harrison H. Schmitt

_images/apollo15-crew.jpg

Załoga misji Apollo 15. Od lewej astronauci: Scott, Worden, Irwin

Miejsce lądowania

_images/apollo15-map.png

Mapa lokacji lądowania i rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 15. Źródło: NASA/USGS/LPI/ASU, [Lin08].

Eksploracja powierzchni Księżyca

Harmonogram spacerów kosmicznych na powierzchni księżyca podczas misji Apollo 15 [LI19].

Data rozpoczęcia [UTC]

Czas rozpoczęcia [UTC]

Długość

Astronauci

Czynności

1971-07-31

0h 33m

David Scott

Zdjęcie panoramiczne

1971-07-31

13:13:17

6h 33m

James Irwin, David Scott

Eksperymenty naukowe

1971-08-01

11:48:48

7h 12m

James Irwin, David Scott

Eksperymenty naukowe

1971-08-02

08:52:14

4h 50m

James Irwin, David Scott

Eksperymenty naukowe

1971-08-02

0h 12m

James Irwin, David Scott

Zrzut ekwipunku

Przygotowanie do misji

Obszary geograficzne na Ziemi wykorzystane podczas przeszkolenia geologicznego astronautów do misji Apollo 15.

Data

Region geologiczny

Lokacja

Devil's Lake

ND, USA

Cinder Lake crater field

AZ, USA

Red Dirt Falls

Waimea, HI, USA

1970-05

Orocopia Mountains

CA, USA

1970-06

Mojave Desert

CA, USA

1970-06

Flagstaff

AZ, USA

1970-07

Flagstaff

AZ, USA

1970-07

Medicine Hat

Alberta, Canada

1970-07

Medicine Hat

Alberta, Canada

1970-08

San Juan Mountains

CO, USA

1970-09

Buell Park

AZ, USA

1970-10

North Minnesota

NM, USA

1970-11

Flagstaff

AZ, USA

1970-11

San Gabriel Mountains

CA, USA

1970-12

Hawaii

HI, USA

1971-01

Kilbourne Hole

NM, USA

1971-02

Ubehebe Craters

CA, USA

1970-03

Taos

NM, USA

1970-04

Coso Hills

CA, USA

1970-05

Nevada Test Site

NV, USA

1970-06

Flagstaff

AZ, USA

Apollo 16

Charakterystyka misji

Pierwsza misja, której celem było badanie trenów górzystych Księżyca. Po raz pierwszy użyto kamery spektrografu w paśmie UV. Ponownie zastosowano łazik LRV. Wypuszczono na orbicie Księżyca niewielki satelity badawcze [BEC+72].

Podstawowe informacje dotyczące misji

Wybrane informacje dotyczące parametrów misji Apollo 16 [Gar19], [JDB75], [Orl00].

Obszar eksploracji

Wyżyny Kartezjusza (Descartes Highlands)

Lokacja lądowania

8.97341°S 15.49859°E

Masa zebranych próbek

95.71 kg

Liczba EVA

3

Czas EVA łącznie

20h 14m 14s

Czas EVA 1

7h 11m 2s

Czas EVA 2

7h 23m 9s

Czas EVA 3

5h 40m 3s

Dystans przebyty łazikiem LRV

26.7 km

Data startu z Ziemi

1972-04-16 17:54:00 UTC

Data lądowania na Księżycu

1972-04-21 02:23:35 UTC

Data startu z Księżyca

1972-04-24 01:25:47 UTC

Data lądowania na Ziemi

1972-04-27 19:45:05 UTC

Załoga

Lista członków załogi głównej i zapasowej dla misji Apollo 16 [JDB75].

Załoga

Rola

Imię i Nazwisko

Główna

Dowódca załogi

John W. Young

Główna

Pilot Modułu Księżycowego

Charles M. Duke Jr.

Główna

Pilot Modułu Zarządzania

Thomas K. Mattingly II

Zapasowa

Dowódca załogi

Fred W. Haise Jr.

Zapasowa

Pilot Modułu Księżycowego

Stuart A. Roosa

Zapasowa

Pilot Modułu Zarządzania

Edgar D. Mitchell

_images/apollo16-crew.jpg

Załoga misji Apollo 16. Od lewej astronauci: Mattingly, Young, Duke

Miejsce lądowania

_images/apollo16-map.png

Mapa lokacji lądowania i rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 16. Źródło: NASA/USGS/LPI/ASU, [Lin08]

Eksploracja powierzchni Księżyca

Harmonogram spacerów kosmicznych na powierzchni księżyca podczas misji Apollo 16 [LI19].

Data rozpoczęcia [UTC]

Czas rozpoczęcia [UTC]

Długość

Astronauci

Czynności

1972-04-21

16:47:28

7h 11m

Charles Duke, John Young

Eksperymenty naukowe

1972-04-22

16:33:35

7h 23m

Charles Duke, John Young

Eksperymenty naukowe

1972-04-23

15:25:28

5h 40m

Charles Duke, John Young

Eksperymenty naukowe

1972-04-23

0h 4m

Charles Duke, John Young

Zrzut ekwipunku

Lista eksperymentów

W trakcie misji Apollo 16 wykonano następujące eksperymenty [Lin08] [Mey09], [LI19], [BEC+72]:

_images/apollo16-setup.png

Mapa schematyczna rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 16. Źródło: [Tea99].

Przygotowanie do misji

Obszary geograficzne na Ziemi wykorzystane podczas przeszkolenia geologicznego astronautów do misji Apollo 16.

Data

Region geologiczny

Lokacja

1970-07

San Juan Mountains

CO, USA

1970-07

Medicine Hat

Alberta, Canada

1970-09

Colorado Plateau

AZ, USA

1970-10

North Minnesota

NM, USA

1970-11

Nevada Test Site

NV, USA

1970-11

San Gabriel Mountains

CA, USA

1971-01

Kilbourne Hole

NM, USA

1971-01

Kilbourne Hole

NM, USA

1971-02

Meteor Crater

AZ, USA

1971-03

Flagstaff

AZ, USA

1971-04

Camp Verde

AZ, USA

1971-05

Capulin Mountains

NM, USA

1971-06

Mono Lake

CA, USA

1971-07

Sudbury Basin

Ontario, Canada

1971-09

Rio Grande Gorge, Taos

NM, USA

1971-10

Nevada Test Site

NV, USA

1971-11

Coso Hills

CA, USA

1971-12

Hawaii

HI, USA

1972-02

Boulder City

NV, USA

Apollo 17

Charakterystyka misji

Misja o największym znaczeniu naukowym. Pierwsze lądowanie na powierzchnię Księżyca przez naukowca (Harrison Schmitt). Rozstawiono 6 dodatkowych eksperymentów geofizycznych [PBB+73].

Podstawowe informacje dotyczące misji

Wybrane informacje dotyczące parametrów misji Apollo 17 [Gar19], [JDB75], [Orl00].

Obszar eksploracji

Taurus–Littrow

Lokacja lądowania

20.18809°N 30.77475°E

Masa zebranych próbek

110.52 kg

Liczba EVA

3

Czas EVA łącznie

22h 3m 57s

Czas EVA 1

7h 11m 56s

Czas EVA 2

7h 36m 56s

Czas EVA 3

7h 15m 8s

Dystans przebyty łazikiem LRV

35.74 km

Data startu z Ziemi

1972-1207 05:33:00 UTC

Data lądowania na Księżycu

1972-12-11 19:54:57 UTC

Data startu z Księżyca

1972-12-14 22:54:37 UTC

Data lądowania na Ziemi

1972-12-19 19:24:59 UTC

Załoga

Lista członków załogi głównej i zapasowej dla misji Apollo 17 [JDB75].

Załoga

Rola

Imię i Nazwisko

Główna

Dowódca załogi

Eugene A. Cernan

Główna

Pilot Modułu Księżycowego

Harrison H. 'Jack' Schmitt

Główna

Pilot Modułu Zarządzania

Ronald E. Evans

Zapasowa

Dowódca załogi

David Scott

Zapasowa

Pilot Modułu Księżycowego

Alfred Worden

Zapasowa

Pilot Modułu Zarządzania

James Irwin

_images/apollo17-crew.jpg

Załoga misji Apollo 17. Od lewej astronauci: Schmitt, Cernan (dół), Evans (góra)

Miejsce lądowania

_images/apollo17-map.png

Mapa lokacji lądowania i rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 17. Źródło: NASA/USGS/LPI/ASU, [Lin08].

_images/apollo17-map2.jpg

Mapa lokacji lądowania i rozstawienia eksperymentów naukowych podczas misji Apollo 17. Źródło: [Tea99].

Eksploracja powierzchni Księżyca

Harmonogram spacerów kosmicznych na powierzchni księżyca podczas misji Apollo 17 [LI19].

Data rozpoczęcia [UTC]

Czas rozpoczęcia [UTC]

Długość

Astronauci

Czynności

1972-12-11

23:54:49

7h 12m

Eugene Cernan, Harrison Schmitt

Eksperymenty naukowe

1972-12-12

23:28:06

7h 37m

Eugene Cernan, Harrison Schmitt

Eksperymenty naukowe

1972-12-13

22:25:48

7h 15m

Eugene Cernan, Harrison Schmitt

Eksperymenty naukowe

Przygotowanie do misji

Obszary geograficzne na Ziemi wykorzystane podczas przeszkolenia geologicznego astronautów do misji Apollo 17.

Data

Region geologiczny

Lokacja

1971-10

Big Bend Region

TX, USA

1971-11

Flagstaff

AZ, USA

1971-11

Coso Hills

CA, USA

1971-12

Kilbourne Hole

NM, USA

1972-01

Boulder City

NV, USA

1972-02

Chocolate Mountains

CA, USA

1972-02

Flagstaff

AZ, USA

1972-03

Sierra Madera

TX, USA

1972-04

San Gabriel Mountains

CA, USA

1972-05

Sudbury Basin

Ontario, Canada

1972-06

Hawaii

HI, USA

1972-07

Stillwater Complex

MT, USA

1972-08

Nevada Test Site

NV, USA

1972-09

Tonopah

NV, USA

1972-10

Blackhawk Slide

CA, USA

1972-11

Flagstaff

AZ, USA

Bibliografia

Literatura

AAB+72

Joseph P. Allen, Keith F. Anderson, Richard R. Baldwin, Roy L. Cox, Helen N. Foley, Robert L. Giesecke, Richard H. Koos, Robert Mercer, William C. Phinney, Floyd I. Roberson, and Scott H. Simpkinson. Apollo 15 - preliminary science report. 1972.

BEC+72

Robin Brett, Anthony W. England, Jack E. Calkins, Robert L. Giesecke, David N. Hohnan, Robert M. Mercer, Michael J. Murphy, and Simpkinson Scott H. Apollo 16 - preliminary science report. 1972.

Cad06

Deborah Cadbury. Space Race: The Epic Battle Between America and the Soviet Union for Dominance of Space. Harper Collins Publishers, 2006. ISBN 9780060845537.

CHL+70

Anthony J. Calio, John W. Harris, John H. Langford, R. Mercer, Jamie L. Moon, Scott H. Simpkinson, William K. Stephenson, Jeffrey L. Warner, and Julian M. West. Apollo 12 - preliminary science report. 1970.

Cer00

Eugene Cernan. The Last Man on the Moon: Astronaut Eugene Cernan and America's Race in Space. St. Martin's Press, New York City, NY, 2000. ISBN 9780312263515.

CDF+71

Philip K. Chapman, Michael B. Duke, Helen N. Foley, Jackson Harris, Frank J. Herbert, Bob Mercer, Scott H. Simpkinson, Paul J. Stull, and John M. Ward. Apollo 14 - preliminary science report. 1971.

Cro11

Arlin Crotts. Water on the moon, i. historical overview. Astronomical Review, 6:4–20, 2011. URL: https://curator.jsc.nasa.gov/lunar/lsc/index.cfm, doi:10.1080/21672857.2011.11519687.

Cun10

Walter Cunningham. The All-American Boys. iPicturebooks, New York City, NY, 2010. ISBN 9781876963248.

Dic06

Steven J. Dick. The voyages of apollo. 2006. URL: https://www.nasa.gov/exploration/whyweexplore/Why_We_20.html.

Eis17

Donn Eisele. Apollo Pilot: The Memoir of Astronaut Donn Eisele. University of Nebraska Press, Lincoln, NE, 2017. ISBN 9780803262836.

EM07

Ivan D. Ertel and Mary Louise Morse. The apollo spacecraft - a chronology. 2007. URL: https://www.hq.nasa.gov/office/pao/History/SP-4009/contents.htm.

Gar19

Steve Garber. The history of apollo program. 2019. URL: https://history.nasa.gov/apollo.html.

Har97

J.J. Harford. Korolev - how one man masterminded the soviet drive to beat america to the moon. 1997. URL: http://history.nasa.gov/sputnik/harford.html.

Inc19

Bettina Inclán. Nasa administrator statement on return to moon in next five years. 2019. URL: https://www.nasa.gov/press-release/nasa-administrator-statement-on-return-to-moon-in-next-five-years.

JDB75

Richard S. Johnston, Lawrence F. Dietlein, M.D., and Charles A. Berry, M.D. Biomedical Results of Apollo. NASA Scientific and Technical Information Office, Washington, DC, USA, 1975. URL: https://history.nasa.gov/SP-4029/Apollo_00a_Cover.htm.

Jon95

Eric M. Jones. Apollo lunar surface journal. 1995. URL: https://www.hq.nasa.gov/alsj/main.html.

Kam99

Nikolai Petrovich Kamanin. Kamanin diaries (english translation of "скрытый космос"). 1999. URL: http://www.astronautix.com/k/kamanindiaries.html.

Ken62

J.F. Kennedy. Moon speech - rice stadium. 1962. URL: http://er.jsc.nasa.gov/seh/ricetalk.htm.

LS06

Alexei Leonov and David Scott. Two Sides of the Moon: Our Story of the Cold War Space Race. St. Martin's Griffin, New York City, NY, 2006. ISBN 9780312308667.

Lew10

Cathleen Lewis. Why yuri gagarin remains the first man in space, even though he did not land inside his spacecraft. 2010. URL: https://airandspace.si.edu/stories/editorial/why-yuri-gagarin-remains-first-man-space-even-though-he-did-not-land-inside-his.

Lin08

Hamish Lindsay. Alsep - apollo lunar surface experiments package. 2008. URL: https://www.hq.nasa.gov/alsj/HamishALSEP.html.

LI19

Lunar and Planetary Institute. Usra houston repository. 2019. URL: https://repository.hou.usra.edu/handle/20.500.11753/2.

Mey09

Charles Meyer. The lunar sample compendium. 2009. URL: https://curator.jsc.nasa.gov/lunar/lsc/index.cfm.

NAS69

NASA. Apollo 12 press kit. 1969. URL: https://history.nasa.gov/apollo.html.

Orl00

Richard W. Orloff. Apollo by the Numbers: A Statistical Reference. NASA History Division, Office of Policy and Plans, Washington, DC, USA, 2000. ISBN 016050631X. URL: https://history.nasa.gov/SP-4029/Apollo_00a_Cover.htm.

PBB+73

Robert A. Parker, Richard R. Baldwin, Robin Brett, Jerry D. Fuller, Robert L. Giesecke, John B. Hanley, David N. Holman, Robert M. Mercer, Susan N. Montgomery, Michael J. Murphy, and Scott H. Simpkinson. Apollo 17 - preliminary science report. 1973.

She69

W. Shelton. Soviet space exploration - the first decade. Arthur Barker Ltd., London, England, 1969.

Sid00

Asif A. Siddiqi. Challenge to Apollo : the Soviet Union and the space race, 1945-1974. NASA History Division, Washington, D.C., 2000. ISBN 9781780393018.

Sly07

The Estimation of Helium-3 Probable Reserves in Lunar Regolith, 2007. URL: http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2175.pdf.

VBC+69

J. M. Vest, P. R. Bell, A. J. Calia, J. W. Harris, H. H. Schmitt, S. H. Simpkinson, W. K. Stephenson, and D. G. Wiseman. Apollo 11 - preliminary science report. 1969.

Wad01

Mark Wade. Soviet manned lunar projects. 2001. URL: http://www.friends-partners.org/mwade/articles/sovpart2.htm.

Wor16

Johann-Dietrich Wörner. Moon village: a vision for global cooperation and space 4.0. 2016. URL: http://blogs.esa.int/janwoerner/2016/11/23/moon-village/.

Lista figur

Knu13

Sven Knudson. Apollo lunar surface experiments package. 2013. URL: http://www.ninfinger.org/karld/My%20Space%20Museum/alsep01.htm.

Sol13

Solcommand. Alsep - apollo experiments. 2013. URL: https://www.solcommand.com/2013/02/alsep-apollo-lunar-surface-experiments.html.

Tea99

Kipp Teague. Project apollo archive. 1999. URL: https://www.flickr.com/photos/projectapolloarchive/albums.

Lista video

Słowniczek

ALSEP
Apollo Lunar Surface Exploration Package

Zestaw narzędzi i badań naukowych przeprowadzanych podczas misji Apollo na powierzchni Księżyca. Więcej informacji: Eksperymenty geofizyczne na powierzchni Księżyca.

EASEP

Early Apollo Surface Experiments Package

CM
Command Module

Jedyna część Saturn V/CSM/LM, która powracała na Ziemię.

CSM
Command and Service Module

Część statku Apollo, która po odłączeniu lądownika pozostała na orbicie.

LM
LEM
Lunar Module
Lunar Excursion Module

Załogowy lądownik księżycowy użyty podczas programu Apollo

A7L

Skafander kosmiczny używany podczas wyjść na powierzchnię Księżyca.

EVA
ExtraVehicular Activity

Wyjście poza statek kosmiczny lub lądownik. W przypadku programu Apollo, głównie wyjście na powierzchnię Księżyca. Znane również jako spacer kosmiczny (ang. Spacewalk).

Spacewalk
Spacer Kosmiczny

Patrz ExtraVehicular Activity.

LRV
Lunar Roving Vehicle

Łazik księżycowy. Więcej informacji: Lunar Roving Vehicle (LRV)

UV
Ultraviolet

Promieniowanie elektromagnetyczne o długości fali w zakresie 10 nm do 400 nm. Niewidoczne gołym okiem.

brekcja

Formacja geologiczna

geofon

Urządzenie rejestrujące fale sejsmiczne.

ASE

Active Seismic Experiment (ASE)

CCIG

Cold Cathode Ion Gauge (CCIG)

CPLEE

Charged Particle Lunar Environmental Experiment (CPLEE)

CRD

Cosmic Ray Detector (CRD)

HFE

Heat Flow Experiment (HFE)

LACE

Lunar Atmospheric Composition Experiment (LACE)

LAD

Lunar Atmospheric Detector (LAD)

LDD

Lunar Dust Detector (LDD)

LEAM

Lunar Ejecta and Meteorite Experiment (LEAM)

LID

Lunar Ionosphere Detector (LID)

LPM

Lunar Portable Magnetometer (LPM)

LRRR

Laser Ranging Retro-reflector (LRRR)

LSG

Lunar Surface Gravimeter Experiment (LSG)

LSM

Lunar Surface Magnetometer (LSM)

LSPE

Lunar Seismic Profiling Experiment (LSPE)

NPE

Neutron Probe Experiment (NPE)

PSE

Passive Seismic Experiment (PSE)

PSEP

Passive Seismic Experiment Package (PSEP)

SEP

Surface Electrical Properties Experiment (SEP)

SIDE

Suprathermal Ion Detector Experiment (SIDE)

SWCE

Solar Wind Composition Experiment (SWCE)

SWS

Solar Wind Spectrometer (SWS)

TGE

Traverse Gravimeter Experiment (TGE)

SEQ

Scientific Equipment Bay (SEQ)

ALSEP Array

Konfiguracja zestawu ALSEP

SPE

Solar Particle Event

UHECR

Ultra-High-Energy Cosmic Rays

GCR

Galactic Cosmic Rays

Saturn
Saturn V

Rakieta nośna użyta do wystrzelenia statku CSM Apollo oraz lądownika LM

Pas Van Allena

obszar intensywnego promieniowania korpuskularnego, otaczającego Ziemię. Składa się z naładowanych cząstek o wielkiej energii, schwytanych w pułapkę przez ziemskie pole magnetyczne, w którym poruszają się one po trajektoriach zbliżonych do helis, których osie są równoległe do linii pola magnetycznego, łączących obydwa ziemskie bieguny magnetyczne.

MET
handcart
Modular Equipment Transporter

Dwuwłókowy wózek wykorzystywany podczas misji Apollo 14 w celu transportowania narzędzi, kontenerów, zapasowych filmów i odłamków skalnych.

RTG

Radioisotope Thermo-electric Generator (RTG)

UHT

Universal Handling Tool

Apollo

Załogowy program kosmiczny, którego celem był lot człowieka na Księżyc.

Bistatic Radar and Lunar Sounder Experiments

Eksperyment pomiary właściwości elektrycznych powierzchni Księżyca przeprowadzony z orbity.

CDR

Commander

LMP

Lunar Module Pilot

CMP

Command Module Pilot

JPL
Jet Propulsion Laboratory

Instytut badawczy NASA

Apollo 13

Misja Apollo, która ze względu na problemy techniczne nie dotarła do powierzchni Księżyca. Po kilku dniach udało się sprowadzić astronautów na Ziemię wykorzystując manewr Free Return Trajectory.

MPA
Mortar Package Assembly

Moździerzowy Zespół Opakowaniowy

Lunar Earthrise

ikoniczne zdjęcie wschodu Ziemi

Surveyor 3

Sonda badająca powierzchnię Księżyca. Data lądowania 20 kwietnia 1967. Była celem misji Apollo 12