Clementine (oficialmente llamado Experimento Científico del Programa de Espacio Profundo ( DSPSE )) fue un proyecto espacial conjunto entre la Organización de Defensa de Misiles Balísticos (anteriormente Organización de Iniciativa de Defensa Estratégica ) y la NASA , lanzado el 25 de enero de 1994. Su objetivo era probar sensores y componentes de naves espaciales en exposición a largo plazo al espacio y realizar observaciones científicas tanto de la Luna como del asteroide cercano a la Tierra 1620 Geographos .
La observación del asteroide no se pudo realizar debido a un mal funcionamiento en la nave espacial.
Las observaciones lunares incluyeron imágenes en varias longitudes de onda en el espectro visible, así como en el ultravioleta y el infrarrojo , altimetría por láser , gravimetría y mediciones de partículas cargadas. Estas observaciones tenían como objetivo obtener imágenes multiespectrales de toda la superficie lunar, evaluar la mineralogía de la superficie de la Luna, obtener altimetría desde la latitud 60N hasta la 60S y obtener datos de gravedad para el lado visible. También había planes para obtener imágenes y determinar el tamaño, la forma, las características rotacionales, las propiedades de la superficie y las estadísticas de cráteres de Geographos.
La nave espacial era un prisma octogonal de 1,88 m de alto y 1,14 m de ancho [4] con dos paneles solares que sobresalían en lados opuestos paralelos al eje del prisma. Una antena parabólica fija de alta ganancia de 42 pulgadas de diámetro (1100 mm) estaba en un extremo del prisma y el propulsor de 489 N en el otro extremo. Las aberturas de los sensores estaban todas ubicadas juntas en uno de los ocho paneles, a 90 grados de los paneles solares, y protegidas por una única cubierta de sensor.
El sistema de propulsión de la nave espacial estaba compuesto por un sistema monopropelente de hidracina para el control de la actitud y un sistema bipropelente de tetróxido de nitrógeno y monometilhidracina para las maniobras en el espacio. El sistema bipropelente tenía una capacidad Delta-v total de unos 1.900 m/s, con unos 550 m/s necesarios para la inserción lunar y 540 m/s para la salida lunar.
El control de la actitud se logró con 12 pequeños chorros de control de actitud, dos rastreadores de estrellas y dos unidades de medición inercial. La nave espacial se estabilizó en tres ejes en órbita lunar mediante ruedas de reacción con una precisión de 0,05 grados en control y 0,03 grados en conocimiento. La energía fue proporcionada por paneles solares de GaAs/Ge de un solo eje con cardán que cargaron una batería de recipiente a presión común Nihau ( Ni-H ) de 15 A·h, 47 W·h/kg.
El procesamiento de datos de la nave espacial se realizó utilizando una computadora MIL-STD-1750A (1,7 MIPS) para el modo seguro, el control de actitud y las operaciones de mantenimiento, un procesador RISC de 32 bits (18 MIPS) para el procesamiento de imágenes y las operaciones autónomas, y un sistema de compresión de imágenes proporcionado por la Agencia Espacial Francesa CNES . Una unidad de manejo de datos secuenció las cámaras, operó el sistema de compresión de imágenes y dirigió el flujo de datos. Los datos se almacenaron en una grabadora de datos de estado sólido dinámica de 2 Gbit.
El 25 de enero de 1994, Clementine fue lanzada desde el Space Launch Complex 4 West en la Base Aérea Vandenberg , California, utilizando un vehículo de lanzamiento Titan II . La misión tuvo dos fases. Después de dos sobrevuelos de la Tierra, la inserción lunar se logró aproximadamente un mes después del lanzamiento. El mapeo lunar se llevó a cabo durante aproximadamente dos meses, en dos partes. La primera parte consistió en una órbita polar elíptica de cinco horas con un periapsis de aproximadamente 400 km a 13 grados de latitud sur y un apoapsis de 8.300 km. Cada órbita consistió en una fase de mapeo lunar de 80 minutos cerca del periapsis y 139 minutos de enlace descendente en el apoapsis.
Después de un mes de mapeo, la órbita se rotó a un periapsis a 13 grados de latitud norte, donde permaneció durante un mes más. Esto permitió obtener imágenes globales y cobertura altimétrica desde 60° sur hasta 60° norte, en un total de 300 órbitas.
Después de una transferencia de la Luna a la Tierra y dos sobrevuelos más a la Tierra, la nave espacial debía dirigirse a 1620 Geographos , a donde llegó tres meses después para un sobrevuelo, con una aproximación nominal a menos de 100 km. Desafortunadamente, el 7 de mayo de 1994, después de la primera órbita de transferencia a la Tierra, un mal funcionamiento a bordo de la nave provocó que uno de los propulsores de control de actitud se encendiera durante 11 minutos, agotando su suministro de combustible y haciendo que Clementine girara a aproximadamente 80 rpm. [5] En estas condiciones, el sobrevuelo del asteroide no podía arrojar resultados útiles, por lo que la nave espacial se puso en una órbita geocéntrica que pasaba por los cinturones de radiación de Van Allen para probar los diversos componentes a bordo.
La misión finalizó en junio de 1994, cuando el nivel de potencia a bordo descendió hasta un punto en el que la telemetría de la nave espacial ya no era inteligible. Sin embargo, "debido a que la nave espacial estaba fortuitamente en la actitud correcta para volver a encenderse, los controladores de tierra pudieron recuperar brevemente el contacto entre el 20 de febrero y el 10 de mayo de 1995". [3]
La NASA anunció el 5 de marzo de 1998 que los datos obtenidos de Clementine indicaban que había suficiente agua en los cráteres polares de la Luna para sustentar una colonia humana y una estación de abastecimiento de combustible para cohetes (véase Experimento de radar biestático).
El Telescopio de Partículas Cargadas (CPT) de Clementine fue diseñado para medir el flujo y los espectros de protones energéticos (3–80 MeV ) y electrones (25–500 keV). Los objetivos principales de la investigación fueron: (1) estudiar la interacción de la cola magnética de la Tierra y los choques interplanetarios con la Luna; (2) monitorear el viento solar en regiones muy alejadas de otras naves espaciales como parte de un estudio coordinado de múltiples misiones; y, (3) medir los efectos de las partículas incidentes en la capacidad operativa de las células solares de la nave espacial y otros sensores.
Para cumplir con el estricto límite de masa del instrumento (<1 kg), se implementó como un telescopio de un solo elemento. El telescopio tenía un campo de visión de semiángulo de 10 grados. El detector, un tipo de barrera de superficie de silicio con un área de 100 mm2 y un espesor de 3 mm, estaba protegido para evitar que los protones por debajo de 30 MeV lo alcanzaran desde direcciones distintas a través de la abertura. La abertura estaba cubierta por una lámina muy fina para evitar que la luz incidiese en el detector y generase ruido. La señal del detector se dividió en nueve canales, los seis más bajos dedicados a la detección de electrones y los tres más altos a protones e iones más pesados.
La cámara ultravioleta/visible (UV/Vis) fue diseñada para estudiar las superficies de la Luna y del asteroide Geographos en cinco longitudes de onda diferentes en el espectro ultravioleta y visible. El encuentro con Geographos se canceló debido a un mal funcionamiento del equipo. Este experimento proporcionó información sobre las propiedades petrológicas del material de la superficie de la Luna, además de proporcionar imágenes útiles para estudios morfológicos y estadísticas de formación de cráteres. La mayoría de las imágenes se tomaron en ángulos solares bajos, lo que es útil para estudios petrológicos pero no para observar la morfología.
El sensor consistía en un telescopio catadióptrico con una apertura de 46 mm y lentes de sílice fundida enfocadas en una cámara CCD Thompson recubierta con un paso de banda de 250-1000 nm y una rueda de filtros de seis posiciones. La respuesta de longitud de onda estaba limitada en el extremo de longitud de onda corta por la transmisión y el desenfoque óptico de la lente, y en el extremo largo por la respuesta del CCD. El CCD era un dispositivo de transferencia de fotogramas que permitía tres estados de ganancia (150, 350 y 1000 electrones/bit). Los tiempos de integración variaban de 1 a 40 ms dependiendo del estado de ganancia, el ángulo de iluminación solar y el filtro. Las longitudes de onda centrales del filtro (y los anchos de paso de banda (FWHM)) eran 415 nm (40 nm), 750 nm (10 nm), 900 nm (30 nm), 950 nm (30 nm), 1000 nm (30 nm) y un filtro de banda ancha que cubría 400-950 nm. El campo de visión era de 4,2 × 5,6 grados, lo que se traduce en un ancho de trayectoria transversal de unos 40 km a una altitud lunar nominal de 400 km. La matriz de imágenes era de 288 × 384 píxeles. La resolución de píxeles varió de 100 a 325 m durante una sola ejecución de mapeo de órbita en la Luna. En Geographos, la resolución de píxeles habría sido de 25 m en el acercamiento más cercano de 100 km, lo que dio un tamaño de imagen de aproximadamente 7 × 10 km. La cámara tomó doce imágenes en cada ráfaga de imágenes de 1,3 s, que se produjeron 125 veces durante el lapso de mapeo de 80 minutos durante cada órbita lunar de cinco horas. La superficie de la Luna estuvo completamente cubierta durante la fase de mapeo lunar de dos meses de la misión. El rango dinámico fue de 15.000. La relación señal-ruido varió de 25 a 87 dependiendo del albedo de la superficie y el ángulo de fase , con una calibración relativa del 1% y una calibración absoluta del 15%.
La cámara de infrarrojo cercano (NIR) Clementine fue diseñada para estudiar las superficies de la Luna y del asteroide cercano a la Tierra 1620 Geographos en seis longitudes de onda diferentes en el espectro del infrarrojo cercano. Este experimento arrojó información sobre la petrología del material de la superficie de la Luna. El encuentro con Geographos se canceló debido a un mal funcionamiento del equipo.
La cámara estaba compuesta por una lente catadióptrica que enfocaba un conjunto de CCD de InSb ámbar enfriado mecánicamente (a una temperatura de 70 K ) con un paso de banda de 1100-2800 nm y una rueda de filtros de seis posiciones. Las longitudes de onda del centro del filtro (y los anchos de banda (FWHM)) eran: 1100 nm (60 nm), 1250 nm (60 nm), 1500 nm (60 nm), 2000 nm (60 nm), 2600 nm (60 nm) y 2780 nm (120 nm). La apertura era de 29 mm con una longitud focal de 96 mm. El campo de visión era de 5,6 × 5,6 grados, lo que daba un ancho de trayectoria transversal de unos 40 km a una altitud lunar nominal de 400 km. La Luna tuvo una cobertura cartográfica completa durante la fase lunar de dos meses de la misión. La matriz de imágenes es de 256 × 256 píxeles, y la resolución de píxeles varió de 150 a 500 m durante una sola ejecución de mapeo de órbita en la Luna. (En Geographos, la resolución de píxeles habría sido de 40 m en el acercamiento más cercano, dando un tamaño de imagen de aproximadamente 10 × 10 km). La cámara tomó doce imágenes en cada ráfaga de imágenes de 1,3 s, que se produjeron 75 veces durante el lapso de mapeo de 80 minutos durante cada órbita lunar de cinco horas. El rango dinámico fue de 15.000. La relación señal-ruido varió de 11 a 97 dependiendo del albedo de la superficie y el ángulo de fase, con una calibración relativa del 1% y una calibración absoluta del 30%. La ganancia varió de 0,5X a 36X.
El experimento de detección y medición de distancias por imágenes láser ( LIDAR ) de Clementine fue diseñado para medir la distancia desde la nave espacial hasta un punto en la superficie de la Luna. Esto permitirá realizar un mapa altimétrico, que puede usarse para delimitar la morfología de grandes cuencas y otras características lunares, estudiar las propiedades de tensión y deformación y flexión de la litosfera, y puede combinarse con la gravedad para estudiar la distribución de densidad en la corteza. El experimento también fue diseñado para medir distancias a la superficie de Geographos, pero esta fase de la misión se canceló debido a un mal funcionamiento.
El sistema LIDAR consistió en un transmisor láser Nd-YAG ( itrio -aluminio-granate) de 180 mJ y 1064 nm de longitud de onda que transmitía pulsos a la superficie lunar. El láser produjo un pulso con un ancho menor a 10 ns. A una longitud de onda de 1064 nm, el pulso tenía una energía de 171 mJ con una divergencia menor a 500 microrad. A 532 nm, tenía un pulso de 9 mJ con una divergencia de 4 milirad. El pulso reflejado viajó a través del telescopio de la cámara de alta resolución, donde fue dividido por un filtro dicroico hacia un detector de fotodiodo de avalancha de silicio. El detector era un receptor SiAPD de una sola celda de 0,5 × 0,5 mm con un campo de visión de 0,057 grados cuadrados. El láser tenía una masa de 1250 g, el receptor estaba alojado en la cámara HIRES de 1120 g. El tiempo de viaje de un pulso proporcionó el alcance hasta la superficie. La memoria LIDAR podía guardar hasta seis detecciones de retorno por disparo láser, con un umbral establecido para el mejor compromiso entre detecciones fallidas y falsas alarmas. Los retornos se almacenaron en contenedores de alcance de 39,972 m, iguales a la resolución del contador de reloj de 14 bits. El LIDAR tiene un alcance nominal de 500 km, pero se recopilaron datos altimétricos para altitudes de hasta 640 km, lo que permitió una cobertura desde 60 grados sur hasta 60 grados norte al final de la fase lunar de la misión. La resolución vertical es de 40 m, y la resolución del punto horizontal es de aproximadamente 100 m. El espaciado transversal de las mediciones en el ecuador fue de aproximadamente 40 km. Se realizó una medición cada segundo durante un período de 45 minutos durante cada órbita, lo que dio un espaciado longitudinal de 1 a 2 km.
La cámara de alta resolución Clementine constaba de un telescopio con un intensificador de imágenes y un sensor CCD de transferencia de imágenes . El sistema de imágenes se diseñó para estudiar partes seleccionadas de las superficies de la Luna y del asteroide cercano a la Tierra 1620 Geographos, aunque el encuentro con el asteroide se canceló debido a un mal funcionamiento. Este experimento permitió el estudio detallado de los procesos superficiales de la Luna y, combinado con datos espectrales, permitió realizar estudios geológicos y de composición de alta resolución.
El intensificador de imágenes era una cámara CCD Thompson intensificada con una rueda de filtros de seis posiciones. El conjunto de filtros consistía en un filtro de banda ancha con un ancho de banda de 400 a 800 nm, cuatro filtros de banda estrecha con longitudes de onda centrales (y ancho de banda (FWHM)) de 415 nm (40 nm), 560 nm (10 nm), 650 nm (10 nm) y 750 nm (20 nm), y una cubierta opaca para proteger el intensificador de imágenes. El campo de visión era de 0,3 x 0,4 grados, lo que se traduce en un ancho de unos 2 km a una altitud lunar nominal de 400 km. La matriz de imágenes es de 288 × 384 píxeles (tamaño de píxel de 23 × 23 micrómetros), por lo que la resolución de píxeles en la Luna era de 7 a 20 m, dependiendo de la altitud de la nave espacial. (En Geographos la resolución habría sido <5 m en el punto de aproximación más cercano.) La apertura libre era de 131 mm y la longitud focal de 1250 mm. La velocidad nominal de captura de imágenes era de unos 10 fotogramas por segundo en ráfagas de imágenes individuales que cubrían todos los filtros de la Luna. La alta resolución y el pequeño campo de visión solo permitieron cubrir áreas seleccionadas de la Luna, en forma de franjas largas y estrechas de un solo color o franjas más cortas de hasta cuatro colores. El instrumento tiene una relación señal/ruido de 13 a 41 dependiendo del albedo y el ángulo de fase, con una calibración relativa del 1% y una calibración absoluta del 20%, y un rango dinámico de 2000.
El telescopio de la cámara de alta resolución fue compartido por el instrumento LIDAR. El retorno del láser de 1064 nm se dividió hacia el receptor LIDAR (un detector de fotodiodo de avalancha) utilizando un filtro dicroico.
Las imágenes de HIRES se pueden ver en el software NASA World Wind .
El " Experimento de Radar Bistático ", improvisado durante la misión, fue diseñado para buscar evidencia de agua lunar en los polos de la Luna. Las señales de radio del transmisor de la sonda Clementine fueron dirigidas hacia las regiones polares norte y sur de la Luna y sus reflejos fueron detectados por los receptores de la Red de Espacio Profundo en la Tierra. El análisis de la magnitud y polarización de las señales reflejadas sugirió la presencia de hielos volátiles, que se interpretó como que incluían hielo de agua, en los suelos de la superficie de la Luna. Se anunció un posible depósito de hielo equivalente a un lago de gran tamaño. Sin embargo, estudios posteriores realizados utilizando el radiotelescopio de Arecibo mostraron patrones de reflexión similares incluso desde áreas que no estaban en sombra permanente (y en las que dichos volátiles no pueden persistir), lo que llevó a sugerir que los resultados de Clementine habían sido malinterpretados y probablemente se debían a otros factores como la rugosidad de la superficie. [6] [7] [8]
El 7 de mayo de 1994 (UTC), Clementine sufrió una falla informática después de abandonar la órbita lunar. [9] La falla provocó que agotara el combustible restante, lo que hizo que la nave girara hasta 80 rotaciones por minuto. [9] Se utilizó en una órbita geocéntrica hasta el final de su misión, pero el viaje al asteroide se abortó el 2 de mayo . [9]
El modelo de ingeniería de la nave espacial Clementine se encuentra colgado en el Museo Nacional del Aire y el Espacio en Washington, DC [10].
