ALSE

El ALSE (Apollo Lunar Sounder Experiment) (también conocido como Experimento Científico S-209, según las designaciones de la NASA) fue un experimento de radar de penetración terrestre (sonda subsuperficial) que voló en la misión Apolo 17 .

Este experimento utilizó radar para estudiar la superficie y el interior de la Luna . Se transmitieron ondas de radar con longitudes de onda entre 2 y 60 metros (frecuencias de 5, 15 y 150 MHz) a través de una serie de antenas cerca de la parte posterior del Módulo de Servicio Apolo . Después de que las ondas se reflejaran en la Luna, se recibieron utilizando las mismas antenas y los datos se registraron en película para su análisis en la Tierra. El propósito principal de este experimento era "ver" dentro de los 2 kilómetros superiores de la corteza lunar de una manera algo análoga al uso de ondas sísmicas para estudiar la estructura interna de la Luna. Esto fue posible porque se utilizaron longitudes de onda de radar muy largas y porque la Luna es muy seca, lo que permitió que las ondas de radar penetraran mucho más profundamente en la Luna de lo que hubiera sido posible si hubiera agua en las rocas lunares. (Un experimento de radar en el Transbordador Espacial se ha utilizado de manera similar para mapear antiguos valles fluviales bajo el desierto del Sahara ). Este experimento también proporcionó información muy precisa sobre la topografía de la Luna. Además de estudiar la Luna, el experimento también midió las emisiones de radio de la galaxia Vía Láctea . 

Este experimento reveló estructuras bajo la superficie en Mare Crisium , Mare Serenitatis , Oceanus Procellarum y muchas otras áreas. ^{[ 1 ]} En las áreas de mare, se observaron capas en varias partes diferentes de las cuencas y, por lo tanto, se cree que son características generalizadas. Con base en las propiedades de las ondas de radar reflejadas, se cree que las estructuras son capas dentro del basalto que llena ambas cuencas de mare. En Mare Serenitatis, se detectaron capas a profundidades de 0,9 y 1,6 kilómetros bajo la superficie. En Mare Crisium, se detectó una capa a una profundidad de 1,4 kilómetros bajo la superficie. Aparentemente, el fondo de los basaltos de mare no fue detectado por este experimento. Sin embargo, en Mare Crisium, los resultados del Experimento de Sondeo Lunar se combinaron con otras observaciones para estimar un espesor total de basalto de entre 2,4 y 3,4 kilómetros.

El experimento Lunar Sounder también contribuyó a nuestra comprensión de las crestas de arrugas en la Luna. Estas crestas largas y bajas se encuentran en muchos de los mares lunares. La mayoría de los geólogos lunares creen que estas crestas se formaron cuando la superficie de la Luna se deformó por el movimiento a lo largo de fallas ("terremotos lunares") en la corteza lunar hace más de 3 mil millones de años. El peso de varios kilómetros de basalto de mare en estas áreas provocó que la superficie lunar se hundiera ligeramente, y este movimiento causó que la superficie se deformara en algunos lugares, formando las crestas de arrugas. Sin embargo, otros científicos sugirieron que estas crestas son características volcánicas, formadas por el flujo de magma ya sea en la superficie lunar o dentro de la corteza. El experimento Lunar Sounder estudió en detalle varias crestas de arrugas en el sur de Mare Serenitatis, proporcionando información tanto sobre la topografía de estas crestas como sobre las estructuras en la corteza debajo de ellas. Estos resultados respaldan la idea de que las crestas de arrugas se formaron principalmente por movimientos a lo largo de fallas. ^{[ 2 ]}

El instrumento ALSE operaba en dos bandas de HF (5  MHz: HF1 y 15  MHz: HF2) con frecuencias centrales y una banda de VHF  (150 MHz), cada una con un ancho de banda del 10 % (utilizando una señal modulada en frecuencia ). Las dos bandas de HF compartían la misma antena dipolo de alimentación central , mientras que para el canal de VHF se utilizaba una antena Yagi de 7 elementos . Se empleaban dos transceptores diferentes para HF (operación alternada entre HF1 y HF2 en función de la frecuencia de repetición de pulsos ) y VHF, compartiendo un registrador óptico común. No era posible operar simultáneamente en VHF y HF. El sistema completo pesaba 43 kg y requería 103 W de potencia. La electrónica se ubicaba dentro del Módulo de Servicio Apolo . Las dos mitades de la antena dipolo eran retráctiles, situadas a ambos lados del propio módulo de servicio, mientras que la antena Yagi utilizada para VHF se almacenaba cerca del motor principal y se desplegaba en su posición tras el lanzamiento.  

Dado que el objetivo principal del experimento era el mapeo de las capas subsuperficiales, la disyuntiva más crítica en el diseño fue la de profundidad de penetración versus resolución: las frecuencias más bajas penetran más, pero permiten un ancho de banda de señal menor y, por lo tanto, una peor resolución, lo que, a su vez, afectó la capacidad de discriminar los ecos subsuperficiales cercanos a la superficie. La capacidad de sondeo también se vio afectada por:

• Los lóbulos laterales del chirp comprimido pueden enmascarar ecos débiles del subsuelo si no se controlan adecuadamente. ALSE se diseñó para tener una relación mínima entre pico y lóbulos laterales de 45 dB después del tercer lóbulo. 
• El eco de la superficie fuera del nadir puede confundirse con el eco subsuperficial con el mismo retardo. Para reducir el eco a lo largo de la trayectoria, se genera una apertura sintética en el procesamiento terrestre, lo que reduce la huella efectiva de la antena.

En cambio, la información procedente de los dispersores transversales a la trayectoria debía inferirse a partir del conocimiento de la topografía de la superficie.

Se incluyó una función de control automático de ganancia (AGC) en todos los canales para optimizar la asignación de la señal dentro del rango dinámico del receptor . La frecuencia de actualización del AGC fue de 30  s. Tanto en los transceptores HF como VHF, la señal chirp fue generada por un oscilador barrido sincronizado con un oscilador local estable (STALO) para preservar la coherencia de fase para el procesamiento SAR . La señal recibida se convirtió a FI y la amplitud de la señal se utilizó para modular en amplitud un CRT (barrido a la frecuencia de PRF), imprimiendo a su vez una  película de 70 mm para la grabación óptica de los datos. Debido a la alta velocidad de grabación requerida para el canal VHF de mayor ancho de banda , para minimizar la cantidad de datos grabados, este canal utilizó un sistema de seguimiento de eco para adquirir y grabar solo el retorno principal de la superficie y los 70  μs de ecos inmediatamente posteriores. Además, en este canal, la ganancia del receptor se incrementó 13  μs después de la llegada del eco principal de la superficie para aprovechar al máximo el rango dinámico en retornos subsuperficiales débiles.

Dado que la grabadora estaba ubicada en el módulo de servicio, el astronauta Ron Evans realizó una actividad extravehicular (EVA, por sus siglas en inglés) durante el vuelo de regreso desde la Luna para recoger las grabaciones.

La instalación de procesamiento en tierra permitía tanto el procesamiento óptico completo (en aquel entonces, el método estándar para el procesamiento SAR ) que realizaba compresión de azimut y/o alcance, como la digitalización de datos brutos o comprimidos en azimut para su posterior procesamiento digital.

Durante la fase de desarrollo, se instaló un prototipo ALSE modificado a bordo de un avión KC-135 para realizar pruebas de sondeo sobre el sureste de Estados Unidos y sobre Groenlandia , demostrando las capacidades del sistema.

Los parámetros principales del radar ALSE se resumen en la tabla siguiente: ^{[ 3 ]}

• La misión Apolo 17 en el Instituto Lunar y Planetario