Sondy Vega 1 a 2 startovaly 15.12.1984 v 9:16:24UT a 21:12:1984
v 9:13:58UT pomocí rakety Proton.
Po 85 min. letu na parkovací dráze byly sondy pomocí urychlovacího stupně
navedeny na meziplanetární dráhu.
Během letu k Venuši byly sondy orientovány slunečními bateriemi
na Slunce a stabilizovány pomalou rotací. Pouze pro určitá měření, prověrky
přístrojů a korekce dráhy byly několikrát na několik hodin tříose stabilizovány.
Sestupné moduly se oddělily 9.6. a 13.6.1985. Během sestupu se uvolnily
balonové aerostaty a probíhalo měření v atmosféře. Přistávací modul první
sondy pracoval na povrchu Venuše 21 minut (plán. 15 min.), teplota okolí
byla 460°C, tlak 8.8MPa. Druhý modul naměřil teplotu 452°C a tlak 8.4 MPa.
Oba aerostaty, které se oddělily během sestupu, driftovaly ve výšce od
53 do 55 km a byly unášeny větrem průměrnou rychlostí 250km/h. Během 46hodinové
aktivní činnosti urazily vzdálenost kolem 12 tisíc kilometrů. Teplota byla
kolem 40°C a tlak kolem 50kPa. Byly zjištěny velké turbulence a značné
vertikální poryvy větru. Signály z aerostatů byly přijímány pozemními stanicemi
v Jevpatorii, Ussurijsku, dále pak v Goldstone (USA), Canbeře (Austrálie),
Madridu (Španělsko), Arecibu (Portoriko) a mnoha dalších. Orbitální části
obou sond prolétly kolem Venuše 11.6. a 15.6.1985 a jejím gravitačním polem
byly navedeny směrem ke kometě.
Průlet kolem jádra Halleyovy komety byl uskutečněn 6.3. a 9.3.1986 ve vzdálenosti
8900km a 8200km. Ve vzdálenosti asi 100 tisíc km od jádra byly plošiny
ASP-G přepnuty na automatický režim. Během průletu byly plošiny orientovány
na nejjasnější část jádra (ukázalo se, že vlastní jádro je naopak tmavé)
a provedly otočku do protisměru rychlostí až půl úhlové minuty za sekundu.
U Vegy 2 došlo během průletu k poškození navádecího čidla plošiny ASP-G,
automatika však přepla na záložní čidlo, takže všechny experimenty byly
zachráněny. (Čidla byla celkem tři.) Proud částic vyletujících z komety
vyřadil z provozu některé přístroje a účinnost slunečních baterií se po
průletu snížila o 50%.
Popis sondy
Příznivé startovní okno na konci roku 1984 umožnilo nejen další
průzkum planety Venuše, ale i možnost navedení sondy do bezprostřední blízkosti
Halleyovy komety. Byly tedy naplánovány tyto úkoly:
pokračování výzkumů v atmosféře Venuše a na jejím povrchu pomocí vyzkoušených
sestupných modulů
nový způsob dlouhodobého měření v atmosféře pomocí balonových sond
- aerostatů
komplexní průzkum Halleyovy komety ze vzdálenosti 10 000 km včetně
snímkování jejího jádra
Konstrukce sond Vega vycházela z osvědčené koncepce sond Veněra,
let do blízkosti Halleyovy komety si však vyžádal řadu dodatečných úprav.
Mezi nejdůležitější modifikace patří:
prodloužení životnosti všech systémů sondy
instalace dodatečných vrstev ochranného stínění a protimeteoritického
štítu
zabezpečení přímého vysílání dat bez ukládání do palubní paměti - zaměření
vědeckých přístrojů na jádro komety během průletu při současné orientaci
sondy k Zemi.
Přístrojové vybavení
Orbitální část sondy Vega:
prachový hmotový spektrometr PUMA (SSSR, Francie, NSR) pro určení chemického
a izotopického složení dopadajících prachových částic s citlivostí až 100
částic/s o hmotnosti od 3.10-16 do 5.10-10 g.
iontový detektor prachu (SSSR, NSR) citlivost až 1000 částic/s o hmotnosti
od 10-10 do 10-6 g.
komplex pěti přístrojů pro měření plazmy (iontové spektrometry a elektronové
analyzátory).
Automatická stabilizovaná plošina ASP-G:
širokoúhlá a úzkoúhlá kamera s ohnisky 180 mm a 1200 mm (SSSR, Maďarsko,
Francie). Druhá kamera byla vybavena šesti filtry (430 až 1050 nm). Obě
kamery používaly k záznamu obrazu prvky CCD s maticí 576x512 bodů, rozlišovací
schopnost na vzdálenost 10 000 km 200 m. Kamery sloužily také k zaměřování
celé plošiny na jádro komety (na nejjasnější část).
tříkanálový spektrometr TKS (SSSR, Bulharsko, Francie) ke spektrálním
a polarizačním měřením prachu a plynové komy. Detektory byly ultrafialový
(120 až 400 nm), viditelné světlo (400 až 800 nm) a infračervený (800 až
2500 nm). Spektra byla snímán maticí 20x20 CCD prvků. Byl určen pro určení
chemického složení a rychlost vyvěrání plynů z jádra komety.
dlouhovlnný infračervený spektrometr IKS (Francie) se stejnou optikou
jako spektrometr TKS. Zachycené záření procházelo filtry a bylo zachycováno
třemi detektory (fotodiody HgCdTe chlazené kapalným dusíkem). Z jeho měření
se určovaly rozměry, teplota jádra, složení, hustota a prostorové rozložení
částic prachu a plynu.
Přistávací pouzdro:
spektrofotometr ISAV pro sledování oblačné vrstvy (SSSR, Francie)
plynový chromatograf Sigma 3 (SSSR) pro určování koncentrace aerosolových
částic kyseliny sírové a plynů sirovodíku, sulfidu karbonilu, oxidu siřičitého,
kyslíku a vodní páry
přístroj pro určení elementárního složení aerosolů v mracích IFP (SSSR).
Jeho hlavním úkolem bylo zjištění výškového profilu obsahu síry, chlóru
a železa a zastoupení prvků s atomovým číslem pod 15, a to ve výškách od
65 do 47 km. IFP pracoval na principu rentgenové gradiometrie.
hmotový spektrometr Malachit 3 (SSSR, Francie), sloužil ke sběru aerosolových
částic a jejich rozdělení na frakce podle rozměrů.
přístroje pro měření vertikálního profilu teploty a tlaku (SSSR, Francie)
Teplota se měřila dvěma detektory, tlak třemi detektory. Dva krystalové
rezonátory a kapacitní detektor s tlakovou membránou. Detektory měly rozsah
0 - 0.2 MPa, 0 - 2.0 MPa a 0.2 - 9.8 MPa.
vlhkoměr VM-4 (SSSR). Vlhkoměr měřil ve výšce od 65 až do 30 Km a využíval
dva rozdílné principy detekce. Rozsah 3.10-2 až 4, a 0.01 až
0.2 obj.% vodní páry
gamaspektrometr GS-15SCV (SSSR) pro měření zastoupení přirozených radioaktivních
prvků (uran, thorium a draslík). Analyzátor registroval záření gama v oboru
0.3 - 3.0 MeV.
přístroj pro fluorescenční rozbor složení povrchu Venuše BDRP-AM-25
(SSSR) s vrtným zařízením pro odběr vzorků. Vzorek byl do hermetizovaného
pouzdra dopraven pomocí vnějšího přetlaku (poměr tlaků 1:2000). Vzorek
byl ozařován třemi zdroji záření a získané spektrum bylo registrováno čtyřmi
detektory. Pomocí této metody lze odhadnout mineralogické složení.
Aerostat:
dva teplotní detektory (platinový odporový článek) s rozsahem 0 až
70 °C, umístěných 40 cm od tělesa gondoly
tlakový detektor, tvořený křemenným rezonátorem, jehož vlastní frekvence
závisí na tlaku (při rozsahu měření od 20 do 150 kPa má přesnost 0.1 %)
detektor vertikální složky větru (mechanický rotující anemometr) s
přesností 0.1 m/s
detektor hustoty mraků (nefelometr vyzařující světelný signál s vlnovou
délkou 0.9 mikrometru a registrující jeho rozptyl na aerosolových částečkách
ve vzdálenosti do 1 m)
doplňkové detektory teploty nefelometru a registrace případných světelných
záblesků na noční straně planety
Podrobnější informace lze nalézt:
Letectví+kosmonautika
8/1984Stanislav Kužel - Před startem ke kometě
12/1984(ČSAV) - V Praze se jednalo o projektu VEGA
21/1984Jiří Kroulík - Před cestou ke kometě
7,8,9/1985RNDr Petr Lála CSc - Mezinárodní výzkum
Halleyovy komety
24,25/1985RNDr Petr Lála CSc - VEGA a Venuše
24/1986Stanislav Kužel - Setkání s kometou
5,6/1987 RNDr Petr Lála CSc - Předběžné výsledky průzkumu
Halleyovy komety
Průlet kolem jádra Halleyovy komety byl uskutečněn 6.3. a 9.3.1986 ve vzdálenosti
8900km a 8200km. Ve vzdálenosti asi 100 tisíc km od jádra byly plošiny
ASP-G přepnuty na automatický režim. Během průletu byly plošiny orientovány
na nejjasnější část jádra (ukázalo se, že vlastní jádro je naopak tmavé)
a provedly otočku do protisměru rychlostí až půl úhlové minuty za sekundu.
U Vegy 2 došlo během průletu k poškození navádecího čidla plošiny ASP-G,
automatika však přepla na záložní čidlo, takže všechny experimenty byly
zachráněny. (Čidla byla celkem tři.) Proud částic vyletujících z komety
vyřadil z provozu některé přístroje a účinnost slunečních baterií se po
průletu snížila o 50%.
