Reentrada atmosférica

A reentrada é a fase durante a qual um objeto natural ( meteoróide ) ou artificial ( satélite , cápsula espacial ou fragmento de foguete ou outro corpo) entra na atmosfera de um planeta e atinge camadas suficientemente densas para causar efeitos mecânicos e térmicos.

Objetos projetados pelo homem

O campo surgiu nos anos 1950 nos Estados Unidos e na URSS , primeiro para objetivos estratégicos, relativos a mísseis de longo alcance com veículos de reentrada , depois para um objetivo político: o homem no espaço. Outras nações se seguiram e o conhecimento do campo é amplamente compartilhado cientificamente, mesmo que poucos países hoje tenham um lançador capaz de realizar voos humanos: Rússia , China , Estados Unidos. Europa, Japão e Índia , porém, têm capacidade para lançar satélites e sondas espaciais.

Os investimentos realizados no início desta atividade foram consideráveis, devido aos recursos de teste necessários. Isso é menos verdadeiro desde a década de 1970 e o advento das simulações digitais. No entanto, este campo ainda requer tecnologia cara hoje, mesmo para sondas espaciais com objetivos científicos. Os recursos financeiros são prerrogativas de agências dedicadas: National Aeronautics and Space Administration (NASA), Russian Federal Space Agency (Roscosmos), Japanese Aerospace Exploration Agency (JAXA), Indian Space Research Organisation (ISRO), Chinese National Space Administration (CNSA) , a Agência Espacial Europeia (ESA). Na Europa, além da França e do Reino Unido, que já possuíam conhecimentos relacionados a programas estratégicos, a ESA possibilitou que Alemanha, Itália e outros países europeus adquirissem expertise na área.

Em relação aos objetos artificiais, podemos definir duas categorias de acordo com seu desempenho aerodinâmico: aviões ou objetos com ampla latitude de manobra destinados ao uso humano e cápsulas habitáveis ​​ou sondas espaciais com pouca ou nenhuma capacidade de manobra. Estes últimos possuem geometrias extremamente simples para a seção destinada a receber a energia cinética proveniente da compressão do ar: esfera ou esfera-cone, com ou sem toro para conexão com a parte traseira.


Trajetória de volta às aulas

As velocidades variam de alguns km / s a 47  km / s para objetos de origem humana e podem exceder 70  km / s para meteoros .

Exemplos de entradas (referência local, altitude próxima a 120  km para a Terra, Marte ou Vênus, 1270  km para Titã e 450  km acima do isobar p = 1  bar para Júpiter).
Planeta (data) Massa (kg) Velocidade (m / s) Inclinação (grau)
Apollo 4 Terra (1967) 5 425 11 140 7,07
poeira estelar Terra (2006) 45,2 12.799 8,21
Viking Março (1976) 980 4.420 17
Pathfinder Março (1997) 584 7 620 14,06
(Pioneer 13) sonda grande Vênus (1978) 316,5 11.540 32,4
(Pioneer 13) sonda norte Vênus (1978) 91 11 670 68,7
Galileo Júpiter (1995) 335 47.400 8,5
Huygens Titan (2006) 319 6.100 65
Meteorito de Chelyabinsk Earth (2013) 1,2 × 10 7 19.020 18,2

Atmosfera e modelo gravitacional

As atmosferas são caracterizadas por sua composição e variações com a altitude em temperatura e pressão. Este último valor condiciona o ângulo de reentrada de forma a limitar o aquecimento do corpo ao permanecer numa região esparsamente densa. O perfil vertical de pressão p ou densidade em função da altitude h pode ser descrito de forma bastante simples , assumindo um meio isotérmico em equilíbrio hidrostático descrito pela equação

onde g é a aceleração da gravidade. g = 9. 802  m / s 2 na terra, 3.711  m / s 2 em Marte. Ao substituir p pelo seu valor resultante da equação de estado em que é a constante universal do gás e a massa molar média, a resolução da equação de equilíbrio da atmosfera dá assim um perfil exponencial

onde para a Terra é um parâmetro que permite uma boa aproximação na faixa de altitude interessante (valor ligeiramente diferente do valor verdadeiro no solo), constitui o fator de escala que é igual a aproximadamente 7,9  km para a Terra, 11,1  km para Marte, 5,3  km para Vênus e 38  km para Titã. Neste satélite de Saturno, o gradiente vertical fraco, portanto, torna possível usar trajetórias com uma inclinação maior em comparação com o plano horizontal local para a entrada.

A lei exponencial implica que não há limite para separar a atmosfera do vácuo do espaço. Portanto, escolheremos um limite arbitrário entre os efeitos sobre o objeto e, em primeiro lugar, sobre sua atitude , sendo os efeitos sobre a velocidade (movimento do centro de gravidade ) um pouco posteriores. No caso terrestre, geralmente é usado o valor de 120  km . Este valor é arbitrário, mas correto para a maioria dos objetos, seja uma sonda espacial ou um ônibus espacial . É baixo para objetos de alta relação diâmetro / massa, como sistemas implantáveis .

No caso geral, a atmosfera utilizada para prever a reentrada é composta por perfis verticais de todas as quantidades de interesse (composição, temperatura, pressão, ventos, etc.) das quais existem bases de dados como o modelo GRAM ( Global NASA Reference Atmospheric Model ) disponível para todas as atmosferas planetárias.

Da mesma forma, modelos geodésicos são usados para caracterizar o perfil de gravidade. O sistema padrão é o WGS 84 (World Geodetic System), também utilizado por sistemas GPS .

A trajetória balística

No caso de um corpo desprovido de sustentação, o objeto é caracterizado por seu coeficiente balístico onde m é a massa, S ref uma superfície de referência arbitrária e C A o coeficiente de arrasto relativo a esta superfície (apenas o produto S ref C A tem um significado físico). Esta trajetória pode ser calculada facilmente se assumirmos que é retilínea, com uma velocidade inicial V 0 , com uma inclinação com um coeficiente de arrasto constante (trajetória de Allen ). Deduzimos a aceleração máxima

Observe que a aceleração máxima é independente do coeficiente balístico. Também podemos calcular a altitude em que este evento ocorre

onde . Por exemplo, no caso de Stardust β = 58  kg / m 2, a aceleração máxima é de 615 m / s 2 (aproximadamente 63  g ), obtida a uma altitude de 47,4  km . Esse valor é muito baixo para influenciar o projeto mecânico do objeto. Claro, este parâmetro é preponderante para a reentrada humana, que deve ser limitada a um valor inferior a 10  g .  

Demonstração

A equação fundamental do movimento é escrita aqui

onde V é a velocidade contada positivamente para baixo. A hipótese de uma trajetória retilínea nos permite escrever

é a inclinação do caminho, contada positivamente para baixo. A derivada da densidade é expressa usando a atmosfera exponencial descrita acima

A força de arrasto é dada por

Reorganizando os termos das várias equações, chega-se

onde . A solução para esta equação é

onde V 0 é a velocidade inicial. Podemos, portanto, deduzir a aceleração

O pico de aceleração é obtido para altitude e é igual a

e é o número de Euler .

A trajetória de um objeto de rolamento

A utilidade de usar objetos capazes de evoluir na atmosfera foi sentida desde muito cedo. Essa técnica se manifestou modestamente a princípio no programa Gêmeos e depois com muito mais eficácia no programa Apollo . Isso mais tarde evoluiu para o projeto de um avião real: o ônibus espacial .

O design das cápsulas Gemini e Apollo é particularmente interessante devido à sua simplicidade. Essas máquinas são revolucionárias (exceto por alguns artefatos tecnológicos). A sustentação é obtida graças a um desequilíbrio estático , um deslocamento do centro de massas G da máquina em relação ao eixo de simetria (o centro de sustentação C estando no eixo de simetria). Esta elevação é, portanto, fixada nos eixos da máquina e controlada pela rotação desta por meio de jatos de gás. Obviamente, isso implica a existência de sistemas de orientação e pilotagem. A incidência, portanto, também é fixa: em torno de 30 graus no caso da Apollo, o que lhe confere uma elevação definida por uma fineza em torno de 0,3. Este valor, embora muito baixo se comparado ao de um avião, porém permitiu à Apollo 4 realizar um recurso (no sentido aeronáutico). Este princípio foi usado mais recentemente no Mars Science Laboratory . Essa técnica permite melhor precisão de pouso, cerca de 20  km contra mais de cem no plano da trajetória de um corpo não tripulado.

A sequência hipersônica pós-fase

Quando a sonda atinge Mach 1 em 1,5 (1,23 para Stardust), um pára-quedas supersônico é lançado. Sua função não é apenas desacelerar a sonda, mas também estabilizá-la durante a fase transônica. Depois de mudar para subsônico, um pára-quedas de grande diâmetro assume o controle para trazer a velocidade para um valor entre 10 e 100  m / s (ordens de magnitude). Durante esta fase, o escudo térmico frontal é liberado: sua função protetora é encerrada e constitui uma massa indesejada. Outros sistemas também podem ser descartados, por exemplo, os pesos usados ​​no Mars Science Laboratory para criar um desequilíbrio e podem criar um problema de não verticalidade ao se aproximar do solo.

A parte de aterrissagem pode usar diferentes técnicas: ditching (todas as cápsulas tripuladas americanas), retro-foguetes com braços de absorção de choque articulados ( Viking ) ou sem ( Soyuz ), airbags ( Mars Pathfinder ) e no caso do Mars Science Laboratory uma técnica original usando um transportador equipado com propulsores que deposita a carga útil (neste caso, o robô) por meio de uma corda.

Transferência de energia

A maior parte do calor gerado é devido à rápida compressão do ar na frente da espaçonave. Em comparação, o calor gerado pelo atrito entre o ar e a superfície da embarcação é mínimo. Uma das maiores dificuldades da reentrada reside nas grandes quantidades de energia que se dissipam e parte da qual será convectada ou irradiada para a superfície, aquecendo-a a valores elevados. Essa parte é baixa, menos de 10%. Outra parte será encontrada na forma mecânica (onda de choque), sendo a maior parte transferida na forma térmica ou radiante para a atmosfera circundante. Para um objeto cuja velocidade final é baixa, esta energia é a energia cinética inicial 1 / 2mV 0 2 . No exemplo do superbolid de Chelyabinsk , isso representa 2,2 10 15 J, ou o equivalente a 0,6 megatons de TNT . A parte dada ao corpo será transformada em reações químicas superficiais, mudança de fase e aquecimento. Este aquecimento causará tensões termomecânicas que podem rachar o material quando as tensões induzidas são maiores do que as tensões toleráveis. Para um meteoróide, isso resultará em desintegração. O meteorito de Chelyabinsk fragmentou-se assim entre 43 e 21  km com um máximo de eventos entre 30 e 37  km .
As ondas de choque associadas à reentrada desses objetos (“  booms supersônicos  ”) se propagam e podem ser fortes o suficiente para causar danos ao atingir o solo. O termo explosão freqüentemente usado para descrever este fenômeno é inapropriado e a onda de choque está presente mesmo na ausência de fragmentação.

Alta altitude: fenômenos ligados à rarefação

Acima de uma altitude de 90  km (na atmosfera terrestre), o caminho livre médio das moléculas ultrapassa um centímetro. O fluxo de tal meio apela à teoria cinética dos gases . Como as trocas de energia são muito baixas, isso diz respeito à modificação de atitude ou de objetos grandes (estruturas implantáveis), bem como à captura de ar .

Fase principal: gás fora do equilíbrio termodinâmico e reações químicas

A energia é transferida para a parede com uma certa taxa: a densidade do fluxo de calor. Este é de origem convectiva e radiativa, sendo o último modo insignificante para baixas velocidades. Sendo o fluxo convectivo dependente da parede, avaliaremos um fluxo de referência em uma parede fria e inerte, freqüentemente chamada de fluxo de calor sem maior precisão.

O objecto retornar cria ondas de choque intenso que quase instantaneamente provoca um aumento de temperatura até 10 000 a 15 000  K . Atrás da onda de choque, o meio está fora do equilíbrio termodinâmico e é sede de intensas reações químicas. O meio é descrito por várias temperaturas correspondentes aos vários graus de liberdade do gás. Os modelos mais simples estão confinados a duas temperaturas. O primeiro está relacionado à tradução de partículas pesadas (moléculas, átomos e íons) e está relacionado à estatística de Maxwell . A segunda descreve as energias internas (estatística de Boltzmann ). A temperatura de rotação das moléculas é igual à temperatura de translação e a temperatura dos elétrons livres igual à das energias internas.

As colisões trazem de volta o equilíbrio termodinâmico que geralmente é alcançado antes do corpo, mas o ambiente permanece quente o suficiente para as reações químicas persistirem, normalmente 4000 a 6000  K nas proximidades da camada limite. Os fluxos de calor convectivos são frequentemente avaliados mantendo apenas as reações químicas dessa física complexa. É assim que métodos aproximados foram desenvolvidos, permitindo fácil estimativa do fluxo da parede no ponto de parada, como o método de Sutton e Graves levando à seguinte expressão:

R é o raio do corpo próximo ao eixo de simetria e tem uma característica constante da atmosfera. a = 1,83 10 -4 kg -1/2 m -1 para a atmosfera da Terra, a = 1,35 10 -4 kg -1/2 m -1 para a de Marte. A precisão é da ordem de 10%. Percebe-se a dependência em R -1/2 em relação ao gradiente de velocidade do escoamento no corpo. O fluxo diminui quando o raio é aumentado.

Tomando o método usado acima para a cinemática, podemos calcular a altitude do fluxo máximo

e seu valor

No caso do exemplo de Stardust R = 0,220  m , portanto, um fluxo máximo de 9,8  MW / m 2 a uma altitude de 57  km . O valor exato calculado por métodos mais precisos é 10,2  MW / m 2 . Este valor é considerável. Se quisermos estimar seus efeitos, podemos calcular a temperatura que seria atingida por uma parede com emissividade igual a 1 submetida a esse fluxo. Este valor é dado pela relação de equilíbrio da radiação, ou seja , 3630 K. Não há material capaz de suportar esta temperatura em uma atmosfera oxidante. É por isso que um escudo térmico ablativo é usado. A escolha do material estará relacionada a q max, enquanto sua espessura estará relacionada à energia de superfície

Notamos que esta quantidade varia conforme o fluxo máximo varia conforme . No caso do Stardust, a energia da superfície chega a 190  MJ / m 2

Demonstração

A integração deve ser feita na densidade. Para isso realizamos uma mudança de variável usando a relação

de onde

O integral acima é válido . Na prática, a função de erro é igual a 1, os fluxos no final da trajetória são baixos. De onde a expressão aproximada da energia superficial

Radiação

Em velocidades moderadas (V < 15.000  m / s )

A radiação emitida por um gás aumenta muito rapidamente com a temperatura. No caso do ar, a mudança de 5.000  K (próximo à parede) para 10.000  K (imediatamente atrás do impacto) produz um aumento na energia emitida por um fator de aproximadamente 10 4 . É necessário atingir na atmosfera terrestre velocidades superiores a 10  km / s para que este fenômeno se torne significativo. No caso da reentrada em Titã , a radiação foi perceptível apesar da velocidade modesta. Isso está ligado à presença de hidrocarbonetos na atmosfera deste satélite. Chegando na região mais quente do fluxo, espécies químicas são criadas com um forte poder emissivo, por exemplo, o radical CN . Essas espécies também estão presentes em todos os casos na camada limite devido à degradação do escudo térmico, mas estão confinadas a regiões mais frias e, portanto, emitem muito pouco.

Esse tipo de fenômeno se presta pouco a um cálculo aproximado como o feito acima para a convecção. No entanto, existem correlações que permitem calcular um valor aproximado do fluxo da parede. Eles são da forma

P (V) é um polinômio de aproximação que varia rapidamente com V, refletindo a evolução da emissão com a temperatura. No exemplo de Stardust, isso leva a um valor máximo de 1,9  MW / m 2 , ou seja, um valor não desprezível em comparação com o fluxo convectivo calculado acima que é, vamos lembrar, um valor em uma parede fria e inerte , aumentando, portanto, o valor real dependente do escudo térmico. Há também uma correlação mais simples e menos precisa devido a Detra e Hidalgo:

Para este último, como acima, podemos calcular a altitude correspondente ao fluxo radiativo máximo :, valor pouco diferente daquele obtido para o fluxo convectivo. Esta expressão é válida para um meio transparente em que a quantidade de energia emitida é proporcional à espessura da área que emite, que é diretamente proporcional ao raio pela escala de invariância de Euler . Essas correlações são limitadas a uma área relativamente limitada; em particular, não são aplicáveis ​​a velocidades notavelmente superiores a 16 km / s . Para velocidades muito altas, como entradas de meteoróides, um forte acoplamento é criado entre a radiação e a convecção: a radiação diminui a temperatura do gás e diminui a espessura da camada de choque, resultando na autolimitação do fluxo convectivo e radiativo. A radiação está rapidamente se tornando o modo de transferência predominante. Este efeito pode ser estimado a partir do número de Goulard . O acoplamento torna-se perceptível assim que essa quantidade atinge alguns por cento. O fluxo radiativo acoplado vale aproximadamente:  

a = 3,45 para o ar, 3 para a atmosfera de Júpiter, 2 para a de Titã. Embora a correlação acima não seja válida para raios pequenos, pode-se notar que a tendência torna o experimento em um modelo de teste ( tubo de choque , túnel de disparo ou tocha de plasma ) difícil devido ao baixo raio de utilização nessas instalações.

Em velocidades muito altas (V> 15.000  m / s )

A velocidade de reentrada dos meteoróides na atmosfera terrestre pode exceder 70  km / s . Para objetos de tamanho métrico ou superior e velocidades superiores a 15  km / s , o meio é totalmente ionizado e a radiação passa a ser predominante. Modifica notavelmente o fluxo, criando uma perda de energia entre o impacto e a parede, resultando em uma diminuição da entalpia e, portanto, do fluxo convectivo. As temperaturas atingem ainda dezenas de milhares de graus ou exceder 100 000  K . Eles são a fonte de intensa radiação, em particular na faixa ultravioleta. Essa parte da radiação é absorvida pelo oxigênio circundante e cria um precursor à frente da onda de choque em que a temperatura atinge alguns milhares de graus. Este pré-aquecimento do gás aumenta correspondentemente a temperatura por trás do choque ( relações Rankine-Hugoniot ).

O problema da poeira em Marte

Periodicamente, o vento em Marte cria nuvens de partículas com um diâmetro de algumas dezenas de mícrons que sobem até 60  km de altitude. Tal evento pode afetar grandes regiões geográficas e até, algumas vezes em uma década, cobrir completamente o planeta.

Entre essas partículas, as maiores dificilmente são afetadas ao cruzar o fluxo ao redor do objeto e, portanto, impactam a superfície com velocidades de vários km / s. Nesse tipo de evento, cada partícula remove uma massa várias dezenas de vezes a sua. Isso pode levar à destruição da sonda. Deve-se notar também que este fenômeno é muito difícil de simular e muito difícil de testar. Este fenômeno constitui um risco para qualquer missão marciana.

O fenômeno do apagão

A transmissão das ondas eletromagnéticas pode ser defasada, ruidosa, enfraquecida ou mesmo interrompida durante a reentrada: é o fenômeno do apagão. Isso se deve à interação das ondas com os elétrons presentes no meio. A propagação é interrompida quando a frequência é inferior a uma frequência característica do meio ionizado: a frequência natural do plasma . A partir disso, podemos calcular a densidade de elétrons causando o corte para uma frequência f:

com . A este fenômeno de triagem se sobrepõe outro problema ligado ao descasamento das antenas devido à modificação da permissividade do meio próximo a ela.

Se tomarmos uma frequência na banda X usada para Pathfinder em torno de 10  GHz , a densidade de elétrons de corte será de cerca de 10 12 / m 3 . Esses valores foram alcançados durante os 30  s de corte do sinal total. Nos voos da Apollo, o blecaute dura aproximadamente três minutos.

As densidades eletrônicas são muito variáveis ​​em um determinado momento do corpo. O projetista, portanto, busca otimizar a posição das antenas para minimizar esse fenômeno, levando em consideração várias restrições de instalação. O problema foi resolvido no ônibus espacial transmitindo para cima em direção a um satélite retransmissor, atravessando assim uma região fracamente ionizada do fluxo.

Estruturas implantáveis

Estruturas implantáveis ​​foram projetadas para aumentar significativamente o arrasto. Eles são destinados à entrada em Marte, onde a baixa pressão do solo limita as regiões acessíveis a áreas de baixa altitude. Essas estruturas incluem balutos e desaceleradores supersônicos . Estes têm sido objeto de desenvolvimentos pela ESA e NASA.

Notas e referências

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