Jednostka detektorów jest złożona z 12 aktywnych detektorów (kanałów) w postaci fragmentów filmu z fluorku poliwinylidenu (Polyvinylidene Fluoride - PVDF) zainstalowanych na panelu montażowym. Jest on położony poza warstwą izolacji wielowarstwowej i skierowany zgodnie z kierunkiem ruchu statku. Filmy te są spolaryzowane. Cząstka pyłu uderzają w detektor powoduje depolaryzację i powstanie sygnału elektrycznego. Detektor taki nie wymaga przykładania wysokiego napięcia, jest niedrogi, prostym, stabilny elektrycznie i termicznie, odporny mechanicznie, a także odporny na promieniowanie. Ponadto nie wytwarza fałszywych sygnałów na skutek bombardowania ciężkimi jonami. Detektory tego typu zastosowano wcześniej na sondach Wega 1 i 2 w instrumentach DUCMA (Dust Counter and Mass Analyzer), Stardust w systemie DFMI (Dust Flux Monitor Instrument), Cassini w instrumencie CDA (Cosmic Dust Analyzer) oraz na satelicie ARGOS (Advanced Research and Global Observation Satellite) w instrumencie SPADUS (Space Dust Experiment). Sygnał z detektora jest przenoszony przez kable do jednostki elektroniki umieszczonej we wnętrzu statku, na wewnętrznej stronie panelu strukturalnego, przy zestawie sensorów. Elektronika przetwarza i obrabia sygnały.
Instrument może rejestrować cząstki pyłu o masach w przedziale 10^-12 - 10^-9 g. Odpowiada to średnicy cząstek około 1 - 10 μm. Cząstki większe również mogą być rejestrowane, jednak określenie ich masy nie jest możliwe. Powierzchnia aktywna ma wielkość 0.1 metra kwadratowego. Badania rozkładu przestrzennego pyłu w Układzie Słonecznym wymagają rozdzielczości około 0.1 AU, co przy szybkości statku wynoszącej około 13 km/s odpowiada czasowi integracji 1 tygodnia. Dolny limit detekcji oraz wielkość powierzchni aktywnej instrumentu w połączeniu z przewidywanym rozkładem pyłu sprawiają, że w okresie tygodnia zwykle można się spodziewać uderzenia 1 cząstki.
Poziom depolaryzacji PVDF zależy od pędu cząstki oraz miejsca penetracji filmu. Zastosowane filmy mają grubość 28 μm, dzięki czemu mogą zatrzymać cząstki o masie do 10^-10 g i szybkości do 20 km/s. Ilość elektronów produkowanych przez cząstkę zatrzymaną na filmie wynosi Ne = 3.8 x 10^17m[g]1.3v[km/s]^3.0, gdzie m jest masą cząstki w g a v jej szybkością w km/s. Szybkość cząstek poruszających się po orbitach kołowych jest znacznie mniejsza od szybkości statku, dlatego też za v można uznać szybkość statku. Dla wzmacniaczy czułych na ładunek poziom szumu jest proporcjonalny do pojemności elektrycznej detektora, która jest funkcją powierzchni detektora, przenikalności elektrycznej materiału i jego grubości. Relatywna przenikalność elektryczna PVDF, tak jak innych polimerów zmienia się znacznie wraz ze zmianami temperatury, od 11 przy 25°C do 2.5 przy -120°C. Przy danej grubości PVDF i w danej temperaturze dolny limit wykrywanego ładunku powodowanego zderzeniem definiuje maksymalną powierzchnię detektora dostarczającą wiarygodnych danych. Dla SDC dolna granica masy rejestrowanych cząstek 10^-12 g odpowiada sygnałowi na poziomie 6 x 10^6 e. W celu uzyskania częstotliwości fałszywych detekcji mniejszego od jednego zliczenia na miesiąc współczynnik sygnału do szumu musiał być większy od 5 przy ok. 1 x 10^5 e. Przy charakterystykach zastosowanych wzmacniaczy maksymalna pojemność elektryczna sensora wyniosła ok. 30 nF dla powierzchni ok. 80 cm^2. W celu osiągnięcia wymaganej powierzchni aktywnej 0.1 m^2 zastosowano łącznie 12 detektorów o wymiarach 14.2 x 6.5 cm. Ponadto na tylnej powierzchni ich panelu montażowego umieszczono dodatkowe 2 detektory. Są one osłonięte przed pyłem i stanowią odniesienie. Są identyczne z sensorami aktywny,i. Pozwalają na pomiary poziomu szumu wytwarzanego przez różne źródła np wibracje i uderzenia cząstek promieniowania kosmicznego w elementy elektroniczne.
W każdym detektorze fragment filmu PVDF jest umieszczony pomiędzy dwoma ramami z włókna szklanego G-10. Połączenia elektryczne z filmem są wykonane za pomocą kabli przebiegających wokół ich powierzchni aktywnych. Są przyłączone do elektrod za pomocą złączy wytworzonych z przewodzącego epoksydu ze srebrem.
Płyta montażowa detektorów jest wykonana z alumium. Ma strukturę plastra miodu. Jej grubość to ok. 1 cm. Jest ona przymocowana do powierzchni statku kosmicznego za pomocą trzech tytanowych łączników. Okablowanie sensorów przebiega w kanale w płycie. Nie może być uszkodzone przez uderzenia pyłu. Same sensory są przymocowane do płyty za pomocą dwóch ram przykręconych trzema śrubami. Pod nimi znajduje się folia z kaptonu.
Kontrola temperatury detektorów jest w całości bierna. Filmy PVDF mają słabe właściwości termooptyczne i wykazują skłonność do nagrzewania się gdy są bezpośrednio oświetlone przez Słońce. PVDF pozostałe spolaryzowany przy temperaturach do 85°C. W celu utrzymania temperatury poniżej 65°C zastosowano folię z poliamidu o wysokiej emisyjności, umieszczonej pod detektorami. Pomiędzy nią a panelem montażowym ciepło jest przenoszone na drodze promieniowania. Panel rozprasza ciepło spod detektorów. Powierzchnia górna jest pokryta posrebrzaną taśmą z teflonu, odbijającą około 90% padającej na nią energii słonecznej.
Jednostka elektroniki instrumentu ma wymiary około 5.4 x 8.25 x 1.825 cala. Zawiera dwie dwuwarstwowe płyty drukowane (Printed Wiring Assemblies - PWA). Sygnał z detektora przenoszony przez kable trafia do PWA elektroniki analogowej, gdzie jest wzmacniany, obrabiany i ucyfrawiany. Następnie dane cyfrowe są przekazywane do PWA elektroniki cyfrowej, zawierającej układ FPGA (Field Programmable Gate Array). Potem trafiają do procesora, który nadaje im etykiety czasowe i zapisuje je w pamięci nieulotnej, gdzie mogą pozostawać przez długi czas. Płyta elektroniki cyfrowej zawiera też zasilacz, obwody monitorujące parametry inżynieryjne oraz interfejs ze statkiem kosmicznym. Oprogramowanie znajduje się w pamięci PROM o pojemności 32 kb. Ponadto instrument posiada pamięć SRAM o pojemności 32 kb oraz dwie nieulotne pamięci Flash-RAM 4 mb. System jest uruchamiany poprzez kopiowane kodu z pamięci flash do SRAM. Następnie jest on wykonywany ze SRAM. W czasie lotu możliwe jest wprowadzanie modyfikacji w oprogramowaniu.
W przeciwieństwie do innych instrumentów sondy SDC może pracować w czasie hibernacji, zupełnie niezależnie od innych systemów New Horizons. Okresy hibernacji mogą trwać do 500 dni, dlatego też programowanie zarządza instrumentem samodzielnie i niezależnie od elektroniki sondy. Pozwala ono na zbieranie i gromadzenie danych oraz wykonywanie szeregu funkcji autonomicznych pozwalających na dostosowanie pracy instrumentu do warunków niestandardowych. Po uruchomieniu SDC natychmiast zaczyna zbieranie danych. Polecenia z Ziemi są wymagane tylko przy wykonywaniu kalibracji lub rekonfigurowaniu ustawień. Komedy takie pozdają też na włączanie i wyłączanie poszczególnych detektorów, kasowanie pamięci flash oraz rozpoczynanie transmisji danych. Dane są formatowane do pakietów kilku typów - danych naukowych, inżynieryjnych i rezultatów kalibracji. Szybkość komunikacji ze statkiem jest ograniczona do przesyłu jednej komendy na sekundę lub jednego pakietu danych na sekundę. Pakiet telemetryczny może zawierać do 1024 bitów.
W czasie pomiarów FPGA porównuje wartość sygnału z każdego kanału z wartością progową. Po jej przekroczeniu w pamięci flash jest zapisywany poziom sygnału, numer kanału oraz czas liczony od rozpoczęcia misji. Ponadto w pamięci tej gromadzone są dane inżynieryjne. Rozmiar pamięci 4 mb jest dużo większy od spodziewanej objętości danych z instrumentu. Jednak możliwe jest, ze wysoki poziom szumu wygeneruje dużą ilość fałszywych sygnałów które zapełnią pamięć nie pozostawiając miejsca na realne pomiary. Aby zapowiedz temu w czasie operacji autonomicznych w okresach hibernacji oprogramowanie posiada dwie funkcje. Pierwsza z nich pozwala na wykonywanie zliczeń detekcji z każdego kanału. Jeśli wystąpi ich więcej niż 3 na sekundę FPGA blokuje dany kanał na zaprogramowany czas, zwykle 1 godzinę. Jest to przydatne w przejściowych okresach nasilonego szumu, np podczas manewrów. Druga metoda polega na monitorowaniu ilości zliczeń z każdego kanału w okresie jednego dnia. Jeśli ilość zliczeń w tym okresie przekroczy 20 próg detekcji jest zmieniany tak, że czułość danego kanału jest obniżana. Zmiana taka może być wykonana dwa razy. Potem dany kanał jest blokowany na okres typowo 30 dni. Potem jest on uruchamiany przy początkowym progu detekcji. Jeśli na danym kanale próg detekcji zostanie zmieniony na najwyższy drugi raz jest on blokowany na stałe. Może być odblokowany za pomocą komendy z Ziemi. Metoda taka pozwala na automatyczne dostosowywanie czułości instrumentu do stałych zmian poziomu szumu, powstających np na skutek degradacji elektroniki.
Wątek: New Horizons (kompendium) (Przeczytany 24126 razy)