Galileo (sonda kosmiczna)

Galileo Orbiter

Inne nazwy	Galileo Jupiter Orbiter
Zaangażowani	NASAJet Propulsion Laboratory, Deutsche Forschungsanstalt für Luft- und Raumfahrt
Indeks COSPAR	1989-084B
Indeks NORAD	20298
Rakieta nośna	wahadłowiec Atlantis– Inertial Upper Stage
Miejsce startu	Centrum Kosmiczne Johna F. Kennedy’ego,USA
Cel misji	Jowisz
Orbita (docelowa, początkowa)
Czas trwania
Początek misji	18 października 1989 (16:53:40 UTC)
Koniec misji	21 września 2003
Wymiary
Wymiary	5,3 m wys.
Masa całkowita	2223 kg
Masa aparatury naukowej	118 kg

Galileo Probe

Inne nazwy	Galileo Jupiter Orbiter Probe
Zaangażowani	NASAAmes Research Center
Indeks COSPAR	1989-084E
Rakieta nośna	wahadłowiec Atlantis– Inertial Upper Stage
Miejsce startu	Centrum Kosmiczne Johna F. Kennedy’ego,USA
Cel misji	Jowisz
Orbita (docelowa, początkowa)
Czas trwania
Początek misji	18 października 1989 (16:53:40 UTC)
Koniec misji	7 grudnia 1995
Wymiary
Wymiary	1,27 m śred., 0,91 m wys.
Masa całkowita	338,9 kg
Masa aparatury naukowej	29 kg

Galileo–amerykańskabezzałogowasonda kosmicznawystrzelona w 1989 roku przez agencję kosmicznąNASAw celu wykonania badańJowisza,jegoksiężycówipierścieni.W grudniu 1995 r. sonda stała się pierwszymsztucznym satelitąJowisza oraz wprowadziła w jego atmosferę próbnik z aparaturą pomiarową. Galileo był pierwszą sondą, która zbliżyła się doplanetoid.Podczas swej misji Galileo wykonał też obserwacjeWenus,Ziemi,Księżycai kometyShoemaker-Levy 9.

Nazwa sondy została nadana na cześć wielkiegowłoskiegoastronomaepokirenesansuGalileusza(wł.Galileo Galilei), który w 1610 r., korzystając ze skonstruowanego przez siebieteleskopu,odkrył cztery największe księżyce Jowisza, nazwane później na cześć odkrywcyksiężycami galileuszowymi.

Cele naukowe misji

Orbiter

• Zbadanie cyrkulacji i dynamiki atmosfery jowiszowej.
• Zbadanie górnych warstw atmosfery ijonosferyjowiszowej.
• Określenie morfologii, geologii i właściwości fizycznychksiężyców galileuszowych.
• Zbadanie składu i dystrybucjiminerałówna powierzchni księżyców galileuszowych.
• Zbadaniepól grawitacyjnychimagnetycznychoraz właściwości dynamicznych księżyców galileuszowych.
• Obserwacja atmosfer, jonosfer i rozległych obłoków gazowych księżyców galileuszowych.
• Obserwacja interakcji magnetosfery jowiszowej z księżycami galileuszowymi.
• Określeniewektorapola magnetycznego oraz widma energetycznego, składu i dystrybucjicząstekiplazmydo odległości 150promieniJowisza.

Próbnik atmosferyczny

• Określenie składu chemicznego atmosfery jowiszowej.
• Określenie struktury atmosfery do głębokości przynajmniej 10barów.
• Zbadanie natury cząsteczek obłoków oraz lokalizacji i struktury warstw obłoków.
• Zbadanie bilansu promieniowania cieplnego Jowisza.
• Obserwacja natury jowiszowychwyładowań elektrycznych.
• Pomiar strumienia energetycznych cząstek naładowanych powyżej szczytu atmosfery.

Konstrukcja sondy

Schemat konstrukcji sondy Galileo

Sonda Galileo składała się zorbitera(Galileo Orbiter) i połączonego z nim, w pierwszym etapie misji, próbnika atmosferycznego (Galileo Probe).

Orbiter

Orbiter, skonstruowany wJet 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 generatoramiRTGi 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 wspólnyruch 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 uderzeniamimikrometeoroidówi wyładowaniami elektrycznymi na powierzchni sondy. Dla zapewnienia ochrony przed przegrzaniem pojazdu podczas pierwszej fazy lotu, w wewnętrznej częściUkładu 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 termoelektryczneGPHS-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 zawierałpluton 238w postaci ditlenku. Na początku misji generatory wytwarzałyprąd stałyo łącznej mocy 577,2W.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 elektrycznej.

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 zbiornikihipergolowychmateriałów pędnych.

12 silników o ciągu po 10Nkażdy 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 kgpaliwai 571 kgutleniacza). Znajdowały się one w dwóch zbiornikach paliwa i dwóch zbiornikach utleniacza. Paliwem do wszystkich silników byłamonometylohydrazyna.Tetratlenek diazotustanowił utleniacz. Dodatkowe dwa zbiorniki były wypełnionehelempod ciśnieniem, który służył do przepompowywania materiałów pędnych.

Moduł napędowy został zbudowany w zakładach firmyMesserschmitt-Bölkow-Blohmi przekazany przez rządRepubliki Federalnej Niemiecjako 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 wpaśmie X(o zysku 49dBi) ipaśmie 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 ładowniwahadłowca,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 400bitów na sekundęz 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 2295MHz(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 antenDeep Space Networkoraz 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 wpaśmie Lpracującymi 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 wykonywaniakompresji danychz instrumentów pokładowych. W skład CDS wchodziło sześć8-bitowychmikroprocesorówRCA 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 z16-bitowymmikroprocesorem ATAC-16MS połączony zszukaczami gwiazdi Słońca,żyroskopami,przyspieszeniomierzamioraz 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 cyfrowymagnetofonOdetics DDS-3100 z taśmą o długości 560 m i całkowitej pojemności 914 489 344 bitów (około 109MB). Po awarii urządzenia w październiku 1995 roku, zakazano używania końcowego fragmentu taśmy, co ograniczyło pojemność użyteczną do około 750 milionów bitów.

• 
  Schemat konstrukcji generatora GPHS-RTG
• 
  Złożona antena główna HGA podczas przygotowań przedstartowych
• 
  Moduł opadania próbnika atmosferycznego

Instrumenty naukowe

Instrumenty naukowe orbitera

Eksperyment	Konstrukcja instrumentu Wykonawca Kierownik (Principal Investigator)	Zadania
Solid-State Imager(SSI) – kamera	Kamera multispektralna.Teleskop Cassegrainaoaperturze176,5 mm,ogniskowej1500 mm (f/8.5), polu widzenia 8,13mradizdolności rozdzielczej10,16 μrad/piksel.Detektor zmatrycy CCDo rozdzielczości 800 x 800 pikseli. Obserwacje w zakresie długości fal 375 - 1100nm.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 Laboratoryw Pasadenie, Kalifornia; matryca CCD dostarczona przezTexas Instruments Michael J.S. Belton zKitt Peak National Observatoryw 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 zjawiskzorzowychw atmosferze planety i na jej księżycach.
Near Infrared Mapping Spectrometer(NIMS) –spektrometrmapujący w bliskiejpodczerwieni	TeleskopRitcheya-Chrétiena o aperturze 228 mm i ogniskowej 80 cm (f/3.5). Spektrometr dyfrakcyjny z 17 detektorami (15 zantymonku indui 2 krzemowe) schłodzonymi do 64K.Obserwacje w zakresie długości fal 0,7 - 5,2μm.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 rozmieszczeniaminerałówna powierzchni księżyców galileuszowych z rozdzielczością 5 - 30 km. Określenie morfologii obłoków i struktury atmosfery jowiszowej.
Ultraviolet Spectrometer(UVS) – spektrometrultrafioletu	Teleskop Cassegraina w układzie Dalla-Kirkhama o aperturze 5,03 x 5,28 cm i ogniskowej 250 mm (f/5). Spektrometr skanujący Eberta-Fastie'a o ogniskowej 125 mm. Trzy detektory -fotopowielacze.Obserwacje w zakresie długości fal 113 - 432 nm. Pole widzenia 1° x 0,1° dla dwóch detektorów i 0,4° x 0,1° dla trzeciego.Rozdzielczość widmowa0,7 nm poniżej 190 nm i 1,3 nm powyżej 190 nm. Masa: 5,2 kg. Laboratory for Atmospheric and Space Physics wUniversity of Colorado w Boulder,Kolorado Charles W. Hord z University of Colorado	Badanie składu i struktury górnych warstw atmosfery jowiszowej. Określenie tempa utraty gazów przez księżyce galileuszowe. Obserwacja procesów fizycznych w torusie plazmowymIo.
Photopolarimeter-Radiometer(PPR) –fotopolarymetr–radiometr	Teleskop Cassegraina w układzie Dalla-Kirkhama o aperturze 10 cm, ogniskowej 50 cm i polu widzenia 2,5 mrad. Dwiefotodiodykrzemowe i detektorpiroelektrycznyztantalku litu.W modzie fotopolarymetrycznym pomiary w trzech zakresach o długości centrum w 410,0, 678,5 i 944,6 nm. W modziefotometrycznymsiedem zakresów widmowych o centrum w 618,7, 633,3, 648,0, 788,7, 829,3, 840,3 i 891,8 nm. W modzieradiometrycznympięć kanałów o centrum w 16,8, 21,0, 27,5, 35,5 μm oraz dla długości >45 μm. Masa: 5,2 kg. Santa Barbara Research Center James E. Hansen zNASA Goddard Institute for Space Studiesw Nowym Jorku	Określenie wertykalnej oraz horyzontalnej dystrybucji cząsteczek obłoków i mgieł w atmosferze Jowisza. Określenie budżetu energetycznego Jowisza i struktury termicznej jego atmosfery. Pomiary fotometrycznych, polarymetrycznych i radiometrycznych własności księżyców galileuszowych.
Extreme Ultraviolet Spectrometer(EUVS) – spektrometr dalekiego ultrafioletu	Spektrometr dyfrakcyjny zkolimatoremmechanicznym. Apertura 4,0 x 6,0 cm, ogniskowa 20 cm. Detektor złożony zfotokatody,multyplikatora elektronowego ianody.Obserwacje w zakresie długości fal 54 - 128 nm. Pole widzenia 0,17° - 0,87°FWHM.Rozdzielczość widmowa 3,5 nm dla źródeł rozciągłych i 1,5 nm dla źródeł punktowych. Masa: 12,23 kg. University of Colorado w BoulderiUniversity of Arizonaw Tucson Charles W. Hord z University of Colorado	Badanie składu i struktury górnych warstw atmosfery jowiszowej. Określenie tempa utraty gazów przez księżyce galileuszowe. Obserwacja procesów fizycznych w torusie plazmowym Io.
Magnetometer(MAG) –magnetometr	Dwa trójosiowemagnetometry transduktorowena wysięgniku w odległości 6,87 m i 11,03 m od osi obrotu sondy. Pomiarypól magnetycznychw zakresie ± 32 – ± 512nT(magnetometr bardziej oddalony) i ± 512 – ± 16 384 nT (magnetometr bliższy). Masa: 7,2 kg. University of California, Los Angeles Margaret Galland Kivelson z University of California, Los Angeles	Badanie struktury i dynamikimagnetosferyjowiszowej. Pomiar fluktuacji pola magnetycznego. Stwierdzenie obecności własnych pól magnetycznych księżyców galileuszowych. Badanie interakcji magnetosfery z księżycami. Pomiary międzyplanetarnego pola magnetycznego.
Energetic Particles Detector(EPD) – detektor cząstek naładowanych	Dwa zespoły detektorów umieszczonych na obrotowej platformie: Low-Energy Magnetospheric Measurements System(LEMMS): Teleskop z 8 detektorami krzemowymi. Pomiary w zakresie energii 15keV– > 11 MeV dlaelektronówi 22 keV - ∼55 MeV dlajonów.Szybkość pomiarów do 600 000 zliczeń/s. Composition Measurements System(CMS) składający się z teleskoputime-of-flight(TOF) i dwóch teleskopówdelta-E x E.Pomiary w zakresie energii > 10 keV - > 10 MeV/nukleondla jonów (odHdoFe). Szybkość pomiarów do > 150 000 zliczeń/s dla TOF i 50 000 zliczeń/s dla delta-E x E. Masa: 10,5 kg. Johns Hopkins University Applied Physics Laboratoryw Laurel, Maryland iMax-Planck Institut für Aeronomie Donald J. Williams z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory	Pomiar energii, składu i stabilności promieniowania uwięzionego Jowisza. Zbadanie interakcji cząstek naładowanych z księżycami galileuszowymi i wiatrem słonecznym. Określenie prędkości i temperatury plazmy termicznej. Określenieprocesów adiabatycznychi nietermicznych w promieniowaniu uwięzionym.
Plasma Subsystem(PLS) – detektor plazmy	Czteryanalizatory elektrostatycznei trzy magnetycznespektrometry mas.7 detektorów dla elektronów i 7 detektorów dla jonów. Pomiary w zakresie energii 0,9 eV - 52 keV. Masa: 13,2 kg. University of Iowaw Iowa City Louis A. Frank z University of Iowa	Pomiary gęstości, temperatury, prędkości i składuplazmyo niskiej energii. Określenie źródeł plazmy magnetosferycznej. Zbadanie interakcji otaczającej plazmy z księżycami galileuszowymi. Zbadanie roli plazmy jako źródła cząstek naładowanych wpasach radiacyjnych.
Plasma Wave Subsystem(PWS) – odbiornik fal plazmowych	Elektrycznaantena dipolowao długości 6,6 m i dwiemagnetyczne antenycewkowe. Trzy analizatory spektralne i szerokopasmowy odbiornik falowy. Pomiary w zakresie częstotliwości fal: 5,62Hz– 5,65 MHz dlapól elektrycznychi 5 Hz - 160 kHz dlapól magnetycznych. Masa: 7,14 kg. University of IowaiCentre de Recherches en Physique de l'Environnement Terrestre et Planetaire Donald A. Gurnett z University of Iowa	Pomiar natężenia fal plazmowych w magnetosferze Jowisza i fal radiowych pochodzących z Jowisza, Ziemi i Słońca. Zbadanie wpływu fal plazmowych i emisji radiowych na rozpraszanie i utratę promieniowania uwięzionego. Określenie podstawowych parametrów plazmy, w tymgęstości elektronowej.
Dust Detector Subsystem(DDS) – detektorpyłu	Detektorjonizacji zderzeniowejo powierzchni 0,1m2.Pomiar cząstek pyłu o masie 10-16- 10-7g, ładunku 10-14- 10-10C(ładunki ujemne) i 10-14- 10-12C (ładunki dodatnie) oraz szybkości 1 - 70 km s-1.Szybkość zliczeń do 100 uderzeń/s. Masa: 4,2 kg. Max Planck Institut für Kernphysik Eberhard Grün z Max Planck Institut für Kernphysik	Pomiary masy,ładunku elektrycznegoiprędkościcząstek pyłu kosmicznego. Zbadanie interakcji księżyców galileuszowych z ich środowiskiem pyłowym. Zbadanie interakcji cząstek pyłowych z plazmą i polem magnetycznym. Poszukiwaniepierścieni Jowisza. Pomiar wpływu pola grawitacyjnego Jowisza na populację pyłu międzyplanetarnego.
Heavy Ion Counter(HIC) – licznik ciężkich jonów	Dwa teleskopy z detektorami krzemowymi:Low-Energy Telescopes(LET BiLET E). Detekcja jonów od6Cdo28Niw zakresie energii ∼ 6 - ≥ 200 MeV/nukleon. Masa: 8,33 kg. NASA Jet Propulsion Laboratory Edward C. Stone zCalifornia Institute of Technologyw Pasadenie	Monitorowanie strumienia ciężkich jonów w celu oceny ich wpływu na elektronikę sondy. Obserwacje ciężkich jonów uwięzionych w magnetosferze Jowisza i pochodzących zrozbłysków słonecznych.
Radio Science(RS) – eksperymenty radiowe: Gravity and Celestial Mechanics- grawitacja imechanika nieba; Radio Propagation-propagacja radiowa	System telekomunikacyjny sondy: transpondery i ultrastabilnyoscylator.Systemy odbiorcze na Ziemi. John D. Anderson z NASA Jet Propulsion Laboratory (Celestial Mechanics); Von R. Eshleman i H. Taylor Howard zeStanford Universityw Stanford (Propagation)	Określenie masy i wewnętrznej struktury mijanych obiektów kosmicznych. Badanie struktury zewnętrznych warstw atmosfery Jowisza, jego jonosfery i jej interakcji z magnetosferą. Określenie rozmiarów i kształtu księżyców galileuszowych, poszukiwanie ich atmosfer i jonosfer. Precyzyjne określenie orbit Jowisza i jego księżyców. Badaniekorony słonecznej. Poszukiwaniefal grawitacyjnycho bardzo niskiej częstotliwości.

Cztery instrumenty (SSI,NIMS,UVSiPPR) zostały umieszczone na platformie skanującej, która umożliwiała precyzyjne ich ustawienie w kierunku obserwowanych obiektów. Pozostałe instrumenty, które w czasie prowadzenia obserwacji miały przemiatać całe niebo, znajdowały się na części wirującej sondy.

• 
  KameraSSI
• 
  Detektor cząstek naładowanychEPD
• 
  Licznik ciężkich jonówHIC

Próbnik atmosferyczny

Schemat konstrukcji próbnika atmosferycznego Galileo

Próbnik atmosferyczny sondy Galileo składał się z dwóch głównych elementów – modułu hamowania (Deceleration Module) i modułu opadania (Descent Module).

W skład modułu hamowania wchodziła przednia stożkowa osłona aerodynamiczna i pokrywa tylna. Ich zadaniem było zapewnienie próbnikowi ochrony przed wysokimi temperaturami powstałymi podczas wtargnięcia próbnika w atmosferę Jowisza. Osłona przednia o średnicy 1,26 m zbudowana była zlaminatu węglowo-fenolowegoi miała masę 152 kg. Grubość osłony wahała się od 52 mm do 147 mm. Szacuje się, że podczas gwałtownego hamowania w atmosferzeablacjiuległo ok. 82 kg materiału osłony. Półkolista pokrywa tylna zbudowana była z laminatunylonowo-fenolowego o grubości 10–11 mm. W pokrywie tej umieszczony był wykonany zdakronuspadochron wyciągający o średnicy 0,74 m i wyrzucający goładunek pirotechniczny.

Wewnątrz osłon modułu hamowania znajdował się kulisty zbiornik modułu opadania, o średnicy 0,66 m i masie 118 kg, zawierający instrumenty naukowe i systemy niezbędne do ich funkcjonowania. Zbiornik nie był hermetycznie szczelny i gazy z otaczającej atmosfery planety przedostawały się do jego wnętrza. Wymagające hermetyczności instrumenty miały indywidualne osłony. Opadanie sondy w atmosferze spowalniał spadochron główny o średnicy 2,5 m, o czaszy wykonanej z dakronu i linkach zkevlaru.Systemy elektryczne i elektroniczne byłyredundantne.Źródło energii elektrycznej stanowiły trzy moduły baterii litowo-siarkowych (LiSO₂) o pojemności ok. 21Ah.Ładunki pirotechniczne zasilane były przez dedykowane im baterie cieplne.Command and Data Handling Subsystem(C&DH) składał się z procesora, jednostki kontrolującej ładunki pirotechniczne i przełączników opartych naakcelerometrach.Podczas opadania w atmosferze Jowisza została wykonana sekwencja komend sterujących zapisanych w nieulotnej pamięciROM.Dane z próbnika przesyłane były na pokład orbitera przez dwa nadajniki w paśmie L pracujące na częstotliwościach 1387,0 i 1387,1 MHz, o przeciwstawnychpolaryzacjach kołowych.Każdy z nadajników miał moc 24Wi przesyłał dane z szybkością 128 bitów na sekundę.

Misją próbnika atmosferycznego kierował ośrodek NASAAmes Research Center.Próbnik został skonstruowany w zakładach koncernuHughes Aircraft Companywe współpracy zGeneral Electric.

Instrumenty naukowe

Instrumenty naukowe próbnika atmosferycznego

Eksperyment	Konstrukcja instrumentu Wykonawca Kierownik (Principal Investigator)	Zadania
Neutral Mass Spectrometer(NMS) – neutralnyspektrometr mas	Kwadrupolowyspektrometr mas; pomiary jonów w zakresie masy 1 - 52, 84 i 131uoraz pomiary pełnym zakresie 1 - 150 u. Masa: 13,2 kg. NASA Goddard Space Flight Centerw Greenbelt, Maryland Hasso B. Niemann z NASA Goddard Space Flight Center	Analiza składu chemicznego iizotopowegoatmosfery Jowisza.
Helium Abundance Detector(HAD) – detektor obfitościhelu	DwuwiązkowyinterferometrJamina-Mascarta ze źródłemLEDpodczerwieni o długości fali 900 nm. Masa: 1,4 kg. Universität Bonn Ulf Von Zahn z Universität Bonn	Określenie stosunku obfitości helu do wodoru w zakresie wartości ciśnienia 3 - 8 barów.
Atmospheric Structure Instrument(ASI) – analizator struktury atmosfery	Zestaw czujników temperatury, ciśnienia iakcelerometrów. Masa: 0,54 kg. San Jose State University Foundationw San José, Kalifornia Alvin Seiff zNASA Ames Research Centerw Moffett Field, Kalifornia	Pomiary temperatury, ciśnienia, gęstości i masy molekularnej atmosfery począwszy od poziomu ok. 10-10bara.
Nephelometer(NEP) –nefelometr	Nefelometr z laseremLEDw podczerwieni o długości fali 900 nm i lustrami zbierającymi rozproszone pod 5 kątami światło. Masa: 4,4 kg. San Jose State University Foundation Boris Ragent z NASA Ames Research Center	Określenie struktury wertykalnej i własności mikrofizycznych (rozmiar cząsteczek, ich gęstość i struktura fizyczna) chmur i mgieł w atmosferze Jowisza w zakresie wartości ciśnienia 0,1 - > 10 barów.
Lightning and Radio Emission Detector(LRD) – detektor wyładowań atmosferycznych i emisji radiowej Energetic Particle Investigation(EPI) – detektor cząstek naładowanych	Instrument kombinowany o wspólnej elektronice: LRD– Antena zrdzeniem ferrytowym,przedwzmacniaczem i detektorem częstotliwości radiowych. Dwiefotodiody. EPI– Dwa detektory krzemowe zmosiężnymabsorbentem,wewnątrz osłonywolframowej. Masa: 2,5 kg. Bell LaboratoriesiMax Planck Institute für Aeronomie(LRD);Universität Kielw Kilonii (EPI) Louis J. Lanzerotti z AT&T Bell Laboratories (LRD); Harald M. Fischer z Universität Kiel (EPI)	LRD– Obserwacja wyładowań atmosferycznych. Pomiarwidmaszumów o częstotliwości radiowej wmagnetosferze. EPI– Pomiar cząstek energetycznych (elektronów,protonów,cząstek alfai ciężkichjonówoZ> 2) w wewnętrznej magnetosferze (< 5promieniJowisza).
Net Flux Radiometer(NFR) –radiometr	Radiometr wielokanałowy z 6 detektoramipiroelektrycznymii 5 filtrami w świetle widzialnym i podczerwieni (w pasmach 0,3 - 3,0, 0,3 - 2000, 20 - 30, 30 - 40 i 40 - 60μm) Masa: 3,134 kg. Martin MariettaiUniversity of Wisconsin-Madisonw Madison, Wisconsin Lawrence A. Sromovsky z University of Wisconsin-Madison	Pomiary wertykalnego profilu strumienia energii słonecznej i energii pochodzącej z wnętrza planety. Określenie położenia warstw chmur.
Radio-Science Experiment- eksperyment radiowy	Nadajniki radiowe, antena i ultrastabilny oscylator na pokładzie próbnika; odbiorniki radiowe na pokładzie orbitera. David Atkinson zUniversity of Idahow Moscow, Idaho	Pomiarydopplerowskieprędkości wiatru i pomiaryabsorpcjiatmosferycznej.

Przebieg misji

Trajektoria misji sondy Galileo

Start wahadłowca Atlantis z sondą Galileo

Sonda Galileo połączona z członem IUS podczas uwalniania z ładowni wahadłowca Atlantis

Przygotowania do misji

Początki projektu Galileo sięgają połowy lat siedemdziesiątych XX wieku, kiedy po przelotach sondPioneer 10iPioneer 11koło Jowisza zaczęto planować budowę sondy mającej dokładniej zbadać tę planetę i jej otoczenie. Latem 1977 rokuamerykański Kongreszatwierdził misję składającą się z próbnika atmosferycznego i orbitera Jowisza, nazwanąJupiter Orbiter Probe,i przyznał pieniądze na jej realizację. Na początku 1978 roku sonda otrzymała nazwę Galileo.

Początkowe plany misji przewidywały, że Galileo wyruszy w swą podróż w styczniu 1982 roku, jako pierwsza sonda międzyplanetarna wyniesiona w kosmos na pokładzie wahadłowca. Dodatkowy trójstopniowy człon rakietowy na paliwo stałe miał skierować sondę z orbity wokółziemskiej na drogę do Jowisza. Plan lotu przewidywałasystę grawitacyjnąze stronyMarsai dotarcie do Jowisza w 1985 roku. Opóźnienia w realizacji programu lotów wahadłowców oraz problemy techniczne w konstrukcji silnika dodatkowego spowodowały kolejne przełożenia daty początku misji. Po odrzuceniu pierwotnego projektu silnika dodatkowego zdecydowano się na jednostopniowy członCentaur G-primenapędzany ciekłym wodorem iciekłym tlenem.Data startu została wyznaczona na maj 1986 roku. Galileo miał być wyniesiony przezwahadłowiec Atlantispodczas misjiSTS-61-G.Plan misji przewidywał dokonanie przelotu sondy koło planetoidy(29) Amphitritew grudniu 1986 roku i dotarcie do Jowisza w grudniu 1988 roku.

W grudniu 1985 roku Galileo został przewieziony doKennedy Space Center,gdzie rozpoczęto końcowe przygotowania do misji.Katastrofa wahadłowca Challengerw dniu 28 stycznia 1986 roku spowodowała wstrzymanie dalszych lotów wahadłowców na ponad dwa lata. Ponadto stopień rakietowy na ciekły wodór i tlen został uznany za zbyt niebezpieczny, aby transportować go w ładowni wahadłowca. Galileo mógł być jedynie napędzany przez dwustopniowy człon rakietowy na paliwo stałe, który nie miał dość energii, aby umożliwić bezpośredni lot do Jowisza. Z tego powodu zaprojektowana została nowa trajektoria lotu sondy nazwana VEEGA (Venus Earth Earth Gravity Assist), która umożliwiała trzykrotne wykorzystanie manewrów asysty grawitacyjnej mijanych planet dla dotarcia do Jowisza.

W drodze do Jowisza

Wenus i Ziemia

Start sondy Galileo, umieszczonej w ładowni wahadłowca Atlantis podczas misjiSTS-34,nastąpił 18 października 1989 r., o godz. 16:53:40 UTC. Po wejściu na niską orbitę wokółziemską i przeprowadzeniu testów ładunku, o godz. 23:15 UTC, pięcioosobowa załoga wahadłowca uwolniła z ładowni sondę połączoną z dwustopniowym członemInertial Upper Stage(IUS-19). Godzinę później, gdy wahadłowiec oddalił się na bezpieczną odległość 80 km, nastąpił zapłon pierwszego stopnia, a w dwie minuty po jego odrzuceniu, drugiego stopniaIUS.Oddzielenie sondy odIUSnastąpiło 19 października o 01:06:53 UTC.Galileo został wprowadzony na prowadzącą kuWenusorbitę heliocentrycznąoperyhelium0,670AU,aphelium1,001 AU,mimośrodzie0,200 i nachyleniu względemekliptyki4,30°.

Największe zbliżenie do Wenus, na odległość 16 123 km od powierzchni planety, nastąpiło 10 lutego 1990 r. o 05:58:48 UTC.Podczas przelotu instrumenty sondy wykonały szereg obserwacji. Szczególnie cenne okazały się zdjęcia wykonane w podczerwieni, pozwalające zajrzeć głęboko w atmosferę Wenus. Ukazały one obraz struktury i dynamiki dolnej warstwy chmur na tej planecie. Wyniki pomiarów zostały zapisane na taśmie magnetycznej pokładowego rejestratora i przekazane później, podczas pierwszego przelotu koło Ziemi. Wykonany podczas przelotu obok Wenus manewr asysty grawitacyjnej, zwiększył prędkość sondy o 2,23 km s^-1.W wyniku tego Galileo znalazł się naorbicieo peryhelium 0,702 AU, aphelium 1,275 AU, mimośrodzie 0,290 i nachyleniu 3,40°.

Pierwszy przelot koło Ziemi nastąpił 8 grudnia 1990 r. o 20:34:35 UTC, w odległości 960 km od jej powierzchni.Galileo pozwolił naukowcom po raz pierwszy spojrzeć na Ziemię z perspektywy sondy międzyplanetarnej. Wykonane zdjęcia utworzyły film pokazujący obracającą się wokół swej osi Ziemię. Sonda zbadała również otoczenie ziemskiej magnetosfery i dostarczyła obrazów niewidocznej z Ziemi strony Księżyca. W wyniku przelotu prędkość sondy zwiększyła się o 5,2 km s^-1,a zmieniona orbita sięgnęłapasa planetoid,przyjmując wartości: peryhelium 0,905 AU, aphelium 2,270 AU, mimośród 0,430 i nachylenie 4,5°.

Awaria anteny głównej

Prawdopodobne ustawienie żeber anteny HGA po awarii

11 kwietnia 1991 roku, po pierwszym przelocie Galileo koło Ziemi, z centrum kontroli lotu wysłano komendę nakazującą rozwinięcie anteny głównej HGA. Po 56 s od uruchomienia zablokowały się jednak silniki otwierające parasol anteny. Wykonane później analizy wykazały, że kilka, prawdopodobnie 3 spośród 18 prętów stanowiących szkielet, na którym rozpięta była antena, zakleszczyły się, uniemożliwiając jej pełne rozłożenie. Prawdopodobną przyczyną awarii były ubytki smaru z mechanizmu otwierającego podczas kilkakrotnego przewożenia sondy ciężarówką zKalifornii,gdzie była budowana, na przylądekCanaverali z powrotem.

Przez następne 2 lata wielokrotnie bezskutecznie ponawiano próby otworzenia uszkodzonej anteny. Cyklicznie zmieniano orientację sondy w stosunku do Słońca w taki sposób, aby maszt anteny na przemian ogrzewał się i ochładzał, co prowadziło do jego rozszerzania się i kurczenia. Tysiące razy impulsowo uruchamiano silniki otwierające antenę, co zwiększało ich efektywną siłę. Jednocześnie zwiększano przy tym tempo wirowania sondy z 3 do 10 obrotów na minutę. Ostatnią próbę rozłożenia HGA podjęto w marcu 1996 roku, już po wejściu Galileo na orbitę wokół Jowisza.

Z powodu awarii HGA cała łączność z sondą prowadzona była za pośrednictwem anteny o niskim zysku LGA 1. Dla zwiększenia możliwej do osiągnięcia szybkości transmisji zmodyfikowano odbiorniki naziemnych antenDeep Space Networki łączono je z sobą w sieć odbiorczą. Stworzono też nowe oprogramowanie dla komputerów pokładowych sondy, które pozwoliło na wykonywaniekompresji danychna jej pokładzie, przed wysłaniem na Ziemię oraz zastosowanokody korekcyjneo zwiększonym zysku kodowania. Komputery Galileo zostały w pełni przeprogramowane w maju 1996 roku.

W 1995 roku szacowano, że wprowadzone zmiany umożliwią wykonanie około 70% obserwacji naukowych zaplanowanych podczas dwuletniej misji głównej na orbicie Jowisza. Największe ograniczenia dotyczyły rezygnacji z obserwacji globalnej dynamiki atmosfery planety, zmniejszenia ilości pomiarów magnetosfery oraz ilości przekazanych w tym czasie zdjęć do około 1500, zamiast planowanych 50 tysięcy.

Planetoidy, drugi przelot koło Ziemi i kometa Shoemaker-Levy 9

Wykonana przez sondę Galileo sekwencja zdjęć uderzenia fragmentu W komety Shoemaker-Levy 9 w dniu 22 lipca 1994 r.

Po pierwszym przelocie koło Ziemi sonda dotarła do pasa planetoid. Wykorzystano to do zaplanowania bliskiego przelotu koło jednego z tychciał niebieskich.29 października 1991 r. o 22:36:46 UTC Galileo zbliżył się, z prędkością względną 8,0 km s^-1,na minimalną odległość 1601 km do planetoidy(951) Gaspra.Był to pierwszy w historii przelot sondy kosmicznej koło planetoidy. Z powodu awarii anteny głównej wyniki obserwacji zostały zapisane na taśmie magnetycznej pokładowego rejestratora i w większości przekazane dopiero przy kolejnym zbliżeniu do Ziemi.

8 grudnia 1992 r. sonda powróciła w sąsiedztwo Ziemi, przelatując o godz. 15:09:25 UTC w odległości 303,1 km nad południowymAtlantykiem.Podczas przelotu wykonano obserwacje składającej się z wodorugeokoronyoraz zdjęcia słabo dotychczas poznanych obszarów wokół północnego bieguna Księżyca. W wyniku przelotu prędkość sondy zwiększyła się o 3,7 km s^-1.Galileo znalazł się wówczas na zmienionej, sięgającej do Jowisza orbicie, o peryhelium 0,970 AU, aphelium 5,290 AU, mimośrodzie 0,690 i nachyleniu 1,5° względem ekliptyki.

Podczas drugiego przelotu przez pas planetoid, 28 sierpnia 1993 r. o 16:52:04 UTC, Galileo minął w minimalnej odległości 2392 km planetoidę(243) Ida.Prędkość względna przelotu wynosiła 12,4 km s^-1.Niewielka, możliwa do osiągnięcia, szybkość transmisji spowodowała, że zebrane wówczas dane obserwacyjne były przekazywane aż do czerwca następnego roku. W lutym 1994 r. na przesyłanych zdjęciach dostrzeżono towarzyszący planetoidzie księżyc, który otrzymał nazwęDaktyl.

Po odkryciu przez astronomów w marcu 1993 r. kometyShoemaker-Levy 9i obliczeniu jej orbity, okazało się, że w lipcu 1994 r. zderzy się ona z Jowiszem, po niewidocznej z Ziemi stronie planety. Galileo był jedynym narzędziem astronomicznym, którego pozycja umożliwiała wykonanie bezpośrednich obserwacji miejsc uderzenia. Było to trudne w sytuacji braku głównej anteny i niemożności przewidzenia z dużą dokładnością momentów zderzeń. Fragmenty komety uderzały w powierzchnię Jowisza w dniach 16–22 lipca 1994 r. Sonda znajdowała się wtedy w odległości 1,60 AU od planety (238 mln km podczas zderzenia ostatniego fragmentu komety). Kamera SSI zarejestrowała obrazy w świetle widzialnym uderzeń trzech fragmentów komety, oznaczonych literami K, N i W, natomiast spektrometry podczerwieni i nadfioletu oraz fotopolarymetr wykonały obserwacje uderzeń kilku innych fragmentów (w tym fragmentów G, H, L, Q1 i R).

W sierpniu 1995 r., kiedy do Jowisza pozostawało jeszcze 63 mln km, sonda weszła w najsilniejszą z dotychczas zaobserwowanych międzyplanetarną burzę pyłową, trwającą około miesiąca. Codziennie w detektor pyłu uderzało do 20 tysięcy cząstek pędzących z prędkościami 40–200 km s^-1,podczas gdy poza tym okresem rejestrowano średnio jedną cząstkę na trzy dni. Trajektorie cząstek pyłowych wskazywały, że pochodziły one z układu Jowisza, najprawdopodobniej z księżycaIo.

11 października 1995 r. doszło do zagrażającej powodzeniu misji awarii pokładowego rejestratora. Po zapisaniu zdjęcia planety, magnetofon nie zatrzymał się z chwilą przewinięcia taśmy. Okazało się jednak, że taśma nie pękła i urządzenie mogło wznowić pracę. Ze względów bezpieczeństwa inżynierowie zdecydowali się czasowo ograniczyć użycie rejestratora, co zmusiło do rezygnacji z przeprowadzenia części planowanych obserwacji w trakcie przybycia do Jowisza.

• 
  Zdjęcie Wenus wykonane przez filtr fioletowy kamery SSI
• 
  Ziemia - pierwszy kadr z filmu ukazującego rotację planety
• 
  Planetoida Ida i jej księżyc Daktyl

Misja próbnika atmosferycznego

Sekwencja rozwinięcia spadochronów i odrzucenia osłony termicznej próbnika atmosferycznego

Od momentu startu sondy jej próbnik atmosferyczny pozostawał nieaktywny, przyłączony do części stacjonarnej orbitera. W marcu 1995 roku wykonano testy inżynieryjne stanu próbnika. 12 kwietnia dokonano niewielkiej (Δv= 8 cm s^-1) korekty trajektorii lotu, która zapewniła, że próbnik znajdzie się w wyznaczonym korytarzu wlotowym w atmosferę planety. 5 lipca próbnik został aktywowany i 7 lipca przełączony na zasilanie wewnętrzne. Nastawiony został zegar pokładowy i 11 lipca przecięto kabel łączący próbnik z orbiterem. Następnie sonda obróciła się, żeby ustawić próbnik w prawidłowym położeniu do wejścia w atmosferę. 12 lipca zwiększono prędkość wirowania sondy do 10,5 obrotów na minutę, dla stabilizowania ustawienia próbnika w przestrzeni. 13 lipca o 05:29:59 UTC próbnik został odłączony poprzez zdetonowanie trzech sworzni pirotechnicznych i odepchnięty przez sprężyny od reszty sondy z prędkością 0,3 m s^-1.27 lipca orbiter wykonał, przy użyciu silnika głównego, manewr zejścia z kursu kolizyjnego z planetą (Orbiter Deflection Maneuver;Δv = 61,5 m s^-1).

Podczas kilkomiesięcznego lotu w kierunku Jowisza jedynym czynnym elementem na pokładzie próbnika atmosferycznego był zegar pokładowy. Aktywował on funkcjonowanie próbnika na 6 godzin przed wejściem w atmosferę. 7 grudnia 1995 roku, tuż przed wkroczeniem w atmosferę Jowisza, próbnik osiągnął najwyższą prędkość z jaką poruszał się pojazd stworzony przez człowieka w historii. O godz. 22:04:44 UTC próbnik przekroczył wysokość 450 km powyżej poziomu atmosfery o ciśnieniu 1bara,co przyjęto jako moment wejścia w atmosferę Jowisza. Wtargnięcie w atmosferę nastąpiło z prędkością 47,6 km s^-1,pod kątem - 8,4° w stosunku do lokalnego horyzontu, w punkcie o współrzędnych 6,53° N, 4,94° W.Obszar ten zajęty był przez pięciomikronową gorącą plamę - rejon, w którym promieniowanie podczerwone jest wypromieniowywane z niższych, bardziej gorących poziomów.

Po blisko trzech minutach gwałtownego hamowania, zestawakcelerometrówna pokładzie próbnika zainicjował sekwencję rozwinięcia spadochronów i odrzucenia osłony termicznej. Ładunek pirotechniczny wyrzucił z pokrywy tylnej spadochron wyciągający, następnie odrzucono pokrywę tylną, która odpadając wyciągnęła spadochron główny. Po jego pełnym rozłożeniu została odrzucona osłona przednia. Człon z aparaturą badawczą, podwieszony pod spadochronem głównym, kontynuował opadanie, przekazując zebrane dane do orbitera, który przelatywał nad planetą w odległości 215 tysięcy km. Łączność ustała na poziomie o ciśnieniu 22 barów, na skutek przegrzania się nadajników radiowych. Nieczynny już próbnik kontynuował swoje opadanie, aż pod wpływem wzrastającej temperatury i ciśnienia uległ stopieniu i wyparował.

Poniższa tabela przedstawia sekwencję przebiegu misji próbnika.

Przebieg misji próbnika atmosferycznego

Data Czas przed i po wejściu w atmosferę (E)	Zdarzenie	Odległość od Jowisza Wysokość [km]	Prędkość w stosunku do Jowisza [km/h]	Ciśnienie atmosferyczne [bar]	Temperatura [°C]
13 lipca 1995; 05:30 UTC E - 147 d	Odłączenie próbnika.	81 520 000	20 448	—	—
7 grudnia 1995: E - 6 h	Zegar pokładowy inicjuje funkcjonowanie próbnika. Aktywacja baterii.	600 000	76 700	—	—
E - 3 h	Początek pomiarów wewnętrznych pasów radiacyjnych Jowisza.	360 000	97 200	—	—
E + 0	Wejście próbnika w atmosferę. Początek gwałtownego hamowania i nagrzewania otaczających gazów. Początek działania instrumentu pomiarowego struktury atmosfery.	450	171 000	10-7	352
E + 35 s	Początek okresu maksymalnej generacji ciepła iablacji.Początek pomiarów przez czujniki utraty masy osłony termicznej.	220	—	10-4	-100 (przy próbniku 14 000 °C)
E + 55	Maksymalne siły aerodynamiczne i maksymalneprzeciążeniado 250g.	—	—	0,006	-120
E + 80	Koniec głównego impulsu termicznego i ablacji osłony.	—	—	—	—
E + 172 s	Otwarcie spadochronu pilotującego.	23	—	0,4	-145
E + 173 s	Odłączenie tylnej pokrywy i wyciągnięcie spadochronu głównego.	23	—	0,4	-145
E + 3,0 min	Wyhamowanie próbnika przez spadochron główny. Odrzucenie przedniej osłony termicznej.	21	650	0,45	-145
E + 3,8 min	Orbiter zaczyna odbierać sygnały radiowe próbnika.	16	—	0,56	-135
E + 6,4 min	Osiągnięcie wysokości odniesienia o ciśnieniu 1 bara.	0	—	1	-107
—	—	-20	—	2	-66
—	—	-96	—	12	84
E + 61,4 min	Utrata łączności z próbnikiem.	-146	—	22	153

Podczas misji próbnika w atmosferze Jowisza wystąpiły dwie anomalie techniczne.

Nieprawidłowe połączenie akcelerometrów spowodowało, że sekwencja rozwinięcia spadochronów rozpoczęła się z opóźnieniem 53 sekund. W wyniku tego utracono dane pomiarowe, która miały być zebrane z górnej atmosfery (poziom 0,1 do 0,3 bara), w tym z przewidywanej warstwy chmuramoniakalnych.

Temperatura wewnątrz próbnika wzrastała dużo szybciej niż przewidywano i ulegała gwałtownym wahaniom, prawdopodobnie z powodu rozdarcia fragmentu izolacji termicznej. Spowodowało to przegrzewanie się instrumentów i nadajników radiowych. Ponieważ instrumenty naukowe pracowały w innych temperaturach niż planowano, utrudniło to interpretację zebranych danych i zmusiło zespoły naukowców do przeprowadzenia ponownejkalibracjina instrumentach zapasowych.

Misja orbitalna

Trajektoria orbitera i próbnika atmosferycznego podczas dotarcia do Jowisza, 7 - 8 grudnia 1995 r.

Orbiter Galileo odbierający transmisję z próbnika atmosferycznego

Schemat orbit sondy Galileo podczas głównej misji orbitalnej i misji Galileo Europa

Główna misja orbitalna

Między 16 listopada i 26 listopada 1995 r. (w odległości od 15 mln km do 9 mln km od planety) zbliżający się do Jowisza orbiter sondy Galileo kilkakrotnie przekroczył podlegającą gwałtownym fluktuacjom łukowąfalę uderzeniowąmagnetosfery. 7 grudnia o 13:09 UTC sonda minęła księżycEuropaw odległości 32 994 km, a następnie o 17:46 UTC przeleciała 897 km nad powierzchnią Io. Trajektoria sondy została tak zaplanowana, by wykorzystać przelot koło Io do wykonania manewru asysty grawitacyjnej, która spowolniła jej prędkość, przed manewrem wejścia na orbitę. Z powodu niedawnej awarii pokładowego magnetofonu, zrezygnowano z wykonania fotografii i innych obserwacji powierzchni Europy i Io, wykonano jedynie pomiary pól i cząsteczek w torusie plazmowym Io.

7 grudnia o 21:53:44 UTC Galileo zbliżył się na najmniejszą odległość do Jowisza, 214 569 km nad powierzchnią chmur.O 22:07 sonda zaczęła nasłuchiwać w oczekiwaniu na odbiór danych z próbnika atmosferycznego. Po zakończeniu odbioru danych z próbnika, 8 grudnia o 00:27:26 UTC, sonda uruchomiła na 49 minut silnik główny, wykonując manewr wejścia na orbitę wokół planety (Jupiter Orbit Insertion;Δv = 645,2 m s^-1). Galileo znalazł się na swej pierwszej orbicie wokółjowiszowej o okresie obiegu wynoszącym 198 dni, zapocentrumsięgającym 19 mln km. 14 marca 1996 r. sonda po raz ostatni uruchomiła swój silnik główny, wykonując manewr (Perijove Raise Maneuver;Δv = 377,2 m s^-1), który podniósłperyjowiumdo 715 000 km nad powierzchnią chmur, co zapobiegło ponownym przejściom przez intensywne pasy radiacyjne planety.

Pierwszy, po wejściu na orbitę wokół planety, przelot koło księżyca, nastąpił 27 czerwca 1996 r., gdy Galileo zbliżył się na odległość 835 km od powierzchniGanimedesa.Ten, i wszystkie następne, bliskie przeloty obok księżyców galileuszowych, zostały wykorzystane do wykonania asyst grawitacyjnych, które tak zmieniały orbitę sondy, by skierować ją ku kolejnemu celowi misji. Do precyzyjnych zmian orbity wykorzystywane były niewielkie manewry z użyciem silników korekcyjnych. Podczas pobytu na typowej orbicie wokół Jowisza, sonda spędzała około tygodnia w pobliżu perycentrum, dokonując intensywnych obserwacji, zapisywanych na taśmie pokładowego rejestratora, a następne 1 - 2 miesiące transmitowała zebrane dane na Ziemię.

Główna misja orbitalna, trwająca 2 lata, do 7 grudnia 1997 r., poświęcona była głównie obserwacjom trzech zewnętrznych księżyców galileuszowych. W tym czasie, podczas jedenastu orbit wokół Jowisza, sonda wykonała cztery bliskie przeloty koło Ganimedesa, trzy kołoKallistoi trzy koło Europy. Przeloty te były około 100 do 1000 razy bliższe niż to miało miejsce podczas misji sondVoyager 1i2w 1979 roku.

Misja Galileo Europa

Po zakończeniu głównej części misji orbitera, zdecydowano o jej przedłużeniu o kolejne dwa lata. Misja Galileo Europa (Galileo Europa Mission) trwała od 8 grudnia 1997 r. do 31 grudnia 1999 r. i podzielona została na trzy części. Pierwsze osiem orbit, do 4 maja 1999 r., poświęcono przeprowadzeniu intensywnych obserwacji Europy podczas siedmiu kolejnych bliskich przelotów koło tego księżyca (podczas zbliżenia w trakcie orbityE13,w pobliżukoniunkcjize Słońcem, nie przeprowadzano obserwacji księżyca). Poszukiwano przy tym oznak obecności oceanu pod lodową powierzchnią Europy.

Podczas kolejnych czterech orbit, od 5 maja do 10 października 1999 r., sonda wykorzystała kolejno po sobie następujące przeloty koło Kallisto, do stopniowego obniżania peryjowium swej orbity z 9,4 Rj (przedC20) do 5,5 Rj (poC23). W tym czasie skoncentrowano się na wykonywaniu szczegółowych obserwacji burz i wiatrów w atmosferze Jowisza oraz mapowaniu rozmieszczenia wody w jej górnych warstwach. Podczas każdej z tych orbit Galileo przelatywał przez torus plazmowy Io badając zawartość w nimsiarki,soduipotasu.Kallisto był natomiast obserwowany w minimalnym stopniu.

Ostatnie dwie orbity, od 11 października do 31 grudnia 1999 r., przeznaczone zostały do wykonania dwóch bliskich przelotów nad powierzchnią Io. Podczas wcześniejszych orbit Galileo nie zbliżał się do tego księżyca, żeby ograniczyć narażenie na intensywne promieniowanie w pasach radiacyjnych. Sonda wykonała obserwacje aktywności wulkanicznej, śladowej atmosfery i poszukiwał oznak pola magnetycznego księżyca.

Podczas przedłużonej misji zaczęły pojawiać się problemy techniczne, polegające na powtarzającym się wchodzeniu sondy w tryb awaryjny (ang.safe mode). Uniemożliwiły one przeprowadzenie obserwacji Europy podczas przelotów w trakcie orbitE16iE18.Utracono też część z planowanych obserwacji Io podczas orbitI24iI25.W 1999 r. doszło też do awarii spektrometru ultrafioletu, co uniemożliwiło jego dalsze użytkowanie.

Misja Galileo Millennium

W styczniu 2000 r. rozpoczęła się kolejna przedłużona faza misji, nazwana Galileo Millennium (Galileo Millennium Mission), początkowo zaplanowana do marca 2001 r., ale następnie przedłużona do 2003 r. Pod koniec grudnia 2000 r. miał miejsce przelot w pobliżu Jowisza, zmierzającej w kierunku Saturna, sondyCassini.Wykorzystano to do przeprowadzenia przez obie sondy wspólnych obserwacji, dotyczących głównie interakcji wiatru słonecznego z magnetosferą planety oraz dynamiki jowiszowych strumieni pyłowych. Galileo wykonywał też uzupełniające obserwacje księżyców i atmosfery planety.

Sonda była, szczególnie w pobliżu peryjowium, narażona na intensywne promieniowanie. Łączna dawka pochłoniętego przez sondę w czasie misji promieniowania przekroczyła 650krad,ponad czterokrotnie wartość, na którą była zaprojektowana. Powodowało to powtarzające się uszkodzenia elementów elektronicznych, w tym w systemie kontroli położenia, pamięci komputerów, poszczególnych instrumentów i pokładowego magnetofonu. Dla uniknięcia skutków tych awarii tworzono poprawki dla oprogramowania sterującego i zmodyfikowane procedury operacyjne.Z powodu przejścia w tryb awaryjny utracono niemal wszystkie zaplanowane dane obserwacyjne z przelotu koło Io podczas orbityI33.

W tej fazie misji aktywność sondy była coraz bardziej ograniczana. Podczas jedynego bliskiego zbliżenia doAmaltei,podczas orbityA34,nie wykonywano już żadnych zdalnych obserwacji jej powierzchni. Na początku 2003 r. przesłano na pokład sondy komendę wyłączenia wszystkich instrumentów naukowych.

Zakończenie misji

Artystyczna wizja momentu wtargnięcia orbitera Galileo w atmosferę Jowisza

Decyzję o zakończeniu misji podjęto z powodu wyczerpujących się zapasów paliwa dla silników korekcyjnych. Żeby uniknąć ryzyka przypadkowego uderzenia sondy w powierzchnię Europy, co teoretycznie mogłoby grozić skażeniem jej podpowierzchniowego oceanu przez ziemskie bakterie, postanowiono zderzyć Galileo z Jowiszem. Bliski przelot nad powierzchnią Io podczas orbityI33skierował sondę na wysoce eliptyczną orbitę oapocentrumsięgającym 350 promieni Jowisza, która prowadziła, po wykonaniu kolejnych dwóch orbit, do jej zderzenia z planetą.

Na dziewiętnaście godzin przed uderzeniem, po raz ostatni uruchomiono magnetometr i instrumenty badające plazmę i cząstki naładowane. Przekazywały one w czasie rzeczywistym dane z wewnętrznych obszarów magnetosfery planety. 21 września o 18:50:54 UTC sonda skryła się za widocznym z Ziemi brzegiem tarczy Jowisza i o 18:57 UTC uderzyła z prędkością 48,2 km s^-1w jego atmosferę, w miejscu o współrzędnych 0,2° S, 191,6° W.

Dane orbitalne i zbliżenia do księżyców Jowisza

Przebieg misji orbitalnej sondy Galileo

Numer i nazwa orbity	Moment przejścia przezperyapsis[UTC]	Rozmiar peryapsis [Rj] (Rj = 71 492 km)	Nazwa księżyca	Moment zbliżenia do księżyca [UTC]	Minimalna odległość od powierzchni [km]	Uwagi
0	7 grudnia 1995, 21:53:44	4,001	Io	7 grudnia 1995, 17:45:58	897,33 +/- 0,2
1 (G1)	28 czerwca 1996, 00:31:26	11,031	Ganimedes	27 czerwca 1996, 06:29:06	835,022 +/- 0,11
2 (G2)	7 września 1996, 13:37:54	10,654	Ganimedes	6 września 1996, 18:59:33	261,42 +/-?
3 (C3)	6 listopada 1996, 13:31:07	9,207	Kallisto	4 listopada 1996, 13:34:27	1135,9 +/- 0,027
4 (E4)	19 grudnia 1996, 03:21:58	9,160	Europa	19 grudnia 1996, 06:52:57	692,1 +/- 0,1
5 (J5)	20 stycznia 1997, 00:26:57	9,047	-	-	bez bliskiego przelotu
6 (E6)	20 lutego 1997, 20:54:15	9,119	Europa	20 lutego 1997, 17:06:10	586,3 +/- 0,074
7 (G7)	4 kwietnia 1997, 11:03:38	9,125	Ganimedes	5 kwietnia 1997, 07:09:58	3101,9 +/- 0,0417
8 (G8)	8 maja 1997, 11:41:46	9,274	Ganimedes	7 maja 1997, 15:56:09	1603,2 +/- 0,0291
9 (C9)	27 czerwca 1997, 11:52:22	10,771	Kallisto	25 czerwca 1997, 13:47:49	418,1 +/- 0,0027
10 (C10)	18 września 1997, 23:10:00	9,170	Kallisto	17 września 1997, 00:18:54	535,319 +/- 0,0058
11 (E11)	7 listopada 1997, 00:42:01	8,972	Europa	6 listopada 1997, 20:31:44	2043,299 +/- 0,025
12 (E12)	16 grudnia 1997, 06:34:53	8,799	Europa	16 grudnia 1997, 12:03:19	201,0 +/- 0,015
13 (J13 / E13)	10 lutego 1998, 23:09:15	8,855	Europa	10 lutego 1998, 17:57:32	3557,2 +/- 0,052
14 (E14)	29 marca 1998, 07:59:13	8,836	Europa	29 marca 1998, 13:21:05	1644,1 +/- 0,015
15 (E15)	1 czerwca 1998, 02:34:42	8,850	Europa	31 maja 1998, 21:12:56	2514,5 +/- 0,0134
16 (E16)	21 lipca 1998, 00:17:59	8,851	Europa	21 lipca 1998, 05:03:44	1834,2 +/- 0,0123
17 (E17)	26 września 1998, 08:26:27	8,910	Europa	26 września 1998, 03:54:19	3582,4 +/- 0,015
18 (E18)	22 listopada 1998, 07:30:52	8,943	Europa	22 listopada 1998, 11:38:26	2270,8 +/- 0,013
19 (E19)	1 lutego 1999, 05:02:10	9,109	Europa	1 lutego 1999, 02:19:49	1439,4 +/- 0,0139
20 (C20)	3 maja 1999, 17:00:11	9,372	Kallisto	5 maja 1999, 13:56:18	1321,4 +/- 0,0151
21 (C21)	2 lipca 1999, 05:04:52	7.270	Kallisto	30 czerwca 1999, 07:46:49	1048,1 +/- 0,011
22 (C22)	12 sierpnia 1999, 10:58:31	7,317	Kallisto	14 sierpnia 1999, 08:30:51	2299,3 +/- 0,015
23 (C23)	14 września 1999, 19:57:37	6,546	Kallisto	16 września 1999, 17:27:01	1052,4 +/- 0,0118
24 (I24)	11 października 1999, 02:02:37	5,547	Io	11 października 1999, 04:33:02	611,3 +/- 0,011
25 (I25)	26 listopada 1999, 02:08:50	5,673	Io	26 listopada 1999, 04:05:20	300,484 +/- 0,412
26 (E26)	4 stycznia 2000, 03:32:51	5,781	Europa	3 stycznia 2000, 17:59:42	351,077 +/- 0,015
27 (I27)	22 lutego 2000, 12:30:27	5,854	Io	22 lutego 2000, 13:46:41	197,959 +/- 0,010
28 (G28)	21 maja 2000, 04:52:19	6,677	Ganimedes	20 maja 2000, 10:10:09	808,733 +/- 0,048
29 (G29)	29 grudnia 2000, 03:26:31	7,489	Ganimedes	28 grudnia 2000, 08:25:26	2337,47 +/- 0,042
30 (C30)	23 maja 2001, 17:32:51	7,279	Kallisto	25 maja 2001, 11:23:57	137,90 +/- 0,01
31 (I31)	6 sierpnia 2001, 04:52:11	5,929	Io	6 sierpnia 2001, 04:59:20	193,434 +/- 0,108
32 (I32)	15 października 2001, 23:55:59	5,783	Io	16 października 2001, 01:23:20	184,402 +/- 0,030
33 (I33)	17 stycznia 2002, 16:22:33	5,543	Io	17 stycznia 2002, 14:08:28	101,510 +/- 0,021
34 (A34)	5 listopada 2002, 07:23:34	1,986	Amaltea	5 listopada 2002, 06:18:40	163,0 +/- 11,7
35 (J35)	-	0,9	-	21 września 2003, 18:57:00	uderzenie w Jowisza

• 
  Aktywny wulkan Tvashtar Catena na powierzchni Io
• 
  Region Conamara Chaos na powierzchni Europy
• 
  Pierścienie Jowisza

Rezultaty naukowe

Najważniejsze wyniki obserwacji wykonanych przez sondę Galileo przed dotarciem do Jowisza:

• Obserwacje morfologii i dynamiki warstw chmur na różnych wysokościach w atmosferze Wenus. Na planecie tej prawdopodobnie występują wyładowania atmosferyczne. Obrazy powierzchni Wenus wykonane w zakresie podczerwieni.
• Obserwacje obłokówmezosferycznychw atmosferze Ziemi. Składająca się z wodorugeokoronajest dużo rozleglejsza, niż było to znane z wcześniejszych obserwacji.
• Potwierdzenie istnienia na powierzchni Księżyca basenu uderzeniowegoBiegun Południowy - Aitken.Obserwacje pokryw lawowych wskazują, że wulkanizm we wczesnej historii Księżyca był bardziej intensywny niż przypuszczano. Zebrane dane sugerują także, że skorupa na niewidocznej z Ziemi stronie Księżyca jest grubsza niż wcześniej uważano.
• Pierwsze obserwacje morfologii powierzchni planetoid. Zebrane dane wskazują, że planetoida(951) Gaspramoże być stosunkowo młoda i jest fragmentem większego obiektu. Powierzchnia planetoidy(243) Idajest pokryta większą ilością kraterów niż Gaspra, co sugeruje większy wiek Idy. Zmiany międzyplanetarnego pola magnetycznego i kierunku wiatru słonecznego w pobliżu obydwu planetoid sugerują, że mogą one posiadać własne pola magnetyczne.
• Ida posiada własny księżyc. Jest to pierwszy odkryty księżyc planetoidy.
• Informacje o przebiegu pierwszych faz zderzenia fragmentów kometyShoemaker-Levy 9w atmosferę Jowisza, w tym dane o rozmiarze, temperaturze i ewolucji powstałych kul ognistych.

Wybrane ważniejsze wyniki obserwacji wykonanych przez sondę Galileo podczas misji na orbicie wokół Jowisza:

• Obserwacje Europy dostarczyły szeregu przekonujących argumentów potwierdzających istnienie podpowierzchniowego oceanu płynnej wody. Powierzchnia Europy charakteryzuje się małą liczbą i nietypową morfologią kraterów uderzeniowych. Pokryta jest ona licznymi pęknięciami, a jej mniejsze fragmenty są w stosunku do siebie poprzesuwane i obrócone.
• Europa, Ganimedes i Kallisto posiadają indukowane pola magnetyczne, co wskazuje na istnienie warstw słonej wody pod ich powierzchnią.
• Ganimedes posiada własne, wewnętrznie generowane, dipolowe pole magnetyczne oraz magnetosferę. Jest to pierwszy znany księżyc posiadający takie pole.
• Europa, Ganimedes i Kallisto posiadają śladowe atmosfery, określane jako stykające się z powierzchniąegzosfery.
• Lawy wulkaniczne na Io składają się zkrzemianówo temperaturze sięgającej ≥ 1340 °C, dużo wyższej niż temperatura współcześnie występującej lawy na Ziemi.
• Io wytwarza indukowane pole magnetyczne, co, w połączeniu z intensywną aktywnością wulkaniczną i obecnością wysokotemperaturowej lawy, wskazuje na istnienie globalnej podpowierzchniowej warstwymagmyo grubości > 50 km i frakcji stopienia skały ≥ 20%.
• Średnia gęstośćAmalteijest znacząco niższa niż przypuszczano i wynosi ok. 0,86 g cm^-3.
• Systempierścieni Jowiszazbudowany jest z pyłu wyrzuconego z powierzchni wewnętrznych księżyców planety (Metis,Adrastea,Amaltea iTebe) przez uderzeniameteoroidów.
• Strumienieelektronówłączą Io z atmosferą Jowisza tworząc obwód przewodzący prąd elektryczny o natężeniu 5 mlnamperów.
• Io jest źródłem intensywnych strumieni pyłowych wyrzucanych z układu Jowisza przez pole magnetyczne planety.
• Pierwsze obserwacje obłoków amoniakalnych w atmosferze innej planety.
• GwiazdaDelta Velorumjest najjaśniejszą znanągwiazdą zmienną zaćmieniową.

Rezultaty misji próbnika atmosferycznego:

• Próbnik zarejestrował jedynie jedną, cienką warstwę chmur na poziomie ciśnienia 1,6 bara, zamiast spodziewanych trzech wyraźnych warstw zachmurzenia, w tym brak warstwy chmur ze skondensowanej pary wodnej.
• Zawartość wody i siarki w atmosferze okazała się niespodziewanie bardzo niska. Dopiero na krótko przed ustaniem przekazu danych, stężenie wody, amoniaku i siarkowodoru zaczęło gwałtownie wzrastać. Interpretacja tych wyników, która zyskała największą akceptację, zakłada, że skład chemiczny pięciomikronowej gorącej plamy, w którą przypadkowo trafił próbnik, różni się od średniego składu atmosfery, być może z powodu silnych prądów zstępujących chłodnego suchego gazu napływającego z górnych warstw atmosfery.
• Detektor wyładowań atmosferycznych zarejestrował obecność jedynie bardzo odległych wyładowań.
• Prędkość wiatru zwiększała się gwałtownie z chwilą wejścia w atmosferę, a następnie ustalała się na stałym poziomie sięgającym 170 m s^-1.Świadczy to, że o dynamice atmosfery decydują wewnętrzne źródła energii.
• Zawartość helu w atmosferze Jowisza wynosi 24% masowych, wyraźnie więcej niż to wynikało z pomiarów wykonanych przez sondy Voyager, i jest zbliżona do jego zawartości w zewnętrznych warstwach Słońca.
• Stężenieneonuna Jowiszu jest dziesięciokrotnie mniejsze niż na Słońcu. Może to świadczyć o stopniowym opadaniu helu i rozpuszczonego w jego kroplach neonu ku środkowi planety.
• Zawartościargonu,kryptonuiksenonusą większe niż na Słońcu. Sugeruje to, że większość materii tworzącej planetę musiała dotrzeć z chłodniejszych, bardziej odległych od Słońca obszarów niż obecne położenie Jowisza.
• Stężeniedeuterujest zbliżone do słonecznego i znacznie różni się od zawartości w kometach i ziemskich oceanach. Świadczy to o nieznaczącym wpływie spadku komet na skład Jowisza.
• Powyżej górnej atmosfery, w przestrzeni pomiędzy 1,25 Rj i 2,5 Rj, odkryto nowy pas radiacyjny, o natężeniu dziesięciokrotnie większym odziemskich pasów radiacyjnych,oraz jony helu o wysokiej energii.

Dodatkowe eksperymenty

Podczas pierwszego przelotu koło Ziemi, w grudniu 1990 r., obserwacje przeprowadzone przez Galileo zostały wykorzystane do eksperymentu poszukiwania śladów życia przez sondę międzyplanetarną. Galileo odkrył obecność wody i barwnika silnie pochłaniającego światło czerwone (chlorofil) na powierzchni Ziemi, duże ilości tlenu orazmetanipodtlenek azotuw stanie głębokiej nierównowagitermodynamicznejw atmosferze. Sugeruje to obecność życia na planecie. Wykryto także obecność wąskopasmowych sygnałów radiowych zmodulacją amplitudy,wskazujących na istnienie inteligentnych form życia.

Podczas oddalania się od Ziemi podczas drugiego przelotu, w grudniu 1992 r., przeprowadzono eksperyment sprawdzający możliwość użycialaserówdo łączności z sondami kosmicznymi (Galileo Optical Experiment-GOPEX). W tym celu kamera sondy obserwowała Ziemię i wysyłane w jej kierunku impulsy laserowe z odległości od 600 000 km do 6 mln km.

• 
  Obraz dolnej warstwy chmur w atmosferze Wenus wykonany przez spektrometr NIMS
• 
  Io zanurzone w obłoku gazowego sodu
• 
  Jowiszowa zorza polarna w sztucznych barwach

Dodatkowe informacje

Całkowita odległość przebyta przez sondę Galileo podczas misji, od startu do zniszczenia orbitera, wyniosła 4 631 778 000 km.

Całkowity koszt misji, od etapu planowania do jej zakończenia, wyniósł 1,39 mldUSD(ze strony amerykańskiej). Dodatkowy wkład partnerów międzynarodowych wyniósł około 110 mln USD.

Stanowisko kierownika projektu Galileo pełnili kolejnoJohn Casani,Richard Spehalski,Bill O’Neil,Bob Mitchell,Jim Erickson,Eilene TheiligiClaudia Alexander.Głównym naukowcem projektu Galileo był drTorrence V. Johnson.

Stanowisko kierownika misji próbnika atmosferycznego zajmowali kolejnoJoel Sperans,Benny ChinniMarcie Smith.Głównym naukowcem misji próbnika był drRichard E. Young.

Zobacz też

• Voyager 1
• Cassini-Huygens

Bibliografia

• Michael Meltzer:Mission to Jupiter: a History of the Galileo Project.NASA History Division, 2007. [dostęp 2009-02-13]. NASA SP 2007-4231.

Linki zewnętrzne

• NASA:Orbiter Galileo w National Space Science Data Center.[dostęp 2009-12-30].(ang.).
• NASA:Próbnik atmosferyczny Galileo w National Space Science Data Center.[dostęp 2009-12-30].(ang.).
• NASA:Solar System Exploration: Galileo Legacy Site.[dostęp 2016-02-15]. [zarchiwizowane ztego adresu(2 października 2006)].(ang.).
• Bernd Leitenberger:Obszerny opis przebiegu misji Galileo.[dostęp 2009-12-30].(niem.).
• NASA:Planetary Image Atlas Galileo Orbiter (baza danych zawierająca zdjęcia wykonane przez sondę Galileo).[dostęp 2009-12-30]. [zarchiwizowane ztego adresu(14 maja 2006)].(ang.).
• Arizona State University:Galileo Satellite Image Mosaics (zbiór poddanych obróbce zdjęć powierzchni księżyców galileuszowych).[dostęp 2009-12-30]. [zarchiwizowane ztego adresu(25 sierpnia 2007)].(ang.).