ALSE

ALSE

ALSE (Apollo Moon Sounder 실험) (NASA의 지정에 따르면 과학 실험 S-209로도 알려져 있다)는 아폴로 17호 임무에서 비행한 지상 침투 레이더 (subsurface sounder) 실험이었다.

Aitken 분지의 ALSE 이미지(16.8ºS, 173.4)ºE)

미션과 사이언어

이 실험은 의 표면과 내부를 연구하기 위해 레이더를 사용했다.2~60m(주파수 5, 15, 150MHz)의 파장을 가진 레이더 전파가 아폴로 서비스 모듈 뒤편 부근의 일련의 안테나를 통해 전송되었다.파동이 에 반사된 뒤 같은 안테나를 이용해 수신했고, 지구 분석을 위해 필름에 데이터가 기록됐다. 실험의 주된 목적은 달의 내부 구조를 연구하기 위해 지진파를 사용하는 것과 다소 유사한 방식으로 달의 표면 위 2km까지 "관찰"하는 것이었다.이것은 매우 긴 레이더 파장을 사용했기 때문에 가능했고 달은 매우 건조하기 때문에 달 바위에 물이 존재했다면 가능했을 것보다 훨씬 더 깊은 달 안으로 레이더파가 침투할 수 있었기 때문이다.(우주왕복선의 레이더 실험도 사하라 D 아래의 고대 강 계곡을 지도하는 데 비슷하게 사용되어 왔다.esert.) 이 실험은 또한 달의 지형에 대한 매우 정확한 정보를 제공했다.이 실험은 달 연구 외에도 은하수에서 나오는 전파 방출량도 측정했다.

Aiken Basin에서 처리된 ALSE 데이터
아이켄 분지의 교차 상관 ALSE 데이터

이 실험은 마레 크리시움, 마레 세레나타티스, 오셔너스 프로첼라룸, 그리고 다른 많은 지역에서 표면 아래의 구조물을 밝혀냈다.[1]암말 영역에서는 여러 개의 다른 분지 부분에서 층이 관찰되었으며 따라서 광범위한 특징으로 여겨진다.반사된 레이더 전파의 성질을 바탕으로 이 두 암말 분지를 모두 채우는 현무암 안에 구조물이 층을 이루고 있는 것으로 추정된다.세레나타티스 마레에서는 수면 아래 깊이 0.9, 1.6km에서 층이 검출됐다.마레 크리시움에서는 수면 아래 1.4km 깊이에서 층이 검출됐다.암말 기저귀의 바닥은 분명히 이 실험에서 검출되지 않았다.그러나, Mare Crisium에서는 달 음향기 실험 결과를 다른 관측치와 결합하여 2.4에서 3.4km 사이의 총 현무암 두께를 추정했다.

달 경보 발생기 실험은 또한 달의 주름 능선에 대한 우리의 이해에도 기여했다.이 길고 낮은 굴곡은 많은 달마리아에서 발견된다.대부분의 달 지질학자들은 30억년 전 달 표면의 단층("문진")을 따라 움직이면서 달의 표면이 변형되었을 때 이러한 능선이 형성되었다고 믿는다.이들 지역의 암말 현무암 수 킬로미터의 무게로 인해 달 표면이 다소 처졌고, 이러한 움직임으로 인해 표면이 일부 지역에서 버클이 생겨 주름 능선이 형성되었다.하지만, 다른 과학자들은 이 능선들이 달 표면이나 지각 내에서 마그마의 흐름에 의해 형성된 화산 특징이라고 제안했다.달 음향 실험은 남부 바다 세레나타티스의 몇 가지 주름 능선을 자세히 연구하여, 이 능선의 지형과 이 능선 아래의 지각 구조물에 대한 정보를 제공했다.이러한 결과는 주로 결함을 따라 움직이는 동작에 의해 형성된 주름의 굴곡에 대한 생각을 뒷받침한다.[2]

기기 설계

ALSE 계측기는 두 개의 HF 대역(5MHz - HF1 - 15MHz - HF2) 중심 주파수와 각각 10%의 대역폭(150MHz)을 가진 VHF 대역(150MHz)으로 작동했다.두 HF 대역은 동일한 중앙 공급 쌍극 안테나 하나를 공유했으며, VHF 채널에는 7개 요소 Yagi 안테나가 사용되었다.두 개의 서로 다른 송수신기가 HF(PRF by PRF 기준으로 HF1과 HF2 사이의 대체 작동)와 VHF에 사용되어 공통의 광학 레코더를 공유하였다.VHF와 HF에서 동시에 작동할 수 없었다.전체 계통의 무게는 43kg으로 103W의 전력이 필요했다.전자제품은 아폴로 서비스 모듈 안에 있었다.쌍극 안테나의 두 반쪽은 서비스 모듈 자체의 양쪽에 접히는 것이 가능했고, VHF에 사용되는 야기는 메인 엔진에 가깝게 보관되었다가 발사 후 제자리에 배치되었다.

표면하층 매핑 실험의 주요 목표로서, 설계에서 가장 중요한 절충은 침투 깊이 대 분해능이었다: 낮은 주파수가 더 많이 침투하지만, 따라서 신호 대역폭이 더 작아서 표면하반 메아리를 구별하는 기능에 영향을 미치는 최악의 분해능이었다.표면 가까이에음향 능력도 다음과 같은 영향을 받았다.

  • 압축된 짹짹의 범위 측면: 적절히 제어되지 않으면 약한 표면 아래 메아리를 가릴 수 있다.ALSE는 3번째 로브 이후 최소 45dB의 피크 대 시들로브 비율을 갖도록 설계되었다.
  • 동일한 지연으로 표면 아래 메아리와 혼동될 수 있는 표면 외부 잡동사니 복귀궤도 혼잡을 줄이기 위해 지반 처리에서 합성 개구부가 생성되어 효과적인 안테나 설치 공간이 좁아진다.

선로 건너편에서 나온 잡동사니들은 대신 지표 지형에 대한 지식에서 유추되어야 했다.

수신기 동적 범위 내에서 신호 할당을 최적화하기 위해 모든 채널에 자동 게인 제어(AGC) 기능이 포함되었다.AGC 업데이트 속도는 30초였다.HF와 VHF 트랜스시버 모두에서, 처프 신호는 SAR 처리에 대한 위상 일관성을 유지하기 위해 STABLE 로컬 오실레이터(STALO)와 동기화된 스위프 오실레이터에 의해 생성되었다.수신된 신호는 IF에서 변환되었고 신호 진폭은 CRT(PRF 속도의 스윕)를 진폭 변조하는 데 사용되었고, 데이터의 광학적 기록을 위해 70mm 필름에 감명을 주었다.더 넓은 대역폭 VHF 채널에 요구되는 높은 기록 속도 때문에, 기록된 데이터의 양을 최소화하기 위해, 이 채널은 에코 추적 시스템을 사용하여 주 표면 리턴과 그 직후의 70μs의 에코만을 획득하고 기록하였다.또한, 이 채널에서, 수신기 이득은 지표면 아래 수익률의 동적 범위를 가장 잘 활용하기 위해 주 지표면 에코 도착 후 13μs 증가되었다.

리코더로서, 우주 비행사들 중 한 명인 Ron Evans는 녹음된 필름을 수집하기 위해 달에서 돌아오는 비행 중에 차량활동(EVA)을 수행해야 했다.

지상에서의 처리 시설은 방위 및/또는 범위 압축을 수행하는 완전한 광학 처리(당시 SAR 처리에 대한 표준 접근방식) 또는 이후 디지털 처리를 위한 거칠거나 방위 압축된 데이터의 디지털화를 모두 허용했다.

개발 단계 동안, 수정된 ALSE 프로토타입이 KC-135 항공기에 탑재되어 미국 남동부 그린란드 상공에서 음향 테스트를 수행함으로써 시스템의 성능을 입증하였다.

ALSE 레이더의 주요 매개변수는 아래 표에 요약되어 있다.[3]

속성 HF1 HF2 VHF
주파수(MHz) 5.266 15.8 158
예상 침투 깊이(m) 1300 800 160
처프 대역폭(MHz) 0.5333 1.6 16.0
펄스 폭(μs) 240 80 8.0
시간(대역폭 제품) 128 128 128
범위 분해능, 여유 공간(m) 300 100 10
송신기 피크 전력(W) 130 118 95
안테나 유효 게인(dB 단방향) -0.8 -0.7 +7.3
노이즈 수치(dB) 11.4 11.4 10.0
펄스 반복 주파수(Hz) 397 397 1984
유입창길이(μs) 600 600 70
AGC 게인 범위(dB) 12.1 12.1 13.9
에코 트래커 아니요. 아니요.

참조

  1. ^ Cooper, B.L.; Carter, J. L.; Sapp, C. A. (February 1994), "New evidence for graben origin of Oceanus Procellarum from lunar sounder optical imagery", Journal of Geophysical Research: Planets, 99 (E2): 3799–3812, Bibcode:1994JGR....99.3799C, doi:10.1029/93JE03096, ISSN 0148-0227
  2. ^ "Apollo 17 Experiments - Lunar Sounder Experiment". Lunar and Planetary Institute. 2012. Retrieved 2013-06-20.
  3. ^ 포르첼로 외 연구진 - "아폴로 달 경보 발생기 레이더 시스템" - IEEE의 절차, 1974년 6월

외부 링크