Galileo – amerykańska bezzałogowa sonda kosmiczna wystrzelona w 1989 roku przez agencję kosmiczną NASA w celu wykonania badań Jowisza, jego księżyców i pierścieni. W grudniu 1995 r. sonda stała się pierwszym sztucznym satelitą Jowisza oraz wprowadziła w jego atmosferę próbnik z aparaturą pomiarową. Galileo był pierwszą sondą, która zbliżyła się do planetoid. Podczas swej misji Galileo wykonał też obserwacje Wenus, Ziemi, Księżyca i komety Shoemaker-Levy 9.
Nazwa sondy została nadana na cześć wielkiego włoskiego astronoma epoki renesansu Galileusza (wł. Galileo Galilei), który w 1610 r., korzystając ze skonstruowanego przez siebie teleskopu, odkrył cztery największe księżyce Jowisza, nazwane później na cześć odkrywcy księżycami galileuszowymi.
Cele naukowe misji Orbiter Zbadanie cyrkulacji i dynamiki atmosfery jowiszowej. Zbadanie górnych warstw atmosfery i jonosfery jowiszowej. Określenie morfologii, geologii i właściwości fizycznych księżyców galileuszowych. Zbadanie składu i dystrybucji minerałów na powierzchni księżyców galileuszowych. Zbadanie pól grawitacyjnych i magnetycznych oraz właściwości dynamicznych księżyców galileuszowych. Obserwacja atmosfer, jonosfer i rozległych obłoków gazowych księżyców galileuszowych. Obserwacja interakcji magnetosfery jowiszowej z księżycami galileuszowymi. Określenie wektora pola magnetycznego oraz widma energetycznego, składu i dystrybucji cząstek i plazmy do odległości 150 promieni Jowisza.
Próbnik atmosferyczny Określenie składu chemicznego atmosfery jowiszowej. Określenie struktury atmosfery do głębokości przynajmniej 10 barów. Zbadanie natury cząsteczek obłoków oraz lokalizacji i struktury warstw obłoków. Zbadanie bilansu promieniowania cieplnego Jowisza. Obserwacja natury jowiszowych wyładowań elektrycznych. Pomiar strumienia energetycznych cząstek naładowanych powyżej szczytu atmosfery.
Konstrukcja sondy left|thumb|Schemat konstrukcji sondy Galileo
Sonda Galileo składała się z orbitera (Galileo Orbiter) i połączonego z nim, w pierwszym etapie misji, próbnika atmosferycznego (Galileo Probe).
Orbiter Orbiter, skonstruowany w Jet Propulsion Laboratory, posiadał unikalną konstrukcję podzieloną na dwie główne części: wirującą (ang. Spun Section) i stacjonarną (Despun Section).
Część wirująca stanowiła większą część sondy. Znajdowały się w niej przedziały z elektroniką pokładową (w tym komputery, rejestrator danych i nadajniki radiowe), moduł napędowy, antena główna, dwa wysięgniki o długości 5 m z generatorami RTG i wysięgnik o długości 10,9 m dla magnetometrów i anteny fal plazmowych. Część ta wirowała z prędkością około 3 (przez większą część misji) lub 10,5 obrotów na minutę (podczas niektórych manewrów, jak oddzielenie próbnika atmosferycznego i wejście na orbitę Jowisza). Wirowanie nadawało sondzie stabilność oraz pozwalało skierować umocowaną na osi obrotu antenę dokładnie ku Ziemi. Umieszczone były tu instrumenty naukowe, które w czasie prowadzenia obserwacji miały przemiatać całe niebo.
Część stacjonarna używała silnika elektrycznego do anulowania rotacji pozostałej części sondy. Umieszczono na niej platformę skanującą z instrumentami optycznymi, które wymagały precyzyjnego ustawienia w kierunku celów obserwacji, oraz antenę odbierającą dane z próbnika atmosferycznego. Do części stacjonarnej przymocowany był także próbnik atmosferyczny. W trakcie kluczowych dla misji największych manewrów silnikowych i podczas oddzielenia próbnika atmosferycznego, obie części sondy były wprowadzone we wspólny ruch obrotowy, w celu polepszenia stabilności.
Obie części orbitera były połączone przez łącznik (Spin Bearing Assembly), który zapewniał połączenia elektryczne i transmisję danych.
Większa część kadłuba sondy przykryta była przez wielowarstwową izolację termiczną, która chroniła także przed uderzeniami mikrometeoroidów i wyładowaniami elektrycznymi na powierzchni sondy. Dla zapewnienia ochrony przed przegrzaniem pojazdu podczas pierwszej fazy lotu, w wewnętrznej części Układu Słonecznego, u podstawy anteny głównej zamontowano osłonę słoneczną, w której cieniu mógł pozostawać kadłub sondy.
Zasilanie w energię Energia elektryczna dostarczana była sondzie przez dwa, umieszczone na osobnych wysięgnikach, radioizotopowe generatory termoelektryczne GPHS-RTG (ang. General-Purpose Heat Source Radioisotope Thermoelectric Generator). Każdy z generatorów miał 114 cm długości, 42,2 cm średnicy, masę 55,9 kg i zawierał pluton 238 w postaci ditlenku. Na początku misji generatory wytwarzały prąd stały o łącznej mocy 577,2 WSpace Nuclear Power, G.L.Bennett; 2006. Dostarczana energia stopniowo zmniejszała się z czasem, z powodu rozpadu radioaktywnego plutonu i degradacji elementów ogniw termoelektrycznych. Pod koniec misji, w 2003 r., generatory wytwarzały około 432 W energii elektrycznejGalileo Mission to Jupiter Fact Sheet, NASA.
Jednym z inżynierów odpowiedzialnych za funkcjonowanie systemu zasilania sondy Galileo był polski naukowiec, Artur B. Chmielewski.
Moduł napędowy W module napędowym (ang. Retroropulsion Module) umieszczono silniki rakietowe oraz zbiorniki hipergolowych materiałów pędnych.
12 silników o ciągu po 10 N każdy znajdowało się na końcach dwóch przeciwległych wysięgników, po sześć sztuk na każdym. Służyły one do kontroli położenia sondy oraz do wykonywania mniejszych manewrów korekcyjnych. Pojedynczy, umieszczony centralnie wzdłuż osi sondy, silnik główny o ciągu 400 N służył do wykonywania najważniejszych manewrów. Łączna użyteczna masa materiałów pędnych wynosiła na początku misji 925 kg (354 kg paliwa i 571 kg utleniacza). Znajdowały się one w dwóch zbiornikach paliwa i dwóch zbiornikach utleniacza. Paliwem do wszystkich silników była monometylohydrazyna. Tetratlenek diazotu stanowił utleniacz. Dodatkowe dwa zbiorniki były wypełnione helem pod ciśnieniem, który służył do przepompowywania materiałów pędnychInitial Galileo Propulsion System In-Flight Characterization, T.J. Barber,F.A. Krug, B.M. Froidevaux, 1993-06-28Final Galileo Propulsion System In-Flight Characterization (Extended Abstract), T.J. Barber, K.P. Renner, F.A. Krug, 1997-07-06.
Moduł napędowy został zbudowany w zakładach firmy Messerschmitt-Bölkow-Blohm i przekazany przez rząd Republiki Federalnej Niemiec jako jej wkład w misję Galileo.
Łączność Na szczycie części wirującej sondy znajdowała się antena główna o wysokim zysku (High-Gain Antenna, HGA) z nadajnikami pracującymi w paśmie X (o zysku 49 dBi) i paśmie S (o zysku 38 dBi). Zbudowana z pozłacanej siatki z drutu molibdenowego antena HGA miała po rozwinięciu średnicę 4,8 m. Ponieważ była ona większa od wymiarów ładowni wahadłowca, podczas startu była złożona, podobnie jak parasol. Dla ochrony konstrukcji anteny przed intensywnym promieniowaniem słonecznym podczas pierwszej fazy lotu, wewnątrz wokółsłonecznej orbity Ziemi, pozostawała ona złożona i umieszczona w cieniu osłony przeciwsłonecznej. Antena HGA miała zapewnić szybkość transmisji danych wynoszącą 134 400 bitów na sekundę z orbity wokół Jowisza.
Na szczycie masztu anteny głównej znajdowała się antena pomocnicza o niskim zysku (Low-Gain Antenna, LGA 1) pracująca w paśmie S na częstotliwości 2295 MHz (o zysku 7 dBi), której planowana szybkość transmisji z orbity Jowisza wynosiła jedynie 8 bitów na sekundę. Na jednym z wysięgników dla generatorów RTG zamontowano drugą antenę pomocniczą LGA 2, która używana była wyłącznie do utrzymywania łączności podczas gdy sonda znajdowała się wewnątrz wokółsłonecznej orbity Ziemi.
Awaria anteny HGA (patrz: Awaria anteny głównej) spowodowała, że antena ta nigdy nie została użyta i całą łączność musiała przejąć antena LGA 1. Modyfikacje odbiorników naziemnych anten Deep Space Network oraz łączenie ich z sobą w sieć pozwoliło na zwiększenie maksymalnej możliwej szybkości transmisji, z odległości orbity Jowisza, do 160 bitów na sekundę. Używane szybkości transmisji mieściły się więc w zakresie od 8 do 160 bitów na sekundę.
U podstawy części stacjonarnej sondy znajdowała się paraboliczna antena odbierająca dane z próbnika atmosferycznego (Probe Relay Antenna) o średnicy 1,1 m z dwoma odbiornikami w paśmie L pracującymi na częstotliwościach 1387,0 i 1387,1 MHz.
Systemy sterowania Command and Data Subsystem (CDS) był głównym systemem sterującym sondy. CDS odpowiedzialny był za odbiór i przetwarzanie instrukcji przesyłanych z Ziemi, zbieranie danych ze wszystkich instrumentów naukowych i systemów inżynieryjnych sondy, magazynowanie tych danych na pokładowym magnetofonie oraz zarządzał procedurami rozpoznającymi nieprawidłowości w funkcjonowaniu sondy i zapewniającymi ochronę przed ich skutkami. Po awarii anteny HGA komputery sondy zostały też zaangażowane do wykonywania kompresji danych z instrumentów pokładowych. W skład CDS wchodziło sześć 8-bitowych mikroprocesorów RCA COSMAC 1802 pracujących z częstotliwością 1,6 MHz.
Attitude and Articulation Control Subsystem (AACS) był systemem odpowiedzialnym za kontrolę położenia sondy w przestrzeni. AACS sterował pracą silników rakietowych oraz ustawieniem platformy skanującej. Komputer tego systemu został też wykorzystany do kompresji danych z instrumentów sondy. W skład AACS wchodził komputer z 16-bitowym mikroprocesorem ATAC-16MS połączony z szukaczami gwiazd i Słońca, żyroskopami, przyspieszeniomierzami oraz czujnikami położenia platformy skanującej i wysięgników dla generatorów RTG.
Każdy z 11 instrumentów naukowych sondy posiadał własny mikroprocesor RCA COSMAC 1802 służący do kontroli pracy instrumentu i komunikacji z systemem CDS. 8 z tych instrumentów mogło być przeprogramowanych podczas misji.
Do magazynowania danych na pokładzie sondy wykorzystywany był czterościeżkowy cyfrowy magnetofon Odetics DDS-3100 z taśmą o długości 560 m i całkowitej pojemności 914 489 344 bitów (około 109 MB). Po awarii urządzenia w październiku 1995 roku, zakazano używania końcowego fragmentu taśmy, co ograniczyło pojemność użyteczną do około 750 milionów bitów.
Instrumenty naukowe + Instrumenty naukowe orbiteraEksperymentKonstrukcja instrumentu Wykonawca Kierownik (Principal Investigator)Zadania Solid-State Imager (SSI) – kamera Kamera multispektralna. Teleskop Cassegraina o aperturze 176,5 mm, ogniskowej 1500 mm (f/8.5), polu widzenia 8,13 mrad i zdolności rozdzielczej 10,16 μrad/piksel. Detektor z matrycy CCD o rozdzielczości 800 x 800 pikseli. Obserwacje w zakresie długości fal 375 – 1100 nm. Osiem filtrów barwnych o długości centrum zakresu: 611 (filtr czysty 391 – 831 nm), 404, 559, 671, 734, 756, 887 i 986 nm. Masa: 28 kg. NASA Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie, Kalifornia; matryca CCD dostarczona przez Texas Instruments Michael J.S. Belton z Kitt Peak National Observatory w Arizonie Obserwacja dynamiki atmosfery i struktury obłoków Jowisza. Ustalenie procesów geologicznych kształtujących powierzchnię księżyców galileuszowych. Wykonanie map ich powierzchni z rozdzielczością poniżej 1 km. Pomiar rozmiaru, kształtu i określenie osi obrotu księżyców. Obserwacja struktury pierścieni Jowisza. Obserwacja zjawisk zorzowych w atmosferze planety i na jej księżycach. Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) – spektrometr mapujący w bliskiej podczerwieni Teleskop Ritcheya-Chrétiena o aperturze 228 mm i ogniskowej 80 cm (f/3.5). Spektrometr dyfrakcyjny z 17 detektorami (15 z antymonku indu i 2 krzemowe) schłodzonymi do 64 K. Obserwacje w zakresie długości fal 0,7 – 5,2 μm. Pole widzenia 10 mrad x 0,5 mrad; rozdzielczość kątowa 0,5 mrad. Masa: 18 kg. NASA Jet Propulsion Laboratory Robert W. Carlson z NASA Jet Propulsion Laboratory Określenie składu i rozmieszczenia minerałów na powierzchni księżyców galileuszowych z rozdzielczością 5 – 30 km.