Разведчики внешних планет. Путешествие «Пионеров» и «Вояджеров» от Земли до Нептуна и далее - Игорь Лисов

В апреле 1972 г. NASA выпустило новый запрос к научному сообществу по аппаратуре для полета к Юпитеру и Сатурну и получило 77 откликов: 31 от научных групп, предлагающих проекты бортовых приборов, и 46 от отдельных ученых, желающих участвовать в формируемых научных командах. Всего вызвалось участвовать в экспедиции к дальним планетам более 200 специалистов. Агентство выбрало 19 индивидуальных ученых, 11 областей исследований и 9 инструментов. Стоящие за ними научные группы включали еще 90 человек из 32 институтов США, Британии, Германии, Франции и Швеции. Направления исследований и списки ученых во многом повторяли выбранные в апреле 1971 г. для «Большого тура».

Состав бортовой аппаратуры MJS-77, объявленный 10 декабря 1972 г., скорректировали после пролета «Пионера-10» у Юпитера. В окончательном варианте он выглядел так.

Съемочная система ISS (Imaging Subsystem) фактически состояла из двух телекамер. Камера WAC была построена на широкоугольном объективе на базе телескопа-рефрактора с фокусным расстоянием 200 мм, относительным отверстием 1:3,3 и полем зрения 3,2 × 3,2°. Камера NAC имела в своем составе длиннофокусный телескоп-рефлектор с фокусным расстоянием 1500 мм, относительным отверстием 1:8,5 и полем зрения 0,424 × 0,424°. Ее угловое разрешение – 9,25 мкрад, что соответствует линейному разрешению 9 км при съемке с 1 млн км. Приемным устройством в обоих случаях являлась видиконовая трубка с чувствительным слоем из селена и серы, преобразующая изображение в телевизионную «картинку» размером 800 × 800 точек с 256 градациями яркости. Для съемки в отдельных спектральных линиях и синтеза цветных изображений было предусмотрено по восемь фильтров для каждой камеры: узкоугольная NAC располагала двумя прозрачными, красно-оранжевым (618,4 нм), двумя зелеными, синим, фиолетовым и ультрафиолетовым (346 нм); широкоугольная WAC – прозрачным, двумя метановыми (541 и 618 нм), оранжевым, желтым (на дублет натрия, 589 нм), зеленым, синим и фиолетовым.

Фотополяриметр PPS (Photopolarimeter Subsystem), измеряющий поляризацию отраженного или рассеянного света для получения информации о пылевых и аэрозольных частицах в атмосферах планет и в кольцах Сатурна, а также о структуре поверхности спутников и натриевом торе Ио. Прибор был построен на базе 200-миллиметрового телескопа системы Кассегрена с рабочим диапазоном 265–750 нм с фильтрами, анализаторами и фотоумножительной трубкой в качестве выходного устройства. В отличие от одноименного прибора на «Пионерах», построения изображений от него не требовали.

Инфракрасный спектрометр-интерферометр и радиометр IRIS (Infrared Interferometer Spectrometer and Radiometer) для измерения температур и теплового картирования поверхностей планет и спутников был изготовлен на базе телескопа системы Кассегрена с первичным зеркалом диаметром 0,5 м. Интерферометр работал в диапазоне 4,0–55 мкм, радиометр – от 0,3 до 2,0 мкм. Прибор предназначался для построения температурных профилей и исследования энергетического баланса атмосфер планет и спутников, определения состава и физических характеристик поверхностей и атмосфер планет, спутников и колец.

УФ-спектрометр UVS (Ultraviolet Spectrometer Subsystem), регистрирующий излучение в диапазоне 50–170 нм, где находятся линии атомарного и молекулярного водорода, гелия, метана, этана, ацетилена и других углеводородов. Назначение – исследование температуры и химического состава верхних слоев атмосфер планет и спутников, определение концентрации ионов и атомов различных элементов, изучение межпланетной и межзвездной среды, а также астрономические наблюдения.

Детектор межпланетной плазмы PLS (Plasma Subsystem), выполненный в виде двух чаш Фарадея и регистрирующий электроны с энергией от 0,01 до 5,95 кэВ и ионы от 0,02 до 11,9 кэВ. Инструмент предназначался для исследования свойств солнечного ветра и его взаимодействия с планетными системами, для изучения магнитосфер планет и их возмущений спутниками, а также для поиска ударной волны и гелиопаузы – границы околосолнечной среды с межзвездной.

Детектор заряженных частиц низких энергий LECP (Low Energy Charged Particle Subsystem) для измерения состава и энергетического спектра заряженных частиц, включающий анализатор магнитосферных частиц LEMPA и телескоп низкоэнергичных частиц LEPT. Первый предназначался для исследования энергетического спектра и углового распределения протонов от 20 кэВ до 150 МэВ и электронов с энергией от 15 кэВ до 11 МэВ в магнитосферах Юпитера и Сатурна, второй был ориентирован на регистрацию в межпланетном пространстве ионов с энергией от 47 кэВ до 200 МэВ на нуклон и определение их изотопного состава.

Детектор энергичных космических лучей CRS (Cosmic Ray Subsystem) – комплект из семи телескопов, измеряющих спектр электронов с энергиями 3–110 МэВ (телескоп TET), протонов и ядер с энергиями 0,5–9,0 МэВ и 4–500 МэВ на нуклон (четыре телескопа LET и два HET соответственно).

Две пары трехосных индукционных магнитометров MAG (Magnetometer Subsystem) с датчиками на 13-метровых штангах, регистрирующих слабые (8–50 000 нТ) и сильные (от 0,5 до 20 Гс) магнитные поля.

Детектор плазменных волн PWS (Plasma Wave Subsystem), позволяющий регистрировать низкочастотные осцилляции тепловой плазмы у Юпитера и Сатурна, определять профили ее плотности, а также исследовать взаимодействие спутников этих планет с их магнитосферами. Этот прибор был введен в комплекс аппаратуры в середине 1974 г. и имел в своем составе спектроанализатор с 16 узкими каналами с центральными частотами от 10 Гц до 56,2 кГц и широкополосный канал с полосой от 50 Гц до 12 кГц.