Polskie Forum Astronautyczne

Astronautyka => Encyklopedia Forum => Wątek zaczęty przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:05

Tytuł: BepiColombo (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:05
WPROWADZENIE
BepiColombo jest przygotowywaną misją do Merkurego, realizowaną przez ESA i JAXA jako pierwszy wspólny projekt tych agencji. Jest to piąta misja z klasy największych misji naukowych ESA (tzw "Cornersote Mission") - po projektach Cluster 2, XMM-Newton, Rosetta i Herschel. Obejmuje dwa orbitery. Pozwala na kompleksowe badania powierzchni, szczątkowej atmosfery (egzosfery) i magnetosfery Merkurego. Do jej podstawowych celów naukowych należą: badania ewolucji Merkurego, w tym poznanie przyczyn jego wysokiej gęstości; określenie stanu jądra planety (czy jest ono ciekłe czy zestalone) i odniesie tych informacji do procesów formowania się planety; badania procesów tektonicznych, w tym poszukiwania przejawów tektonizmu w okresie obecnym; wykonanie poszukiwań mechanizmów generujących pole magnetyczne; poszukiwania przyczyn braku śladów żelaza w spektrogramach planety; określenie natury osadów w stale zacienionych kraterach w strefach polarnych; badania geologii powierzchni planety z dużą precyzją; badania procesów odpowiedzialnych za tworzenie się egzosfery; wykonanie poszukiwań szczątkowej jonosfery i przeprowadzenie badań mechanizmów oddziaływań wiatru słonecznego z magnetosferą planety; poszukiwania zjawisk przypominających zorze polarne, pasy radiacyjne i nagłe uwolnienia energii (Substorm); odniesienie badań planety do teorii opisujących skład mgławicy protosłonecznej i proces formowania się planet; oraz przeprowadzenie czułych testów ogólnej teorii względności.

Misja daje unikaną szansę na przeprowadzenie kompleksowych badań Merkurego - zarówno jego powierzchni z niskiej orbity o niewielkim mimośrodzie oraz otoczenia plazmowego z orbity silnie eliptycznej. Niska orbita jest znacznie bardziej wartościowa naukowo niż eliptyczna orbita sondy MESSENGER. Umieszczenie na niej pojazdu rodzi jednak szereg złożonych problemów technicznych. Pod względem  koniecznych do rozwiązania problemów a także złożoności programu naukowego i zaawansowania instrumentów naukowych wyprawa jest jednym z najbardziej skomplikowanych przedsięwzięć w historii badań Układu Słonecznego. Ponadto jest to najdroższa europejska misja planetarna, pod tym względem wyprzedza nawet Rosettę.

Głównym wykonawcą sondy w Europie jest EADS Astrium GmbH w Niemczech. Pozostałymi głównymi partnerami przemysłowymi są Astrium Ltd. (Wielka Brytania) oraz Thales Alenia Space Italia (Włochy). Koszty prac nad europejskimi komponentami sondy, startu i prowadzenia misji są szacowane na 970 mln euro. Koszty instrumentów naukowych opracowanych przez europejskie instytucje przekracza 200 mln euro.

Nazwa misji upamiętnia prof. Giusseppe "Bepi" Colombo (1920 - 1984), matematyka i inżyniera. Urodził się on w Padui we Włoszech, gdzie uczęszczał też do szkoły podstawowej i średniej. Po ukończeniu matematyki na Uniwersytecie w Pizie w 1944r rozpoczął pracę na Uniwersytecie w Padui, początkowo jako asystent. W 1955r uzyskał tytuł profesora matematyki stosowej na wydziale inżynierii. Wykładał mechanikę wibracji oraz mechanikę nieba.

W dziedzinie astronomii Colombo zajmował się dynamiką pierścieni Saturna w okresie gdy wykonanie misji do niego nie było możliwe. Ponadto w 1965r odkrył rezonans 3:2 pomiędzy okresem rotacji Merkurego a jego okresem orbitalnym. W 1970r opracował metodę pozwalającą na wykonanie dodatkowego przelotu Marinera 10 koło Merkurego dzięki odpowiedniemu zaplanowaniu przelotu koło Wenus. Następnie przy precyzyjnym wyborze punktu zbliżenia do Merkurego możliwe okazało się wykonanie kolejnego przelotu 6 miesięcy po pierwszym. Po analizach wykonanych w JPL metoda taka została przyjęta. Było to pierwsze praktyczne wykorzystanie wsparcia grawitacyjnego, metody stosowanej potem w wielu misjach kosmicznych. Wykonanie podobnego manewru przy drugim przelocie pozwoliło na kolejne odwiedzenie planety. Dodatkowe dwa przeloty   wydatnie zwiększyły ilość zebranych informacji, a do czasu sondy MESSENGER większość informacji na temat Merkurego pochodziła właśnie z misji Marinera 10.

W późniejszym okresie Colombo wraz z Mario Grossim pracował nad koncepcjami satelitów połączonych linami. Niezbyt udane testy takich rozwiązań wykonano później w ramach projektu TSS (Tethered Satellite System) podczas dwóch misji wahadłowców - STS-46 w 1992r (Atlantis) i STS-75 (Columbia) w 1996. Colombo był też jednym z inicjatorów misji ESA do komety Halleya. Zmarł jednak przed starem sondy Giotto.

Nazwiskiem G. Colombo nazwano jedną z przerw w pierścieniach Saturna (Przerwa Colombo) oraz planetoidę (10387 Bepicolombo).
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:05
Nazwa misji upamiętnia prof. Giusseppe "Bepi" Colombo (1920 - 1984), matematyka i inżyniera. Urodził się on w Padui we Włoszech, gdzie uczęszczał też do szkoły podstawowej i średniej. Po ukończeniu matematyki na Uniwersytecie w Pizie w 1944r rozpoczął pracę na Uniwersytecie w Padui, początkowo jako asystent. W 1955r uzyskał tytuł profesora matematyki stosowej na wydziale inżynierii. Wykładał mechanikę wibracji oraz mechanikę nieba.

W dziedzinie astronomii Colombo zajmował się dynamiką pierścieni Saturna w okresie gdy wykonanie misji do niego nie było możliwe. Ponadto w 1965r odkrył rezonans 3:2 pomiędzy okresem rotacji Merkurego a jego okresem orbitalnym. W 1970r opracował metodę pozwalającą na wykonanie dodatkowego przelotu Marinera 10 koło Merkurego dzięki odpowiedniemu zaplanowaniu przelotu koło Wenus. Następnie przy precyzyjnym wyborze punktu zbliżenia do Merkurego możliwe okazało się wykonanie kolejnego przelotu 6 miesięcy po pierwszym. Po analizach wykonanych w JPL metoda taka została przyjęta. Było to pierwsze praktyczne wykorzystanie wsparcia grawitacyjnego, metody stosowanej potem w wielu misjach kosmicznych. Wykonanie podobnego manewru przy drugim przelocie pozwoliło na kolejne odwiedzenie planety. Dodatkowe dwa przeloty   wydatnie zwiększyły ilość zebranych informacji, a do czasu sondy MESSENGER większość informacji na temat Merkurego pochodziła właśnie z misji Marinera 10.

W późniejszym okresie Colombo wraz z Mario Grossim pracował nad koncepcjami satelitów połączonych linami. Niezbyt udane testy takich rozwiązań wykonano później w ramach projektu TSS (Tethered Satellite System) podczas dwóch misji wahadłowców - STS-46 w 1992r (Atlantis) i STS-75 (Columbia) w 1996. Colombo był też jednym z inicjatorów misji ESA do komety Halleya. Zmarł jednak przed starem sondy Giotto.

Nazwiskiem G. Colombo nazwano jedną z przerw w pierścieniach Saturna (Przerwa Colombo) oraz planetoidę (10387 Bepicolombo).
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:07
KONFIGURACJA

MCS
W skład kompleksu misji wprowadzanego na orbitę okołosłoneczną i wstępną orbitę okołomerkuriańską, tzw statku kompozycyjnego (Mercury Composite Spacecraft - MCS) wchodzą następujące elementy: moduł transferowy (Mercury Transfer Module - MTM); orbiter planetarny (Mercury Planetary Orbiter - MPO); osłona słoneczna i interfejs dla MMO (MMO Sunshield and Interface Structure - MOSIF); oraz orbiter magnetosferyczny (Mercury Magnetospheric Orbiter - MMO). Całkowita masa zespołu w czasie startu wynosi 4200 kg, z czego 32% stanowi paliwo. Masa zespołu wchodzącego na orbitę Merkurego to około 1075 kg. Wymagana całkowita zmiana szybkości w trakcie misji to 1090 m/s dla napędu chemicznego i 5.8 km/s dla napędu jonowego. MPO, MTM i MOSIF zostały opracowane przez ESA. Agencja ta jest też odpowiedzialna za start i kontrolę MCS w trakcie lotu do Merkurego i wejścia na orbitę wokół planety. MMO został opracowany przez JAXA. Jest ona również odpowiedzialna za jego obsługę na orbicie okołomerkuriańskiej. BepiColombo jest pierwszą misją  wykorzystującą napęd jonowy do zmniejszania szybkości pojazdu kosmicznego względem Słońca. Jest to ponadto największa sonda kosmiczna wyposażona w silniki jonowe.

Głównym konstruktorem modułów ESA - MTM, MPO i MOSIF jest Astrium Germany. Ponadto firma ta jest odpowiedzialna za system zarządzania danymi i system kontroli orientacji przestrzennej oraz integrację modeli inżynieryjnych. Thales Alenia Space Italy jest odpowiedzialna za systemy zasilania, wymiany danych i kontroli temperatury MPO oraz za integrację i testy orbitera. Za napęd chemiczny i jonowy, strukturę wszystkich modułów i system kontroli temperatury MTM odpowiada Astrium UK. Orpogramowanie zostało opracowane w Astrium France. Głównym partnerem przemysłowym JAXA dla prac przy orbiterze MMO jest firma NEC.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:13
MTM
Moduł transferowy służy do uzyskania odpowiedniej zmiany szybkości w trakcie lotu międzyplanetarnego, korekt trajektorii, oraz wyhamowania kompleksu względem Merkurego w trakcie manewru wejścia na orbitę. Zostanie od odrzucony po wstępnych korektach orbity okołomerkuriańskiej. Na dalszym etapie misji w skład kompleksu wchodzić będą MPO, MOSIF i MMO.

Zasadnicza struktura tego modułu jest oparta na stożkowatej konstrukcji centralnej otoczonej przez panele boczne. Stożek centralny jest złożony z tworzywa sztucznego - plastiku wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fibre Reinforced Plastic - CFRP). W jego dolnej części znajduje się łącznik z rakietą nośną, a na górnej - mechanizm łączący z orbiterem MPO. Pozwoli on na uwolnienie orbitera po 6 latach od startu. Struktura centralna izoluje też MPO od wstrząsów w czasie startu. W jej wnętrzu znajdują się elementy układów napędowych, w tym zbiorniki paliwa chemicznego i jonowego. Jednostki elektroniki są umieszczone na wewnętrznej stronie paneli bocznych. MTM zawiera dwa systemy napędowe - układ napędu chemicznego (Chemical Propulsion System - CPS) i układ napędu jonowego (Solar Electric Propulsion System - SEPS).

W skład napędu chemicznego CPS wchodzi 8 zespołów silników kontroli orientacji o ciągu 10N. Są umieszczone w rogach obu podstaw MTM. Silniki te służą też do korekt trajektorii oraz do przeprowadzenia manewru wejścia na stabilną orbitę wokół Merkurego. Napęd chemiczny posiada dwa zbiorniki - hydrazyny i czterotlenku azotu. Zapas paliwa ma masę 790 kg.

Napęd jonowy SEPS składa się z 4 silników jonowych umieszczonych na dolnej powierzchni MTM. Używa ksenonu. Jego zapas ma masę 590 kg. Maksymalny ciąg pojedynczego silnika to 145 mN. System ten pozowali na zredukowanie szybkości sondy względem Merkurego w trakcie długiego okresu czasu. Dzięki temu w chwili dotarcia do planety szybkość pojazdu względem niej będzie stosunkowo niewielka, na tyle, że zostanie on wychwycony przez pole grawitacyjne planety. W początkowym etapie misji jednorazowo działać będzie jeden silnik. Później silni będą pracować w parach.

Energii elektrycznej dostarczają dwa skrzydła paneli słonecznych rozlokowane symetrycznie po bokach MTM. Z powodu dużej ilości przyjmowanego ciepła powierzchnia paneli została wyłożona w 70% komórkami słonecznymi, a w 30% reflektorami optycznymi (Optical Surface Reflectors - OSR), zwierciadłami odbijającymi nadmiar promieniowania słonecznego. Pozwala to na utrzymywanie temperatury paneli w bezpiecznych granicach. Ich temperatura nie może przekroczyć  200°C. Skrzydła mogą się obracać w celu zachowania ustawienia zapobiegającego przegrzaniu. Każde skrzydło składa się z 5 paneli słonecznych. Początkowo planowano zastosowanie 3 paneli, ale zwiększenie ich liczny było konieczne z powodu większej niż szacowano degradacji komórek słonecznych w małej odległości od Słońca. Całkowita powierzchnia paneli to 40 metrów kwadratowych. Maksymalna produkcja energii to 14 kW (w najmniejszej odległości od Słońca w trakcie misji, czyli 0.62 AU). Jest ona zużywana głównie przez napęd jonowy wymagający 10.6 kW mocy. W czasie lotu międzyplanetarnego MPO i MMO będą zasilane przez panel słoneczny MPO. Minimalna produkcja mocy paneli MTM, w maksymalnej odległości od Słońca (1.13 AU) wynosi 7 kW.

MCM jest stabilizowany trójosiowo za pomocą kół reakcyjnych i silników kontroli orientacji MTM. Danych nawigacyjnych dostarczają szperacze gwiazd, sensory Słońca oraz bezwładnościowa jednostka pomiarowa. Kontrolę temperatury wewnętrznej MTM zapewnia wielowarstwowa izolacja cieplna, powierzchniowe radiatory i grzejniki.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:36
MOSIF
Osłona przeciwsłoneczna i interfejs MMO służy do ochrony orbitera MMO przed bezpośrednim oświetleniem przez Słońce w czasie lotu międzyplanetarnego, wejścia na orbitę wokół Merkurego oraz w trakcie początkowych kolekt orbity okołomerkuriańskiej. Jej struktura podstawowa ma postać czworokątnej płyty. Od dołu łączy się z orbiterem MPO a od góry -  z orbiterem MMO. Do podstawy dołączona jest osłona przeciwsłoneczna. Jest ona złożona z kratownicowego rusztowania na którym rozpięta jest izolacja wielowarstwowa pozwalająca na utrzymanie MMO we właściwym zakresie temperatur na wszystkich etapach misji. Osłona ma kształt stożkowy z kątem rozwarcia około 16 stopni. Kształt taki gwarantuje, że osłona nie zostanie zniekształcona podczas uwalniania MPO i nie spowoduje przyłożenia bocznej siły do MPO.

MMO zostanie oddzielony od kompleksu MPO/MOSIF/MMO na orbicie roboczej do której jest zaprojektowany termicznie. Następnie MOSIF zostanie oddzielony od MPO jako element niepotrzebny.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:39
ORBITER MPO

KONSTRUKCJA
Mercury Planetary Orbiter jest zasadniczym elementem misji. Posiada instrumenty przeznaczone do badań teledetekcyjnych powierzchni planety oraz do monitorowania pól magnetycznych i cząstek w stosunku niewielkiej odległości od powierzchni Merkurego. Pozwalają one na spektrometrię powierzchni planety w zakresie promieniowania rentgenowskiego, podczerwieni i światła widzialnego; fotometrię w podczerwieni; rejestrację neutronów pochodzących z powierzchni; obrazowanie wysokorozdzielcze, multispektralne i stereoskopowe; altymetrię laserową; spektrometrię egzosfery w zakresie ultrafioletu; pomiary pół magnetycznych; rejestrację jonów i atomów neutralnych w otoczeniu; oraz na rejestrację słonecznego promieniowanie rentgenowskiego, jonów i elektronów. Do podstawowych obszarów badań tej sondy zaliczają się: badania powierzchni - topografii, morfologii i składu pierwiastkowego oraz mineralnego; badania wnętrza planety - stanu jej jądra, składu oraz mechanizmów generowania pola magnetycznego; badania egzosfery - składu chemicznego, dynamiki, mechanizmów uwalniających gazy z materiału powierzchniowego; oraz badania otoczenia plazmowego w niewielkiej odległości od planety - jego struktury, dynamiki oraz składu.

MPO kształt zbliżony do prostopadłościanu. Jego wymiary to 3.9 x 2.2 x 1.7 m (najdłuższy wymiar bez radiatora - 2.4 m). Posiada on tez wysięgnik dla magnetometru o długości 2.8 m. W przeciwieństwie do ażurowych wysięgników orbitera MMO wysięgnik ten ma postać jednorodnej, jednoelementowej belki. Przez rozpostarciem będzie złożony na boku sony, wzdłuż krawędzi radiatora. Całkowita długość statku wraz z rozłożonymi panelami słonecznymi wynosi 7.5 m. Całkowita masa orbitera wraz z paliwem wynosi 1 075 kg. Masa paliwa to 709 kg.

Zasadnicza struktura pojazdu jest oparta na konstrukcji złożonej z paneli wewnętrznych, tworzących rusztowanie w kształcie podwójnej litery H. Zastosowana konfiguracja pozwoliła na  zainstalowanie większości komponentów na zewnętrznych ścianach tej konstrukcji. Ułatwiło to prace w trakcie montażu i testów pojazdu. Panele zewnętrzne mają strukturę ażurową. Są pokryte grubą izolacją wielowarstwową (Multi Layer Insulation - MLI) zoptymalizowaną do pracy w wysokich temperaturach. Na powierzchni dolnej znajduje się łącznik z modułem MTM. Na powierzchni górnej umieszczono łącznik z MOSIF.

Energii elektrycznej dostarcza prostokątne skrzydło paneli fotowoltaicznych umieszczone na jednej ze ścian pojazdu. Składa się z trzech prostokątnych paneli słonecznych. Początkowo planowano zastosowanie 2 paneli, ale zwiększenie ich liczny było konieczne z powodu większej niż szacowano degradacji komórek słonecznych w małej odległości od Słońca. Konstrukcja paneli jest taka sama jak w przypadku modułu MTM. Są wyłożone komórkami słonecznymi tylko z jednej strony. Z powodu dużej ilości przyjmowanego ciepła powierzchnia paneli jest wyłożona w 70% komórkami słonecznymi, a w 30% reflektorami optycznymi (Optical Surface Reflectors - OSR), zwierciadłami odbijającymi nadmiar światła słonecznego. Pozwala to na utrzymywanie temperatury paneli w bezpiecznych granicach. Ich temperatura nie może przekroczyć 200°C. Skrzydło może się obracać. Kąt pomiędzy panelem a Słońcem będzie mniejszy od 80 stopni. Pozwala to na generowanie dostatecznej ilości energii, a jednocześnie nie dopuszcza do przegrzania paneli. Produkcja energii elektrycznej w peryhelium orbity Merkurego to 1162 W a w aphelium - 1515 W. Typowy pobór mocy w czasie wykonywania badań naukowych wynosi 1300 W. Energia jest zużywana na bieżąco, a także ładuje baterię chemiczną używaną w trakcie przejść przez cień Merkurego. System elektryczny orbitera pracuje przy napięciu 28 V.

Ilość ciepła przyjmowana przez statek jest bardzo duża. W peryhelium orbity Merkurego obszar statku zwrócony w kierunku Słońca będzie pochłaniał 14 kW/m^2 ze Słońca i 6 kW/m^2 z powierzchni planety. Po stronie dosłonecznej powierzchnia pojazdu może nagrzewać się do temperatury 360 - 400°C. Wywołało to wiele problemów przy projektowaniu elementów wystawionych na bezpośrednie działanie światła słonecznego lub odbitego od Merkurego - paneli słonecznych, anten, mechanizmów obracających anteny i rozkładających wysięgnik magnetometru, izolacji wielowarstwowej, pokryć cieplnych instrumentów i radiatora. Wraz z projektowaniem napędu jonowego były to główne czynniki wpływające na masę i wymiary pojazdu oraz znacznie zwiększające koszty misji. Temperatura wewnątrz statku jest utrzymywana w standardowych graniach 0 - 40 °C. Niektóre instrumenty są chłodzone do -10°C.

Kontrolę temperatury wewnętrznej umożliwia wielowarstwowa izolacja termiczna, duży radiator oraz grzejniki. Grzejniki są przeznaczone do użycia głównie podczas zaćmień. Izolacja MLI charakteryzuje się niekonwencjonalną budową umożliwiającą pracę w wysokiej temperaturze. Jej zewnętrzna część charakteryzuje się wysoką odbijalnością, ponieważ konieczne było maksymalne ograniczenie ilości  pochłanianego ciepła. Jednak pomimo to będzie rozgrzewać się do temperatury około 360°C. Zastosowanie standardowej izolacji wielowarstwowej nie było więc możliwe. Dla MPO zastosowano więc zupełnie nowy rodzaj MLI. Jej sekcja zewnętrzna stanowi rodzaj osłony przeciwsłonecznej. Jest pokryta warstwą włókna szklanego blokującego światło słoneczne. Pod nią znajdują się 4 warstwy folii tytanowych i aluminiowanych rozdzielonych warstwami włókna szklanego. Sekcja wewnętrzna składa się dwóch części. Pierwsza jest zbudowana z z 10 warstw folii z upilexu rozdzielonych izolacją z poliamidu. Druga składa się z dalszych 10 warstw folii z upilexu. Łącznie izolacja ta ma 30 warstw. Znajduje się na standardowej, 10-warsowej izolacji MLI. Jest od niej oddalona o 15 mm. Dzięki temu uwinięto przenoszenia ciepła na drodze przewodnictwa. Ponadto strony obu izolacji zwrócone do siebie charakteryzują się wysoką odbijalnością, co minimalizuje przenoszenie ciepła na drodze promieniowania. Mocowanie izolacji zewnętrznej jest niekonwencjonalne. Nie zawiera otworów i wypustek. Łączna masa izolacji wynosi 66 kg.

Antena wysokiego zysku jest w całości wystawiona na promieniowanie słoneczne, promieniowanie odbite od powierzchni oraz promieniowanie podczerwone z powierzchni. Jej pokrycie charakteryzuje się niskim współczynnikiem pochłaniania ciepła. Eksperyment radiowy wymaga anteny o dużej stabilności, dlatego też wykonano ją w większości z tytanu.

Szczególne problemy spowodowało zaprojektowanie radiatora. Pojazd będzie wykonywał pomiary teledetekcyjne na całej swojej orbicie przez cały rok merkuriański. Jedna ze ścian pojazdu, zawierająca otwory wejściowe większości instrumentów będą więc wycelowane w stronę nadiru przez prawie cały czas. 5 z 6 ścian pojazdu będzie przez pewien czas oświetlana przez Słońce. Radiator mógł więc zostać umieszczony tylko na jednej ze ścian statku, prostopadłej do ściany zwróconej w stronę planety. Pomimo braku bezpośredniego oświetlenia przez Słońce radiator będzie wystawiony na promieniowanie odbite przez powierzchnię planety oraz na emitowaną przez nią podczerwień. Dlatego też zewnętrzna strona radiatora pokryta jest wypolerowanymi tytanowymi listewkami ustawionymi pod kątem zapewniającym odbijanie podczerwieni cieplnej na zewnątrz. Pozwala to na zminimalizowanie pochłaniania ciepła pochodzącego z powierzchni oraz na skuteczne usuwanie ciepła ze statku w przestrzeń kosmiczną. Listewki będą rozgrzewać się do temperatury nawet 400°C, ale właściwa powierzchnia radiatora będzie miała temperaturę około 60°C. W czasie każdego roku merkuriańskiego pojazd konieczne będzie wykonanie dwóch manewrów zmiany orientacji przestrzennej pozwalających na zachowanie radiatora po stronie odsłonecznej statku. Ciepło jest odbierane z komponentów pojazdu i dostarczane do radiatora przez układ 93 rur kapilarnych przebiegających w obrębie zasadniczej struktury statku.

Łączność z Ziemią zapewnia antena wysokiego zysku (High-Gain Antenna - HGA), antena średniego zysku (Medium-Gain Antenna - MGA), oraz dwie anteny niskiego zysku (Low-Gain Antenna - LGA). Antena wysokiego zysku o średnicy 1.5 m jest zainstalowana na  krótkim wysięgniku na stronie pojazdu skierowanej w stronę zenitu. Może obracać się w celu nakierowania na Ziemię. Umożliwia łączność jednocześnie w pasmach X i Ka, przy czym pasmo Ka jest przeznaczone wyłącznie dla eksperymentu radiowego MORE. Do eksperymentu tego podłużą oba pasma, w łączu sonda - Ziemia i i Ziemia - sonda. Umożliwi to bardzo precyzyjne pomiary dopplerowskie i dokładne ustalanie parametrów orbity sondy. HGA służy jednak głównie do transmisji danych naukowych z wysokimi szybkościami, wynoszącymi około 50 kbps. Całkowita produkcja danych wyniesie 1550 Gb na rok ziemski. Możliwości wymiany danych są około 80 razy większe niż w przypadku sondy MESSENGER. Antena MGA została umieszczona na osobnym wysięgniku. Służy głównie do transmisji danych inżynieryjnych z niskimi szybkościami. Anteny LGA są przeznaczone do użycia w trakcie poważnych problemów.

MPO jest stabilizowany trójosiowo. Służą do tego 4 koła reakcyjne (jedno zapasowe) oraz zestaw silniczków umożliwiających usuwanie momentu pędu z kół reakcyjnych. Użyto tutaj 4 silników o ciągu 10 N. Danych nawigacyjnych dostarczają 3 szperacze gwiazd, sensor Słońca oraz bezwładnościowy układ pomiary z precyzyjnymi żyroskopami. Szperacze gwiazd oraz żyroskopy pozwalają na bardzo precyzyjne określanie orientacji sondy, z dokładnością rzędu kilku sekund kątowych. Jest to istotne dla instrumentów badających powierzchnię Merkurego. Sensor Słońca pozwala na określenie pozycji sondy w trakcie nagłych problemów powodujących utratę danych na temat orientacji pojazdu. Jest tutaj szczególnie istotny. Pozwala na automatyczne odwracanie wrażliwych powierzchni od Słońca, dzięki czemu nigdy nie zostaną one wystawione na bezpośrednie oświetlenie przez czas dłuższy niż 85 sekund.

System napędowy pojazdu zawiera 4 silniki o ciągu 22N oraz 4 silniki o ciągu 10N. Silniki 22N są umieszczone na ścianie statku skierowanej w stronę nadiru. Posłużą do uzyskania finalnej niskiej orbity okołomerkurjańskiej. W naukowej fazie misji nie będą używane. Silniki 10N służą tylko do usuwania nadmiaru pędu z kół reakcyjnych. Umieszczono je na ścianie statku z radiatorem. Układ napędowy obejmuje też 2 zbiorniki paliwa, wspólne dla silników służących do zmian orbity oraz dla silników kontroli orientacji. Paliwem jest czysta hydrazyna, a utleniaczem - czterotlenek azotu (NTO). Silniki 22N używają paliwa dwuskładnikowego, co pozwala na osiągnięcie wysokiego impulsu właściwego. Silniki 10N używają tylko hydrazyny. Pozwala to na uniknięcie zanieczyszczenia powierzchni statku wyrzucanymi gazami.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:43
WYPOSAŻENIE
W skład wyposażenia naukowego MPO wchodzą:
- magnetometr (Mercury Magnetometer - MERMAG);
- system do poszukiwań atomów i cząstek uzupełniających egzosferę oraz emitowanych z niej (Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances - SERENA);
- instrument do badań egzosfery Merkurego poprzez spektrometrię UV (Probing of Hermean Exosphere by Ultraviolet Spectroscopy - PHEBUS);
- rentgenowski spektrometr obrazujący (Mercury Imaging X-ray Spectrometer - MIXS);
- spektrometr intensywności słonecznego promieniowania rentgenowskiego i cząstek (Solar Intensity X-ray and Particle Spectrometer - SIXS);
- radiometr i spektrometr podczerwieni cieplnej (Mercury Radiometer and Thermal Infrared Spectrometer - MERTIS);
- spektrometr promieniowania gamma i neutronów (Mercury Gamma-ray and Neutron Spectrometer - MGNS);
- zintegrowany spektrometr i system obrazujący (Spectrometer and Imagers for MPO BepiColombo - Integrated Observatory System - SIMBIO-SYS);
- wysokościomierz laserowy (BepiColombo Laser Altimeter - BELA);
- włoski przyspieszeniomierz sprężynowy (Italian Spring Accelerometer - ISA). Ponadto sonda wykona eksperyment radiowy (Mercury Orbiter Radio Experiment - MORE).

Łączna masa instrumentów wynosi 50 kg, a pobór mocy - 150 W.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:44
MERMAG
Magnetometr orbitera MPO jest przeznaczony do badań pola magnetycznego w niewielkiej odległości od powierzchni planety. Pomiary te pozwolą na rozróżnienie i scharakteryzowanie czterech komponentów pola magnetycznego Merkurego - zewnętrznego pola generowanego przez oddziaływania z wiatrem słonecznym, pola generowanego we wnętrzu planety (mającym charakter przewodnika) na skutek występowania czasowych zmian w zewnętrznym polu magnetycznym; pozostałości namagnesowania skorupy planety; oraz pola wewnętrznego, generowanego przez mechanizm dynama we wnętrzu planety. Instrument pozwoli na zbadanie struktury przestrzennej pola magnetycznego planety oraz jego zmian w czasie. Przyczyni się do badań pochodzenia wewnętrznego pola magnetycznego Merkurego. Wraz z pomiarami siostrzanego magnetometru MGF na orbiterze MMO system ten pozwoli na badania zmian czasowych i przestrzennych w niewielkiej magnetosferze Merkurego.

Instrument MERMAG jest cyfrowym magnetometrem transduktorowym. W jego skład wchodzą dwa sensory z własną elektroniką przetwarzającą pomiary pola magnetycznego, jednostka obróbki danych, oraz wewnętrzny zasilacz. Oba sensory zostały umieszczone na wysięgniku o długości 2.8 m. Jeden z nich znajduje się blisko jego końca, a drugi - bliżej statku kosmicznego. Sensor zewnętrzny wykonuje pomiary pola magnetycznego w otoczeniu. Sensor wewnętrzny natomiast mierzy też pole magnetyczne wytworzone przez statek kosmiczny, co pozwala na uwzględnienie poprawki w trakcie obróbki danych. Instrument pracuje w zakresie dynamicznym +/- 2000 nT. Pomiary są wykonywane z szybkością 0.5 - 128 sektorów na sekundę. Całkowita masa systemu wynosi 2530 g, a pobór mocy - 4.6 W. Każdy sensor ma masę 270 g i wymiary 82.4 x 82.4 x 122.7 mm. Okablowanie ma masę 720 g, a elektronika - 1270 g. Wymiary jednostki elektroniki to 162 x 169 x 96.6 mm. Połączenie ze statkiem kosmicznym umożliwia interfejs SpaceWire. Produkcja danych to około 3 Mb na orbitę.

Instrument wykorzystuje standardową zasadę działania magnetometrów transduktorowych. Każda jednostka składa się z pierścienia wykonanego z materiału który łatwo się magnesuje. Wokół takiego rodzenia nawinięta jest zwojnica. Przez zwojnicę przepuszczany jest zmienny prąd elektryczny. Powoduje on wygenerowanie pola magnetycznego w rdzeniu. Ma ono znaną wartość. Mierzone zewnętrzne pole magnetyczne zaburza symetrię pola indukowanego. Pomiary wynikowego pola magnetycznego są wykonywane dzięki drugiej zwojnicy otaczającej rdzeń. Umożliwiają one obliczenie natężenia zewnętrznego pola magnetycznego.

Konfiguracja magnetometru jest oparta na tzw schemacie magnetometru cyfrowego. Ilość części analogowych została zredukowana poprzez ucyfrawianie sygnału ze zwojnicy bezpośrednio za wzmacniaczem wejściowym, z częstotlwiością próbkowania 4 razy większą od częstotliwości pobudzania zwojnicy. Służy do tego 14-bitowy konwerter analogowo - cyfrowy. Tradycyjna obróbka sygnału analogowego jest zastąpiona przez algorytmy wykonywam przez układ FPGA (Field Programmable Gate Array). Zawiera on tez interfejs z jednostką elektroniki kontrolnej. Konfiguracja taka została po raz pierwszy zastosowana w instrumencie ROMAP (Rosetta Lander Magnetometer and Plasma Monitor) lądownika Philae misji Rosetta, a później w magnetometrze MAG (Magnetometer) sodny Wenus Express oraz magnetometrze FGM (Fluxgate Magnetometer) satelitów THEMIS/ARTEMIS. Urządzeniem o analogicznej konstrukcji jest magnetometr MGF-O systemu MGF orbitera MMO.

Rdzeń sensora MERMAG składa się z dwóch splecionych (ustawionych prostopadle do siebie) pierścieni o różnych średnicach. Umożliwiają one wykonywanie pomiarów pola magnetycznego. Są one wykonane z miękkiego stopu. Za pomocą mniejszego pierścienia mierzone jest pole magnetyczne wzdłuż osi X i Z. Większy pierścień służy do pomiarów wzdłuż osi Y i Z. Pierścienie są wyposażone w 2 układy przestrzennych zwojnic. Wewnętrzny (Pick-Up Coil) służy do zbierania zewnętrznego pola magnetycznego. Zewnętrzny (zwojnica Helmholtza) służy do kompensowania pola magnetycznego w obrębie pierścienia. Zwojnica zewnętrza jest położona jak najbliżej pierścieni rdzenia, co zwiększa stosunek sygnału do szumu. Zwojnica Helmholtza produkuje sygnał wyjściowy. Kompensuje wektor pola magnetycznego w obrębie pierścienia tak, że jest ono utrzymywane na poziomie zerowym. Obie zwojnice wykonane są z drutów miedzianych z odpowiednim pokryciem.

Poza elektroniką sensorów instrument MERMAG posiada jednostkę kontrolną (Instrument Controller Unit - ICU) oraz zasilacz obsługujący elektronikę sensorów, ICU i grzejniki. Instrument może działać w dużej mierze samodzielnie, wymaga tylko zaprogramowania trybu działania i szybkości transmisji danych. Jednostka ICU jest oparta na używanym przez ESA systemie RTM (Remote Terminal Controller). Oprogramowanie zostało napisane w języku C. Kod rozruchowy jest przechowywany przez pamięć PROM. Po uruchomieniu wykonywa jest test stanu instrumentu, a dane na ten temat są zapisywane w pamięci RAM. Następnie PROM jest wyłączany w celu zmniejszenia poboru mocy i instrument działa z użyciem pamięci RAM. Opcjonalnie odpowiedni kod może zostać prowadzony do RAM z pamięci EEPROM. W czasie działania programowanie wykonuje cykle pomiarów pomiary diagnostycznych oraz pomiarów pola magnetycznego.

Komponenty instrumentu nie mogą być nagrzane do temperatury wyższej od 200°C. Oba sensory zostały więc umieszczone we wnętrzu osłon cieplnych. Ponadto zostały zainstalowane na stronie wysięgnika odwróconej od nadiru, co zmniejsza poziom promieniowania cieplnego przyjmowanego z powierzchni planety. Osłona cieplna składa się z reflektorów optycznych (Optical Solar Reflectors - OSR) ustawionych po 6 na każdej z czterech stron sensora. Są one przyklejone materiałem ELASTOSIL S692 do struktury podbierającej złożonej z plastiku wzmocnionego włóknem węglowym odpornym na wysoką temperaturę (High Temperature Carbon Fiber Reinforced Plastic - HT-CFRP). Pomiędzy OSR a HT-CFRP umieszczono folię aluminiową osłaniającą przestrzenie pomiędzy zwierciadłami oraz ułatwiającą przenoszenie ciepła pomiędzy oświetloną i nieoświetloną stroną konstrukcji. Między wewnętrzną stroną płyty HT-CFPR a strukturą sensora umieszczona jest izolacja wielowarstwowa zoptymalizowana do pracy w wysokiej temperaturze (High  Temperature Multilayer Insulation - HT-MLI) złożona z 15 warstw. Przepływ ciepła do płyty podstawowej sensora jest zminimalizowany poprzez zastosowanie 50-mm mocowania z materiału PEEK (Polyetheretherketon).

Instrument został opracowany przez Institut fur Weltraumforschung (IWF) Austriackiej Akademii Nauk, Institut fur Geophysik und Extraterrestrische Physik (IGEP) Politechniki w Braunschweig w Niemczech, Imperial College w Londynie oraz JAXA.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:46
SERENA
System do poszukiwań atomów i cząstek uzupełniających egzosferę oraz emitowanych z niej jest złożonym zestawem sensorów służącym bo badań złożonego środowiska cząstek wokół Merkurego. Dostarczy informacji na temat całego systemu powierzchnia - egzosfera - magnetosfera pod kątem procesów zachodzących w nim, głównie pod wpływem silnych oddziaływań z wiatrem słonecznym i ośrodkiem międzyplanetarnym. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: wykonanie badań składu pierwiastkowego egzosfery Merkurego;  badania rozkładu przestrzennego egzojonosfery i niejednorodności w jej składzie chemicznym; określenie tępa emisji cząstek z powierzchni i odpowiedzialnych za to procesów; określenie tempa oddziaływań plazmy z powierzchnią; określenie tempa utraty cząstek z magnetosfery; oraz zbadanie asymetrii  w profilach gęstości gazów w egzosferze.

W przypadku badań składu egzosfery system ten pozwoli na pełniejsze poznanie tworzących ją pierwiastków oraz och wzajemnych ilości. Uważa się, że zaobserwowane do tej pory pierwiastki (H ,He, O, Na, Ka i Ca) mogą stanowić jedynie niewielki procent całości. Wchodzący w skład systemu sensor STROFITO (patrz dalej) jest idealny do badań ilościowych różnych składników egzosfery i zidentyfikowania różnorodnych gazów po nocnej i dziennej stronie planety. Takie bezpośrednie pomiary pozwolą na lepsze poznanie lokalnej charakterystyki gazu i jego właściwości dynamicznych. Uzupełnią bardziej globalne, teledetekcyjne pomiary instrumentu PHEBUS.

W przypadku składu egzojonosfery system pozwoli na wykonanie pomiarów zawartości jonów pochodzących z planety (He+, Na+ + Mg+, O+ + OH+, Si+, S+, K+ + Ca+). Dzięki orbicie przebiegającej blisko powierzchni i stabilizacji trójosiowej sondy warunki będą bardzo korzystne dla takich pomiarów, głównie za pomocą sensora PICAM. Będzie mógł on wykonać pomiary jonów nad różnymi regionami przyczyniając się do poznania procesów uwalniających je z materiału powierzchniowego. Dzięki dużej czułości, szerokiemu polu widzenia i wysokiej rozdzielczości masowej pozwoli on na wykonanie pełnej analizy składu jonów wokół Merkurego. Pozwoli to na stwierdzenie, czy wokół Merkurego występuje prawdziwa jonosfera. Oddziaływania pomiędzy egzojonosferą a egzosferą i wpływ na nie warunków zewnętrznych będą badane poprzez określenie stosunku gęstości atomów neutralnych do jonów, mierzonych odpowiednio przez STROFITO i PICAM.

Jeśli chodzi o badania emisji cząstek z powierzchni, pomiary egzosferycznych atomów neutralnych z sensorów STROFITO i ELENA pozwolą na zidentyfikowanie mechanizmów odpowiedzialnych za ich wyrzucanie. Korelacja pomiędzy emisją cząstek neutralnych mierzoną przez ELENA oraz pomiarami pochłaniania plazmy przez powierzchnię wykowanymi przez sensor MIPA pozwolą na poznanie efektywności różnych procesów emisji. Ponadto możliwe będzie określenie położenia obszarów emitujących cząstki, zobrazowanie emisji i określenie wydajności różnorodnych procesów wyzwalających emisję.

W przypadku pochłaniania plazmy przez powierzchnię, MIPA pozwoli na monitorowanie wiatru słonecznego docierającego do niej. MIPA i PICAM pozwolą też na monitorowanie generowania jonów na powierzchni spowodowanych oddziaływaniami z wiatrem słonecznym. Możliwe będzie też zlokalizowane miejsc nasilonych oddziaływań tego typu, będących źródłem emisji jonów i atomów neutralnych.

W przypadku badań utarty plazmy z magnetosfery, pomiary ELENA i PICAM pozwolą na określenie globalnego tempa utraty cząstek. Będą to istotne informacje dla poznania procesów tworzenia i erozji neutralnej egzosfery Merkurego. Będą też istotne dla badań ewolucji planety.

W egzosferze Merkurego występują duże asymetrie w gęstości gazu pomiędzy różnymi długościami geograficznymi oraz pomiędzy dniem i nocą, wschodem i zachodem słońca oraz peryhelium i aphelium orbity. STROFITO pozwoli na rejestrowanie tych różnic. Istotne będą pomiary poziomych profili gęstości substancji uwalnianych przez różne mechanizmy, np. Na i Ca.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:46
SERENA: KONFIGURACJA
W skład systemu SERENA wchodzą następujące sensory: kamera rejestrująca jony emitowane z powierzchni (Planetary Ion Camera - PICAM); miniaturowy analizator precypitacji jonów (Miniature Ion Precipitation Analyzer - MIPA); sensor emitowanych atomów neutralnych o niskich energiach (Emitted Low Energy Neutral Atoms - ELENA); oraz spektrometr masowy atomów neutralnych wykorzystujący rotujące pole elektryczne (Start from a Rotating Field Mass Spectrometer - STROFIO, z greckiego "strofi" - "rotacja").

Spektrum energii cząstek neutralnych w okolicach Merkurego sięga od kilku eV do kilku keV, dlatego też nie może być mierzone przez jedno urządzenie. STROFITO wykonuje więc pomiary w przedziale najniższych energii (od około 0 do kilku eV), a ELENA w zakresie energii wysokich (20 eV- 5 keV). STROFITO prowadzi pomiary energii atomów egzosferycznych, ale nie ma zdolności obrazowania. Pomiary takie, wykonywane w czasie kilku orbit pozwalają też na określenie składu powierzchni. ELENA charakteryzuje się natomiast wysoką rozdzielczością kątową i 1-wymiarowym polem widzenia skierowanym w nadir. Pozwala to na zrekonstruowanie globalnego rozkładu cząstek wokół Merkurego, poprzez łącznie obserwanci z wielu orbit. W zakresie energii od kilku eV do 20 eV pomiary nie są prowadzone z powodu trudności technicznych. Jednak żaden proces nie powoduje produkcji cząstek tylko w tym zakresie.

Oba spektrometry jonów, MIPA i PICAM wzajemnie uzupełniają się. Czynnik geometryczny MIPA jest zoptymalizowany do mierzenia bardzo intensywnych emisji jonów z wiatru słonecznego uderzającego w powierzchnię i oddziaływań powierzchni z jonami magnetosferycznymi. PICAM posiada wyższą rozdzielczość masową, dzięki czemu jest odpowiedni do pomiarów mniej intensywnych emisji jonów z egzojonosfery. MIPA ma jednak szerszy zakres energetyczny. Oba spektrometry charakteryzują się dobrą rozdzielczością czasową, co pozwala na efektywne rejestrowanie zmian w intensywności emisji.

Praca wszystkich elementów systemu jest kontrolowana przez wspólną jednostkę elektroniki (SERENA Controller Unit - SCU).
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:47
SERENA: PICAM

System PICAM pozwala na obrazowanie rozkładu jonów na całym niebie. Pozwala na określenie trójwymiarowego rozkładu wektorów  szybkości jonów oraz na uzyskanie ich spektrogramu masowego. Pracuje w zakresie energii 1 eV - 3 keV z rozdzielczością 10%. Rozdzielczość kątowa wykosi około 22.5 stopnia. Zakres masowy rozciąga się od 1 u do ok. 132 u (Xe). Rozdzielczość czasowa znajduje się w przedziale 1 - 32 s. Urządzenie o bardzo podobnej konfiguracji - PIS (Planetary Ion Sensor) zastosowano na sondzie Phobos-Grunt, gdzie wchodzi w skład systemu PhPMS (Phobos-Grunt Plasma and Magnetic Measurements System).

Sensor jest symetryczny wzdłuż osi Z, a jego pole widzenia jest półkulą z centrum na tej osi. Jony wchodzą do niego przez szczelinę w kształcie pierścienia. Po odbiciu o elipsoidalne zwierciadło jonowe, wiązka wektorów szybkości jonów w kierunku polarnym (90 stopni) jest ściskana do szerokości 15 stopni. Następnie wiązka przechodzi przez wrota elektrostatyczne. Pozwalają one na wprowadzenie do dalszej części systemu określonych porcji jonów. Następnie jony przechodzą przez toroidalny analizator elektrostatyczny (Electrostatic Analyzer - ESA) pozwalający na ich posortowanie według energii. Jony wychodzące z obrębu ESA przechodzą przez wtórne zwierciadło elektrostatyczne które kieruje je na detektor. Obrazuje on pole widzenia instrumentu tak, że kierunek przybycia cząstki odpowiada pozycji na detektorze.

Rozdzielanie jonów względem mas umożliwia technika spektrometri czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometry - TOF). Jony w określonym przedziale energetycznym (wybranym za pomocą pola magnetycznego) są analizowane pod kątem stosunku energii do ładunku (E/q), a ich szybkości są odwrotnie proporcjonalne do kwadratu masy. Technika TOF pozwala na zmierzenie stosunku masy do ładunku (m/q) i oszacowanie masy jonów.

W skład spektrometru TOF wchodzi brama elektrostatyczna oraz analizator ESA. Pomiar w trybie spektrometrycznym polega na otwarciu bramy elektrostatycznej prowadzącej do analizatora elektrostatycznego. Brama złożona jest z cienkich elektrod do których przykładane jest napięcie. W pozycji zamkniętej przyłożone jest do niej napięcie ujemne, a jony nie mogą trafić na szczelinę wejściową ESA. Po przyłożeniu napięcia dodatniego wchodzą do ESA w postaci wąskiej wiązki. Następnie trafiają na detektor w czasie proporcjonalnym do ich masy.

Detektorem PICAM jest płyta mikrokanałowa (Microchannel Plate - MCP). Odrzucanie fotonów UV zapewnia pokrycie głównego zwierciadła warstwą Cu2S. Wielokrotne odbicia wewnątrz systemu, mała szczelina wejściowa i wąska szczelina wyjściowa ESA przed analizatorem masowym dostarczają bardzo dobrej ochrony przed fotonami.

Elektronika PICAM jest umieszczona w jednej jednostce z optyką jonową i detektorem. Jest ona połączona z elektroniką zewnętrzną. Zawiera ona zasilacze wysokiego i niskiego napięcia, elektronikę detektora i wrót elektrostatycznych oraz kontroler FPGA (Field Programmable Gate Array).
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:48
SERENA: MIPA

System MIPA jest prostym analizatorem masowym jonów zoptymalizowanym do monitorowania pochłaniania jonów powierzchnię  z użyciem minimalnych zasobów statku kosmicznego. Pracuje w zakresie energetycznym 15 eV - 15 keV z rozdzielczością 7%. Pole widzenia ma wymiary 9 x 360 stopni. Obejmuje 4 piksele w kierunku polarnym i 6 pikseli w kierunku azymutalnym. Rozdzielczość kątowa wynosi 22.5 stopnia w kierunku polarnym i 60 stopni w kierunku azymutalnym. Zakres masowy to 1 - 50 u. Rozdzielczość pomiarów mas jonów wynosi około 5 u. Zakres energetyczny i masowy pozwalają na prowadzenie pomiarów wszystkich rodzajów jonów występujących w egzosferze.

Jony wchodzące do układu MIPA przechodzą przez deflektor elektrostatyczny złożony z dwóch cylindrycznych elektor. Następnie przechodzą przez analizator elektrostatyczny (Electrstatic Analyzer - ESA) pozwalający na ich posortowanie według energii. Następnie wchodzą do spektrometru czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometer - TOF). Tam są przyspieszane do 1 keV przez napięcie przyłożone do ścian komórki TOF. W jej wnętrzu jony uderzają w powierzchnie START i STOP powodując powstanie wtórnych elektronów. Są one odbierane przez dwa detektory w postaci ceramicznych kanałowych powielaczy elektronów (Ceramic Channel Eelectron Multiplier - CCEM). Powodują tym samym wytworzenie sygnałów START i STOP, pozwalających na oszacowanie szybkości jonów i wraz z ze znaną energią - jego masy. Przy energiach powyżej 4 keV dodatkowe przyspieszanie nie jest stosowane. Czynnik geometryczny może być zmieniany przez zmieniane wolarza przyspieszającego jony. Powoduje to zmiany w energii jonów uderzających powierzchnie START i STOP i w produkcji wtórnych elektronów.

System MIPA został opracowany przez Szwedzki Instytut Fizyki Kosmicznej (Swedish Institute for Space Physics - IRF) w Kirunie. Jest oparty na sensorze SWIM (Solar Wind Monitor) systemu SARA (Sub keV Atom Reflecting Analyzer) sondy Chandrayaan-1. Dwa inne sensory tego typu - YPP-i1, 2 (YPP Ion Analyzer 1, 2) zastosowano na sondzie Yinguho-1. Wchodzą tam w skład systemu YPP (Yinguho Plasma Package). Ponadto sensor tego typu - DIM (Detector for Ions at Mars) wchodzi w skład pakietu PhPMS (Phobos - Grunt Plasma and Magnetic Measurements System) sondy Phobos - Grunt. Urządzeniem tej serii był też przyrząd PRIMA (PRISMA Ion Analyzer) zastosowano na szwedzkim satelicie inżynieryjnym PRISMA (Prototype Research Instruments and Space Mission Advancement) umieszczonym na orbicie 15 czerwca 2010r.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:50
SERENA: ELENA

System ELENA rejestruje i identyfikuje atomy neutralne w zakresie energii 0.02 - 5 keV. Jest spektrometrem czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometer - TOF). Zastosowano w nim mową konfigurację opartą na oscylatorach ultrasonicznych, nanomigawce oraz detektorze mikrokanałowym (Microchannel Plate - MCP). Pozwala ona na uzyskanie bezprecedensowej rozdzielczości czasowej i redukcję szumu przy rejestracji słabych emisji atomów neutralnych.

Konstrukcja urządzenia wykorzystuje mechaniczną nanomigawkę. MIgawka taka pozwala atomą na wejście do otworu wejściowego detektora (o polu widzenia o wymiarach 4.5 x 76 stopnia) w określonym czasie. Nanomigawka jest złożona z dwóch membran wytworzonych z azotku krzemu (Si3N4). Membrany takie mają postać powierzchni z z długimi i wąskimi szczelinami (100 nm). Szczeliny w obu membranach są zwrócone do siebie. Nanoszczeliny takie zostały wytworzone z użyciem techniki litografii wiązką elektronów (Electron Beam Lithography - EBL). Ultrasoniczny oscylator piezoelektryczny pozwala na wprowadzanie jednej z membran w oscylacje z częstotliwością 100 kHz. Powoduje to przesuwanie się jednej membrany względem drógiej, znajdującej się w stałej pozycji. Masa tego układu (dwóch membran i ich ramy) wynosi tylko kilka gramów. W układzie takim cząstki mogą przejść przez szczelinę wejściową gdy nanoszczeliny w dwóch membranach są ustawione jedna za drugą. Jest to sygnał START. Następnie wchodzą do komory TOF i są rejestrowane przez jednowymiarowy detektor MCP pozwalający na zrekonstruowanie szybkości i kierunku nadejścia cząstki. Długość szczeliny wejściowej daje długość pola widzenia 4.5 stopnia. Szerokość pola widzenia (76 stopni) jest podzielona na 32 segmenty o wymiarach 4.51 x 2.4 stopnia przez anody znajdujące się za MCP. Masa atomu neutralnego nie jest bezpośrednio mierzona, ale sygnał z MCP morze być użyty do zdefiniowania kilku kanałów masowych.

Odrzucanie promieniowania podczerwonego w celu zmniejszenia ładunku cieplnego zapewnia krata odbijająca podczerwień. Jest ona wykonana z siatek o oczkach o wymiarach 1 x 4 mikrometrów. Ich przejrzystość dla cząstek neutralnych wynosi 50%.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:51
SERENA: STROFITO

System STROFITO jest spektrometrem masowym pozwalającym na określenie masy cząstki na ładunek (m/q) za pomocą techniki spektrometrii czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometry - TOF). Pracuje przy energiach mniejszych od 1 eV. Pole widzenia ma wymiary 20 x 20 stopni. Zakres masowy to 1 - 64 u. Rozdzielczość czasowa wynosi 10 s. Sensor ten charakteryzuje się wysoką czułością (0.14 zliczeń na sekundę przy gęstości cząstek na poziomie 1 cząstki na centymetr sześcienny).

STROFITO jest nowym rodzajem spektrometru TOF. Sygnał START jest wprowadzany przez rotujące pole elektryczne. Powoduje ono przegięcie trajektorii cząstki na zadaną płaszczyznę. Sygnał STOP powstaje po uderzeniu cząstki w detektor. System ten analizuje każdą cząstkę, co w ogromnym stopniu podnosi jego całkowitą czułość. Jego zachowanie zależy w dużej mierze od szybkości elektroniki a nie od konstrukcji mechanicznej. Dzięki temu cały sensor jest prosty i łatwy do obsługi.

W systemie STROFITO atomy neutralne wchodzą przez otwór wejściowy do komory jonizacyjnej. Tam są jonizowane. Potem są przyspieszane i ogniskowane przez odpowiednią optykę eleketrsoatyczną. Następnie wchodzą do analizatora masowego. W jego obrębie jony poruszają się pod wpływem pola elektrycznego. Jego natężenie jest stałe, ale jego kierunek rotuje jednorodnie w przestrzeni, w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku wektora początkowej szybkości jonu. Cząstka może uderzyć w detektor tylko tedy, kiedy kierunek pola jest zwrócony w stronę detektora. W innym wypadku jon po prostu mija detektor. Czas pomiędzy chwilą dotarcia cząstki do detektora a chwilą zwrócenia w jego kierunku pola elektrycznego jest równy okresowi czasu w którym cząstka poruszałaby się w przestrzeni wolnej od pola elektrycznego. Pozwala to na oszacowanie jej masy. Detektorem jest płyta mikrokanałowa (Microchannel Plate - MCP).
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:54
PHEBUS
Instrument do badań egzosfery Merkurego poprzez spektrometrię UV pozwala na badania składu i dynamiki egzosfery oraz jej oddziaływań z powierzchnią Merkurego. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: określenie składu i struktury pionowej egzosfery; scharakteryzowanie dynamiki egzosfery - cyrkulacji pomiędzy półkulą dzienną i nocą, transportu gazu pomiędzy regionami aktywnymi i nieaktywnymi, badania procesów związanych z uwalnianiem gazów z powierzchni; zidentyfikowanie i scharakteryzowanie źródeł gazów w egzosferze; zidentyfikowanie jonów w egzosferze i ustalenie ich relacji z egzosferą neutralną; monitorowanie procesów wymiany gazów i ich transportu pomiędzy egzosferą i atmosferą w czasie i przestrzeni; oraz wykonanie badań ucieczki gazów oraz cykli geochemicznych związanych z ich uwalnianiem wraz z innymi instrumentami (MSASI i MPPE na MMO oraz MIXS i SERENA na MMO). Urządzenie przyczyni się ponadto do badań osadów w stale ocienionych kraterach polarnych oraz do badań korony słonecznej i heliosfery.

W stosunku do spektrometru UV MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) sondy MESSENGER, PHEBUS posiada kilka dodatkowych właściwości pozwalających na pełniejsze badania egzosfery. Rozciągnięcie pomiarów do regionu 55 - 110 nm pozwala na zarejestrowanie dodatkowych pierwiastków, takich jak He, Ar, N i in. Użycie zwierciadła skanującego pozwala na generalną poprawę pokrycia, częstotliwości próbkowania pionowego oraz zdolność wykrywania gazów występujących w ilościach śladowych. Dzięki wykonywaniu jednoczesnych pomiarów wszystkich wykrywalnych pierwiastków w egzosferze, znacznemu pokryciu przestrzennemu z zastosowaniem systemu skanującego oraz dobremu pokryciu czasowemu dzięki krótkiemu okresowi obiegu MPO, instrument dostarczy map egzosfery w 4 wymiarach (wysokości, długości geograficznej, szerokości geograficznej i czasu). Po raz pierwszy obserwacje takie prowadzone będą w zakresie 55 -110 nm, co pozwoli na zarejestrowanie gazów szlachetnych i odniesienie tych pomiarów do badań geochemicznych wykonywanych przez inne instrumenty MPO. Ponadto pozwoli na wykonanie badań zawartości jonów i odniesie ich do studiów magnetosfery prowadzonych za pomocą instrumentów MMO. Jednoczesne obserwacje spektrometryczne wewnętrznej egzosfery za pomocą PHEMUS oraz obrazowanie egzosfery zewnętrznej za pomocą instrumentu MSASI na orbiterze MMO dostarczą komplementarnego obrazu dynamiki egzosfery w różnych skalach przestrzennych i czasowych. Pomiary PHEBUS dotyczące składu egzosfery oraz gazów uciekających z niej wraz z pomiarami składu powierzchni wykonywanych przez spektrometr MIXS i pomiarami cząstek z systemu SERENA pozwolą na wiarygodne określenie składu materiału powierzchniowego oraz na charakteryzowanie cykli chemicznych i dynamicznych w układzie powierzchnia - egzosfera.

W przypadku badań składu i struktury pionowej egzosfery instrument uzyska pionowe skany obrazujące zawartości poszczególnych pierwiastków i ich zmiany wraz z wysokością. Pozwoli to na wykrycie populacji atomów generowanych przez różne procesy na całej planecie.

W przypadku badań dynamiki egzosfery instrument pozwoli na śledzenie poszczególnych pierwiastków na stronie dziennej i nocnej planety dzięki pełnym pomiarom w każdej porze doby na wszystkich szerokościach geograficznych. Duże pokrycie geograficzne dostarczy informacji na temat lokalnych regionów aktywnych oraz epizodycznego transportu gazów w egzosferze.

Poprzez pomiary rozkładu przestrzennego różnorodnych gazów produkowanych przez zupełnie różne procesy możliwe będzie ustalenie stosunków pomiędzy ich zawartościami, dającego wskaźnik dominującego procesu wytwarzającego egzosferę oraz określenie przestrzennych i czasowych zmian charakteryzujących procesy uwalniania gazów.

Badania na temat formowania się i dynamiki populacji jonów w egzosferze zostaną wykonane dzięki detekcji kilku jonów (np Mg+, S+, C+) i mapowaniu rozmieszczenia atomów neutralnych z których się wywodzą.

Pomiary jonów i atomów neutralnych na wejściu do magnetosfery, wraz z pomiarami MMO pozwolą na śledzenie jonów planetarnych od regionu ich powstawania w egzosferze, poprzez magnetosferę do ich ucieczki z magnetosfery i ponownego wprowadzania do niej w obrębie ogona magnetycznego.

Mierzenie tempa ucieczki różnych pierwiastków, wraz z pomiarami instrumentów geochemicznych (MGNS, MIXS, MERTIS i SIMBIO-SYS) dostarczy danych na temat składu erodującego regolitu. Skorelowanie tempa ucieczki z gęstością każdego pierwiastka w egzosferze pozwoli na określenie czasu przebywania danego pierwiastka w systemie regolit - egzosfera. W przypadku wykrycia gazów szlachetnych możliwe będą badania procesów odgazowywania powierzchni oraz historii implantacji jonów wiatru słonecznego w materiał powierzchniowy.

Instrument przyczyni się też do poszukiwań lodu wodnego w kraterach polarnych. Lód może zostać wykryty jako różnica w albedo powierzchni przy 121.6 nm (linia Lyman-alfa, powstaje na skutek rozpraszania fotonów słonecznych na wodorze w ośrodku międzyplanetarnym i oświetla powierzchnię) po nocnej stronie planety. Podobna zasada została użyta w instrumencie LAMP (Lyman-Alpha Mapping Project) sondy LRO na Księżycu.

Poza badaniami Merkurego instrument przyczyni się też do badań helisfery - oddziaływań gazu międzygwiazdowego ze środowiskiem helisoferyczym oraz do badań korony słonecznej. W przypadku oddziaływań z gazem międzygwiazdowym, obserwacje nieba w zakresie linii H, He i He+ (odpowiednio 121.6, 58.4 i 30.4 nm) dostarczą danych diagnostycznych dla gazu międzygwiazdowego w helisoferze i jego oddziaływań z wiatrem słonecznym. Pozwoli na to unikalny punkt obserwacyjny w małej odległości od Słońca. W przypadku badań korony, instrument będzie mógł rejestrować emisję w zakresie jonów występujących w koronie słonecznej, gdy tarcza słoneczna będzie zasłonięta przez Merkurego. Linie korony będą jednak znajdowały się wśród linii egzosfery i nie jest jasne, czy metoda ta będzie przydatna.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:55
Instrument PHEBUS ma masę 6.2 kg. Pobór mocy wynosi 3.6W. Produkcja danych to około 10 megabitów na orbitę Jest to podwójny spektrometr ultrafioletu, pracujący w zakresie ultrafioletu skrajnego (Extreme Ultraviolet - EUV) 55 - 155 nm i ultrafioletu dalekiego (Far Ultraviolet - FUV) 145 - 315 nm oraz dodatkowo w dwóch liniach bliskiego ultrafioletu (Near Ultraviolet - NUV) - 404 i 422 nm. Detekcja spektrum jest oparta na zliczaniu fotonów za pomocą detektorów w postaci płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP) z koderem anody opornikowej (Resistive Anode Encoder- RAE). Główną zaletą detektora MCP-RAE jest wysoka czułość dzięki bardzo niskiemu ładunkowi ciemnemu. Zliczanie fotonów jest dzięki temu możliwe w normalnym zakresie temperatury (od -20 do +40°C), co pozwala na uniknięcie stosowania ciężkich i energochłonnych chłodziarek. Pomiary w zakresie dwóch dodatkowych linii światła widzialnego są wykonywane za pomocą dwóch fotopowielaczy Photo-Multiplier Tube - PMT) używanych w trybie zliczania fotonów.  W celu uniknięcia utraty czułości w zakresie UV we wnętrzu instrumentu zastosowano minimalną ilość elementów odbijających - tylko pozaosiowe zwierciadło paraboliczne oraz holograficzne siatki dyfrakcyjne. Zwierciadło pozaosiowe jest przesuwane za pomocą mechanizmu rotacyjnego, dzięki czemu może kierować promieniowanie z nad krawędzi tarczy planety na szczelinę wejściową spektrometru. Ponieważ długotrwała stabilność obserwacji na orbicie nie zawsze jest osiągalna, zwierciadło to pozwala na utrzymywanie linii widzenia instrumentu blisko krawędzi tarczy w trakcie długich ekspozycji. Ponadto umożliwia osiągnięcie większej niezależności geometrii obserwacji od orbity sondy, a także na rozszerzenie zakresu pomiarów w kierunku piniowym. Dzięki temu instrument jest zarówno mały i lekki jak i bardzo wszechstronny. Użyte zwierciadło pozwala na uniknięcie konieczności wykonywania obrotów statku w celu zwrócenia instrumentu w dany punkt. Ograniczenia w obserwacjach jednak istnieją. Z powodu dużej czułości detektorów MCP-RAE obserwowane mogą być tylko słabe emisje. Dlatego tez instrument nie może być bezpośrednio oświetlony przez Słońce czy też światło odbite od powierzchni planety. Zrodziło to konieczność zastosowania kilku przegród które zwiększyły masę urządzenia. Ponadto instrument jest bardzo czuły na zanieczyszczenia pyłowe mogące rozpraszać światło oraz na zanieczyszczenia molekularne mogące absorbować ultrafiolet. Ponadto fotokadory są bardzo wrażliwe na powietrze, zwłaszcza w detektorze EUV. Dlatego tez detektor ten musiał zostać pokryty oknem otwieranym przez odpowiedni mechanizm po starcie, a w czasie prac naziemnych był utrzymywany w próżni. Dlatego też do wszelkich prac przy instrumencie konieczna była odpowiednia pompa próżniowa, usuwana dopiero przed startem.

Wszystkie komponenty instrumentu znajdują się w obrębie jednej jednostki. Konfiguracja urządzenia wygląda następująco. Na wejściu do instrumentu znajduje się zestaw przegród pozwalający na odrzucenie zabłąkanego światła. Jest on pokryty izolacją wielowarstwową zoptymalizowaną do pracy w wysokiej temperaturze (High-Temperature Multi-Layer Insulation- HT-MLI). Jest zamontowany na mechanizmie obrotowym posiadającym dokładność pozycjonowania ok. 0.1 stopnia. Został dostarczony przez Instytut Badań Kosmicznych (IKI) Rosyjskiej Akademii Nauk w Moskwie. U podstawy przegrody znajduje się zwierciadło skanujące (wejściowe) kierujące światło z obserwowanego obszaru na szczelinę wejściową spektrometru. Szczelina może być usunięta z pola widzenia w trakcie okresowych obserwacji kalibracyjnych gwiazd. W tym celu została zainstalowana na dwupozycyjnym silniku. Za szczeliną znajdują się dwie holograficzne siatki dyfrakcyjne. Definiują one dwa kanały spektrometryczne - EUV i FUV, o rozdzielczości spektralnej odpowiednio 1 i 1.5 nm. Za nimi znajdują się dwa detektory MCP-RAE. W celu rejestrowania promieniowania poniżej 115 nm detektor kanału EUV nie jest osłonięty oknem, natomiast detektor FUV jest zamknięty. Detektory te zostały dostarczone przez Wydział Nauk o Ziemi i Nauk Planetranych (Department of Earth and Planetary Science) Uniwersytetu Tokijskiego. Z powodu stosunkowo dużych rozmiarów systemów detektorów ultrafioletu, bezpośrednie ustawienie detektorów dwóch linii światła widzialnego (PM) w punktach ogniskowania obserwowanych linii nie było możliwe. Dlatego też przed detektorami UV ustawiono pryzmat rozdzielcy wiązkę światła na dwie oraz dwa sferyczne zwierciadła. Wszystkie komponenty instrumentu działają pod nadzorem centralnej jednostki obróbki danych (Data Processing Unit - DPU). Są zasilane przez płytę konwersji napięcia zamieniającą napięcie 28V ze statku kosmicznego na wszystkie woltaże używane przez kolejne komponenty. Wszystkie systemy optyczne i mechaniczne są zmontowane we wnętrzu układu mechanicznego złożonego z dwóch elementów. Pierwszy, nazywany strukturą główną zawiera wszystkie masywne podsystemy, w tym mechanizm rotacyjny, detektory EUV i FUV, detektory PM wraz z ich elektroniką, a także DPU i elektronikę zasilania. Druga jest lekką ramą zawierającą siatki dyfrakcyjne oraz mały system pompujący azot (patrz dalej). Ponadto na statku kosmicznym koło instrumentu znajduje się zawias zabezpieczający układ przegród w okresie bezczynności.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:55
System optyczny instrumentu można podzielić na dwie części. Układ wprowadzający światło jest tzw. systemem zbierającym. Obejmuje on przegrodę, zwierciadło paraboliczne oraz szczelinę wejściową spektrometru. Definiuje ona pole widzenia i kierunek widzenia instrumentu. Drugą częścią jest optyka spektrometru obejmująca siatki dyfrakcyjne oraz detektory. Określa ona rozdzielczość spektralną instrumentu.

Przegroda wejściowa pozwala na ochronę instrument przed jasnym światłem, głownie odbitym od powierzchni Merkurego. Światło nie może wejść do niej dopóki kąt oświetlenia nie przekroczy kąta ochraniającego (ok. 8 stopni). Gdy kąt oświetlenia przekroczy go, wpadające światło jest zatrzymywane przez powierzchnie wewnętrzne przegrody. Inną funkcją przegrody jest ograniczenie światła rozproszonego dzięki zapewnieniu wielokrotnych odbić i powierzchni dyfuzji. System ten obejmuje 5 diafragm. Ma wysokość 210 mm, średnicę zewnętrzną 60 mm i kształt walcowaty, symetryczny. Diafragma wyjściowa jest otworem wejściowym instrumentu, o średnicy 25.4 mm. Konstrukcja ta jest wykonana z aluminium i pokryta izolacją HT-MLI. W okolicach perycentrum orbity sondy jej powierzchnia może nagrzewać się do około 200°C. Jej masa wynosi 120 g.

Zwierciadło skanujące (wejściowe) jest ustawione zaraz za otworem diafragmy wyjściowej przegrody. Jest umieszczone na mechanizmie obrotowym. Skupia wiązkę świetlną na szczelinie wejściowej spektrometru. Ma ono kształt parabliczny z efektywną długością ogniskowej 170 mm. Szorstkość powierzchni zwierciadła znajduje się na poziomie 0.5 nm co pozwala na maksymalne usuwanie światła rozproszonego przechodzącego przez przegrodę. W celu zapewnienia wysokiej odbijalności w zakresie UV, zwłaszcza EUV zwierciadło wykonano z węglika krzemu (SiC). Zostało wytworzone przez spiekanie. Na powierzchnię optyczną naniesiono cienką warstwę SiC za pomocą techniki chemicznej depozycji pary (Chemical Vapor Deposition - CVD). Warstwa ta została następnie wypolerowana. Zwierciadło jest jednorodne pod względem zastosowanego materiału i właściwości cieplnych, co w surowym środowisku termicznym na zewnątrz statku jest bardzo istotne. Jednak mechanizm rotacyjny jest wykonany z aluminium. Dlatego też zwierciadło zostało oddzielone od niego termicznie za pomocą metalowego trójnogu. Całkowita masa zwierciadła i trójnogu wynosi 25 g.

Mechanizm skanujący pozwala na przesuwanie linii widzenia spektrometru. Zapewnia pole widzenia o szerokości 360 stopni, co razem z ruchem orbitalnym statku pozwala na mapowanie całej egzosfery. Ponadto umieszczono na nim dwa fotometry oraz szybką migawkę zapobiegającą naświetleniu detektorów zbyt jasnym światłem. Do mechanizmu tego przyłączona jest przegroda wejściowa i zwierciadło skanujące. Obejmuje on dwa łożyska kulkowe, miernik kąta rotacji, system jezdny, wewnętrzną przegrodę, fotometry, migawkę, oraz elektronikę. Mechanizm ten pozwala na obrót głowicy skanera (przegrody wejściowej i zwierciadła, tworzących aperturę wejściową) wzdłuż osi optycznej spektrometru. Głowica skanera jest przymocowana do trzonka scentrowanego na osi optycznej za pomocą dwóch dużych łożysk. Trzonek jest obracany przez silnik krokowy ze ślimacznicą. W łożyskach zastosowano smar krzemowy VNIINP-274 przystosowany do pracy w próżni. Jego trwałość jest gwarantowana na 900 godzin. Miernik kąta obrotu pozwala na wykrywanie ewentualnych spowolnień w trakcie rotacji. Składa się on z pierścieniowego magnesu stałego oraz dwóch układów wykorzystujących efekt Halla. Urządzenia tego typu były często wykorzystywane w rosyjskich misjach kosmicznych. W przypadku sprzętu ESA, w instrumencie OMEGA (Observatoire pour la Mineralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activit) sondy Mars Express pracują przez przeszkód wiele lat. Migawka chroniąca spektrometr przed okazyjnym nadmiernym oświetleniem jest zlokalizowana naprzeciwko jego szczeliny wejściowej. Jest przesuwana przez silnik elektromagnetyczny, automatycznie albo wg rozkazów przyjmowanych w telemetrii. W trybie automatycznym wykorzystywane są dwa fotometry (fotodiody firmy Hamamatsu) umieszczone przed migawką i monitorujące intensywność oświetlenia. Gdy osiągnięta zostanie wybrana wcześniej maksymalna wartość naświetlenia, migawka jest automatycznie zamykana. Pozycja migawki jest monitorowana za pomocą dwóch sensorów Halla. Kontrola temperatury całego mechanizmu jest pasywna. Głowica jest pokryta izolacją MLI i odizolowana od reszty instrumentu poprzez cienkościenny trzonek. Najbardziej wrażliwe części skanera znajdują się wewnątrz statku i mają temperaturę bliską jego temperaturze wewnętrznej (około 60°C). Głównym elementem konstrukcyjnym mechanizmu jest kołnierz zawierający skaner. Jest on przymocowany do jednostki spektrometru. Elektronika skanera jest oparta na trzech w pełni redundancyjnych PCB. Zapewnia łączność z blokiem elektroniki instrumentu kontrolując silnik skanera i migawki oraz odbierając sygnały z fotometrów i sensorów Halla.

Szczelina wejściowa spektrometru znajduje się w płaszczyźnie ogniskowej zwierciadła wejściowego. Definiuje ona doraźne pole widzenia (Instantaneous Field-of-View - IFOV) instrumentu. Ma ona wymiary 5.6 x 0.28 mm, co wraz  długością ogniskowej zwierciadła (170 mm) odpowiada IFOV 1.9 x 0.095 stopnia. Jej dłuższy wymiar jest równoległy do krawędzi traczy planety, co pozwala na wykonywanie pionowych pomiarów egzosfery. Podczas obserwacji kalibracyjnych gwiazd konieczne jest usunięcie szczeliny z pola widzenia. Z powodu aberracji zwierciadła obraz gwiazdy jest większy od szerokości szczeliny. Dlatego też płyta szczeliny jest zamontowana na rotowanym ramieniu przyłączonym do dwupozycyjnego silnika. Układ taki był wcześniej pastowany w instrumentach SPICAM (Spectroscopic Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Mars) Mars 96 i Mars Express oraz SPICAV (Spectroscopic Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Venus) Venus Express. Jego całkowita masa wynosi 80 g.

W spektrometrze zastosowano dwie siatki holograficzne ze skorygowaną aberracją. Technologię siatek holograficznych zastosowano w celu ograniczenia powierzchni odbijających w spektrometrze do jednej na każdy kanał. Przy konwencjonalnej siatce dyfrakcyjnej z ustalonym rozmieszczeniem bruzd nie ma możliwości skorygowania aberracji na płaskiej powierzchni detektora bez zastosowania dodatkowych elementów optycznych. Siatka holograficzna może być natomiast zoptymalizowana do korygowania aberracji. Ponadto siaka taka charakteryzuje się bardzo małą mikroszorostokścią (na poziomie około 1 nm), co zapewnia lepsze ograniczenie rozpraszania światła niż w przypadku siatek konwencjonalnych. Jest to konieczne do odróżnienia słabych linii emisyjnych położonych blisko linii jasnych. Obie siatki charakteryzują się jednakowym promieniem krzywizny (170 mm) co uprościło ich produkcję. Gęstość bruzd wynosi około 1600 na 1 mm dla siatki kanału FUV i 2700 na 1 mm dla kanału EUV. Siatki te wykonano z aluminium. Ich powierzchnia odbijająca jest pokryta platyną. Powierzchnia aktywna obu siatek ma wymiary 42 x 15 mm.

Układ detektora kanału FUV obejmuje okno wejściowe wykonane z MgF2, układ MCP, anodę czułą na pozycję, elektronikę oraz moduł dostarczający wysokie napięcie. Układ MCP jest umieszczony w komorze próżniowej utworzonej przez ceramiczną obudowę oraz okno wejściowe. Na tylnej stronie okna wejściowego znajduje się warstwa CsTe stanowiąca fotokatodę. Charakteryzuje się wysoka wydajnością w zakresie FUV (120 - 330 nm). Do powielania elektronów używany jest 5-stopniowy układ MCP. Każdy element MCP ma kształt kolisty, powierzchnię aktywną o wielkości 13.9 centymetra kwadratowego i kąt spadku 8 stopni. Znajdują się w niej 12-mikrometrowe pory o stosunku długości do średnicy 40:1. Całkowita oporność wynosi 125 Om. Przednie dwa elementy MCP (stos V) i trzy tylne MCP (stos Z) bezpośrednio stykają się ze sobą tworząc wspólny układ. Za MCP znajduje się układ RAE określający pozycję iniekcji elektronów. Chmura elektronów za stosem Z zawiera 10^7 elektronów. Zderza się z RAE i jest dzielona pomiędzy 4 elektrody. RAE ma wymiary 20 x 40 mm. Elektronika ucyfrawia sygnał z niego w postaci obrazu o wymiarach 512 x 512 pikseli. Sygnał z każdej elektrody jest wzmacniany przez wzmacniacz A-250 firmy AMPTEK. System kształtujący sygnał A-206 wzmacnia go ponownie i klasyfikuje jako odczyt przekraczający próg detekcji. Następnie wysyła go do głównej elektroniki instrumentu. Po ucyfroweniu elektronika oblicza pozycję każdego sygnału. Masa całego systemu detektora FUV wynosi około 1 kg.

Układ detektora EUV zawiera 5-stopiony MCP pokryty CsI. Jego wymiary i zasada działania są takie same jak w przypadku detektora kanału FUV. Ponieważ fotokatoda CsI jest bardzo wrażliwa na powietrze, detektor znajduje się w komorze próżniowej. Jest osłonięty filtrem MgF2. Nie przepuszcza on zakresu EUV, dlatego też podczas aktywacji instrumentu musi zostać przesunięty. W czasie obserwacji detekcja promieniowania poniżej 115 nm jest możliwa tylko w wtedy gdy detektor jest wystawiony  w próżnię i fotokatoda ma bezpośredni kontakt z fotonami. Okno osłaniające detektor zostanie otwarte na stałe po kilku dniach lub tygodniach od startu. Masa całego zestawu to około 1.1 kg.

System detekcyjny dla dwóch kanałów linii bliskiego ultrafioletu jest złożony z dwóch detektorów. Pierwszy pozwala na pomiary (monitoring emisji) w zakresie linii emisyjnej potasu 404.7 nm a drugi - w zakresie linii wapnia 422.8 nm. Oba detektory do niskoszumowe fotopowielacze PMT pracujące w trybie zliczania fotonów. Posiadają one okna kwarcowe. Ich średnica wynosi 25 mm. Mogą pracować w temperaturze do 70°C. Typowy poziom prądu ciemnego wynosi 10 zliczeń na sekundę w temperaturze 25°C. Detektory te są osłonięte metalową maską odgradzającą je od zakłóceń magnetycznych, produkowanych głównie przez mechanizm rotacyjny skanera instrumentu. Dzięki dużej gęstości osłony te chronią też przed promieniowaniem. Blisko każdego detektora umieszczono dwie płyty elektroniki. Jedna z nich dostarcza wysokiego napięcia (około 1000V) a droga ucyfrawia sygnały z detektorów. Masa systemu detekcyjnego dla jednego kanału to około 225 g.

Jednostka główna struktury mechanicznej instrumentu ma postać trójwymiarowej aluminiowej bryły osłaniającej główne elementy instrumentu. Konfigurację taką zastosowano ze względu na ścisłe ograniczenie masy urządzenia. Ponadto konfiguracja taka zwiększa ochronę przed promieniowaniem oraz przewodność i dyfuzyjność cieplną. We wcześniejszych spektrometrach UV stosowanych przez ESA - SPICAM na Mars 96 i Mars Express oraz SPICAV na Venus Express zastosowano natomiast zupełnie inne podejście - wszystkie elementy były instalowane na płaskiej płycie.  Masa struktury głównej wynosi 750 g. Może utrzymywać elementy o masie 5 kg. Druga część konstrukcji mechanicznej - rama utrzymująca siatki dyfrakcyjne jest wykonana z epoksydu węglowego. Ma masę 120 g.

Ochronę przed skrajnymi temperaturami zapewnia izolacja MLI na zewnętrznych elementach instrumentu. Elementy wewnętrzne są pokryte czarną farbą. Instrument może działać prawidłowo nawet gdy temperatura jest zasadniczej struktury wyniesie maksymalnie 59°C. Na siatkach dyfrakcyjnych zainstalowano też grzejniki pozwalające na ich oczyszczanie w trakcie lotu.

Elektronika instrumentu składa się z centralnej jednostki obróbki danych (Digital Processing Unit - DPU), płyty monitorującej stan instrumentu (Housekeeping Interface Board - HK-IF) oraz jednostki rozprowadzania zasilania (Power Distribution Unit - PWR). DPU obejmuje interfejs dla telemetrii (łączący instrument ze statkiem, oparty na standardzie SpaceWire), interfejsy z podsystemami instrumentu, układ logiczny przetwarzający dane, pamięci, oraz interfejs z jednostką zasilającą. HK-IF pozwala na zarządzanie telemetrią analogową oraz na kontrolę i sterowanie podsystemami urządzenia. PWR pozwala na przetwarzanie napięcia ze statku kosmicznego (28V) na napięcia wykorzystywane przez poszczególne podsystemy. Przesyła też energię do poszczególnych elementów instrumentu.

Instrument posiada też kilka komponentów dodatkowych. W celu ograniczenia poziomu rozproszonego światła w jego wnętrzu, pomiędzy szczeliną wejściową spektrometru a detektorami umieszczono kilka dodatkowych przegród. Przegroda główna znajduje się zaraz przed siatkami dyfrakcyjnymi. Inna znajduje się wokół szczeliny wejściowej. Na każdym detektorze umieszczono też pułapkę usuwającą rozproszone światło. Wszystkie te elementy są pokryte czarną farbą. Obok siatek dyfrakcyjnych umieszczono też mały układ pozwalający na wprowadzanie azotu. Jest on używany w trakcie prac najemnych. Pozwala na zapobieganie zanieczyszczenia siatek pyłem w trakcie montażu i testów instrumentu oraz statku kosmicznego.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:57
MIXS
Rentgenowski spektrometr obrazujący jest instrumentem przeznaczonym do mapowania składu chemicznego powierzchni Merkurego. Pomiary składu chemicznego powierzchni pozwolą na zidentyfikowanie rodzajów skał i zbadanie ewolucji skorupy Merkurego. Dane te będą istotne dla modeli opisujących formowanie i ewolucję Merkurego.

Skład chemiczny skorupy Merkurego jest odzwierciedleniem procesów które doprowadziły do anormalnie dużej zawartości metali na tej planecie i powstania jej nieproporcjonalnie dużego jądra. Opisują to trzy modele - akrecji selektywnej, odparowania po akrecji, oraz dużego zderzenia. Wg modelu akrecji selektywnej gradient oksydacyjny w okresie kondensacji mgławicy protosłonecznej wraz z siłami grawitacyjnymi doprowadził do wzbogacenia globu o żelazo. Według drugiego modelu silne promieniowanie słoneczne w początkowym okresie formowania się Układu Słonecznego spowodowały utratę krzemianów z zewnętrznej części Merkurego lub z protoplanet przed ich połączeniem się. Według teorii uderzeniowej masywny impakt spowodował wybicie dużej ilości materii z zewnętrznej części Merkurego, pozostawiając jądro nieproporcjonalnie duże w stosunku do płaszcza.

W przypadku badań ewolucji skorupy Merkurego za pomocą danych z instrumentu możliwe będzie zidentyfikowanie fragmentów skorupy pierwotnej (wywodzącej się z oceanu magmy) oraz skorupy wtórnej (powstałej na skutek wulkanizmu w późniejszym okresie). Poszczególne jednostki tworzące skorupę powinny różnić się proporcjami poszczególnych pierwiastków. Dane rentgenowskie, wraz z pomiarami spektrometru gamma i spektrometru podczerwieni oraz obrazami powierzchni pozwolą na rozróżnienie elementów skorupy pierwotnej, również tych odsłoniętych na skutek zderzeń i tektoniki. Ponadto pozwolą na badania procesów modyfikujących skład skorupy - oddziaływań z promieniowaniem i wiatrem słonecznym oraz zderzeń.

Instrument pozwoli na zarejestrowanie szerokiego wachlarza pierwiastków na powierzchni. Poszczególne pierwiastki mają różną wartość diagnostyczną. Zawartość krzemu nie ma większego znaczenia dla modeli ewolucji planety, ale może stanowić odniesienie dla zawartości innych pierwiastków. Zawartość tytanu na poziomie 0.1% lub mniejszym może potwierdzić enstatytowo - chondrytowy model składu mineralnego powierzchni Merkurego. Zawartość glinu pozwoli na odróżnienie skorupy pierwotnej od wtórnej. W przypadku żelaza istotne jest potwierdzenie jego niewielkiej zawartości w skorupie planety. Powinien on stanowić nie więcej niż około 2% w skorupie pierwotnej i 4% w skorupie wtórnej. Jego zawartość na poziomie 0.3% może potwierdzić model enstatytowo - chondrytowy. Magnez powinien być rzadki w skorupie pierwotnej (poniżej 2%), ale pospolity w skorupie wtórnej (4 - 12%) w przypadku gdyby zewnętrza część Merkurego została zniszczona podczas impaktu odsłaniającego wewnętrzną część płaszcza. Zawartość sodu powinna nałożyć ograniczenia ma zawartość substancji lotnych na Merkurym. Jest on uwalniany do egzosfery na skutek uderzeń pyłu międzyplanetarnego, dużych zderzeń odsłaniających świeży materiał, pod wpływem ciepła, na skutek oddziaływań z jonami oraz w trakcie cykli geochemicznych w ocienionych kraterach. Zawartość wapnia na poziomie mniejszym niż 9% w jednostkach geologicznych identyfikowanych jako pokrywy lawowe może potwierdzić model enstatytowo - chondrytowy. Ponadto pierwiastek ten jest składnikiem egzosfery. Stosunek zawartości tytanu do fosforu na poziomie 10 w regionach lawowych może świadczyć o wcześniejszym opadaniu fosforu do jądra planety i tym samym może dostarczyć informacji uzupełniających na temat formowania się jądra Merkurego. Mangan, jeśli zostanie wykryty powinien ograniczać się tylko do skorupy wtórnej. Potas będzie istotnym wskaźnikiem pozwalającym na rozpoznanie skorupy pierwotnej. Ponadto jest ważnym składnikiem egzosfery. Pomiary zawartości siarki będą istotne dla badań substancji zawartych w ocienionych kraterach polarnych. Siarczki żelaza mogą tworzyć w nich warstwę dobrze odbijającą fale radarowe. Stanowią więc alternatywne wobec lodu wodnego wyjaśnienie dużej jasności radarowej kraterów polarnych. Ponadto są one źródłem siarki w egzosferze. Zawartość kryptonu będzie istotna dla odrzucenia niektórych modeli kształtowania się Merkurego. Stosunek zawartości kryptonu do niobu może być też istoty dla uściślenia niektórych modeli, podobnie jak w przypadku Księżyca. Tlen tworzy skały krzemianowe. Jego zawartość powinna znajdować się na poziomie 44 - 46%. Znaczne odstępstwo od tych wartości postawi pod znakiem zapytania dotychczasowe modele mineralogii Merkurego.

Emisja rentgenowska w zakresie pracy instrumentu może pochodzić też ze zjawisk zachodzących w magnetosferze. MIXS może więc wykonać pomiary istne dla badań oddziaływań pomiędzy egzosferą a powierzchnią planety. Są to takie zjawiska jak FTE (Flux Transfer Evetns), uwolnienia energii typu Sustorm oraz odpowiedzi magnetosfery na koronalne wyrzuty masy albo emisje protonów słonecznych o wysokich energiach (Solar Energetic Proton Events - SEPs). Pomiary emisji rentgenowskiej wywołanej przez te procesy zostaną skorelowane z pomiarami cząstek i pól wykonywanymi przez inne instrumenty na MMO i MPO, dając pełniejszy obraz aktywności magnetosfery w układzie magnetosfera - egzosfera - powierzchnia.

Instrument MIXS pozwala na rejestrowanie fluorescencyjnego promieniowania rentgenowskiego z powierzchni Merkurego, powstającego przede wszystkim pod wpływem oddziaływań ze słonecznym promieniowaniu rentgenowskim. Ponadto promieniowanie to wyzwalają oddziaływania ze słonecznymi elektronami i protonami. Energia tej emisji pozwala na zidentyfikowanie poszczególnych pierwiastków. Urządzenie pracuje w zakresie energetycznym 0.5 - 7.5 keV. Intensywność emisji poszczególnych pierwiastków zależy ściśle od intensywności i energii wyzwalającego je promieniowania słonecznego. Intensywność emisji rentgenowskiej z korony słonecznej może zmieniać się o kilka rzędów wielkości, dlatego konieczne jest jednoczesne prowadzenie jej pomiarów. Służy do tego instrument SIXS. Pozwala on też na pomiary lokalnego tła cząstek energetycznych. Dane te pozwalają na normalizację pomiarów promieniowania fluorescencyjnego i uzyskanie właściwego obrazu składu powierzchni.

W skład instrumentu MIXS wchodzą dwa kanały: kanał kolimowany (MIXS Collimated Channel - MIXS-C), oraz kanał teleskopowy (MIXS Telescopic Channel - MIXS-T). Oba kanały posiadają osobne systemy optyczne oraz osobne, ale identyczne systemy płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Assembly - FPA). Układy optyczne są mechanicznie połączone z FPA za pomocą przegród. Jednostka elektroniki jest wspólna dla obu kanałów. Wszystkie elementy instrumentu zostały zainstalowane na wspólnej płycie montażowej.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:58
Kanał MIXS-C pozwala na pomiary składu powierzchni z rozdzielczością 70 - 270 km, pozwalającą na rozróżnienie różnych regionów geograficznych. Optyka (kolimator) tego kanału jest układem płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP, nie mylić z detektorami o tej samej nazwie). Została dostarczona przez firmę Photonis SAS (Brive, Francja). Jej odbijalność rentgenowska została zwiększona poprzez zastosowanie cienkiej warstwy irydu. Na jej przedniej ścianie naniesiono warstwę glinu o grubości 60 nm zmniejszającą ładunek cieplny. Mikrokanały  są rozmieszczone w postaci prostokątnych w przekroju włókien, a te są ustawione według odpowiedniego planu geometrycznego tworząc kolimator. W MIXS-C zastosowano niekonwencjonalną geometrię radialną, gdzie mikrokanały są ustawione promieniście względem powierzchni detektora. W konwencjonalnych kolimatorach dla instrumentów rentgenowskich stosuje się równoległe kanały tworzące zestaw umieszczony bezpośrednio nad detektorem (równolegle do niego), mającym taki sam rozmiar. Geometria promienista pozwala natomiast na zredukowanie rozmiaru detektora dla danego rozmiaru kolimatora oraz na fizyczne rozdzielenie kolimatora i detektora. To ostatnie usprawnienie zmniejsza masę osłony potrzebnej do ochrony przed promieniowaniem i redukuje zapotrzebowanie na energię potrzebą do chłodzenia. Ponadto zwiększa czułość i zmniejsza koszty urządzenia. Optyka MIXS-C zbudowana jest z 4 parkietów MPC o wymiarach 40 x 40 mm. Posiadają one mikrokanały o szerokościach 20 mikrometrów. Są one rozmieszczone na planie sfery o średnicy 550 mm. Udział części otwartej w powierzchni MPC wynosi 0.6, co odpowiada powierzchni otwartej typowego kolimatora mechanicznego. Długość boku kolimatora wynosi 80 mm.

Detektor w FPA jest kwadratowy, z długością boku 19.2 mm, identycznie jak w przypadku MIXS-T. Znajduje się w odległości 550 mm od kolimatora, w jego osi optycznej, w centrum jego krzywizny. Pole widzenia dla kolimowanego promieniowania rentgenowskiego jest sumą kąta pomiędzy przeciwległymi kanałami i kąta wejściowego kanałów. Ma szerokość 10.4 stopnia. Zastosowana geometria gwarantuje, że wszystkie fotony przechodzące przez kolimator padają na detektor. Poza kolimacją promieniowania zastosowana optyka odbija też promieniowanie, dzięki poryciu wewnętrznych ścian mikronanałów irydem. Dzięki temu powierzchnia efektywna jest stała w całym polu widzenia, w  przeciwieństwie do konwencjonalnych kolimatorów.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 19, 2011, 23:58
Kanał MIXS-T pozwala na pomiary składu pierwiastkowego powierzchni Merkurego z rozdzielczością do 10 km w czasie rozbłysków słonecznych. Daje to możliwość rozróżnienia poszczególnych form ukształtowania powierzchni, takich jak kratery. Optyka tego kanału jest złożona z układów MCP zbudowanych analogicznie jak w przypadku MIXS-C i dostarczonych przez tego samego producenta. Ich geometria tworzy jednak stożkowe przybliżenie układu optycznego typu Wolter-I.  Mikrokanały mają szerokość 20 mikrometrów. Układ taki pozwala na skupianie promieniowania rentgenowskiego. Jest to pierwszy spektrometr rentgenowski do badań planetarnych wyposażony w optykę ogniskującą. Długość ogniskowej wynosi 1 metr. Promieniowanie rentgenowskie wchodzące do mikronanału przedniego zespołu MCP jest odbijane przez jego wewnętrzne ściany. Następnie wchodzi do mirokanału tylnego zespołu MCP gdzie jest odbijane ponownie. Uzyskane w ten sposób wiązki zbiegają się w płaszczyźnie ogniskowej. W takim układzie odchylenia od doskonałej ścieżki optycznej wynikają z wielokrotnych odbić w obrębie mikrokanałów, niedopasowania mikrokanałów i ich grup, rozpraszania spowodowanego przez odchylenia od doskonałej gładkości warstwy irydu, oraz zastosowanego przybliżenia prawdziwego układu Wolter-I.

Cała optyka MIXS-T ma średnicę 210 mm. Tworzy ją mozaika MCP. Każdy układ MCP jest wycinkiem koła wygiętym na planie sfery. Sektory "przednie" i "tylne" tworzą "tandemy" ustawione w 3 pierścienie różniące się grubością (2.2 mm dla wewnętrznego, 1.3 mm dla środkowego i 0.9 dla zewnętrznego). Przybliża to profil szerokości 1/r maksymalizujący przepustowość teleskopu poprzez maksymalizację prawdopodobieństwa zajścia pojedynczego odbicia w obrębie MCP.

Systemy płaszczyzny ogniskowej FPA dla obu kanałów są identyczne. Detektorem jest pojedynczy układ APS (Active Picsel Sensor) o wymiarach 19.2 x 19.2 mm. W detektorach tych zastosowano technologię makropikseli, łączącą zalety tranzysorów DEPFET (Depleted P-channel Field Effect Transistor) (niski pobór mocy, szybki odczyt, wysoka rozdzielczość pomiarów energii przy niskim szumie, odporność na promieniowanie) i detektorów SDD (Silicon Drift Detector) (okno wejściowe podorujące niską atenurację promieniowanie rentgenowskiego). Każdy detektor jest powierzchnią o wymiarach 64 x 64 makropiksele. Szerokość pojedynczego makropiksela wynosi 300 mikrometrów. Każdy z nich posiada oddzielną strukturę pierścieniową pozwalającą na odczyt. W detektorach CCD ładunek jest przenoszony przez cały detektor i odczytywany przez pojedynczy przedwzmacniacz. W tym typie detektora natomiast każdy piksel ma własny tranzystor odczytujący FET (Field Effect Transistor).

Każdy detektor jest przykryty oknem z warstwy poliamidu o grubości 30 nm i warstwy glinu o grubości 50 nm atenurującym nieużyteczne promieniowanie rentgenowskie o energiach poniżej 0.5 keV. Zastosowane detektory pozwalają na pomiary w zakresie 0.5 - 7.5 keV z rozdzielczością 100 eV przy 1 keV po 6 latach lotu do Merkurego. Rozdzielczość będzie spadać z czasem z powodu degradacji detektorów pod wpływem promieniowania, ale po 1 roku działania na orbicie Merkurego nadal będzie lepsza od 200 eV. Rozdzielczość taka pozwala na rozróżnienie linii pierwiastków będących w kręgu zainteresowania. Wydajności kwantowa detektorów przy energiach poniżej 1 keV gwarantuje zarejestrowanie linii pierwiastków niedostępnych dla wcześniejszych instrumentów tego typu, w tym linii emisyjnej Fe-L przy 0.7 keV. Pozwoli to na zarejestrowanie żelaza przy jego niskich koncentracjach przewidywanych na podstawie obserwacji spektrometrycznych w podczerwieni prowadzonych z Ziemi, czułych na wiązanie Fe-O a nie na samo żelazo. Linia Fe-L jest korzystna do badań, ponieważ linie Fe-K przy wyższych energiach (6.40 i 7.06 keV) są widoczne tylko przy silnych rozbłyskach słonecznych.

Elektronika instrumentu pozwala na kontrolowanie pracy systemu, wykonywanie komend, obróbkę danych i przygotowywanie ich do transmisji. W jej skład wchodzi jednostka obróbki danych (Digital Processing Unit - DPU), zasilacz, interfejs z sensorami oraz interfejs ze statkiem kosmicznym w standardzie SpaceWire. W jej obrębie pracuje też oprogramowanie instrumentu. Jest współdzielona z instrumentem SIXS.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:02
SIXS
Spektrometr intensywności słonecznego promieniowania rentgenowskiego i cząstek jest zestawem detektorów promieniowania X, protonów i elektronów. Pozwala on na bezpośrednie pomiary promieniowania słonecznego i cząstek w środowisku statku kosmicznego nad powierzchnią Merkurego. Pomiary te są konieczne do modelowania emisji powierzchni w zakresie rentgenowskim. Jest ona wywołana głównie przez słoneczne promieniowanie X oraz cząstki energetyczne. Emisja ta jest rejestrowana przez spektrometr MIXS i umożliwia mapowanie składu pierwiastkowego powierzchni. Jednak ponieważ wyzwalająca ją emisja słoneczna może zmieniać intensywność o kilka rzędów wielkości, jej jednoczesny monitoring jest konieczny. Zakres energetyczny, rozdzielczość i częstotliwości pomiarów zostały zoptymalizowane na potrzeby MIXS. Ponadto instrument jest przydany do badań Słońca i magnetosfery Merkurego. Do jego celów naukowych niezależnych od dostarczania kontekstu dla MIXS zaliczają się: monitorowanie zmian czasowych w intensywności i spektrum emisji rentgenowskiej Słońca na potrzeby badań korony słonecznej; monitorowanie emisji cząstek energetycznych w wewnętrznej helisferze i dostarczanie spektrogramów ich energii na potrzeby badań procesów przyspieszania cząstek na Słońcu; oraz wykonywanie pomiarów emisji cząstek energetycznych w obrębie magnetosfery Merkurego na potrzeby badań dynamiki magnetosfery.

Zasadniczą częścią instrumentu SIXS jest jednostka sensorów (Sensor Unit - SU). Jest ona połączona za pomocą interfejsu seryjnego oraz kabli zasilających z główną jednostką elektroniki, współdzieloną z instrumentem MIXS. W jej skład wchodzi jednostka obróbki danych (Digital Processing Unit - DPU), zasilacz, interfejs z sensorami oraz interfejs ze statkiem kosmicznym w standardzie SpaceWire. W jej obrębie pracuje też oprogramowanie instrumentu.

Struktura mechaniczna jednostki SU jest wykonana z aluminium. Ma kształt połowy piramidy. Kształt taki jest podyktowany konfiguracją pół widzenia trzech detektorów promieniowania rentgenowskiego zamontowanych w obrębie tej struktury. Detektor cząstek jest zamontowany na szczycie konstrukcji. Ściana tylna jest rozszerzona na kształt skrzydeł. Działa ona jak radiator pozwalający na pasywne chłodzenie instrumentu. Powierzchnia samej "piramidy" byłaby do tego celu za mała. Struktura powierzchni radiatora od strony antysłonecznej na przekroju przypomina zęby piły. Część radiatora (połowa jego powierzchni) nie widoczna z perspektywy Słońca i Merkurego w trakcie pracy na orbicie jest pokryta białą farbą AZ-400LSW o wysokim współczynniku emisyjności (około 0.9). Część radiatora zwrócona w stronę Merkurego jest pokryta cienką warstwą aluminium naniesioną poprzez depozycję próżniową. Charakteryzuje się ona niską emisyjnością. Strona przednia jest pokryta warstwa izolacyjną zapobiegająca przyjmowaniu dużej ilości ciepła ze Słońca. Cała jednostka SU jest odizolowana termicznie od statku kosmicznego przez odpowiednie przyłącze, co zapobiega wyciekowi ciepła z wnętrza orbitera. SU mieści dwa systemy sensorów - system detektorów promieniowania rentgenowskiego (X-ray Detector System), oraz system detektorów cząstek (Particle Detectors System). Elektronika bliska sensorów została zainstalowana wewnątrz struktury SU. Dla każdego systemu detektorów zastosowano jedną główną płytę elektroniki. Ponadto detektory promieniowania rentgenowskiego posiadają osobne przedwzmacniacze zamontowane w ich pobliżu.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:02
System sensorów promieniowania rentgenowskiego obejmuje trzy detektory. Pracują one w zakresie energetycznym 1 - 20 keV. Ich układ pozwala na prowadzenie pomiarów obejmujących około 1/4 nieba. Każdy z detektorów składa się z diody PIN (Positive - Intrinsic - Negative) GaAs o grubości 100 mikrometrów zainstalowanej na ceramicznym substracie wraz z tranzystorem wzmacniającym pierwszego stopnia i termistorem. Układ taki jest zamontowany na chłodziarce termoelektrycznej Peltiera i hermetycznie zamknięty w komorze z oknem wejściowym o grubości 13 mikrometrów. Jest ono wykonane z berylu. Ponadto we wnętrzu każdego układu detektora umieszczono źródło kalibracyjne złożone z Fe-55. Otwór wejściowy każdego detektora jest okrągły, o średnicy ograniczonej do 0.2 mm. Posiada blokadę wykonaną ze złota. Koliste pole widzenia każdego detektora zostało zoptymalizowane do konfiguracji instrumentu. Ma promień około 50 stopni. Sygnały z detektorów są wzmacniane przez przedwzmacniacze. Ponieważ jednocześnie pracuje tylko jeden detektor, jego sygnał jest multipleksowany do całości kanału odczytu. Ponadto elektronika odzyskiwania informacji każdego detektora pozwala na dalsze wzmacnianie sygnału, filtrowanie oraz jego konwersję analogowo - cyfrową. Ponadto zastosowano osobny obwód do odczytu danych inżynieryjnych dotyczących stanu detektora, zasilania, kontroli chłodziarki, oraz generowania wysokiego napięcia na detektorach. Wszystkie funkcje logiczne są wykonywane przez pojedynczy układ FPGA (Field Programmable Gate Array). Zarządza on komunikacją z DPU za pomocą łącza seryjnego. Próbkowanie spektrogramu jest wykonywane przez sprzęt i programowanie w obrębie DPU.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:02
System detektorów cząstek jest kompaktowym układem zawierającym sześcienny kryształ scyntylacyjny CsI(Tl) (detektor rdzeniowy), którego 5 ścian pokrywają diody Si PIN (detektory boczne). Szusta ściana kryształu jest połączona z fotodiodą Si PIN rejestrująca błyski światła wywoływane przez cząstki w scyntylatorze. Układ ten pozwala na uzyskiwanie spektrogramów energii elektronów w zakresie 0.1 - 3 MeV oraz protonów w zakresie 1 - 30 MeV. Obserwacje obejmują około 1/4 nieba. Układ detektorów znajduje się we wnętrzu aluminiowej kopuły z otworem wejściowym dla cząstek. Kolimator ma postać ustawionych naprzemiennie pierścieni z aluminium i wolframu. Wraz z centrami powierzchni aktywnych detektorów krzemowych definiuje on 5 stożkowych pól widzenia systemu detekcyjnego.  Jeden z kierunków widzenia jest w przybliżeniu zwrócony w stronę przeciwną do nadiru. Pozostałe są prostopadłe do tego kierunku, odległe od siebie o 90 stopni. Kąt rozwarcia każdego stożkowego pola widzenia wynosi około 50 stopni, dlatego też wszystkie pola razem pokrywają około połowy sfery w przestrzeni wokół systemu. Struktura kolimatora zawiera też dwie cienkie folie, wykonane z berylu oraz z kaptonu. Ich grubość w obu przypadkach wynosi 7 mikrometrów. Są umieszczone nad detektorami krzemowymi, bardzo blisko ich powierzchni. Główną funkcją folii zewnętrznej jest ochranianie detektora krzemowego przed zewnętrznym środowiskiem cieplnym i elektromagnetycznym. Folia wewnętrzna stanowi dodatkową barierę chroniącą przed zakłóceniami elektromagnetycznymi. Obie osłaniają też detektory przed światłem widzialnym.

Wymiary kryształu scyntylacyjnego wynoszą 5.0 x 5.0 x 6.3 mm. Krzemowe detektory boczne mają grubość 150 mikrometrów. Ich powierzchnia jest podzielona na dwa obszary aktywne. Obszar centralny o średnicy 2.5 mm pracuje jednocześnie z detektorem rdzeniowym. Protony i elektrony o energiach pozwalających na opuszczenie detektora krzemowego i przejście do kryształu scyntylacyjnego są identyfikowanie na podstawie profilu utarty energii pomiędzy dwoma detektorami. Jednak elektrony i protony o najniższych energiach są zatrzymywane przez detektory krzemowe. W tym wypadku oba rodzaje cząstek mogą być odróżnione od siebie tylko na bazie analizy statystycznej. Powierzchnia aktywna detektorów krzemowych osłaniająca opisaną wyżej powierzchnię centralną stanowi rodzaj osłony przed niepotrzebnymi cząstkami. Pozwala na odrzucenie cząstek nadchodzących spoza stożkowych pól widzenia systemu detekcyjnego. Rozmiar detektorów i ich powierzchni zewnętrznej został dobrany tak, aby zoptymalizować efekt odrzucania cząstek zbędnych, przenikających przez aluminiową kopułę systemu detekcyjnego, z uwzględnieniem efektów wywieranych przez montaż mechaniczny i strukturę detektorów.

Ładunek wywoływany przez epizody oddziaływania cząstek z detektorami krzemowymi oraz generowany w fotodiodzie przez błyski świetlne produkowane w obrębie scyntylatora jest zbierany przez przedwzmacniacze czułe na ładunek. Następnie jest on ponownie wzmacniany przez wzmacniacze filtrujące, zwiększające współczynnik sygnału do szumu. Wszystkie funkcje związane z sygnałem analogowym są wykonywane przez obwód ASIC (Application Specific Integrated Circuit). Jeśli sygnał z jakiegokolwiek detektora przekroczy zaprogramowany próg detekcji, wykonywana jest konwersja analogowo cyfrowa z dwóch aktywnych w danym czasie detektorów. Przeprowadza ją układ FPGA. Sposób wyboru sygnału do ucyfrowienia wykorzystuje hierarchę ważności. Zawsze jako pierwszy wybierany jest sygnał z detektora rdzeniowego. Następnie wysoki priorytet ma sygnał z detektora krzemowego ustawionego w kierunku przeciwnym do nadiru. Sygnał cyfrowy jest przesyłany do DPU wraz z dodatkowymi danymi binarnymi na temat kierunku nadejścia cząstki za pomocą interfejsu seryjnego. DPU przyjmuje produkt konwersji analogowo - cyfrowej i buduje dwa rodzaje produktów wyjściowych - histogramy intensywności sygnału w stosunku do energii (spektrogramy energii) dla protonów i elektronów w 5 różnych kierunkach widzenia, oraz kanały wysokiej rozdzielczości czasowej. Czas zbierania produktów obróbki danych w trakcie pomiarów może być programowany.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:05
MERTIS

Radiometr i spektrometr podczerwieni cieplnej jest instrumentem przeznaczonym do mapowania składu mineralnego powierzchni Merkurego. Pozwala on na radiometrię w zakresie 7 - 40 mikrometrów i spektrometrię w zakresie 7 - 14. Tym samym pozwala na łatwe mapowanie zawartości skaleni, które dają kilka linii diagnostycznych w zakresie 7 - 14 mikrometrów, np cechę Christiansena. Ponadto pozwala na badania zawartości siarki pierwiastkowej, piroksenów, oliwinów i innych złożonych minerałów. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: scharakteryzowanie składu chemicznego powierzchni Merkurego; zidentyfikowanie minerałów skałotwórczych; wykonanie map składu mineralnego powierzchni; oraz wykonanie pomiarów zmian temperatury powierzchni i inercji termicznej. Urządzenie pozwoli na zmapowanie całego globu z rozdzielczością 500 metrów. Wyższa rozdzielczość zostanie uzyskana dla 5 - 10% powierzchni. Dane te będą miały istotne znacznie dla badań ewolucji Merkurego.

Funkcjonalnie w skład instrumentu MERTIS wchodzą dwa kanały: radiometr podczerwieni cieplnej (MERTIS Thermal Infrared Radiometer - MERTIS-TIR), oraz spektrometr podczerwieni cieplnej (MERTIS Thermal Infrared Spectrometer - MERTIS-TIS). Są one ściśle zintegrowane ze sobą i pracują jednocześnie. Oba kanały współdzielą wspólna optykę, elektronikę oraz cele kalibracyjne, dzięki czemu instrument jest pojedynczym urządzeniem. Podobne podejście zastosowano w przypadku systemów PFS (Planetray Fourier Spectrometer) Mars 96, Mars Express i Venus Express oraz TES (Therlam Emission Spectrometer) sondy Mars Global Surveyor. Fizycznie urządzenie składa się z dwóch części - głowicy z optyką, siatką dyfrakcyjną i detektorami oraz jednostki elektroniki. Obie sekcje są połączone ze sobą tak, że instrument stanowi pojedynczy moduł. Masa urządzenia wynosi 3.4 kg, a typowy pobór mocy - 13W (minimalny 3W, maksymalny 19W). Jego wymiary bez przegród to 180 x 180 x 130 mm. Podczas prac nad instrumentem wykorzystano rozwiązania zastosowane w urządzeniach PFS sond Mars 96, Mars Express i Venus Express oraz VIRITIS (Visual and Thermal Imaging Spectrometer) sond Rosetta i Venus Express.

Kanał MERTIS-TIS pracuje w zakresie 7 - 14 mikrometrów z rozdzielczością spektralną 78 - 156. MERTIS-TIR pracuje w zakresie 7 - 40 mikrometrów, w dwóch kanałach spektralnych. Oba kanały używają wspólnej optyki, a instrument uzyskuje jednocześnie dane spektralne, radiometryczne i przestrzenne. Rozdzielczość przestrzenna dla obu kanałów wynosi 280 m. Szerokość obserwowanego pasa terenu jest zwykle większa od 28 km.

Sekwencja pracy instrumentu polega na obrazowaniu 4 celów - powierzchni Merkurego, przestrzeni kosmicznej oraz celów kalibracyjnych w postaci dwóch ciał doskonale czarnych utrzymywanych w temperaturach 300 i 700 K, będących odniesieniami dla pomiarów emisji z powierzchni planety. W tym celu w przedniej części optyki zastosowano mechanizm skanujący, złożony z urządzenia obracającego oraz zwierciadła nachylonego pod kątem 45 stopni. Pozwala on na częste obserwowanie planety, przestrzeni oraz celów kalibracyjnych. Mechanizm ten opiera się na silniku krokowym. Pozycja zwierciadła jest określana przez sensory magnetyczne. Zwierciadło skanujące jest umieszczone we wnętrzu cylindra, który zapobiega dostawaniu się na niego promieniowania z innych kierunków niż jeden wybrany cel. Cały układ skanujący znajduje się we wnętrzu aluminiowej struktury oddzielonej termicznie od głównej optyki instrumentu. Jest on przyłączony do zewnętrznej przegrody optyki.

Światło ze zwierciadła skanującego przechodzi przez okno wejściowe ograniczające promieniowanie do obserwowanego zakresu oraz szczelnie zamykające instrument. Następnie trafia do optyki głównej, będącej teleskopem o długości ogniskowej 50 mm i stosunku ogniskowej F/2. Pole widzenia ma szerokość 4 stopni. Układ optyczny jest oparty na układzie trzech zwierciadeł (Three Mirros Assembly - TMA). System TMA składa się z 3 astygmatycznych, asferycznych zwierciadeł pozaosiowych. Wiązka świetna po wyjściu z tego układu pada na płaszczyznę ogniskowej zawierającą pierwszą macierz ciepłomierzy oraz szczelinę wejściową spektrometru Offnera. Macierz ciepłomierzy wykonuje pomiary radiometryczne.

Po przejściu przez szczelinę wejściową spektrometru światło pada na duże, wklęsłe zwierciadło Offnera i jest odbijane na odbiciową, wypukłą siatkę dyfrakcyjną. Jest ona umieszczona prawie w połowie odległości pomiędzy szczeliną wejściową i zwierciadłem Offnera. Elementy spektrometru są dopasowane tak, że jest on prawie wolny od  zbędnej dyfrakcji, ale pole widzenia posiada zagięcia i zniekształcenia charakterystyczne dla układów pozaosiowych. Aberracja wynikająca ze sferycznej powierzchni zwierciadła Offnera oraz siatki dyfrakcyjnej została skorygowana poprzez zastosowanie trzech zwierciadeł sferycznych w układzie TMA. Ponieważ próby wytworzenia sitaki holograficznej dla zakresu 7 - 14 mikrometrów zakończyły się niepowodzeniem, do wyprodukowania siatki dyfrakcyjnej zastosowano technikę SPDT (Single-Point Diamond Turning). 

Pomiary są wykonywane w trybie Pushbroom. Siatka dyfrakcyjna pozwala na uzyskanie informacji spektralnej i przestrzennej za jednym zamachem. Obraz na całym detektorze przedstawia 1 wymiar (1D-FOV). Każda jego linia odpowiada informacji przestrzennej, a każda kolumna - informacji spektralnej na temat skanowanego obiektu. Jednowymiarowe pole widzenia jest zorientowane prostopadle względem orbity sondy. Każda klatka jest odczytywana po określonym czasie, w którym orbiter przebywa określony dystans. Dzięki temu instrument za każdym razem uzyskuje pomiary 3-wymiarowe, obejmujące informacje spektralne, przestrzenne, a także radiometryczne.

Po odbiciu od siatki dyfrakcyjnej światło pada na kolejną płaszczyznę ogniskowej. Zawiera ona detektor będący macierzą mikrobolometrów, podobnie jak w przypadku instrumentu THEMIS (Thermal Emission Imaging System) sondy 2001 Mars Odyssey. Nie wymaga on chłodzenia. Konieczne jest tylko utrzymywanie go w stabilnej temperaturze. Ma wymiary 160 x 120 pikseli. Pojedynczy piksel ma szerokość 35 mikrometrów. Detektor ten został dostarczony przez francuską firmę ULIS. W celu uniknięcia wpływu cieplnego głównej elektroniki detektora na jego rdzeń, głowica sensora z elektroniką bliską została obdzielona od elektroniki głównej. W jej obrębie kontrolery, interfejsy i zasilacze również zostały rozdzielone. W celu zwiększenia współczynnika sygnału do szumu i zmniejszenia ilości produkowanych danych MERTIS-TIS używa trybu makropikseli. Oba wymiary - spektralny i przestrzenny są traktowane niezależnie w zależności od ich znaczenia naukowego. Dla kierunku przestrzennego używane jest sumowanie pikseli zwiększające współczynnik sygnału do szumu i redukujące ilość danych. Dla kierunku spektralnego używana jest średnia przesuwanego okna, co zwiększa stosunek sygnału do szumu zachowując większość informacji. Rozmiar produkowanych danych prawie nie zmienia się.

Z powodu przyjmowanych dużych ładunków cieplnych konieczne było uniknięcie powstawania dużych gradientów temperatur, które mogłyby deformować układ optyczny. W tym celu w całym systemie optycznym użyto elementów aluminiowych. Z aluminium wykonano zwierciadła oraz ich strukturę mocującą. Każde zwierciadło jest zamocowane w 3 punktach położonych w jego centrum. Jednorodny materiał pozwolił na uzyskanie prawie idelanego zachowania w szerokim zakresie temperatur. Ponieważ zachowanie się detektorów zależy od temperatury, zastosowano chłodziarkę termoelektryczną (Thermo-Electric Cooler - TEC) stabilizująca ich temperaturę z dokładnością 10 mK, w zakresie pracy 20 - 40°C. W celu zapewnienia stabilności termicznej głowicy sensora na poziomie 0.05°C w czasie 1 minuty instrument został umieszczony w obrębie radiatora orbitera MPO. Jego optyka skanująca jest zwrócona w stronę nadiru i jest chroniona przed ciepłem przez przegrodę.

Kalibracja instrumentu w czasie lotu polega na obserwacji dwóch celów w postaci ciał doskonale czarnych. Cel o temperaturze 700K ma postać jamy. Instrument jest oświetlany emisją z centrum mikroemitera. Cel o temperaturze 300K ma postać powierzchni o mikrostrukturze złożonej z piramidalnych stożków zwiększających powierzchnię emisji. Ponadto dodatkowe obserwacje przestrzeni kosmicznej (wzdłuż linii prostopadłej do kierunku do planety +Z i w kierunku lotu +X) stanowią przybliżenie zerowej emisji. Pojedyncza obserwacja trwa 40 sekund. Na początku obserwowany jest cel 300K, następnie przestrzeń kosmiczna, Merkury i cel 700K. Każdy krok trwa 10 sekund. Krótkie cykle kalibracyjne pozwalają na wyeliminowanie efektów wywoływanych przez zmiany termiczne we wnętrzu instrumentu i znacznie zwiększają jakość spektrogramów.

W trakcie misji instrument będzie mógł pracować w dwóch podstawowych trybach operacyjnych - trybie mapowania (Mapping Mode) oraz w trybie obserwacji celów specjalnych (Special Target Mode) - np emisji po stronie nocnej. Priorytetem będzie globalne mapowanie powierzchni. Teoretycznie kompletna mapa mogłaby zostać wykonana w 1 dzień merkuriański (176 dni), ale w celu zapewnienia pełnego pokrycia planuje się prowadzenie mapowania przez 3 dni merkuriańskie. Strategia mapowania zostanie zoptymalizowana po charakteryzacji pracy instrumentu na początku fazy badawczej misji. Zmiany oświetlenia pozwolą na zebranie informacji na temat właściwości powierzchni zależnych od kątów fazowych. Pod koniec fazy mapowania uzyskana zostanie globalna mapa powierzchni, a strefa równikowa zostanie zbadana z maksymalną rozdzielczością spektralną i przestrzenną. Na wysokości 400 km szybkość sondy względem powierzchni będzie wynosić około 2.6 km/s, a czas powtarzania pomiarów będzie wynosił około 210 ms. Powstające przerwy w pokryciu powierzchni będą zapełniane poprzez przesunięcia czasu obserwacji na kolejnych orbitach. W okolicach perycentrum cykle kalibracyjne będą mogły zostać opuszczone. W trybie obserwacji celów specjalnych instrument wykona obserwacje obszarów ważnych naukowo z maksymalna rozdzielczością przestrzenną i spektralną.

Urządzenie pozwoli między innymi na scharakteryzowanie natury jasnych radarowo osadów w kraterach polarnych. Jeśli zawierają one siarkę wykryje on cechę emisyjną przy 12 mikrometrach. Służy do tego dodatkowy tryb polarny (Polar Mode). W jego trakcie nie będą wykonywane alternatywne pomiary naukowe i kalibracyjne. Poniżej szerokości geograficznej 60 stopni instrument wykona 20 cykli kalibracyjnych. Następnie w wysokich szerokościach wykonywane będą tylko pomiary naukowe, aż do osiągnięcia terminatora. Po stronie nocnej wykonanych zostanie 20 cykli kalibracyjnych. Pomiary w tym trybie będą trwały co najmniej 20 orbit. Pomiary w takim cyklu obejmą około 80% stref polarnych, co pozwoli na uzyskanie dobrych map spektralnych zagadkowych osadów.

W czasie nocy priorytet będzie miał MERTIS-TIR, jednak MERTIS-TIS również będzie aktywny. Będzie używał wtedy dużych makropikseli. Będzie mógł uzyskać pomiary różnic w temperaturach i uzupełnić pomiary MERTIS-TIR.

Do monitoringu funkcji instrumentu służy tryb charakteryzacji (Characterisation Mode). W przypadku MERTIS-TIS polega on na uzyskiwaniu pomiarów kalibracyjnych przez dłuższe okresy czasu. Jest to niezbędne dla śledzenia długotrwałej stabilności instrumentu, identyfikacji możliwych dryfów termicznych, oraz wzajmeniej kalibracji wraz z innymi instrumentami. W trybie tym pomiary będą uzyskiwane przy pełnej rozdzielczości w kierunku przestrzennym i spektralnym. Obserwacje takie będą wykonywane głównie w fazie testowej. W czasie badań naukowych będą prowadzone w określonych dostępach czasu.

Za prace nad instrumentem odpowiedzialna jest Niemiecka Agencja Kosmiczna DLR. Głównymi partnerami są Institut fur Planetologie na Westfalische Wilhelms-Universitat w Munster, niemiecki Instytut Badań Kosmicznych PF i Instytut Systemów Optyczno-Informatycznych OS, a także Polska Akademia Nauk (budowa systemu skanującego). Partnerami przemysłowymi są firmy Kaiser-Threde (analizy optyczne, termiczne i strukturalne, budowa zasilaczy, przegrody i migawki), IB Ulmer (opracowanie oprogramowania i urządzeń elektrycznych do testów naziemnych) oraz Astro-und Feinwerktechnik Adlershof (zaprojektowanie optyki i celów kalibracyjnych).
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:11
MGNS
Spektrometr promieniowania gamma i neutronów jest urządzeniem służącym do badań składu pierwiastkowego powierzchni i warstwy podpowierzchniowej oraz poszukiwań lodu wodnego w stale zacienionych kraterach polarnych. Pomiary zawartości różnych pierwiastków różnych regionach planety będą istotne dla badan pochodzenia szczególnie wysokiego stosunku zawartości żelaza do krzemianów na Merkurym. Ponadto pomiary obejmujące dna kraterów oraz wyżyny pozwolą na opracowanie modelu zmian składu skorupy wraz z głębokością.

Opracowanie modeli składu warstwy podpowierzchniowej z rozdzielczością 400 metrów powoli na jej porównanie z Marsem. Mars nie posiada pełnego pola magnetycznego pomimo znacznie szybszej rotacji niż w przypadku Merkurego. Jedną z teorii wyjaśniającej funkcjonowanie mechanizmu dynama na Merkurym jest istnienie tzw gorących równoleżników. Dwa przeciwległe równoleżniki na Merkurym z powodu rezonansu pomiędzy ruchem obrotowym i orbitalnym w peryhelium przyjmują maksymalną ilość energii słonecznej - w jednym roku jeden, a w drugim przeciwległy. Z tego powodu wzdłuż nich powinny istnieć  anomalie w składzie chemicznym możliwe do wykrycia za pomocą instrumentu. Ponadto instrument ten przyczyni się też do poszukiwań anomalii kompozycyjnych na dnie dużych basenów uderzeniowych.

Kolejnym istotnym celem naukowym MGNS jest określenie natury substancji zawartych w ocienionych kraterach podbiegunowych oraz zmapowanie globalnej zawartości wodoru w regolicie. W kraterach polarnych występują osady o wysokiej odbijalności radarowej, mogące być skupiskami lodu wodnego pochodzącego z komet. Potwierdzenie istnienia zasobów lodu pozwoliłoby na porównanie ich z zasobami lodu na Księżycu, dostarczając informacji na temat historii zderzeń w wewnętrznym Układzie Słonecznym. Alternatywnie obszary o wysokiej odbijalności radarowej mogą być nagromadzeniami siarczków. Ponadto wodór jest wprowadzany w materiał powierzchniowy przez wiatr słoneczny. Mapowanie jego zawartości na całej powierzchni Merkurego pozwoli na zbadanie tego procesu.

Ostatnim głównym celem instrumentu jest dostarczenie danych pozwalających na wybranie jednego z 9 głównych modeli składu chemicznego powierzchni Merkurego. W celu ich przetestowania na różnych częściach powierzchni instrument dostarczy istotnych statystycznie zestawów pomiarów linii jądrowych najbardziej charakterystycznych dla tych modeli.

Konstrukcja instrumentu MGNS opiera się na detektorze neutronów sondy Mars Odyssey - HEND (High Energy Neutron Detector - HEND). Główną modyfikacją jest dodanie dodatkowego spektrometru promieniowania gamma. Prototyp MGNS, również o nazwie HEND, ale zawierający już spektrometr gamma zastosowano na sondzie Phobos-Grunt. Instrument pozwala na rejestrowanie promieniowania gamma powstającego podczas oddziaływań materiału powierzchniowego z promieniowaniem kosmicznym oraz emitowanego przez naturalne pierwiastki promieniotwórcze (K, Th, U). Na Merkurym galaktyczne promieniowanie kosmiczne może bezpośrednio oddziaływać z warstwą podpowierzchniową produkując wtórne neutrony do głębokości 1 - 2 metra pod powierzchnią. Neutrony te oddziałują z jądrami atomowymi  w materiale powierzchniowym na drodze rozpraszania elastycznego i reakcji wychwytu, powodując emisję promieniowania gamma. Każdy pierwiastek posiada charakterystyczny dla siebie układ linii emisyjnych, co pozwala na jego zidentyfikowanie. Intensywność linii emisyjnych w zakresie gamma zależy od spektrum i intensywności emisji neutronów, dlatego też określenie gęstości spektralnej neutronów jest niezbędne do badań zawartości poszczególnych pierwiastków prowadzonych tą metodą. Ponadto spektrum energii neutronów wydostających się z podłoża zależy od jego składu. Neutron o masie m traci niewielką ilość energii, w przybliżeniu m/(M+m) zderzając się z jądrem atomowym o masie M. Gdy m = M cząstka traci połowę swojej energii. Jest to przypadek kolizji neutronu z atomem wodoru. Efekt taki sprawia, że nawet mała domieszka wodoru w materiale powierzchniowym powoduje spadek gęstości wydostających się z niego neutronów epitermalnych i wysokoenergetycznych przy jednoczesnym wzroście emisji neutronów termalnych. Detektory neutronów dostarczają więc zarówno danych potrzebnych do interpretacji wyników pomiarów promieniowania gamma, jak i pozwalających na ocenę składu podłoża pod kątem głównych pierwiastków, w tym wodoru. Większe ilości wodoru występują najczęściej pod postacią nagromadzeń wody. Metoda ta pozowali więc na wykrycie ewentualnych pokładów lodu wodnego w stale ocienionych kraterach polarnych. Ponadto pozwoli na mapowanie zawartości wodoru wprowadzanego do regolitu przez wiatr słoneczny.

W skład instrumentu MGNS wchodzą dwa zespoły detekcyjne - spektrometr promieniowania gamma (Mercury
Gamma-Ray Spectrometer - MGRS) oraz spektrometr neutronów (Mercury Neutron Spectrometer - MNS) uzupełniane przez segment logiczny (Digital and Logic Segment - DLS). Wszystkie detektory i elektronika są połączone w pojedynczy moduł o wymiarach 257 x 342 x 140 mm.

Spektrometr promieniowania gamma MGRS obejmuje jeden detektor - SCD/G. Pozwala on na przeprowadzenie bezpośredniej analizy spektrometrycznej składu materiału powierzchniowego pod kątem zawartości naturalnych pierwiastków promieniotwórczych (K, U i Th). Ponadto pozwala na uzyskanie spektrum indukowanej emisji gamma zawierającej najbardziej intensywne linie jądrowe charakterystyczne dla poszczególnych pierwiastków. Urządzenie to opiera się na liczniku scyntylacyjnym w postaci kryształu LaBr3. Jest to nowo opracowana technologia pomiarów promieniowania gamma. Pozwala na uzyskanie bardzo dobrej rozdzielczości spektralnej (3% przy 662 keV) oraz zadowalającego współczynnika absorpcji fotonów (15% przy 6 MeV).  Dzięki temu pozwala na wyodrębnienie poszczególnych linii spektralnych i jest najlepszym scyntylatorem dla instrumentu o niewielkiej masie. Kryształ ten ma szerokość 8 centymetrów i wysokość również 8 centymetrów. Na początku prac nad instrumentem wyprodukowanie kryształu LaBr3 o takiej wielkości nie było możliwe, jednak już w 2007r wyprodukowano 3 takie kryształy na potrzeby projektu. Kryształy tego typu były testowane na ISS, gdzie po roku nie stwierdzono wyraźnych degradacji wywołanych przez promieniowanie. Epizody oddziaływań kwantów gamma z detektorem są konwertowane na spektrogram energii zawierający 4096 liniowych kanałów w całkowitym zakresie energetycznym  300 keV - 10.0 MeV.

Spektrometr neutronów MNS obejmuje 4 detektory neutronów - SD1, SD2, MD i SCD/N. Dodatkowo detektor neutronów o wysokich energiach (SCD/N) jest otoczony scyntylatorem plastikowym pozwalającym na odrzucanie szkodliwych cząstek (Anticoincidence  Plastic Scintillator - APS), chroniącym jego aktywną część przed cząstkami naładowanymi z zewnątrz. Wstępne produkty obróbki danych ze wszystkich 4 detektorów neutronów pozwalają na określenie gęstości spektralnej emisji neutronów w bardzo szerokim zakresie energii, od energii epitermalnych do 10 MeV. Neutrony termalne są mierzone przy energiach około 0.4 eV. Pomiary dla neutronów epitermalnych wykonywane są w dwóch częściowo pokrywających się zakresach - od 0.4 eV do 1 keV oraz od 0.4 eV do 500 keV. Neutrony wysokoenergetyczne są rejestrowane w przedziale 0.3 - 10.0 MeV.

Układy SD1, SD2 i MD są identycznymi licznikami proporcjonalnymi zawierającymi hel-3 pod ciśnieniem 6 atmosfer. Ich elektronika analogowa odczytująca informacje również jest identyczna i prosto zbudowana. Zbudowano je na bazie prototypów detektorów typu LND2517 instrumentu HEND sondy Mars Odyssey. Mają średnicę 12.7 mm i wysokość 94 mm. Wykorzystywana jest w nich reakcja He-3 + n = H-3 + p. Ucyfrawianie zliczeń z detektorów pozwala na wykrycie charakterystycznego dwupikowego spektrum energii H-3 i p. Pik przy 764 keV odpowiada całkowitej depozycji energii przez obie cząstki. Pik przy niższej energii, 191 keV odpowiada depozycji energii tylko przez H-3, gdy proton ucieka z objętości detekcyjnej. Wpływ szumu o niskiej amplitudzie może zostać wyeliminowany poprzez odpowiednie zaprogramowanie progu detekcji w zakresie niskich energii.

Detektory te dostarczają profili czasowych zliczeń neutronów. Są najbardziej czułe na neutrony termalne i epitermalne. Detektor SD1 jest otoczony osłoną z kadmu absorbującą wszystkie neutrony o energiach poniżej 0.4 eV. Detektor ten wykrywa więc neutrony epitermalne, o energiach powyżej tego progu. Detektor SD2 nie posiada osłony i wykrywa neutrony zarówno termalne jak i epitermalne. Różnica pomiędzy zliczeniami detektorów SD1 i SD2 odpowiada neutronom termalnym. Neutrony epitermalne są mierzone przez SD2 w zakresie 0.4 eV - 1 keV. Detektor MD znajduje się we wnętrzu grubej osłony z polietylenu, umieszczonej we wnętrzu osłony z kadmu. Zewnętrza osłona z kadmu odrzuca neutrony termalne z zewnątrz, a osłona wewnętrzna z polietylenu - neutrony epitermalne i wysokoenergetyczne (0.4 eV - 500 keV). Dzięki temu jest on czuły na neutrony o energiach wyższych niż detektor SD1.

Detektor SCD/N również jest oparty na instrumencie HEND sondy Mars Odyssey. Jest scyntylatorem pracującym w całkowitym zakresie 0.3 - 10.0 MeV. Dostarcza spektrum energii zliczeń neutronów wysokoenergetycznych w 16 kanałach energii  Zastosowano w nim kryształ stylbenu. Ma on kształt walcowaty o wymiarach 30 x 40 cm. Wykrywa neutrony o wysokich energiach. Wykorzystywana jest w nim reakcja n + H = n' + p. Energia powstających protonów przyjmuje przypadkowe wartości w zakresie od 0 do całkowitej energii neutronów. Protony te produkują błyski świetle w obrębie kryształu. Są one łatwo wykrywalne dla protonów o energiach powyżej ok. 300 keV. Wartość ta określa też dolny próg detekcji detektora. Sensor stylbenowy jest otoczony scyntylatorem plastikowym APS odrzucającym protony z zewnątrz. Błyski świetlne wywoływane przez protony powstające w stylbenie są zewnętrznie obdzielane od błysków powstających na skutek elektronów produkowanych podczas oddziaływań z kwantami gamma. Służy do tego odpowiednia płyta elektroniki analogowej. Wykorzystano tutaj różnice w  profilu czasowym pomiędzy błyskami wywoływanymi przez różne procesy. Elektronika ta charakteryzuje się dużą dokładnością w odróżnianiu elektronów od protonów. Na 2000 przypadków występuje 1 pomyłka.

Segment elektroniki DLS jest oparty na zabezpieczonych przez promieniowaniem układach FPGA (Field Programmable Gate Array) firmy Actel. Zawiera płyty elektroniki przeznaczonej do obróbki sygnału analogowego z sensorów, obróbki logicznej, gromadzenia danych, wymiany danych ze statkiem kosmicznym oraz zasilania za pomocą wysokiego i niskiego napięcia. Poziom zasilania w zakresie wysokiego napięcia może być zmieniany za pomocą komend. Interfejs ze statkiem kosmicznym pozwala na przyjmowanie zasilania z jego sieci elektrycznej, wysyłanie danych z detektorów i dotyczących kontroli temperatury oraz przyjmowanie komend.

Instrument został opracowany przez Instytut Badań Kosmicznych (IKI) Rosyjskiej Akademii Nauk.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:13
SIMBIO-SYS
Zintegrowany spektrometr i system obrazujący jest złożonym instrumentem optycznym umożliwiającym obrazowanie powierzchni Merkurego w wysokiej rozdzielczości, multispektralnie i stereoskopowo oraz na spektrometrię w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni. Instrument pozwoli na mapowanie powierzchni pod kątem morfologii i tektoniki a także właściwości fizycznych i chemicznych. Uzyska mapy globalne, a ponadto pozwoli na obrazowanie wybranych celów z nieosiągalną wcześniej rozdzielczością. Pozwoli na zbudowanie kompleksowego obrazu Merkurego, łączącego informacje na temat geologii, topografii i składu mineralnego. Informacje te będą pomocne przy rekonstruowaniu historii planety. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: zbadanie geologii i stratygrafii powierzchni; poznanie składu powierzchni, właściwości regolitu i dyferencjacji skorupy; scharakteryzowanie populacji kraterów i procesów ich degradacji; określenie wieku powierzchni; zbadanie procesów wulkanicznych; zbadanie dynamiki skorupy i właściwości mechanicznych litosfery; oraz wykonanie badań związków pomiędzy powierzchnią a egzosferą.

W przypadku badań geologii powierzchni kanał stereoskopwy STC i kanał wysokiej rozdzielczości HRIC (patrz dalej) dostarczą obrazów o wysokiej jakości pozwalających na mapowanie różnorodnych cech geologicznych i topograficznych oraz na rekonstrukcję lokalnych i globalnych sekwencji stratygraficznych. Mapowanie spektralne struktur geologicznych za pomocą spektrometru obrazującego VIHI pozwoli na zebranie informacji na temat różnic w składzie chemicznym pomiędzy przylegającymi jednostkami geologicznymi. Pozwoli to na określenie ich pochodzenia i rozdzielenie różnych typów wulkanizmu. Ponadto HRIC poprzez obrazowanie fragmentów równin międzykraterowych będzie mógł wykonać poszukiwania osadów uwarstwionych. Do tej pory nie zostały one znalezione, ale powinny powstawać na skutek erupcji piroklastycznych i wypływów lawy w przeszłości geologicznej. Jednostki takie powinny zachodzić na regolit pozwalając na oszacowanie jego grubości. Ponadto układy uwarstwione powinny formować się na skutek mechanicznej erozji skał.

Skład chemiczny powierzchni Merkurego jest przedmiotem debaty. Jego badania mogą dostarczyć ograniczeń dla modeli akrecji w okresie formowania się planety i pochodzenia jej wyjątkowo dużego jądra metalicznego. Kanał VIHI pozwoli na zebranie bezprecedensowych danych spektralnych w zakresie bliskiej podczerwieni, ogromnie przyczyniając się do badań globalnej mineralogii Merkurego. Ważnym celem badań VIHI są też poszukiwania siarczków żelaza na powierzchni. Jeśli Merkury uformował się w innymi miejscu mgławicy protosłonecznej niż znajduje się obecnie powinien on zawierać siarkę, w przeciwnym wypadku były siarki pozbawiony zupełnie. Obecność siarki na powierzchni będzie wskazywać na jej występowanie również we wnętrzu planety. Tam natomiast może ona przyczyniać się do utrzymywania płynności jądra zewnętrznego do dnia dzisiejszego. Zakres spektralny VIHI rozciąga się do światła widzialnego pozwalając na zarejestrowanie silnej linii emisyjnej siarczków i/lub siarki przy 600 nm. Tlenki żelaza mogą zostać wykryte w zakresie 400 - 500 nm. Kształt spektrogramu poniżej 550 nm pozwoli na określenie zawartości żelaza. Parametr ten będzie też istotny dla określenia wieku regolitu. Filtry wybrane dla kanałów STC i HRIC pokrywają zakres widzialny i bliskiej podczerwieni, pozwalając na diagnostykę zawartości minerałów skałotwórczych. Dane spektralne z VIHI zostaną porównane z obrazami multispektralnymi z STC. Filtry STC pokrywają pasma absorpcyjne Fe2+, pozwalając na zidentyfikowanie procesów różnicowania się skorupy. Mapy multisopektralne z STC pozwolą też na rozpoznanie minerałów skałotwórczych na bazie albedo i koloru powierzchni.

W przypadku badań kraterów SIMBIO-SYS pozwoli na określenie procesów erozyjnych którym podlegają i poznanie tępa ich usuwania. Pozwoli to na określenie tępa odnawiania się powierzchni. Ponadto pozwoli na skorelowanie wielkości kraterów z grubością warstwy regolitu. W tym celu połączenie obrazów małych kraterów z HRIC z obrazami STC obejmującymi duże obszary pozwoli na określenie ich parametrów morfologicznych i określenie natury geologicznej badanych terenów.

Badania wieku powierzchni zostaną oparte na globalnych mapach z kanału STC. Pozwolą one na zliczanie kraterów o wielkości równiej lub większej od 200 metrów. Ponadto obrazowanie wybranych miejsc za pomocą HRIC pozwoli na zliczanie kraterów o wielkości ponad 20 metrów i na określenie względnego wieku nawet bardzo młodych jednostek. Ponadto wielkość i ilość kraterów pozwoli na oszacowanie tępa impaktów w wewnętrznym Układzie Słonecznym. W połączeniu z badaniami spektralnymi młodych kraterów pozwoli to na zebranie informacji na temat populacji meteoroidów w niewielkiej odległości od Słońca.

Obecność wulkanizmu w historii Merkurego jest przedmiotem debaty. Wulkaniczne pochodzenie niektórych równin zdają się potwierdzać dane zebrane przez sondę MESSENGER podczas przelotów oraz rekalibrowane obrazy multispektralne z Marinera 10. W tej dziedzinie VIHI pozwoli na zidentyfikowanie różnic w składzie mineralnym pomiędzy różnymi jednostkami na równinach. Odniesienie ich do granic topograficznych rozpoznanych dzięki STC pozwoli na dobre potwierdzenie ich wulkanicznego pochodzenia i wykluczenie możliwej alternatywy - wykształcenia ich jako wyrzutów materii z dużych kraterów. Ponadto połączenie obrazów wysokiej rozdzielczości przestrzennej z danymi o wysokiej rozdzielczości spektralnej pozwoli na dobre poznanie skali procesów wulkanicznych w historii planety i na rozróżnienie różnych typów wulkanizmu.

Utwory tektoniczne oraz topografia powierzchni będą istotne dla badań dynamiki skorupy Merkurego w przeszłości i w okresie obecnym. Obrazy stereoskopowe z STC pozwolą na opracowanie trójwymiarowych modeli globalnej sieci struktur liniowych. Pozwolą one na nałożenie ograniczeń na teorie opisujące powstawanie tych utworów. Pozwolą na wykonanie lepszych obliczeń dotyczących kurczenia się skorupy w trakcie ochładzania się wnętrza planety, dzięki dokładnym pomiarom wysokości i długości klifów. Ponadto opracowane na ich bazie przekroje uskoków pozwolą na oszacowanie przemieszczeń skorupy wzdłuż nich i określenie grubości elastycznej litosfery w trackie ich powstawania. Topografia powierzchni określi również środowisko tektoniczne i erozyjne. Może zostać użyta do modelowania problemów geologicznych w skalach regionalnych i globalnych. Odniesienie modeli terenu z STC do anomalii grawitacyjnych będzie narzędziem użytecznym do badań procesów związanych z równowagą izostatyczną skorupy. Obrazy wysokiej rozdzielczości z HRIC niektórych utworów tektonicznych o charakterystycznych geometriach lub przecinających stare obszary pozwolą na wykonanie interpretacji kinematycznych i bardziej prawdopodobnych rekonstrukcji tektonicznych. Badania utworów przecinających obszary o różnym wieku pozwolą na rekonstrukcję zmian w naprężeniach skorupy w różnych okresach czasu. SIMBIO-SYS będzie też użyteczny do pomiarów parametrów geofizycznych wraz z eksperymentem radiowym MORE i wysokościomierzem laserowym BELA. Poziom spłaszczenia globu i amplituda libracji będą odzwierciedlały stan fizyczny jądra planety (czy jest stałe, czy ciekłe) i jego rozmiary. Kamera dostarczy tutaj danych uzupełniających pomiary parametrów orbity sondy, poprzez śledzenie utworów powierzchniowych. Wysoka rozdzielczość HRIC będzie bardzo przydatna do pomiarów libracji.

W przypadku badań relacji pomiędzy powierzchnią a egzosferą istotne będą dane spektralne pozwalające na pomiary składu mineralnego powierzchni. Pozwolą one na zidentyfikowanie minerałów będących źródłem pierwiastków występujących w egzosferze, a zwłaszcza na wyjaśnienie anomalii w stosunku zawartości Na/K. Ponadto dane takie będą istotne dla badań mechanizmów uwalniania pierwiastków. Pozwolą też na dokładniejsze badania obszarów mogących uwalniać gazy w zwiększonych ilościach - dna basenu Caloris oraz jasnych radarowo fragmentów powierzchni na dużych szerokościach geograficznych. W kontekście badań systemu powierzchnia - egzosfera - magnetosfera SIMBIO-SYS uzupełni pomiary instrumentów PHEBUS i SERENA na MPO oraz MSASI na MMO.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:14
SIMBIO-SYS: KONFIGURACJA

W skład instrumentu SIMBIO-SYS wchodzą trzy oddzielne kanały: kanał obrazujący w wysokiej rozdzielczości (High-Resolution Imaging Channel - HRIC); kanał do obrazowania stereoskopowego i multispektralnego (Stereo and Colour Imaging Channel - STC); oraz hiperspektralny system obrazujący w zakresie światła widzialnego i bliskiej podczerwieni (Visibile and Near-Infrared Hyperspectral Imaging Channel - VIHI). Kanały te posiadają wspólną jednostkę elektroniki głównej (Main Electronics - ME) i zasilacz. Tworzą one część przednią instrumentu (Instrument Front End - IFE). Każdy kanał posiada własną optykę, detektor, system kontroli temperatury, elektronikę bliską oraz przyłącze do źródła zasilacza. Połączenie z ME umożliwia interfejs SpaceWire, osobny dla każdego kanału. Elektronika bliska jest kontrolowana przez układy typu FPGA (Field Programmable Gate Array), zarządzające komendami z elektroniki głównej. W czasie obrazowania FPGA wprowadza odpowiednią konfigurację detektora, wywołuje sekwencję obrazowania, a następnie odbiera dane i po ich ucyfroweniu wysyła do ME w celu dalszej obróbki. Strategia obserwacji powierzchni jest oparta na skoordynowanym działaniu wszystkich kanałów, ale w zależności od potrzeb poszczególne kanały mogą działać pojedynczo. Maksymalna możliwa produkcja danych na różnych etapach misji jest uzyskiwana dzięki odpowiedniemu rozdzielaniu odstępnych zasobów (zasilania, możliwości transmisji danych) pomiędzy poszczególne kanały.

Instrument został przystosowany do pracy w bardzo trudnych warunkach, zwłaszcza pod kątem temperatur. W tym celu zastosowano odpowiednie przegrody i filtry pozwalające na bardzo efektywne odrzucanie ciepła. Zastosowano też strukturę mechaniczną pozwalającą na bardzo stabilne utrzymywanie poszczególnych komponentów i umożliwiającą pozycjonowane z dokładnością kilku sekund kątowych, potrzebną przy pomiarach libracji. W celu sprostania maksymalnej spodziewanej dawce promieniowania oraz okresowym jego wzrostom komponenty elektroniczne były wybierane i projektowane bardzo ostrożnie, pod kątem zapewnienia maksymalnej niezawodności systemu. W urządzeniu zastosowano szereg modyfikacji rozwiązań konwencjonalnych, dzięki czemu instrument jest stosunkowo mały, ale charakteryzuje się wysoką sprawnością.

Masa całego systemu wynosi 8.69 kg, a pobór mocy - 24W. Ma on wymiary 510 x 490 x 280 mm.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:14
SIMBIO-SYS: HRIC

Kanał wysokich rozdzielczości pozwala na uzyskiwanie zdjęć powierzchni Merkurego przedstawiających bezprecedensowo małe szczegóły. Jego rozdzielczość przestrzenna z odległości 400 km (perycentrum orbity sondy) wynosi 5 metrów na piksel. Pozwala na obrazowanie multipsektralne w zakresie światła widzialnego. Dostarczy obrazów wybranych celów, które po zakończeniu misji nominalnej łącznie obejmą około 20% powierzchni planety. Pozwoli to na zobrazowanie istotnych naukowo utworów powierzchniowych (kraterów, skarp, strumieni lawowych, równin) i zbadanie ich pod kątem procesów geologicznych, geochemicznych i geofizycznych kształtujących powierzchnię oraz efektów wywoływanych przez bombardowanie powierzchni. Cele takie będą obserwowane głównie po zakończeniu fazy globalnego mapowania planety. Poza danymi z STC i VIHI do ich wyboru posłużą dane z misji MESSENGER.

HRIC jest urządzeniem kompaktowym, łączącym optykę, mechanizmy i detektor w jedną małą jednostkę. W skład urządzenia wchodzi 6 głównych elementów: przegroda zewnętrza umieszczona przed otworem wejściowym ograniczająca rozproszone światło oraz zmniejszająca ładunek cieplny dzięki zastosowaniu odpowiedniego kształtu (konfiguracji Stavroudisa w której profile kolejnych ostrzy są fragmentami elipsoid i hiperboli); komora optyki złożona z płyt aluminiowych o strukturze plastra miodu chroniąca optykę przed wibracjami, ciepłem i zabłąkanym światłem; elektronika bliska (Proximity Electronics - PE) umieszczona w jednostce na górze komory optyki, odpowiedzialna za ucyfrawianie danych i ich transmisję do ME; stożkowa struktura podbierająca korektor optyczny; pakiet detektora zawierający filtry i detektor umieszczone w jednostce na końcu komory optyki; oraz kapilary cieplne łączące detektor i PE z radiatorem.

Kanał HRIC posiada optykę katadioptryczną w postaci teleskopu Ritcheya - Chretiena. Jej komponenty znajdują się ona na strukturze podpierającej zlokalizowanej we wnętrzu komory optyki. Na przedzie optyki znajduje się filtr odrzucający podczerwień cieplną. Teleskop posiada korektor złożony z 3 elementów refrakcyjnych. Są one zainstalowane w obrębie struktury mechanicznej znajdującej się za zasadniczą obudową optyki. Korektor ten to kamera refrakcyjna korygująca pole widzenia na płaszczyźnie detektora. Połączenie elementów refleksyjnych i refrakcyjnych pozwoliło na zachowanie dobrego stosunku pomiędzy uzyskanymi właściwościami optycznymi a masą i objętością systemu. Pozwoliło na zredukowanie wielkości urządzenia. Średnica teleskopu wynosi 100 mm, długość ogniskowej 800 mm a stosunek ogniskowej - f/8. Dzięki takiej wartości stosunku ognikowej dyfrakcja w zakresie spektralnym powyżej 400 nm została zminimalizowana, co zwiększyło jakość obrazów poprzez optymizację parametrów radiometrycznych. Ponadto taka konfiguracja pozwoliła na dalsze zminimalizowanie rozmiarów urządzenia. Pole widzenia ma szerokość 1.47 stopnia.  Rozdzielczość kątowa wynosi 12.5 mikroradiana na piksel.

Urządzenie pracuje w całkowitym zakresie spektralnym 400 - 900 nm. Zastosowano w nim jeden filtr szerokopasmowy z centrum na 650 nm (+/- 250 nm) oraz trzy filtry wąskopasmowe scentrowane na 550 nm (+/-20 nm), 750 nm (+/- 20 nm) i 880 nm (+/- 20 nm). Pierwszy filtr wąskopasmowy jest czuły na procesy przenoszenia ładunków pomiędzy atomami żelaza w krzemianach oraz na pasma przewodnictwa siarczków. Pozostałe pozwalają na wykrycie modyfikacji kryształów żelaza. Układ filtrów tworzy mozaikę umieszczoną nad detektorem. Poszczególne filtry obejmują różne obszary detektora w kształcie pasów. Dla filtra monochromatycznego użyto fragmentu detektora o wielkości 640 x 2048 pikseli. Filtry wąskpasmowe wykorzystują powierzchnie o wielkości 384 x 2048 piksele, osobne dla każdego.

Detektorem HRIC jest układ SiPIN/CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor)  o wielkości 2048 x 2048 piksele. Pojedynczy piksel ma szerokość 10 mikrometrów. Detektor ten jest złożony z dwóch warstw. Ich parametry zostały zoptymalizowane osobno, a następnie połączono je w jeden układ. Warstwa SiPIN złożona jest z fotodiod krzemowych PIN (Positive - Intrinsic - Negative). Zbierają one światło z układu optycznego i przekształcają je na ładunek elektryczny. Warstwa CMOS jest multiplekserem mierzącym wartość ładunku z każdej fotodiody. Użycie detektora dwuwymiarowego jest w wypadku tej misji bardziej korzystne niż zastosowanie detektora liniowego pracującego w trybie Pushbroom. Pozwala na wykonywanie pojedynczych klatek i jest mniej wrażliwe na stabilność i pozycjonowanie w surowym środowisku termicznym wokół Merkurego. Detektor ten charakteryzuje się bardzo niskim szumem odczytu (około 60 e-) i wysoką szybkością odczytu - na poziomie 5 megapikseli na sekundę. Obwód odczytujący pozwala na równoległy odczyt różnych obszarów detektora, co pozwala na zbieranie danych w różnych zakresach spektralnych jednocześnie.

System HRIC może pracować w 5 różnych trybach - dwóch trybach obrazowania monochromatycznego w wysokiej rozdzielczości, trybie obrazowania monochromatycznego w niskiej rozdzielczości, trybie obsmarowania szerokpasmwego, oraz w trybie obrazowania pełnego.

Tryb obrazowania monochromatycznego w wysokiej rozdzielczości z kompresją 7x służy do charakteryzowania geomorfologicznego wybranych obszarów. Jest przeznaczony do użycia na wysokościach od 400 do 690 km. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością około 6.5 metra na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 28 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 2 100 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 250 megabitów danych. Obrazy mogą tworzyć mozaiki w kierunku ruchu orbitalnego albo prostopadle do niego. W celu uzyskania zdjęć wybranego obszaru poszczególne obserwacje mogą być wykonywane w różnym czasie, podczas misji nominalnej identyczne warunki oświetleniowe powtórzą się dwukrotnie.

Tryb obrazowania monochromatycznego w wysokiej rozdzielczości z kompresją 2x służy do charakteryzowania geomorfologicznego wybranych obszarów z najlepszą możliwą jakością obrazu. Jest przeznaczony do zastosowania na wysokościach od 400 do 690 km. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością 6.5 metra na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 112 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 8 400 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 1000 megabitów danych. Jedyną różnią w stosunku do poprzedniego trybu jest inny poziom kompresji danych. Również tutaj możliwe jest wykonywanie mozaik.

Tryb obrazowania monochromatycznego w niskiej rozdzielczości z kompresją 7x służy do charakteryzowania geomorfologicznego wybranych obszarów z większym pokryciem przestrzennym. Jest przeznaczony do użycia na wysokościach od 900 do 1500 km, na części orbity od strony apocentrum. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością 15 metrów na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 7 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 500 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 95 megabitów danych. Obserwacje struktur w strefach polarnych są możliwe tylko w tym trybie.

Tryb obrazowania szerokopasmowego w wysokiej rozdzielczości z kompresją 7x służy do mapowania mineralogicznego w małej skali przestrzennej. Został zaprojektowany do użucia na wysokościach od 400 do 545 km. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością około 6 metrów na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 21 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 1 550 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 190 megabitów danych.

Tryb obrazowania pełnego łączy obrazowanie monochromatyczne i szerokpasmowe. Używana jest tutaj kompresja 7x. Służy do równoczesnej charakterystyki geomorfologicznej i mapowania mineralogicznego. Jest przeznaczony do zastosowania na wysokościach od 400 do 545 km. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością 6 metrów na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 500 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 3 700 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 440 megabitów danych. W trybie tym wykorzystywane są wszystkie 4 filtry systemu.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:15
SIMBIO-SYS: STC

Kanał stereoskopowy i multispektralny składa się z dwóch kamer szerokokątnych zwróconych pod kątem 20 stopni w stosunku do kierunku do nadiru. Kamery te pozwalają na jednoczesne obrazowanie powierzchni w dwóch różnych perspektywach. Tym samym pozwalają na uzyskanie monochroamtyczncyh par obrazów. Są one następnie używane do uzyskania cyfrowych modeli terenu (Digital Terrain Model - DTM). Ponadto system ten umożliwia obrazowanie multispektralne wybranych obszarów. Rozdzielczość obrazów uzyskiwanych z perycentrum orbity sondy wyniesie 50 metrów na piksel na równiku. System ten w pierwszej kolejności posłuży do zmapowanie całej planety i wykonania globalnych modeli DTM. Po uzyskaniu tych danych wykonywane zostaną mozaiki barwne wybranych fragmentów powierzchni, obrazy stereoskopowe z niższym poziomem kompresji, oraz bardziej szczegółowe modele DTM niektórych regionów ważnych naukowo. W okresie globalnego mapowania obie kamery będą pracowały na całej orbicie sondy. Są one jednak niezależne od siebie. Ta cecha, wraz z zastosowanym układem filtrów sprawia, że system net charakteryzuje się niezwykle wysoką plastycznością. W zależności od fazy misji i celów naukowych oba podkanały mogą pracować razem lub niezależnie, uzyskiwać pary stereoskopowe albo obrazy barwne, a także używać różnych kombinacji filtrów, obserwować pasy powierzchni o różnej wielkości i stosować i różne (dla obu podkanałów) poziomy kompresji. Możliwość stosowania różnych poziomów kompresji i obserwowania fragmentów powierzchni o różnej wielkości pozwala na zredukowanie objętości produkowanych danych.

Obie kamery współdzielą większość elementów optycznych oraz detektor. Konfiguracja taka pozwoliła na maksymalnie zmniejszenie masy i wielkości systemu. Poszczególne kamery posiadają jednak osobne przegrody chroniące przed zabłąkanym światłem.

STC posiada optykę katadioptryczną będącą zmodyfikowanym teleskopem Shmidta z parą romboidalnych pryzmatów i korektorem pola widzenia. Wszystkie elementy dioptryczne zostały wykonane ze spiekanego krzemu, co zapewniło maksymalną odporność na promieniowanie i przejrzystość. Pryzmaty zostały umieszczone z przodu obiektywu. W takim układzie korektorem Shmidta nie jest klasyczna płyta korekcyjna umieszczona w centrum krzywizny zwierciadła sferycznego teleskopu, ale dublet umieszczony w połowie odległości pomiędzy zwierciadłem a centrum jego krzywizny. Pozwoliło to na zmniejszenie objętości układu o czynnik 2 w stosunku do rozwiązania klasycznego. Korektorem pola widzenia jest układ dwóch soczewek umieszczony z przodu detektora. Pozwala on na zredukowanie aberracji. Wszystkie elementy optyczne za wyjątkiem pryzmatów są wspólne dla obu kamer. Optyka i pryzmaty nie są wrażliwe na ich nachylenie, co zmniejsza błędy w pozycjonowaniu pomiędzy oboma podkanałami.

Długość ogniskowej wzdłuż osi optycznej wynosi 90 mm. Średnica otworu wejściowego to 15 mm. Stosunek ogniskowej wynosi f/6. Średnia rozdzielczość kątowa to 23.5 sekundy kątowej na piksel (114 mikroradianów na piksel). Globalne pole widzenia STC ma wymiary 5.3 x 4.6 stopnia. Dla każdej kamery jest rozdzielone na 4 segmenty w formie pasów, po jednym dla każdego filtra (patrz dalej). Segmenty pokrywają po 4 pasy na powierzchni Merkurego. Są one w przybliżeniu równoległe do siebie. Tak więc pole widzenia w kierunku prostopadłym do kierunku ruchu orbitalnego ma szerokość 5.3 stopnia. Wzdłuż kierunku ruchu sondy ma szerokość 2.4 stopnia dla filtra monochromatycznego oraz 0.3 stopnia dla filtrów barwnych. W peryhelium orbity, na równiku pas dla filtra monochromatycznego obejmuje fragment powierzchni o wymiarach 38 x 18 km, a pasy dla filtrów barwnych - fragment o wielkości 38 x 2.2 km.

Urządzenie pracuje w zakresie spektralnym 400 - 1000 nm. Posiada 5 filtrów - 1 filtr szerokopasmowy scentrowany na 700 nm (+/- 100 nm) do obserwacji stereoskopowych oraz 4 filtry barwne do obserwacji multispektralnych o niższej rozdzielczości. Te ostatnie są scentrowane na 420 nm (+/-10 nm), 550 nm (+/-10 nm), 700 nm (+/-10 nm), oraz 920 nm (+/- 10 nm). Pierwsze dwa filtry wąskopasmowe są czułe na procesy przenoszenia ładunków pomiędzy atomami żelaza w krzemianach oraz na pasma przewodnictwa siarczków. Pozostałe dwa pozwalają na wykrycie modyfikacji kryształów żelaza. W celu uniknięcia stosowania części ruchomych poszczególne filtry w kształcie pasów zostały naniesione na pojedynczy substrat. Tak zbudowane okno zostało ustawione w ścieżce optycznej blisko detektora.

Detektorem STC jest układ SiPIN/CMOS Complementary Metal Oxide Semiconductor) o wymiarach 2048 x 2048 piksele. Piksele mają kształt kwadratowy i szerokość 10 mm. Detektor ten jest złożony z dwóch warstw. Ich parametry zostały zoptymalizowane osobno, a następnie połączono je w jeden układ. Warstwa SiPIN złożona jest z fotodiod krzemowych PIN (Positive - Intrinsic - Negative). Zbierają one światło z układu optycznego i przekształcają je na ładunek elektryczny. Warstwa CMOS jest multiplekserem mierzącym wartość ładunku z każdej fotodiody. Detektor tego typu jest bardzo odporny na promieniowanie, a ponadto pozwala na bardzo szybki odczyt. W przypadku STC skraca czas ekspozycji do 1 ms.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:15
SIMBIO-SYS: VIHI

Hiperpekralny system obrazujący jest przeznaczony do badań składu mineralnego powierzchni Merkurego poprzez rejestrację fotonów odbitych od niej. Pozwala na mapowanie składu powierzchni z rozdzielczością lepszą od 500 metrów dla całego globu i około 100 metrów dla wybranych celów. Obserwacje wysokorozdzielcze obejmą około 10% powierzchni Merkurego. W okresie mapowania globalnego VIHI będzie działał ciągle po dziennej stronie planety, zmieniając parametry operacyjne w zależności od warunków obserwacji (odległości od powierzchni, kąta oświetlenia). Tym samym w celu ułatwienia operacji orbita sondy zostanie podzielona na segmentu na których używane będą różne parametry, takie jak szerokość obserwowanego pasa terenu, uśrednianie pikseli w kierunkach spektralnym i przestrzennym, współczynnik kompresji, czas powtarzania obserwacji, czas integracji. Obserwacje będą ograniczone kątem oświetlenia na poziomie 45 stopni. Mapowanie globalne zakończy się po okresie około 6 miesięcy. Podczas obserwowania wybranych celów spektrometr będzie używany w sposób bardziej plastyczny, z uwzględnieniem ograniczenia objętości danych możliwych do przesłania. Dla każdego obszaru i określonego celu naukowego obserwacji wybierane będą parametry wymagające przeznaczenia większych zasobów. Np badania struktur wulkanicznych będą wymagały większego nacisku na rozdzielczość spektralną, natomiast interpretacja cech spektralnych pod kątem korelacji z cechami morfologicznymi będzie wymagała wyższej rozdzielczości przestrzennej. Ponadto używane będą różne poziomy kompresji.

System VIHI pracuje w zakresie spektralnym 400 - 2000 nm w 256 kanałach spektralnych. Zakres ten został wybrany jako kompromis pomiędzy celami naukowymi oraz ograniczeniami technicznymi. Konstrukcja tego urządzenia jest oparta na dobrze znanej architekturze spektrometru Littrowa i konfiguracji zaprojektowanej przez firmę Galileo Avionica. Ogólnie urządzenie składa się z teleskopu zbierającego światło oraz spektrometru z siatką dyfrakcyjną. Oba elementy są dokładnie połączone w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu, gdzie zlokalizowana jest szczelina wejściowa spektrometru. Obraz szczeliny wejściowej jest rozpraszany przez siatkę dyfrakcyjną na dwuwymiarowej powierzchni detektora. Tym samym odczyt detektora zawiera obraz szczeliny po dyfrakcji w obrębie wybranych regionów spektralnych. Kompletny obraz jest budowany w trybie Pushbroom, podczas sekwencji następujących po sobie odczytów, z wykorzystaniem ruchu orbitalnego statku kosmicznego. Finalnym produktem jest trójwymiarowy zestaw danych, zawierający informacje spektralne oraz przestrzenne w dwóch kierunkach.

Doraźne pole widzenia (Instantaneous Field-of-View - IFOV)) wynosi 250 mikroradianów, co odpowiada rozdzielczości przestrzennej 100 m w peryhelium i 375 m w aphelium orbity. Rozdzielczość spektralna wynosi 6.5 nm. Dzięki temu VIHI charakteryzuje się dużą plastycznością. Może uzyskać globalne mapy planety z wybraną rozdzielczością przestrzenną (lepszą niż 500 m) dzięki stasowaniu różnych trybów operacyjnych (różnych sposobów sumowania pikseli). Pole widzenia FOV o szerokości 64 mrad pozwala na uzyskanie pokrycia globalnego już w trakcie pierwszych 6 miesięcy misji nominalnej. Pozostały okres 6 miesięcy zostanie przeznaczony na dokładniejsze badania wybranych miejsc z maksymalną rozdzielczością przestrzenną i spektralną.

Konstrukcja VIHI znajduje się w pojedynczej obudowie przyłączonej do kanału STC. Obejmuje ona system optyczny czyli teleskop i spektrometr, jednostkę kalibracyjną, migawkę, układ płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Assembly - FPA) oraz elektronikę bliską.

Teleskop zbiera światło z powierzchni Merkurego i skupia je na szczelinie wejściowej spektrometru. Jest zmodyfikowanym teleskopem Shmidta. Zastosowano w nim dwa dublety dioptryczne korygujące aberrację. Ma on średnicę 25 mm i długość ogniskowej 160 mm. Parametry te zostały dobrane tak, aby uzyskać odpowiednią skalę przestrzenną na detektorze i ograniczyć dyfrakcję w całym używanym zakresie spektralnym. Stosunek ogniskowej wynosi f/6.4. Pole widzenia ma szerokość 64 x 0.25 mrad. Rozdzielczość kątowa wynosi 250 mikroradianów na piksel.

W szczelinie wejściowej spektrometru znajduje się jedyna cześć ruchoma systemu - migawka mechaniczna. Ma postać małego metalowego ostrza zakrywającego szczelinę. Jest obracana przez solenoid rotacyjny. Jest ona niezbędna do określenia i następnego usunięcia sygnału ciemnego powstającego na detektorze i sygnału tła pochodzącego z mocowań elementów spektrometru. Okresowo w czasie pomiarów naukowych jest ona zamykana, po czym wykonywane są pomiary sygnału ciemnego i sygnału tła.

Po przejściu przez szczelinę wejściową spektrometru światło chodzi do spektrometru Littrowa. W jego obrębie pada na płaską siatkę dyfrakcyjną, a następnie jest kierowane za pomocą zwierciadeł na system płaszczyzny ogniskowej FPA. Siatka dyfrakcyjna charakteryzuje się dyspersją spektralną na poziomie 6.25 nm na piksel. Układ optyczny daje powiększenie 1x. Spektrometr definiuje tylko rozdzielczość spektralną, rozdzielczość przestrzenną określa teleskop. W spektrometrze, podobnie jak w przypadku teleskopu zastawno dwa dublety dioptryczne korygujące aberrację.

Układ FPA zawiera zestaw filtrów na oknie wejściowym, system detektora (Sensor Chip Assembly - SCA) oraz dwustopniową chłodziarkę termoelektryczną (komórkę Peltiera) chłodzącą detektor do temperatury operacyjnej 220 K. W tym celu system ten zużywa 4.5W mocy. Detektorem jest macierz o wymiarach 256 x 256 pikseli złożona z hybrydyzowanego HgCdTe połączona ze zintegrowanym obwodem odczytującym CMOS (CMOS Readout Integrated Circuit - ROIC). Pojedynczy piksel ma wymiary 40 x 40 mikrometrów. Wzmacniacz CTIA (Capacitance Trans-Impedance Amplifier) pozwala na odczyt detektora również w trakcie integracji. Gwarantuje to osiągnięcie niezbędnej wysokiej szybkości odczytu detektora. Współczynnik efektywności kwantowej detektora jest wyższa od 50. Budowa detektora definiuje zakres spektralny pracy systemu. Standardowe układy HgCdTe/CMOS zawierają substrat CdZnTe  na którym przeprowadzana jest krystalizacja HgCdTe. Powoduje on jednak obcięcie zakresu spektralnego przy 800 nm. W detektorze użytym w VIHI warstwa ta została  zastąpiona materiałem przezroczystym poniżej 800 nm. Rozciągnęło to zakres spektralny do fal krótszych (do 400 nm) i pozwoliło na zastosowanie pojedynczego detektora zarówno dla światła widzialnego jak i podczerwieni. Dzięki temu masa i objętość systemu zostały znacznie zredukowane. Górny skraj rejestrowanego zakresu spektralnego,  2000 nm wynika z kompromisu pomiędzy koniecznością pokrycia cechy spektralnej odpowiadającej drugiemu przejściu żelaza w piroksenie (cecha absorpcyjna położona pomiędzy 1900 a 2200 nm w zalewności od zawartości żelaza i wapnia w piroksenie) oraz ograniczenia wkładu prądu ciemnego do szumu detektora. W ostatnim wypadku dla umożliwienia identyfikacji i określenia zawartości minerałów w materiale powierzchniowym konieczne było zachowanie stosunku sygnału do szumu na poziomie co najmuje 100 w całym zakresie spektralnym. Detektor został dostarczony przez firmę Raytheon Vision System z Goleta w USA.

Elektronika bliska detektora zawiera interfejs SpaceWire z systemem ME. Pozwala ponadto na obsługę FPA, migawki i systemu kalibracyjnego a także chłodziarki termoelektrycznej detektora. Odbiera też i konwertuje dane naukowe oraz inżynieryjne.

System kalibracyjny pozwala na wykrywanie degradacji układu i jego zachowania się w stosunku o parametrów określonych w czasie kalibracji naziemnej. Pozwala on na pomiary odpowiedzi spektralnej i radiometrycznej oraz na uzyskanie flatfieldów (w tym na wykrycie wadliwych pikseli). System ten oświetla otwów wejściowy VIHI jednorodnie, z intensywnością taką samą jak światło pochodzące  z powierzchni Merkurego. Nie zawiera on ruchomych części. Oświetlenie otworu wejściowego umożliwia umieszczone na nim semirefleksyjne okno. Oświetlenia w zakresie bliskiej podczerwieni dostarcza lampa wolframowa pracująca przy temperaturze 2500K, a w zakresie widzialnym - biała dioda LED. Po odbiciu od okna na wejściu układu optycznego światło ze źródła kalibracyjnego jest skupiane na szczelinie wejściowej spektrometru przez układ złożony z wklęsłego zwierciadła oraz soczewki cylindrycznej. Zwierciadło pozwala na uzyskanie długości ogniskowej równej ogniskowej teleskopu. Soczewka poprawia jednorodność sygnału kalibracyjnego poprzez zogniskowanie wiązki w obrębie wąskiej linii wzdłuż szczeliny wejściowej.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:16
SIMBIO-SYS: ME

Jednostka elektroniki głównej systemu SIMBIO-SYS ma dwie podstawowe funkcje - obróbkę danych oraz dostarczanie zasilania. Obróbka obejmuje zarządzanie uzyskiwanymi danymi naukowymi, w tym ich formatowanie i kompresję; wymianę komend pomiędzy instrumentem i statkiem kosmicznym oraz statkiem i instrumentem; oraz przesyłanie uzyskanych danych do systemu informatycznego statku. Ponadto zarządza włączaniem i wyłączaniem poszczególnych kanałów. System ten został dostarczony przez Institut d’Astrophysique Spatiale w Orsay we Francji. W pracach nad nim uczestniczyła również agencja CNES (Centre National d’Etudes Spatiales).

W skład ME wchodzi wzmacniacz dla wewnętrznych interfejsów pomiędzy wszystkimi kanałami połączony z jednostką procesora komend i kontroli instrumentu (Command and Control Processor Unit  - CPCU) główną i zapasową, oraz 3 identyczne jednostki kompresji (Compression Unit - CU), osobne dla poszczególnych kanałów.  W obrębie ME znajduje się także zasilacz (konwerter DC/DC). W skład CPCU wchodzi 32-bitowy procesor LEON oraz interfejs ze statkiem kosmicznym, będący łączem SpaceWire, podobnie jak wewnętrzne interfejsy ME z poszczególnymi kanałami. Każda jednostka CU zawiera osobny procesor LEON, układ FPGA oraz interfejs SpaceWire z poszczególnymi kanałami. Interfejsem pomiędzy CPCU a EU jest podwójny port pamięci 256 kb, dostępny jednocześnie dla CPCU i EU.

CPCU wykonuje plan operacji instrumentu zawarty w komendach z Ziemi, według relacji master - slave pomiędzy CPCU a poszczególnymi kanałami. Wykonywacie poszczególny zadań w określonych przedziałach czasowych umożliwia czas pokładowy instrumentu (Instrument On-Board Time - IOBT) zsynchronizowany z czasem pokładowym statku kosmicznego (On-Board Time - OBT) poprzez odbiór komend synchronizacyjnych przesyłanych przez łącze SpaceWire. Pomiędzy aktualizacjami czas jest utrzymywany przez wewnętrzny zegar 5 ms.

Dla każdego kanału możliwe są dwa podstawowe tryby operacji: tryb powtarzania (Repeat Mode); oraz tryb tworzenia mozaiki (Mosaic Mode). W trybie powtarzania, po odebraniu komendy inicjującej CPCU wysyła polecenie wykonania serii klatek z zaprogramowanymi przez komendę parametrami i uzyskiwanych z określoną częstotliwością (np co 40 ns dla VIHI). Parametry mogą zostać zmodyfikowane w każdej chwili przez nową komendę, albo uzyskiwanie zdjęć jest zatrzymywane przez komendę "pauza" (gdy dany kanał pozostaje włączony) lub "stop" (gdy jest wyłączany). W trybie mozaikowym odbierana przez CPCU komenda zawiera informacje na temat ilości zdjęć które mają być uzyskane, parametrów zdjęć, oraz różnic czasowym pomiędzy okresami ich wykonywania. W jednej komendzie można zawrzeć kilka takich sekwencji. Dla każdego kanału można zastsować oba tryby. Dla STC i VIHI trybem nominalnym jest tryb powtarzania, a dla HRIC - tryb mozaikowy. CPCU może też przesyłać komendy pozwalające na uzyskacie danych inżynieryjnych charakteryzujących funkcjonowanie każdego kanału.

Każda uzyskana klatka może być kompresowana poprzez sumowanie pikseli wzdłuż kolumn lub wierszy (jeśli taka funkcja jest zawarta w komendzie) a następnie zapisywana przez FPGA w odpowiednim CU (lub dodana do poprzedniej klatki gdy wybrana jest opcja sumowania klatek). Po zakończeniu zbierana danych dla danej sekwencji obrazowania (po zapisaniu wybranej ilości klatek lub dodaniu ich wybranej ilości) CU wykonuje ich kompresję oraz formatuje do postaci pakietów telemetrii (Telemetry Packet - TM). Możliwa jest zarówno kompresja stratna jak i bezstratna. Obszary danych odpowiadające pełnym plakietą TM (4096 bitów wraz z nagłówkiem) są generowane w całym obrębie klatki z wyłączeniem jej końca. Każdy obszar jest zapisywany  w pamięci dostępnej dla CPCU i CU. CU muszą wykonywać obróbkę strumienia danych z szybkością 2 megapikseli na sekundę. Dla głównych części CU (procesora, FPGA i interfejsu) zastosowano wspólny zegar 100 MHz. Wzór czasu jest generowany przez wewnętrzny układ PLL (Phase-Locked Loop) procesora LEON z użyciem zewnętrznego oscylatora 25 MHz. CPCU w sposób ciągły wybiera trzy pakiety wyjściowe z dostępnych obszarów danych. Gdy interfejs SpaceWire ze statkiem jest wolny, generuje on nagłówek znaczący pakiet sekwencją APID (Appropriate Aapplication Process ID). Potem pakiet jest kopiowany do bufora zewnętrznego i rozpoczyna się jego transmisja.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:22
BELA
Wysokościomierz laserowy jest instrumentem przeznaczonym do wykonywania pomiarów topograficznych. Jego podstawowym celem naukowym jest dostarczenie globalnych map ukształtowania powierzchni Merkurego. Pozwoli na zmapowanie trwale zacienionych kraterów w strefach polarnych w celu zidentyfikowania możliwych miejsc występowania lodu. Instrument umożliwi również oszacowanie nachylenia zboczy, szorstkości powierzchni i współczynnika odbicia w zakresie spektralnym pracy lasera. Dane topograficzne pozwolą na lepsze zrozumienie takich procesów kształtujących powierzchnię jak kraterowane, wulkanizm i działalność tektoniczna. Pomiary takie będą miały również krytyczne znaczenie dla mapowania geologicznego uwzględniającego stratygrafię i grubość jednostek geologicznych. Topografia globalna i regionalna w połączeniu z modelami pola grawitacyjnego pozwoli na badania formowania się skorupy, jej struktury cieplnej oraz stanu cieplnego płaszcza. Informacje na temat szorstkości i nachylenia zboczy będą potrzebne do badań formowania się regolitu.

Instrument BELA jest wysokościomierzem laserowym opartym na konwencjonalnych rozwiązaniach. Jego konfiguracja jest podobna do wysokościomierza MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) sondy Mars Global Surveyor. Wszystkie elementy instrumentu, w tym jednostki elektroniki znajdują się na wspólnej płycie montażowej.

Podczas pomiarów dioda laserowa Nd:YAG produkuje impulsy laserowe o energii 50 mJ i czasie trwania 5 - 9 ns. Używana jest długość fali 1064 nm. Dioda ta znajduje się w głowicy lasera. Jest obsługiwana przez osobną diodę, umieszczoną w jednostce diody pompującej (Pump Dione Box - PDB). Praca lasera jest kontrolowana jest przez osobną jednostkę elektroniki (Laser Electronics Unit - LEU). Impuls przechodzi następnie przez wzmacniacz i wchodzi do transmitera (Beam Expander - BEX). System optyczny BEX jest złożony z 50 -milimetrowej asferycznej soczewki i dwóch pryzmatów w kształcie klinów. Wysyła on impuls na powierzchnię Merkurego. Tam impuls oświetla fragment powierzchni o szerokości kątowej 60 mikroradianów (szerokość pzrestrzenna 20 - 50 metrów w zależności od fragmentu orbity). Po odbiciu wraca do instrumentu, po około 5 nanosekundach. Jest zbierany przez berylowy teleskop refleksyjny (Berrylium Reflexing Telescope - BRT) o średnicy 25 centymetrów i stosunku ogniskowej F/8. Pole widzenia ma szerokość 225 mikroradianów. Jest wyposażony w filtr 1.9 nm o współczynniku transmisyjności 0.8. Ponadto posiada dużą przegrodę w konfiguracji Stavroudisa. Zewnętrzne ostrza mają kształt elipsoid, a wewnętrzne - fragmentów hiperboli. Dzięki takiej geometrii wszystkie promienie wchodzące do systemu są odbijane 1 lub 2 razy (średnio 1.4), co pozwala na dobre odrzucanie światła widzialnego i podczerwieni. Poszczególne ostrza zostały wykonane z aluminium i pokryte warstwami maksymalizującymi ich odbijalność. Zostały połączone śrubami. Światło po przejściu przez teleskop wchodzi do optyki obrazującej, która rzutuje je na układ płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Assembly - FPA). Znajduje się tutaj detektor w postaci fotodiody lawinowej (Avalanche Photodiode - APD). Sygnał z detektora jest ucyfrawiany z częstotliwością próbkowania 80 MHz i przesyłany do modułu dalmierza. Tam wykrywany jest fakt odbioru impulsu. Służy do tego układ FPGA (Field Programmable Gate Array). Następnie dane są przesyłane do elektroniki instrumentu (Electronics Unit - ELU). Komponenty ELU pozwalają na formatowanie danych, kontrolę pracy instrumentu, odbieranie i wykonywanie komend, dostarczanie zasilania  oraz połączenie ze statkiem kosmicznym. Zastosowano tutaj procesor LEON.

Czas pomiędzy emisją impulsu i jego odbiorem pozwala na oszacowanie odległości sondy od powierzchni i określenie wysokości utworów powierzchniowych. Rozdzielczość pomiarów czasy wynosi 2 ns, co odpowiada rozdzielczości pomiarów altymetrycznych na poziomie 30 cm. W połączeniu z danymi na temat pozycji sondy oraz pozycji osi optycznej instrumentu względem kierunku do środka grawitacyjnego planety szacowany jest wektor pomiędzy instrumentem a punktem oświetlonym na powierzchni. Pozwala to na opracowanie map topograficznych. Moc i kształt powracającego impulsu pozwalają na oszacowanie nierówności powierzchni w obrębie oświetlonego punktu oraz jej odbijalności przy używanej długości fali. Pomiary takie dotyczą skali 20 metrów. Są możliwe również dla nieoświetlonych kraterów polarnych. Optymalną odległością dla pomiarów jest 1000 km. Pomiary są wtedy wykonywane dla punktów oddalonych o 250 metrów. Poszczególne szalki punktów wzdłuż orbity sondy są oddalone o 25 km w obszarze równikowym i zbiegają się na biegunach. Po zakończeniu misji nominalnej poszczególne punkty będą odległe od siebie o 6 km na równiku.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:24
ISA
Przyspieszeniomierz sprężynowy jest przyspieszeniomierzem trójosiowym przeznaczonym do wykonywania pomiarów niegrawitacyjnych zaburzeń przyspieszeń orbitera MPO. Ich znajomość jest istotna przy analizach danych dotyczących śledzenia statku kosmicznego, używanych w eksperymencie radiowym MORE. Tym samym instrument ten przyczyni się do znaczej poprawy dokładności określania pozycji sondy i wspomoże badania pola grawitacyjnego Merkurego, jego rotacji i budowy wnętrza, a także testy ogólnej teorii względności. W celu spełnienia celów naukowych eksperymentu MORE orbita statku MPO musi być ustalona z dokładnością do 1 metra wzdłuż kierunku ruchu w czasie 1 obiegu (8355 s). Odpowiadająca temu dokładność pomiarów przyspieszenia wynosi 10^-8 m/s^2. W przypadku misji do Merkurego uzupełnienie eksperymentu radiowego dedykowanym przyspieszeniomerzem jest bardzo istotne z dwóch głównych przyczyn. Po pierwsze statek kosmiczny będzie poruszał się w pobliżu masywnego ciała (Słońca) co wyostrzy efekty relatywistyczne. Po drugie na dynamikę statku będzie miało wpływ niezwykle surowe środowisko zewnętrze, głównie silne promieniowanie słoneczne, śiatło odbite od powierzchni planety, oraz emisja podczerwieni z powierzchni Merkurego. Będzie ono wprowadzało efekty niegrawitacyjne nakładające się na efekty grawitacyjnne. Siły takie są bardzo trudne do modelowania, ponieważ zależą do natężenia promieniowania, właściwości optycznych powierzchni statku kosmicznego oraz jego orientacji przestrzennej. Modele analityczne wprawdzie istnieją, ale są praktyczne tylko dla niektórych przypadków, np dla statku symetrycznego sferycznie. Efekty takie ograniczają dokładność wyprowadzenia z danych wartości istotnych dla badań geofizycznych i relatywistycznych. Zastosowanie precyzyjnego przyspieszeniomierza zamiast modeli analitycznych lub numerycznych pozwala natomiast na precyzyjniejsze wyznaczenie parametrów orbity pojazdu. Techniki takie zostały w ostatnich latach znacznie udoskonalone. Przyspieszeniomierze przystosowane do tego celu zostały zastosowane w przypadku misji geodezyjnych CHAMP i GRACE.

Przyspieszeniomierz ISA służy do pomiarów sumarycznego efektu wywieranego na dynamikę orbitera przez promieniowanie słoneczne, promieniowanie odbite od powierzchni planety oraz emisję podczerwieni z powierzchni Merkurego. Instrument składa się z 3 jednostek, po jednej dla każdej osi w której prowadzone są pomiary przyspieszenia. Fundamentalnym elementem każdej jednostki jest mechaniczny oscylator harmoniczny o częstotliwości odpowiedzi f0=3.5 Hz. Ogólnie jest on złożony z masy testowej połączonej ze statkiem kosmicznym za pomocą sprężyny o niskiej stałej elastyczności. Przyspieszenia działające na statek kosmiczny mogą być rozpatrywane jako przyspieszenia inercyjne działające na masę testową w układzie odniesienia będącym statkiem kosmicznym. Przyspieszeniomierz jest ściśle przymocowany do statku kosmicznego, a jego zewnętrza struktura jest układem odniesienia odpowiadającym statkowi. Przemieszczenie masy testowej jest rejestrowane przez przetwornik pojemnościowy. W teorii do detekcji przyspieszeń wzdłuż trzech osi można zastosować jeden element, ale w praktyce w ISA użyto trzech mas testowych, oddzielnej dla każdej osi. Statek kosmiczny musi być też rozpatrywany jako odniesienie nieinercyjne. Konieczne jest przyjęcie, że każdy jego punkt doświadcza nie tylko przyspieszeń liniowych, ale też przyspieszeń kątowych oraz gradientu pola grawitacyjnego. Efekty te muszą być wyjęte pod uwagę jako zaburzenia i uwzględnione podczas redukcji danych.

Ogólnie pomiary wykonywane przez przyspieszeniomierz opisuje wzór Ameas = ok. B + Sf*Atrue + Anoise; gdzie Ameas i Atrue są odpowiednio przyspieszeniami mierzonymi i realnymi, zaburzonymi przez nachylenie B i czynnik Sf (pomijając możliwy czynnik niesiony), a Anoise jest wkładem szumu stochastycznego i deterministycznego. Prawdzie przyspieszenie mierzone przez każdy element ISA można opisać jako Atrue + aTID + aAPP + aNGP; gdzie aTID jest wkładem gradientów grawitacyjnych, a aAPP - wkładem przyspieszeń pozornych (kątowych). APP = -ω(ω + R) - ωR - 2(ωR) - R; gdzie R jest wektorem pozycji każdej z mas testowych w stosunku do środka masy statku kosmicznego, ω - prędkością kątowa statku, aNGP - reprezentacją wpływu perturbacji niegrawitacyjnych, czyli celem pomiarów ISA. Zarówno aTID jak i aAPP zależą od wektora R. Dlatego też najlepszą pozycją dla wszystkich trzech sensorów byłby środek masy statku kosmicznego. W miejscu tym gradienty pola grawitacyjnego oraz przyspieszenia kątowe nie zakłócałyby pomiarów. Jednak umieszczenie wszystkich trzech sensorów w jednym punkcie nie jest możliwe. Ponadto na ich pozycję ma rozmieszczenie urządzeń we wnętrzu statku kosmicznego oraz zmiany położenia środka masy w różnych fazach misji. Na bazie wykonanych analiz optymalną pozycją dla wszystkich trzech sensorów okazało się takie ich ustawienie, w którym są one skierowane wzdłuż nominalnej osi rotacji statku.

Fizycznie system ISA składa się z dwóch jednostek - układu sensorów (ISA Detector Assembly - IDA) oraz elektroniki kontrolnej (ISA Control Electronics - ICE). Są one połączone w jeden moduł. IDA zawiera trzy jednostki detekcyjne, przedwzmacniacz oraz konwerter analogowo - cyfrowy. ICE zawiera elektronikę kontrolującą pracę instrumentu oraz interfejsy z MPO. Całkowita masa instrumentu wynosi 5.8 kg. Masy testowe charakteryzują się masą 0.2 kg. Jednostka IDA ma wymiary 300 x 170 x180 mm. ICE charakteryzuje się wymiarami 170 x 130 x 86 mm. Pobór mocy bez grzejników wynosi 7.4 W, a wraz  z grzejnikami przy najbardziej niekorzystnych warunkach termicznych - 10.1 W. Maksymalny chwilowy pobór mocy w najbardziej niekorzystnych warunkach wynosi 12.1 W.

Trzy jednostki detekcyjne znajdujące się w IDA tworzą rdzeń instrumentu. Każda z nich składa się z oscylatora mechanicznego, jednostki pobudzającej i kontrolnej, oraz układu detekcji sygnału. Detekcję sygnału (przemieszczenia mas testowych) zapewnia przetwornik pojemnościowy w podstacji układu kondensatorów (detekcyjnych i odniesienia) tworzących obwód pomostowy połączony z niskoszumowymi wzmacniaczami. Obwód pomostowy jest pobudzany napięciem z częstotliwością fp=10 kHz, a wahania przyspieszenia o częstotliwości fs działające na masę testowej oscylatora powoduje, że pojemność elektryczna układu przestaje być zbalansowana. Powoduje to modulację woltażu - na wyjściu obserwowany jest wygnał w postaci dwóch pasm f+/- = fp +/- fs. Użycie sygnału o wysokiej częstotliwości pozwala na pracę wzmacniacza przy częstotliwości 10 kHz, gdzie szum termiczny jest niższy. Innym istotnym parametrem zastosowanych oscylatorów, poza częstotliwością jest ich czynnik jakości mechanicznej Qm=10, sprawiający, że szumy brownianowskie są nieistotne. Ponadto przetwornik charakteryzuje się wysokim współczynnikiem połączenia elektromechanicznego β (stosunkiem energii mechanicznej oscylatora do mierzonej mocy sygnału elektrycznego).

W celu wykonania prawidłowych pomiarów zachowanie się oscylatorów musi być stałe w czasie i niezależne od zmian temperatury. Dlatego też system kontroli temperatury urządzenia utrzymuje ją na poziomie tak stałym jak jest to możliwe, dzięki czemu sygnał fałszywy jest mniejszy od czułości instrumentu. Poza warstwami izolacji termicznej zastosowano aktywny system kontroli temperatury, zmniejszający jej wahania o czynnik 700. Szum właściwy przyspieszeniomierza wynosi 10^-9 m/s^2/pierwiastek Hz w paśmie częstotliwości od 3x10^-5 do 10^-1 Hz. Całkowity szum w pomiarze, będący sumą szumu właściwego dla instrumentu oraz  wprowadzanego przez statek kosmiczny jest równy 10^-8 m/s^2/pierwiastek Hz, dlatego też w czasie integracji deltaT dokładność przyspieszeniomierza jest lepsza od 10^-8 m/s^2, co spełnia wymogi eksperymentu MORE pod kątem dokładności rekonstrukcji orbity MPO.  Innymi źródłami błędu, poza czynnikami termicznymi są błędy w ustalaniu orientacji przestrzennej MPO, wibracje struktury MPO, zmiany pozycji środka masy MPO na skutek przesuwania anteny HGA i zużywania paliwa, oraz niedokładności w ustawieniu osi oscylatorów. Efekty te muszą być uwzględniane podczas analizy danych.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:27
MORE
Eksperyment radiowy jest projektem pomiarów pozycji orbitera mającym trzy główne cele naukowe: zmapowanie pola grawitacyjnego planety; określenie parametrów rotacji Merkurego na podstawie amplitudy libracji fizycznej i spłaszczenia planety; a także wykonanie testów ogólnej teorii względności. Mapy pola grawitacyjnego Merkurego pozwolą na poznanie jego globalnej struktury i tym samym na wprowadzenie ograniczeń na modele jego budowy wewnętrznej. Detekcja anomalii grawitacyjnych pozwoli na określenie struktury płaszcza i obszaru przejściowego pomiędzy skorupą i płaszczem oraz na scharakteryzowanie maskonów. Informacje te będą miały duże znaczenie dla badań ewolucji globu. Badania parametrów rotacji pozwolą na określenie momentu inercyjnego całej planety i jej płaszcza, oraz określenie stanu fizycznego jądra (czy jest ono stałe czy częściowo płynne). Dane te również będą miały bardzo duże znaczenie dla badań ewolucji Merkurego. Testy ogólnej teorii względności obejmą wyznaczenie parametrów opasujących niezgodności z teorią Newtona, precyzyjne określenie spłaszczenia i masy Słońca; oraz określenie górnej granicy zakresu możliwej zmienności stałej grawitacyjnej G.

Poszczególne cele naukowe eksperymentu są bardzo różne, ale pomiary potrzebne do ich wykonania wzajemnie przenikają się. MORE jest najbardziej złożonym eksperymentem radiowym w historii badań planet. Tym samym istotnym celem inżynieryjnym jest przetestowanie funkcjonowania opracowanego sprzętu i procedur na potrzeby przyszłych misji.

W eksperymencie MORE wykorzystywany jest system telekomunikacyjny orbitera oraz urządzenia pozwalające na wyznaczenie jego orientacji przestrzennej i pozycji względem niego utworów powierzchniowych. Do podstawowych elementów układu komunikacyjnego używanego w projekcie zaliczają się: transponder pasma Ka (Ka-band Transponder - KaT); transponder dalekiego kosmosu (Deep Space Transponder - DST); antena wysokiego zysku (High Gain Antenna - HGA); oraz stabilne źródło częstotliwości wzorcowej. Do wyznaczania orientacji przestrzennej pojazdu w trakcie wykonywania badań posłużą szperacze gwiazd i żyroskopy układu nawigacyjnego. Wyznaczanie pozycji utworów powierzchniowych względem orbitera umożliwia wysokościomierz laserowy BELA oraz system kamer SIMBIO-SYS. Ponadto istotnym instrumentem jest przyspieszeniomierz ISA. Zastosowane urządzenia tworzą najbardziej skomplikowany system śledzenia statku kosmicznego jak do tej pory opracowano. Osiąga on limit możliwości pomiarów za pomocą mikrofal w trakcie misji planetarnych.

W trakcie wykonywania eksperymentu ze stacji naziemnej do sondy będzie przeprowadzana transmisja w pasmach X i Ka. W przypadku pasma Ka będzie ona odbierana przy częstotliwości 34 GHz, a następnie retransmitowana na Ziemię przy częstotliwości 32.5 GHz za pomocą transpondera KaT. Obsługę pasma X umożliwi transponder DST. Będzie on odbierał transmisje z Ziemi przy 7.2 GHz i retransmitował je przy 8.4 GHz. Zastosowanie dwóch pasm znacznie zwiększa dokładność doświadczenia. W paśmie Ka zminimalizowane są błędy wprowadzane przez plazmę ośrodka międzyplanetarnego. Zastosowane transpondery nie służą do transmisji danych. Podobne podejście zastosowano w przypadku eksperymentu radiowego RSS (Radio Science Experiment) sondy Cassini. Pomiary przesunięć dopplerowskich w sygnale pozwalają na precyzyjne określenie szybkości sondy, a pomiary opóźnienia czasowego w jego odbiorze - na dokładne określenie odległości do niej. Tym samym dane te pozwalają na rekonstrukcję orbity MPO i precyzyjne wyznaczenie jego pozycji. Wszystkie pomiary muszą opierać się na stabilnej częstotliwości odniesienia, zarówno na sondzie jak i w stacjach naziemnych. Na orbiterze dostarcza ją maser wodorowy. Stabilność jego częstotliwości sięga 1 części na 10^15 w czasie 1000 sekund. Przyspieszeniomierz ISA służy do pomiarów niegrawitacyjnych zaburzeń przyspieszeń orbitera MPO. Ich znajomość jest istotna przy analizach danych dotyczących śledzenia statku kosmicznego. Tym samym instrument ten przyczyni się do znacznej poprawy dokładności określania pozycji sondy. Do spełnienia celów naukowych eksperymentu MORE orbita statku MPO musi być bowiem ustalona z dokładnością do 1 metra wzdłuż kierunku ruchu w czasie 1 obiegu (8355 s). Przy wykorzystaniu pasma Ka dokładność osiągnie ona około 20 centymetrów. Dokładność pomiarów szybkości wyniosą około 3 mikronów na sekundę w okresie 1000 sekund. Na pomiary wpływać będzie zawartość wody w troposferze nad stacją naziemną. Będzie ona precyzyjnie mierzona za pomocą radiometrów. Systemy takie zostały opracowane na potrzeby eksperymentu GSE (Gravity Science Experiment) sondy Juno.

Pomiary radiowe wraz z danymi z ISA pozwolą na wyznaczenie zmian w przyspieszeniu sondy wywoływanymi przez nieregularności pola grawitacyjnego Merkurego. Tym samym pozwolą na mapowanie pola grawitacyjnego. Ponadto możliwe będzie bardzo precyzyjnie określenie parametrów orbity okołosłonecznej Merkurego oraz bardzo dokładne prześledzenie propagacji fal radiowych na przestrzeni Merkury - Ziemia. Pozwoli to na zmierzenie efektów niezgodnych z klasyczną teorią grawitacji z nieosiągalną wcześniej dokładnością. Dzięki temu możliwe będzie wykonanie czułych testów ogólnej teorii względności. W badaniach tych wykorzystana zostanie unikalna pozycja sondy w pobliżu masywnego obiektu jakim jest Słońce, wyostrzająca efekty relatywistyczne.

W przypadku pomiarów amplitudy libracji fizycznej planety oraz jej spłaszczenia zastosowanie zostanie śledzenie przemieszczeń utworów powierzchniowych względem precyzyjnie określanej pozycji orbitera. Posłuży do tego wysokościomierz laserowy BELA oraz kamery systemu SIMBIO-SYS. W ostatnim przypadku szczególnie przydatny będzie kanał wysokich rozdzielczości HRIC, dzięki rozdzielczości sięgającej 5 metrów na piksel. Poszczególne klatki będą stanowiły bezwładnościowy układ odniesienia. Ich porównanie pozwoli na wykrycie przesunięć cech powierzchniowych. Na tej podstawie wyprowadzone zostanie położenie osi rotacji planety, a w dalszej kolejności amplituda libracji. W pomiarach tego typu duże znaczenie będą miały też precyzyjne dane na temat orientacji przestrzennej pojazdu. Dostarczą je szperacze gwiazd oraz żyroskopy systemu nawigacyjnego orbitera. Ich dokładność osiągnie poziom 1 - 2 sekundy kątowej. Dane na temat libracji, w połączeniu z informacjami na temat pola grawitacyjnego pozwolą na stwierdzenie czy jądro planety jest stałe czy też częściowo płynne. Z drugiej strony pomiary pozycji sondy względem powierzchni pozwolą na zwiększenie dokładności pomiarów radiowych.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:28
ORBITER MMO

KONSTRUKCJA
Mercury Magnetospheric Orbiter jest zoptymalizowany do szczegółowych badań otoczenia Merkurego. Posiada wyposażenie do pomiarów właściwości pól magnetycznych; rejestracji fal plazmowych; pomiarów atomów neutralnych, jonów elektronów; rejestracji uderzeń drobin pyłu; oraz do obrazowania szczątkowej atmosfery planety. Do podstawowych obszarów badań tej sondy zaliczają się: badania wewnętrznego pola magnetycznego planety - struktury, rozkładu przestrzennego, pochodzenia; badania otoczenia plazmowego - struktury, kinetyki i zachodzących w nim procesów; badania egzosfery - struktury, zmian w czasie, procesów uwalniania gazów z powierzchni, utraty na skutek oddziaływań z wiatrem słonecznym, oddziaływań z magnetosferą; badania skorupy planety pod kątem jej związków z magnetosferą i egzosferą; oraz badania wewnętrznej heliosfery - parametrów plazmy i pól magnetycznych oraz populacji cząstek pyłu. Instrumenty do badań cząstek i pół MMO uzupełniają się nawzajem z podobnym wyposażeniem orbitera MPO, pozwalają na zbudowanie kompleksowego obrazu układu powierzchnia - egzosfera - magnetosfera.

MMO ma kształt graniastosłupa ośmiokątnego. Jego podstawa może być opisana okręgiem o średnicy 1.8 metra. Wysokość paneli bocznych wynosi 0.9 metra. Masa całkowita (wraz z gazem do kontroli orientacji) to 250 kg. Po osiągnięciu orbity Merkurego pojazd rozwinie dwa wysięgniki magnetometrów - wysięgnik magnetometrów zwojowych  (Mast of Search Coils - MAST-SC) i wysięgnik magnetometrów transduktorowych (Mast of MGF - MAST-MGF) o długości 4.5 metra każdy. Mają one strukturę ażurową. Przed rozpostarciem będą złożone w pojemnikach we wnętrzu sondy. Ponadto rozłożone zostaną 2 anteny instrumentu PWI/WPT o długości 15 metrów oraz 2 wysięgniki z antenami PWI/MEFISTO o sumarycznej długości 15 metrów. Łączna rozpiętość obu zestawów anten PWI wynosi 32 metry. Układy te będą rozkładane po 6 latach od startu. Do tej pory nigdy nie przeprowadzano tego typu operacji po tak długim okresie czasu. Dlatego też systemy rozkładające muszą charakteryzować się wysoką niezawodnością.

Struktura pojazdu jest złożona z 8 paneli bocznych, panelu górnego, panelu dolnego oraz centralnego cylindra zawierającego zbiornik azotu używany przez system kontroli orientacji. Jednostki elektroniki są rozlokowane na czterech panelach wewnętrznych dzielących przestrzeń pomiędzy panelami zewnętrznymi a cylindrem na przegrody. Panele zewnętrzne wykonane są z z plastiku wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fiber Reinforced Plastic - CFRP). Wszystkie powierzchnie zewnętrzne pojazdu charakteryzują się wysoką przewodnością elektryczną. Pozwala to na utrzymanie potencjału statku na takim samym poziomie jak w otoczeniu plazmowym.  Jest to niezbędne do precyzyjnych pomiarów słabych pól elektrycznych i elektronów o niskich energiach. Tym samym optymalizuje pojazd do pomiarów parametrów plazmy.

Energii elektrycznej dostarczają niewielkie panele słoneczne rozlokowane na powierzchni ścian bocznych pojazdu. Na każdej ścianie, w jej górnej części umieszczono od 6 do 8 takich paneli, o kształcie prostokątnym. W czasie lotu międzyplanetarnego grzejniki będą zasilanie z MMO, ponieważ pojazd będzie osłonięty osłoną przeciwsłoneczną MOSIF i nie będzie bezpośrednio oświetlony. Panele słoneczne będą używane dopiero po uwolnieniu pojazdu na orbicie okołomerkuriańskiej. Łączniki pomiędzy komórkami słonecznymi w obrębie paneli mają charakter przewodnika co pozwala na wyrównanie potencjału pomiędzy górną i dolną częścią orbitera. Panele są pokryte szkłem. W czasie roku merkurańskiego doświadczą dosyć dużych wahań temperatury z powodu zmian odległości od Słońca (0.31 - 0.47 AU). Panele słoneczne dostarczają 348 W mocy w aphelium orbity Merkurego oraz 450 W w peryhelium. Energia elektryczna jest zużywana na bieżąco a także ładuje baterię litowo - jonową. Jej początkowa pojemność to 28 A/h. Jest przeznaczona do użycia w okresach przejść przez cień Merkurego, które na orbicie docelowej statku będą trwały około 2 godziny. System elektryczny orbitera pracuje przy napięciu 50 V.

Utrzymanie temperatury wewnętrznej na odpowiednim poziomie umożliwia izolacja wielowarstwowa, odpowiednie pokrycia powierzchni oraz grzejniki. Górna i dolna powierzchnia pojazdu są pokryte czarną farbą co ułatwia ustabilizowanie temperatury wewnątrz statku. Ponadto powierzchnia górna jest pokryta izolacją wielowarstwową izolującą ją od ciepła zewnętrznego. Powierzchnia dolna jest natomiast pokryta reflektorami optycznymi (Optical Surface Reflectors - OSR) odbijającymi promieniowanie słoneczne. Elementy te charakteryzują się nikim współczynnikiem pochłaniania ciepła i wysoką odbijalnością. Powierzchnie boczne pojazdu można podzielić na trzy części. Obszar górny jest pokryty komórkami słonecznymi i OSR w stosunku 50:50. Pozwala to na zmniejszenie temperatury komórek słonecznych. Obszar środkowy jest pokryty izolacją wielowarstwową na której umieszczono elementy OSR. Obszar dolny jest w całości pokryty OSR co pozwala na odbijanie bezpośredniego światła słonecznego. Panele boczne są odizolowanie termalnie od powierzchni górnej i dolnej. Większość komponentów wewnętrznych pokryto czarną farbą o wysokiej emisyjności cieplnej, co ułatwiło wyrównanie temperatury wewnętrznej. Temperatura baterii jest kontrolowania niezależnie za pomocą dedykowanego im radiatora i grzejnika. Elementy te są przymocowane do panelu baterii. Jest on zainstalowany w dolnej części centralnego cylindra struktury pojazdu. Jest otoczony izolacją wielowarstwową i odizolowany termicznie od pozostałych elementów struktury sondy. Radiator jest wyłożony OSR. Silnik poruszający anteną wysokiego zysku oraz zbiornik gazowego azotu również są otoczone izolacją wielowarstwową oddzielającą je od zewnętrznego środowiska cieplnego. Talerz anteny wysokiego zysku jest pokryty białą farbą. Pojazd posiada grzejniki główne używane w czasie lotu międzyplanetarnego i kontrolowane przez elektronikę kontroli temperatury MPO. Ponadto na poszczególnych elementach umieszczono grzejniki kontrolowane przez własne termostaty. Będą one używane  w okresach zaćmień na orbicie roboczej.

Łączność z Ziemią zapewnia antena wysokiego zysku (High Gain Antenna - HGA) oraz antena niskiego zysku (Medium Gain Antenna - MGA). Antena HGA służy do transmisji danych naukowych z wysoką szybkością, odbierania komend oraz do określania parametrów orbity w celach nawigacyjnych. Jest zlokalizowana na górnej powierzchni pojazdu. Ma średnicę 80 cm. Posiada wzmacniacz o mocy 20W. Pracuje w paśmie X. Antena jest obracana w celu nakierowania na Ziemię pomimo ruchu obrotowego statku. Służy do tego silnik znoszący ruch obrotowy (Antenna Despun Motor - ADM). Pochylenie anteny może być zmieniane w zakresie od -90 stopni do +15 stopni w zależności od geometrii orbity pojazdu. Służy do tego  mechanizm pozycjonowania anteny (Antenna Pointing Mechanism - APM). Szybkość transmisji zależy od odległości sondy od Ziemi. Średnio wynosi 16 kbps. W czasie 6-godzinnej sesji łączności raz na dzień możliwe jest uzyskanie do 40 Mb danych. Całkowita produkcja danych oceniana jest na około 100 Gb na rok. Możliwości wymiany danych są około 4 razy większe niż w przypadku sondy MESSENGER. Antena MGA znajduje się na krótkim wysięgniku na dolnej powierzchni statku. Jest zbudowana w układzie podwójnego reflektora. Przed uwolnieniem sondy będzie złożona na jego dolnej powierzchni. Służy do przesyłania danych i przyjmowania komend w sytuacjach awaryjnych.

Pojazd jest stabilizowany obrotowo, standardowo w tempie 15 rpm (okres obrotu 4 s) z osią wirowania prostopadłą do płaszczyzny równika Merkurego. Tempo takie jest optymalne do pomiarów przestrzennego rozmieszczenia cząstek i rozkładania anten oraz wysięgników instrumentów. Orientacja osi wirowania ułatwia odbijanie światła słonecznego przez górną i dolną powierzchnię orbitera. Ponadto ułatwia pozycjonowanie anteny wysokiego zysku na Ziemię. System kontroli orientacji jest oparty na silnikach używających zimnego gazu. W jego skład wchodzi 6 silników o ciągu 0.2 N, pojedynczy zbiornik gazowego azotu, rury, zawory oraz sensory temperatury i grzejniki. Zbiornik azotu znajduje się w obrębie centralnego cylindra konstrukcji sondy. Jest wykonany ze stopu tytanu z zewnętrzną osłoną z włókna węglowego. Ma objętość 14.7 litra. Maksymalne zaprojektowane ciśnienie gazu w jego obrębie to 27.6 MPa. Zapas azotu ma masę około 4 kg. 0.25 kg nie może zostać zużyte. Wszystkie elementy systemu poza zbiornikiem azotu są w pełni redundancyjne. Cztery silniki znajdują się na panelach bocznych, a dwa pozostałe na powierzchni dolnej. System ten pozwala wyłącznie na zmiany tępa wirowania pojazdu oraz jego orientacji przestrzennej. Nie jest natomiast zdolny do zmian parametrów orbity. Innego systemu napędowego pojazd nie posiada. Danych nawigacyjnych dostarczają dwa sensory Słońca umieszczone na panelach bocznych oraz skaner gwiazd umieszczony na powierzchni dolnej.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:29
WYPOSAŻENIE
W skład wyposażenia naukowego MMO wchodzą:
- instrument do badań fal plazmowych (Plasma Waves Instrument - PWI);
- magnetometr transduktorowy (Magnetometer Fluxgate - MGF);
- system do badań cząstek tworzących plazmę (Mercury Plasma Particle Experiment - MPPE);
- monitor pyłu (Mercury Dust Monitor - MDM);
- system do obrazowania spektralnego atmosfery sodowej Merkurego (Mercury Sodium Atmospheric Spectral Imager - MSASI).

Większość instrumentów znajduje się na dolnej stronie panelu dolnego. Anteny PWI są zlokalizowane na górnej części panelu dolnego, po bokach, podobnie jak dwa wysięgniki magnetometrów. MDM jest zlokalizowany na panelu bocznym. Łączna masa instrumentów wynosi 41 kg a pobór mocy - 90 W. Wszystkie instrumenty są obsługiwane przez wspólny procesor danych (Mission Data Processor - MDP).
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:36
PWI
Instrument do badań fal plazmowych jest złożonym zestawem odbiorników i sensorów służącym do szczegółowej analizy struktury magnetosfery i jej dynamiki. System ten pozwoli na pierwsze bezpośrednie badania pól elektrycznych, fal plazmowych i fal radiowych w unikalnym środowisku wokół Merkurego. Instrumentów do pomiarów tego typu nie poosiadał zarówno Mariner 10 jak i MESSENEGR. Globalne pomiary pola elektrycznego dostarczą informacji na temat procesów transportu plazmy i przyspieszaniu cząstek w magnetosferze. Pomiary fal plazmowych dostarczą wglądu w energię plazmy i wymianę energii pomiędzy masami plazmy. Fale radiowe zostaną zastosowane jako narzędzie do śledzenia aktywności magnetosfery z odległości, np detekcji zjawisk przypominających zorze polarne na podstawie emisji kilometrowej. Wraz z obserwacjami wykonywaniami przez satelity na orbicie Ziemi możliwe będzie też śledzenie aktywności słonecznej. Ponadto PWI pozwala na pomiary zasadniczych parametrów diagnostycznych plazmy, takich jak gęstość i temperatura elektronów. Wraz z pomiarami z innych instrumentów na MMO i MPO dostarczy to istotnych danych na temat struktury, dynamiki i procesów fizycznych zachodzących w magnetosferze i egzosferze planety.

W przypadku badań struktury magnetosfery instrument pozwoli przede wszystkim na zidentyfikowanie poszczególnych granic i przedziałów w jej obrębie. Sygnatury fal plazmowych zależą od lokalnych parametrów plazmy i procesów zachodzących lokalnie, co umożliwia rozpoznanie różnych jednostek w magnetosferze. Granice mogą być też rozpoznane na podstawie różnic w gęstości plazmy i właściwości pola elektrycznego. Ponadto PWI umożliwi badania globalnej konwekcji. Może ona znacznie różnić się od konwekcji w magnetosferze Ziemi z powodu innych źródeł plazmy. Kolejnym celem PWI jest otrzymanie globalnych profili temperatury i gęstości plazmy. Mapowanie gęstości elektronów oraz temperatury plazmy w wietrze słonecznym, magnetosferze i egzosferze dostarczy fundamentalnych informacji na temat chemizmu plazmy (zawartości jonów Na, O, K). Pozwoli też na modelowanie dynamiki magnetosfery. Kolejnym celem są badania propagacji fal plazmowych w magnetosferze. Propagacja fal wzdłuż linii pola magnetycznego zależy od gęstości plazmy. Dostarczy informacji na temat struktury magnetosfery pod kątem pola magnetycznego i rozkładu gęstości plazmy.

W przypadku badań dynamiki magnetosfery PWI pozwoli na monitorowanie jej oddziaływań z wiatrem słonecznym. Merkury nie posiada gęstej jonosfery, przez co efekt osłabiania przez nią penetracji pola elektrycznego wiatru słonecznego może być znacznie niższy niż na Ziemi. Ponadto PWI pozwoli na badania różnic w mechanizmie oddziaływań magnetosfery z wiatrem słonecznym, np różnic w formowaniu fali uderzeniowej. Pomiary możliwej emisji zorzowej pozwolą na badania odpowiedzi magnetosfery na zmieniającą się wraz z odległością Merkurego od Słońca intensywnością wiatru słonecznego. Kolejnym celem w tej kategorii są badania oddziaływań egzosfery z magnetosferą. Z powodu braku gęstej atmosfery mechanizmy zasilania magnetosfery w plazmę i utraty plazmy mogą się znacznie różnic pomiędzy Merkurym a Ziemią. Pomiary fal plazmowych będą bardzo istotne dla badań tych mechanizmów.

Jeśli chodzi o badania transferu energii, PWI pozwoli na badania natury uwolnień energii (Substorm) w bardzo specyficznym środowisku wokół Merkurego. Z powodu małych rozmiarów magnetosfery skale czasowe i przestrzenne tych zjawisk są znacznie mniejsze niż na Ziemi. Badania akumulacji i uwalniania energii pozwolą na porównanie zjawisk tego typu pomiędzy Merkurym i Ziemią. Badania rekonekcji będą istotne dla poznania mechanizmów przenoszenia energii z wiatru słonecznego do magnetosfery. Ponadto możliwe będzie wykonanie poszukiwań znacznych nasileń intensywności pola magnetycznego odpowiadających ziemskim regionom przyspieszania cząstek w zorzach polarnych. Możliwe będą też bezpośrednie poszukiwania emisji radiowej związanej z zorzami.

W przypadku oddziaływać pomiędzy falami i cząstkami system ten pozwoli na badania procesów foretycznych. Zaliczają się do nich oddziaływania pomiędzy wiatrem słonecznym a chmurą fotoelektronów nad powierzchnią oraz oddziaływania jonów wiatru słonecznego z plazmą po nocnej stronie magnetosfery. Ponadto wiązki elektronów o wysokich energiach w ogonie magnetosfery generują fale Langmuira i przestrzenie pozbawione elektronów poruszające się w kierunku wiązek. Badania rozkładu przestrzennego tych przestrzeni pozwolą na zlokalizowanie regionów rekonekcji. Kolejnym celem są badania efektów niegyrotropowych.

W przypadku badań wiatru słonecznego PWI pozwoli na monitoring pogody kosmicznej. Monitorowanie radiowej emisji słonecznej przy częstotliwościach do 10 MHz (przy rozbłyskach radiowych typu II i III) dostarczy informacji na temat aktywności słonecznej (elektrodżetów i koronalnych wyrzutów masy) z perspektywy Merkurego. Zjawiska takie nie kogą być zawsze obserwowane z Ziemi. Zostaną skorelowane z aktywnością magnetosfery. Wraz z innymi statkami kosmicznymi MMO wykona badania stereoskopowe dużych struktur plazmowych, takich jak CME. Dostarczy to informacji na temat globalnych właściwości wiatru słonecznego w wewnętrznej heliosferze. Ponadto bezpośrednie pomiary międzyplanetarnych fal uderzeniowych w odległościach 0.3 - 0.47 AU od Słońca dostarczą unikalnej okazji do poznania parametrów źródeł fal radiowych nie występujących w otoczeniu Ziemi.

PWI pozowali też na badania pyłu, wraz z instrumentem MDM. Uderzenia cząstek pyłu w pojazd wzbogacają środowisko plazmowe wokół niego, co może zostać wykryte na podstawie zmian w parametrach pola elektrycznego. Amplituda tych zmian jest uzależniona od masy cząstek. PWI pozwoli dzięki temu na monitorowanie pyłu planetarnego i międzyplanetarnego.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:37
PWI: KONFIGURACJA

W skład systemu PWI wchodzą następujące komponenty: system do aktywnych pomiarów właściwości plazmy (Active Measurement of Mercury's Plasma - AM2P); detektor pola elektrycznego / system do rejestracji kształtów fal / analizator częstotliwości fal (Electric Field Detector / Waveform Capture / Onboard Frequency Analyzer - EWO); dwupasmowy magnetometr zwojowy (Dual-Band Search Coil - DB-SC); magnetometr niskich częstotliwości (Low Frequency Search Coil - LF-SC); system do pomiarów pola elektrycznego (Mercury Electric Field In Situ Tool - MEFISTO); system do pomiarów emisji radiowej plazmy, jej gęstości i temperatury (Spectroscopie des Ondes Radio & du Bruit Electrostatique Thermique - SORBET); oraz próbnik z anteną drutową (Wire Probe Antenna - WPT). Magnetometry LF-SC i DB-SC znajdują się na wysięgniku magnetometrów zwojowych (Mast of Search Coils - MAST-SC) o długości 4.5 metra i masie 4.12 kg. Sensory MEFISTO i WPT rozciągają się w płaszczyźnie wirowania pojazdu. WPT dysponuje dwoma antenami o długości 15 m, a MEFOSTO - dwoma wysięgnikami zakończonymi antenami o całkowitej długości 15 m. Całkowita masa systemu wynosi 8.7 kg, a pobór mocy - 11.8W. System pozwala na pomiary w bardzo dużym zakresie częstotliwości (DC - 10 MHz dla pola elektrycznego i 0.1 Hz - 640 kHz dla pola magnetycznego).

Do pomiarów pola elektrycznego służą 4 dipolowe anteny drutowe. Po rozwinięciu każda para ma rozpiętość 32 metrów. Jedna z par anten obsługuje sensor WPT. Została opracowana w Japonii na bazie instrumentu satelity Geotail. Jest bezpośrednio połączona z przedwzmacniaczem we wnętrzu statku. Druga para anten obsługuje system MEFISTO. Została opracowana przez zespół szwedzko - norweski na bazie wyposażenia satelitów Cluster. Składa się z anteny, krótkiego przewodu przewodzącego koło sfery na jego końcu oraz jednostki przedwzmacniacza. Przedwzmacniacz jest wystawiony w przestrzeń kosmiczną.

Magnetometry DB-SC i LC-SC służą do pomiarów pola magnetycznego. Znajdują się na wysięgnikach MAST-SC o długości 4.5 metra, co pozwala na uniknięcie zakłócenia pomiarów przez pole magnetyczne statku. LF-SC składa się z dwóch magnetometrów ustawionych prostopadle od siebie w płaszczyźnie wirowania statku. Pozwala na pomiary wahań pola magnetycznego o częstotliwościach w zakresie 0.1 Hz - to 20 kHz. Został opracowany w Japonii. DB-SC jest magnetometrem jednoosiowym wyposażanym w dwie zwojnice. Został opracowany we Francji. Dwie zwojnice różnią się liczbą zwojów. Otaczają wspólny rdzeń. Pozwalają na pomiary w dwóch zakresach częstotliwości 0.1 Hz - 20 kHz (kanał niskich częstotliwości DB-SC Low Frequency Channel - DB-SC(L)) i 10 kHz - 640 kHz (kanał wysokich częstotliwości DB-SC High Frequency Channel - DB-SC(H)). System ten jest ustawiony w kierunku zgodnym z osią wirowania statku.

Odbiorniki PWI - EWO, SORBET i AM2P są połączone z sensorami poprzez przedwzmacniacze. Są umieszczone w pojedynczej jednostce elektroniki (PWI-MGF Electronics Box - PME). PME zawiera też elektronikę systemu magnetometrów MGF. Jej masa (bez układów obsługujących MGF) wynosi 2.83 kg.

W skład odbiornika EWO wchodzą 2 elementy - detektor pola elektrycznego (Electric Field Detector - EFD); oraz system pomiaru kształtu fal i pokładowy analizator częstotliwości (Waveform Capture / Onboard Frequency Analyzer - WFC/OFA. EFD pracuje w zakresie niskich częstotliwości, a WFC/OFA  - w zakresie częstotliwości wysokich. EFD pozwala na pomiary oscylacji pola elektrycznego o bardzo niskich częstotliwościach (DC - 32 Hz) za pomocą podwójnego próbkowania z sensorami WPT i MEFISTO. Posiada też funkcję próbkowania pojedynczego z oboma sensorami, co dostarcza informacji na temat potencjału statku kosmicznego w środowisku plazmy wokół planety. Komponent WFC/OFA pozwala na badania fal plazmowych o częstotliwościach 10 Hzt - 120 kHz dla pola elektrycznego i do 20 kHz dla pola magnetycznego. Kształty fal oscylacji pola elektrycznego lub magnetycznego są próbkowane bezpośrednio i zapisywane w pamięci pokładowej.

Odbiornik SORBET ma dwie główne funkcje. Po pierwsze stanowi odbiornik szumu termicznego (Thermal Noise Receiver - TNR). Monitoring szumu w zakresie 2.5 - 640 kHz pozwala na pomiary temperatury i gęstości plazmy w otoczeniu. Ponadto SORBET pracuje jako odbiornik fal radowych o bardzo wysokich częstotliwościach - od 500 kHz do 10 MHz dla pola elektrycznego i od 20 do 640 kHz dla pola magnetycznego. W tym zakresie fale te pochodzą głównie ze Słońca i przestrzeni międzyplanetarnej. Odzwierciedlają one aktywność słoneczną wpływającą na aktywność magnetosfery. SORBET współpracuje z sensorami WPT, MEFOSTO i DB-SC.

Odbiornik AM2P służy do pomiarów impedancji anten sensora MEFISTO. Wysyła serie impulsów elektrycznych do MEFISTO. Następnie sygnał wyjściowy jest przesyłany do systemu EWO-WFC/OFA. Uzyskane dane na temat impedancji anteny niosą informacje na temat gęstości elektronów i temperatury plazmy w otoczeniu. AM2P dostarcza też sygnału kalibracyjnego dla EWO.

Wszystkie dane telemetryczne, inżynieryjne i komendy przesyłane są za pomocą łącza SpaceWire (zmodyfikowanego interfejsu IEEE-1355 LVDS) do procesora danych (Mission Data Processor - MDP) wspólnego dla wszystkich instrumentów MMO. Dane są tam gromadzone na maksymalny czas 2 minut. MDP przekształca je w dane spektralne i przesyła do zewnętrznego rejestratora danych, gdzie oczekują na transmisję na Ziemię.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:37
PWI: ODBIORNIKI - EWO-EFD

Odbiornik EFD służy do rejestracji pola elektrycznego DC i AC do 32 Hz w trybie podwójnego próbkowania i pomiarów potencjału statku kosmicznego w trybie pojedynczego próbkowania. Jest oparty na instrumencie EFD satelity Geotail oraz analizatora fal plazmowych niskich częstotliwości LFA (Low Frequency Plasma Wave Analyzer - LFA) sondy Nozomi. Charakteryzuje się masą 0.78 kg i poborem mocy 7.6 W. Sygnał wejściowy jest odbierany przez antenę dipolową WPT-S (sensor systemu WPT, patrz dalej) jako pojedyncze próbki (w dwóch kanałach) oraz przez MEFSTO-S (sensor systemu MEFISTO, patrz dalej) jako sygnał różnicowy (1 kanał) i pojedyncze próbki (w 2 kanałach). EFD pracuje następnie w dwóch trybach: w trybie dyferencyjnym czyli jako podwójny próbnik (Double Probe - DPB) i w trybie monopolowym czyli jako pojedynczy próbnik (Single Probe - SPB). W trybie DPB mierzona jest różnica pomiędzy potencjałem obu anten WPT-S i MEFISTO-S. Sygnał wyjściowy w trybie DPB pokrywa pole elektryczne o intensywności  70.015 - 7500 mV/m. Na podstawie jego pomiarów wyprowadzane są wektory pola elektrycznego w płaszczyźnie wirowania orbitera. W trybie SPB mierzona jest różnica potencjału pomiędzy pojazdem a oboma sferycznymi zakończeniami (próbnikami) WPT-S i MEFISTO-S. Sygnał wyjściowy w tym trybie jest niemal równy potencjałowi statku kosmicznego. Jest on w przybliżeniu równy potencjałowi otoczenia i może być mało dokładnym, ale szybkim w otrzymywaniu wskaźnikiem gęstości elektronów. Dane te mogą być też użyte przy analizie cząstek o małych energiach do eliminacji wpływu niskoenergetycznych elektronów gdy pojazd posiada ładunek dodatni. Zakres dynamiczny pomiarów potencjału statku sięga od -100 do +100V, a jego rozdzielczość - 3mV.

W skład EFD wchodzą 3 części. Główny wzmacniacz jest przeznaczony dla WPT. Blok obejmujący filtr niskoprzeustwoy (Low Pass Filter - LPF), multiplekser (Multiplexer - MPX) i konwerter A/D (A/D Converter - ADC) jest przeznaczony zarówno dla DPT jak i dla MEFISTO. System kalibracji DC jest przeznaczony dla WPT. LPF jest najczęściej używany dla sygnału różnicowego z WPT i MEFISTO. Obejmuje on filtr analogowy i filtr cyfrowy.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:38
PWI: ODBIORNIKI - EWO-WFC/OFA

EWO-WFC/OFA jest odbiornikiem kształtu fal bezpośrednio próbkującym kształt fali docierającej do odbiornika. Dane te są zapisywane w pamięci DPU-SD w obrębie jednostki procesora instrumentów MDP. W trybie transmisji z wysoką szybkością dane te mają długość maksymalnie 2 minut i po kompresji są transmitowane na Ziemię. Dane OFA są produkowane w obrębie MDP z danych WFC poprzez szykie przekształcenia Fouriera (Fast Fourier Transform - FFT). Obwód analogowy WFC/OFA posiada dwa kanały pola elektrycznego i 3 kanały pola magnetycznego.

Kanały pola elektrycznego EWO-WFC/OFA(E) są podłączone do WPT i MEFISTO. EWO-WFC/OFA(E) próbkuje sygnał różnicowy z anten dipolowych WPT-S i MEFISTO-S. Ponadto posiada on tryb interferometryczny. W trybie tym wykorzystywana jest jedna wybrana para sensorów pola elektrycznego i dwa sensory monopolowe. Dane z dwóch sensorów są tracone. Tryb ten służy do pomiarów szybkości fal i ich zliczania oraz do detekcji uderzeń cząstek pyłu w powierzchnię orbitera. Górna wykrywalna częstotliwość oscylacji pola elektrycznego wynosi 20 lub 120 kHz w zależności od miejsca obserwacji. Tryb 120 kHz służy do pomiarów w środowisku o dużej gęstości, głównie w wietrze słonecznym. Tryb 20 kHz służy do pomiarów wewnątrz magnetosfery. Kanał pola magnetycznego EWO-WFC/OFA(B) jest połączony z  LF-SC (z jego sensorami w dwóch osiach) i DB-SC(L) (sensor skierowany wzdłuż jednej osi, patrz dlaje). Górny próg detekcji może wynosić 20 albo 6 kHz.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:39
PWI: ODBIORNIKI - SORBET

Odbiornik SORBET służy do mapowania gęstości elektronów i temperatur plazmy w wietrze słonecznym, magnetosferze, egzosferze i możliwej jonosferze poprzez zastosowanie spektroskopii szumu kwazitermicznego (Quasi-Thermal Noise Spectrometry - QTN). Dostarcza to informacji na temat zawartości jonów Na, K i O oraz na temat dynamiki magnetosfery.  Ponadto pozwala na rejestrację emisji radiowej, w tym możliwej emisji cyklotronowej (10 - 20 kHz) z regionów o najsilniejszym polu magnetycznym (prawdopodobnie w strefach polarnych) oraz możliwej emisji synchrotronowej elektronów o wyższych energiach. Ponadto pozwala na rejestrację emisji radiowej ze Słońca (do 10 MHz) w trakcie rozbłysków radiowych klasy II i III, emisji z międzyplanetarnych fal uderzeniowych, CME oraz strumieni energetycznych cząstek w ośrodku międzyplanetarnym. Tym samym pozwala na ich skorelowanie z reakcjami magnetosfery. Układ ten charakteryzuje się masą 0.60 kg i poborem mocy na poziomie 1.7 W.

SORBET jest spektrometrem fal wysokiej częstotliwości. Z jednej strony jest spektrometrem szumu termicznego i fal plazmowych z dwoma wejściami dla pomiarów pola elektrycznego z anten WPT i MEFISTO oraz jednym wejściem dla pomiarów pola magnetycznego z DB-SC w zakresie 2.5 - 640 kHz. Stanowi w ten sposób odbiornik szumu termicznego (Thermal Noise Receiver - TNR) do pomiarów właściwości otoczenia. Z drugiej strony stanowi odbiornik wysokich częstotliwości (High-Frequency Receiver - HFR) dla pomiarów teledetekcyjnych w zakresie 500 kHz - 10.2 MHz. Odbiera więc sygnały z WPT, MEFISTO i DB-SC.

TNR stanowi dwukanałowy odbiornik radiowy obrabiający sygnał przez 4 filtry analogowe. Przeprowadza w ten sposób analizy szumu termicznego od 2.5 kHz do 640 kHz w 4 kanałach 2.5 - 10, 10 - 40, 40 - 160 i 160 - 640 kHz. HFR jest odbiornikiem jednokanałowym dla zakresu 500 kHz - 10.2 MHz. Stosuje technikę superheterodynową. Sygnał z anteny jest konwertowany z użyciem miksera i programowalnego syntezatora.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:39
PWI: ODBIORNIKI - AM2P

Odbiornik AM2P jest przydany do badań oddziaływań wiatru słonecznego z magnetosferą, egzosferą i powierzchnią Merkurego, przyczyniając się do lepszego poznania ucieczki gazów w przestrzeń kosmiczną. Ponadto przyczynia się do identyfikacji granic plazmowych, badań fal plazmowych oraz właściwości środowiska magnetosfery. Dostarcza wiarygodnych i dokładnych pomiarów gęstości elektronów i temperatury plazmy wzdłuż całej orbity MMO, w magnetosferze i wietrze słonecznym. Parametry te są istotne dla badań wielu procesów. Temperatura gazu elektronowego odgrywa istotną rolę w mechanizmach przyspieszania cząstek, jonizacji i rekombinacji. Ponadto AM2P posłuży do kalibracji anteny MEFISTO. W tym celu pozwala na pomiary własnej i wzajemnej impedancji anten MEFISTO-S. Z informacji tych wyprowadzany jest wpływ plazmy w otoczeniu na anteny. Służy też do częściowych pomiarów impedancji anten WPT-S. Sygnał generowany przez syntezator AM2P jest kierowany do wejścia przedwzmacniaczy WPT. AM2P pozwala też na kalibrację  WPT, SC-DB i SC-LF dostarczając znany sygnał do EWO. Układ ten charakteryzuje się masą 0.25 kg i poborem mocy na poziomie 0.8 W.

Impedancja anten zależy od właściwości dielektrycznych plazmy w ich otoczeniu. Gęstość i temperatura elektronów może być wyprowadzona z pomiarów impedancji w funkcji częstotliwości. Zasadą pomiarów AM2P jest pomiar własnej i wzajemnej impedancji pomiędzy dwoma sferycznymi próbnikami oraz na osłonie anten MEFISTO w zakresie częstotliwości możliwym do spotkania w magnetosferze Merkurego. Sinusoidalny sygnał o znanej częstotliwości i amplitudzie pochodzący z generatora ładunku I (i woltażu V) jest przykładany do próbnika na antenie w formie krótkich pulsów (trwających kilka nanosekund). Indukowany ładunek I (i woltaż V) jest monitorowany. Stosunek Z = V/I jest impedancją anteny. Jest on funkcją częstotliwości i właściwości plazmy w otoczeniu. Transmitowana częstotliwości zmienia się krokowo w zadanym zakresie (0.683 - 143.36 kHz albo 0.128 - 26.88 kHz).

AM2P składa się z płyty elektroniki (AM2P Electronics - AM2P-E) umieszczonej wewnątrz jednostki elektroniki PWI generującej sygnał i monitorujące działanie systemu; oraz dwóch próbników ładunku na pojemnikach rozkładających anteny MEFISTO (AM2P Sensor 1 - AM2P-S1 i AM2P Sensor 2 - AM2P-S2) mierzących całkowity ładunek zbierany przez mocowania anten MEFISTO. Oprogramowanie działa w obrębie MPD. Każdy próbnik ładunku składa się ze zwojnicy magnetycznej otaczającej podstawę anteny (drut i osłonę) oraz małej jednostki elektroniki z przedwzmacniaczem.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:40
PWI: SENSORY POLA ELEKTRYCZNEGO - KONFIGURACJA

Do detekcji pola elektrycznego PWI używa dwóch par anten dipolowych - WPT i MEFISTO. Są to anteny drutowe zakończone kulistym próbnikiem. Nie są identyczne, co zmniejsza ryzyko ich awarii i optymalizuje działanie przy pomiarach DC i AC. Mają różne mechanizmy rozkładające. W skład obu elementów wchodzą sensory (WPT Sensor - WPT-S i MEFISTO Sensor - MEFISTO-S) i elektronika (WPT Electronics - WPT-E i MEFISTO Electronics - MEFISTO-E) w PME. Sensory (antena + próbnik) zostaną rozłożone na zewnątrz dolnego panelu orbitera, prostopadle do paneli bocznych. Dla obu kulisty próbnik zostanie wyrzucony na zewnątrz przez otwór w panelu bocznym. Projekt WPT-S jest oparty na instrumentach EFD i PWI satelity Geotail. Sygnał z anten jest bezpośrednio przenoszony do przedwzmacniacza (WPT Premamplifer - WPT-Pre) we wnętrzu orbitera. Jest czuły na częstotliwości w zakresie DC- 10 MHz. MEFOSTO-S jest oparty na instrumencie EFW (Electric Field and Waves) misji Cluster. Jego masa jest jednak znacznie mniejsza dzięki nowo zaprojektowanemu mechanizmowi rozkładającemu. Składa się z rozwijanego wysięgnika, przewodzącego druta na jego końcu, kulistego próbnika końcowego oraz przedwzmacniacza. Jednostka przedwzmacniacza jest przymocowana do wysięgnika. Krótki drut zakończony próbnikiem jest uwalniany z jednostki przedwzmacniacza. Antena jest czuła na częstotliwości poniżej 3 MHz.

Zasada pomiarów DC za pomocą dwóch próbników jest analogiczna jak w woltometrze - mierzona jest różnica w potencjale plazmy pomiędzy próbnikami. Potencjał plazmy jest obliczany na podstawie ładunku fotoelektronów Iph i ładunku elektronów Ie. W grubej warstwie plazmy (o gęstości 0.1 - 100 elektronów na cm^3) spodziewanej w otoczeniu gdy materiał ma ten sam potencjał co otaczająca go plazma ładunek fotoelektronów Iph (5 - 50 nA/cm^2) jest znacznie wyższy niż ładunek elektronów Ie (0.1 - 10 nA/cm^2). W świetle słonecznym materiał przewodzący zyskuje więc ładunek dodatni. Potencjał ten zmienia się wraz z gęstością elektronów i ich temperaturą. Dzięki temu pole elektryczne plazmy wzdłuż anten może zostać obliczone jako różnica potencjałów między próbnikami podzielona przez odległość pomiędzy nimi.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:40
PWI: SENSORY POLA ELEKTRYCZNEGO - WPT

Próbnik na końcu każdej z anten WPT-S jest sferową wykonaną ze stopu tytanu Ti–6Al–4V o średnicy 60 mm przymocowaną do końca przewodzącego druta tworzącego antenę. Drut ma długość 15 m, jest wykonany ze stali nierdzewnej (SUS316L) pokrytej filmem z poliamidu i osłoną z siatki miedzianej. Na 70-centymetrowym odcinku bliskim kuli rdzeń druta jest odsłonięty tworząc część przewodzącą zanurzoną w plazmie ośrodka. Część ta ma średnicę 0.18 mm. Pozostała część jest izolowana warstwą poliamidu. Ma długość 14.3 m i średnicę 0.43 mm. Kula jest powierzchnią kontaktu z plazmą. Jest przewodząca dzięki czemu ma jednorodny opór. Emisja fotoelektronów  z powierzchni również jest jednorodna. Przewodząca część druta eliminuje wpływ potencjału wokół izolowanej części druta na potencjał wokół kuli.

System rozkładający anteny składa się z dwóch części - mocowania kuli oraz jednostki  z silnikiem rozwijającym. Mocowanie kuli znajduje się na zewnątrz panelu bocznego pojazdu. Utrzymuje kulę za pomocą 3 mocowań z 3 ramionami. Zabezpieczenie to jest otwierane za pomocą silniczka. Zostanie otwarte niedługo po stracie. Potem kula będzie utrzymywana przez drut anteny, sprężynę i 3 filary wokół niej. Jednostka silnika znajduje się na zewnątrz panelu dolnego, przed panelem bocznym. Zawiera mocowanie druta, silnik, mechanizm łożyskowy i system otwierający zabezpieczenie startowe. W celu ograniczenia przenikania ciepła do wnętrza statku mocowanie kuli jest odizolowane cieplnie od jednostki silnika i panelu dolnego sondy.  Służy do tego jego podstawa złożona z poliamidu. Jednostka silnika również jest odizolowana od dolnego panelu. Każda z dwóch jednostek WPT (WPT-S i mechanizm rozkładający) ma masę 0.70 kg.

Do każdej anteny podłączone są identyczne przedwzmacniacze WPT-Pre - WPT-Pre1 i WPT-Pre2. Pracują w zakresie częstotliwości DC -10 MHz. W celu pokrycia dużego zakresu dynamicznego, +/- 100 V zawierają dwa obwody - WPT-Pre(AC) i WPT-Pre(DC). WPT-Pre(AC) mierzy sygnał w zakresie DC - 32 Hz za pomocą wzmacniacza. Jego sygnał wyjściowy jest przesyłany do EWO-EFD. WPT-Pre(DC) pokrywa zakres od kilku Hz do 10 MHz. Jego sygnał wyjściowy trafia do EWO-WFC/OFA i SORBET. WPT-Pre(AC) przesyła też sygnał z syntezatora AP2P do anten w celach kalibracyjnych. Kasa każdego przedwzmacniacza wynosi 0.15 kg. Masa elektroniki urządzenia wynosi 0.49 kg.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:41
PWI: SENSORY POLA ELEKTRYCZNEGO - MEFISTO

MEFISTO, podobnie jak WPT jest podwójnym próbnikiem pola elektrycznego. W celu zapewnienia dobrych pomiarów w dużym zakresie częstotliwości jego przedwzmacniacze są umieszczone blisko kulistych próbników. Wymagało to zastosowania kabla biegnącego ze statku do przedwzmacniacza. Konfigurację taką zastosowano po raz pierwszy na satelitach Cluster.

System MEFISTO składa się dwóch wysięgników na dolnym panelu sondy z kulistymi próbnikami (MEFISTO-S), przedwzmacniacza dla druta 1, przedwzmacniacza dla druta 2 (w jednostce na końcu wysięgnika), systemu rozwijającego wysięgnik, oraz elektroniki MEFISTO-E we wnętrzu PME. Masa pojedynczej jednostki MEFISTO-S (anteny, przedwzmacniacza i jednostki rozkładającej) wynosi 0.65 kg.

W obrębie MEFISTO-S próbniki i jednostki przedwzmacniaczy są rozdzielone dystansem 1.5 metra. Efektywna długość anteny zależy od częstotliwości. Dla DC i częstotliwości niskich jest on zbliżony do długości geometrycznej 32 metrów. Dla częstotliwości wysokich wynosi około 26 metrów. Próbnik i drut przylegający do niego tworzą właściwy sensor. Potencjał zewnętrznej powierzchni jednostki przedwzmacniaczy jest dodatni względem próbnika (wynosi kilka woltów) co pozwala na odbijanie fotoelektronów z powierzchni próbnika. Powierzchnia wewnętrzna posiada potencjał ujemny (10V) względem powierzchni orbitera co pozwala na odbijanie fotoelektronów z wysięgnika i statku.

Próbniki mają postać kul o średnicy 40 cm pokrytych stopem TiAlN. Sensor jest utrzymywany w maksymalnie niskiej temperaturze w celu uniknięcia przegrzania przedwzmacniacza. Wysięgnik został opracowany według nowej techniki pozwalającej na zmniejszenie jego masy. Jest złożony pomiędzy dwoma cylindrami. Jest rozkładany przez silnik elektryczny. Mechanizm ten wyrzuca wysięgnik z pomiędzy cylindrów i wypuszcza go wzdłuż ich centralnej osi. Szybkość rozkładania wynosi 25 mm/s. Instalację obu anten na panelu dolnym statku umożliwia prostokątny otwór w panelu bocznym orbitera.

Rozkładanie wysięgnika zaczyna się otwarciem osłony jego pakietu i rozwinięciem próbnika na 1 - 2 metrów ponad jednostkę przedwzmacniacza. Próbnik może być bardzo gorący (do 400°C) i w przypadku rozwinięcia razem z jednostką przedwzmacniaczy mógłby zniszczyć ich elektronikę. Osłona pakietu anteny jest następnie odchylana i przekręcana. Po obrocie o 80 stopni jest automatycznie odrzucana. Mechanizm rozwijający próbnik znajduje się wewnątrz sfery. Zawiera spiralną sprężynę i szpulę kabla sensora.

Elektronika MEFISTO-E składa się z obwodów analogowych i cyfrowych wewnątrz PME oraz elementów na wysięgnikach. W skald tych ostatnich dla każdej anteny wchodzą dwa przedwzmacniacze pola elektrycznego połączone z elektroniką główną za pomocą 15-metrowego kabla 9-drutowego; dwa zestawy obwodów analogowych do kontroli generatora ładunku; oraz dwa jednostki kontrolujące potencjał ścian jednostek przedwzmacniaczy. Masa jednostki elektroniki wynosi 0.26 kg, a pobór mocy - 1.7W.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:42
PWI: SENSORY POLA MAGNETYCZNEGO - KONFIGURACJA

System magnetometrów zwojowych PWI pozwala na pomiary pola magnetycznego plazmy i fal plazmowych wokół Merkurego w zakresie częstotliwości niskich 0.1 - 20 kHz i wysokich 10 - 640 kHz. Zawiera on dwa magnetometry LF-SC i nowo zaprojektowany magnetometr DB-SC. LF-SC mierzą dwa komponenty pola magnetycznego i niskich częstotliwości wzdłuż dwóch prostopadłych do siebie osi w płaszczyźnie wirowania sondy. DB-SC mierzy jeden komponent pola w zakresie wysokich i niskich częstotliwości wzdłuż osi wirowania orbitera. Magnetometry te zostały umieszczone na platformie na wysięgniku MAST-SC w odległości  4.5 m od korpusu pojazdu. Niweluje to zakłócenia wywierane przez urządzenia na sondzie. Sensory są ustawione prostopadle do siebie. Są nachylone pod kątem 45 w stosunku do płaszczyzny radialnej orbitera. Tym samym są prostopadłe do osi wirowania i mierzą ten sam radialny i azymutalny komponent pola magnetycznego wytwarzanego przez statek. Dlatego też wszystkie są narażone na szum ze statku o tej samej intensywności. Ułatwia to usunięcie szumu z mierzonego sygnału i uzyskanie naturalnego sygnału z magnetosfery. Sensory pokryte są izolacją wielowarstwową i zwierciadłami (Optical Surface Reflectors - OSR) co pozwala na utrzymanie ich temperatur w pobliżu 200°C. Przedwzmacniacze (Serch Coli Preamplifers - SC-Pre) nie mogły zostać umieszczone w pobliżu sensorów, ponieważ temperatura (nawet za osłonami) byłaby dla nich za wysoka. Znajdują się we wnętrzu statku w pobliżu pojemnika rozkładającego MAST-SC. Z sensorami są połączone kablem o długości 4.5 metra. Jest on pokryty odpowiednią izolacją zapobiegającą przedostaniu się dużych ilości ciepła do sensorów i przedwzmacniaczy.

Dwa sensory LF-SC i część do pomiarów niskich częstotliwości sensora DB-SC mierzą komponenty pola magnetycznego wzdłuż 3 osi w zakresie 0.1 Hz - 20 kHz. Pozwalają na określenie kierunku wektora i polaryzacji pola magnetycznego fal plazmowych wokół Merkurego. Wraz z pomiarami pola elektrycznego z WPT i MEFISTO pozwalają na wyznaczenie charakterystyk propagacji fal w celu zidentyfikowania charakterystycznych modów obserwowanych fal. Informacje te są kluczowe dla badań oddziaływań cząstek z falami oraz do badań teledetekcyjnych struktury medium propagacji fal oraz regionów ich powstawania. Spodziewanymi falami elektromagnetycznymi w zakresie pracy sensorów są: jonowe fale cyklotronowe, rozbłyski szumu magnetycznego (Magnetic Noise Bursts - MNB) oraz turbulencje związane z falami szokowymi.

DB-SC może też mierzyć jeden komponent pola magnetycznego AC wzdłuż jednej osi w zakresie wyższych częstotliwości (10 - 640 kHz). Wraz z obserwacjami WPT i MEFISTO dane te pozwalają na ustalenie czy obserwowane fale mają charakter elektrostatyczny czy elektromagnetyczny oraz poprawiają wyznaczanie kierunku nadejścia fal radiowych i plazmowych. Pomiary DB-SC w zakresie częstotliwości wysokich będą pierwszymi tego typu obserwacjami na orbicie wokół Merkurego. Spodziewanymi źródłami fal w tym zakresie są: emisja cyklotronowa Merkurego (Mercury Cyclotron Radiation - MCR), emisja elektronów w fali uderzeniowej magnetosfery; oraz duże słoneczne rozbłyski radiowe typu III.

Napięcie wytworzone w sensorach jest przesyłane kablem do przedwzmacniaczy Dwa sygnały niskich częstotliwości z dwóch sensorów LF-SC (LF-SC Sensors - LF-SC-S) -  Bx(LF) i By(LF) są wzmacniane przez dwa przedwzmacniacze dla niskich częstotliwości (LF-SC Preamplifers - LF-SC-Pre). Sygnał z części do odbioru niskich częstotliwości sensora (DB-SC Sensor - DB-SC-S) oznaczony jako Bz(LF) jest wzmacniany przez przedwzmacniacz DB-SC (DB-SC Preamplifer - DB-SC-Pre). Trzy sygnały niskich częstotliwości są dostarczane do odbiornika EWO-WFC/OFA(B) w obrębie PME. Sygnał z pomiarów w zakresie wysokich częstotliwości dokonywanych przez część do odbioru wysokich częstotliwości sensora DB-SC-S oznaczoną jako Bz(HF) jest wzmacniany przez przedwzmacniacz dla wysokich częstotliwości w obrębie układu DB-SC-Pre. Następnie jest przesyłany do odbiornika SORBET. W celu zmniejszenia masy i rozmiarów wszystkie przedwzmacniacze znajdują się w obrębie jednej jednostki we wnętrzu orbitera.

PWI dostarcza sygnał kalibracyjny zarówno do LF-SC-S jak i DB-SC-S. Sygnał niskich częstotliwości jest dostarczony przez syntezator w obrębie AM2P. PWI dostarcza też wygnał wysokiej częstotliwości dla DB-SC. Pochodzi on z SORBET i zawiera szumy przypominające zakłócenia przypadkowe.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:42
PWI: SENSORY POLA MAGNETYCZNEGO - LF-SC

LF-SC składa się z dwóch identycznych sensorów LF-SC-S połączonych z dwoma przedwzmacniaczami LF-SC-Pre. Całościowa masa LF-SC-S wynosi 0.12 kg. Urządzenie Pracuje w zakresie częstotliwości 0.1 Hz - 20 kHz. Konstrukcja sensorów jest oparta na magnetometrze zwojowym satelity Geotail. Pole magnetyczne AC jest odbierane przez metalowy rdzeń o kształcie kolumny o kwadratowym przekroju. Charakteryzuje się on wysoką przenikalnością magnetyczną. W celu zapewnienia wysokiej czułości w wysokich temperaturach zastosowano stop niklu i żelaza mający wysoką temperaturę Curie (powyżej której przenikalność magnetyczna jest tracona). Rdzeń umieszczony jest w cewce zawierającej zwojnicę posiadającą 16 000 zwojów. W obrębie tego zwoju głównego indukowane jest napięcie. Zwojnica wykonana jest z drutu miedzianego pokrytego plastikiem poliamidowym odpornym na wysoką temperaturę. Struktura cewki również jest wykonana z plastiku poliamidowego. Wokół zwojnicy znajduje się osłona z aluminium mająca kształt kolumny o przekroju kwadratowym. Zabezpiecza ona drut przed polem elektrycznym. Zwojnica wtórna jest nawinięta wokół zwojnicy głównej. Służy do dostarczania sygnału kalibracyjnego. Ma on postać sygnału sinusoidalnego. Jest generowany przez syntezator AM2P i dostarczany przez EWO(B). Kalibracja polega na rejestracji napięcia wyjściowego na przedwzmacniaczu po zadaniu znanego pola magnetycznego. Wymiary każdego sensora to  16 x 16 x 105 mm, a masa - 90g.

Sygnał elektryczny generowany w sensorach LF-SC-S jest dostarczany do przedwzmacniaczy we wnętrzu statku za pośrednictwem kabla przebiegającego wzdłuż masztu MAST-SC. Napięcia wyjściowe ze zwojnicy głównej są wzmacniane za pomocą niskoszumowego wzmacniacza różnicowego do poziomu akceptowanego przez odbiorniki EWO-WFC(B) w obrębie PME.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:43
PWI: SENSORY POLA MAGNETYCZNEGO - DB-SC

Magnetometr DB-SC zbudowany jest z sensora DB-SC-S umieszczonego ma maszcie MAST-SC koło seniorów LF-SC-S oraz z zestawu dwóch przedwzmacniaczy DB-SC-Pre. Masa sensora wynosi 0.06 kg. Sensor wykonuje pomiary zarówno w zakresie częstotliwości wysokich jak i niskich. DB-SC-S jest połączony z DB-SC-Pre za pomocą kabla. DB-SC-Pre zawiera przedwzmacniacz dla pasma niskich częstotliwości (sygnał wyjściowy dostarczany do EWO) oraz dla pasma częstotliwości wysokich (sygnał wyjściowy dostarczany do SORBET). Są one umieszczone w tej samej jednostce co przedwzmacniacze LF-SC-Pre.

DB-SC-S pracuje w dwóch pasmach, 0.1 Hz - 20 kHz i 10 kHz - 640 kHz. Jednostka sensora ma długość 112 mm (sam sensor 100 mm, montaż mechaniczny 12 mm) i masę 65g (wraz z 10-centymetrowym kablem). Sensor złożony jest z pojedynczego rdzenia o wysokiej przenikalności magnetycznej (ferrytowym, o temperaturze Curie powyżej 180°C) na który nawinięte są dwie zwojnice różniące się liczbą zwojów. Zwojnica o dużej ilości zwojów (15 000) jest przeznaczona dla pasma niskich częstotliwości, a zwojnica o małej ilości zwojów (400) - dla pasma częstotliwości wysokich. Wyjściowe napięcia ze zwojnic są wzmacniane przez osobne przedwzmacniacze w obrębie systemu DB-SC-Pre. Komponenty elektroniczne zostały opracowane w technologii 3D+. Pozwoliła ona na umieszczenie obu przedwzmacniaczy na małej płycie, tzw Flex. Taki układ został umieszczony w sześciennej obudowie, a ścieżki zostały podłączone pomiędzy nim a ścianami sześcianu. Pozwoliło to na redukcję masy i poboru energii. Technika taka została wprowadzona przez CNES. Cały układ przedwzmacniaczy dla magnetometrów ma masę 0.30 kg.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:52
MGF
Magnetometr transduktorowy jest instrumentem przeznaczonym do badań pola magnetycznego w obrębie magnetosfery Merkurego oraz wewnętrznej helisofery.

W przypadku badań magnetosfery Merkurego instrument przyczyni się przede wszystkim do analizy rekonekcji. Do tej pory wiele zagadnień związanych z rekonekcją pomiędzy polem magnetycznym Merkurego a międzyplanetarnym polem magnetycznym pozostaje nierozwiązanych. Badania niewielkiej magnetosfery Merkurego mogą też przynieść istotne informacje na temat procesów zachodzących w magnetosferze Ziemi w większych skalach. Kolejnym zagadnieniem są badania ładunków płynących wzdłuż linii pola magnetycznego. Na Ziemi ściśle łączną one magnetosferę z jonosferą. Na Merkurym zaobserwowano występowanie perturbacji pola magnetycznego związanych z takim przepływem ładunków, jednak brak typowej jonosfery jest w tym wypadku bardzo możliwy. Nie jest jasne, czy ładunki te oddziałują z powierzchnią planety. Ostatnim ważniejszym zagadnieniem są badania fal o ultraniskich częstotliwościach (Ultra-low Frequency Waves - ULF). Na Ziemi mogą on być skutecznie modelowane za pomocą magnetohydrodynamicznego modelu plazmy. Na Merkurym takie fale również zostały wykryte. Jednak z powodu małych rozmiarów magnetosfery w ich generowaniu mogą mieć znaczny udział procesy kinetyczne. Instrument pozwoli też na badania innych rodzajów fal o niskich częstotliwościach.

W przypadku badań wewnętrznej heliosfery MGF pozwoli na pomiary parametrów wiatru słonecznego w niewielkiej odległości od Słońca. Do tej pory badania takie były oparte na pomiarach sond Helios wykonanych w odległości 0.3 - 5 AU od Słońca. Właściwości plazmy są tutaj odmienne niż  w odległości 1 AU. Orbiter MMO będzie spędzał dosyć dużo czasu poza magnetosferą w wietrze słonecznym, co pozwoli na wykonanie pomiarów tego typu za pomocą nowszego sprzętu. Pomiary pola magnetycznego o dużej rozdzielczości przestrzennej pozwolą na wyjaśnienie roli fluktuacji magnetycznych w nagrzewaniu plazmy i przyspieszaniu cząstek. Będą istotne dla badań oddziaływań pomiędzy rezonansami cyklotronowymi a spolaryzowanymi liniowo falami Alfvena. Ponadto instrument pozwoli na badania fal uderzeniowych, których fizyka jest najprawdopodobniej odmienna od fizyki fal spotykanych w bardziej zewnętrznych częściach Układu Słonecznego.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:52
MGF: KONFIGURACJA

Instrument MGF jest złożony z 2 trójosiowych magnetometrów transduktorowych - magnetometru zewnętrznego (MGF Outboard Magnetometer- MGF-O) oraz sensora wewnętrznego (MGF Inboard Magnetometer - MGF-I). Oba składają się z niezależnych sensorów (MGF-O Sensor - MGF-OS i MGF-I Sensor - MGF-IS) oraz jednostek elektroniki (MGF-O Electronics - MGF-OE i MGF-I Electronics - MGF-IE). Zapewnia to redundancję. Ponadto projekt obu sensorów i ich elektroniki jest zupełnie odmienny. Dzięki temu prawdopodobieństwo zupełnej awarii MGF jest bardzo małe. Sensory są umieszczone na wysięgniku (Mast of MGF - MAST-MGF), niezależnym od wysięgnika magnetometrów systemu PWI. Sensor MGF-OS jest położony blisko końca wysięgnika, w odległości 4.4 m od korpusu statku. Sensor MGF-IS jest zlokalizowany w odległości 1.6 m od końca wysięgnika. Sensory są połączone ze swoimi jednostkami elektroniki za pomocą kabli o długości kilku metrów. Sensor zewnętrzny wykonuje pomiary pola magnetycznego w otoczeniu. Sensor wewnętrzny natomiast mierzy też pole magnetyczne wytworzone przez statek kosmiczny, co pozwala na uwzględnienie poprawki w trakcie obróbki danych. Elektronika magnetometrów znajduje się wewnątrz statku, w jednostce wspólnej z elektroniką systemu PWI (PWI-MGF Electronics Box - PME), co pozwoliło na zaoszczędzenie miejsca wewnątrz sondy. Całkowita masa systemu wynosi 766 g a pobór mocy - 4.43 W. Szybkość transmisji danych może wynosić 7700, 420 lub 62 bps.

Oba magnetometry charakteryzują się zasięgiem dynamicznym +/- 2000 nT. Transmitują dane surowe (wektory pola magnetycznego) z częstotliwością 128 Hz i rozdzielczością cyfrową 20 bitów do jednostek obróbki danych (Data Processing Units - DPUs). Każdy sensor ma własną kartę elektroniki, o wymiarach 208 x 148 mm. Pozwala ona na utrzymywamie napięcia w obrębie sensora transduktorowego oraz na odbieranie sygnałów wytworzonych przez zewnętrze pole magnetyczne w jego zwojnicy. Każda z kart jest połączona z osobnym zasilaczem. Obie karty są połączone z osobnymi jednostkami DPU. MGF-OE łączy się z DPU-1, a MGF-IE z DPU-2, umieszczonych w osobnych obudowach. Służy do tego interfejs w standardzie SpaceWire. często stosowanym do łączenia elementów elektroniki na statkach kosmicznych. Oba magnetometry są połączone  z jednym głównym zasilaczem (Power Supply Unit - PSU), ale jego komponenty są w pełni podwojone. Do zasilania stosowane są dwa woltaże (MGF-OE 712 i +3.3V; MGF-IE 712 i +5V).

MGF-O i MGF-I pracują według różnych standardów czasu, więc konieczne jest ich zsynchronizowanie. Sygnał synchronizujący 128 Hz jest dostarczony przez MGF-I do MGF-O poprzez układ LVDF (Low-Voltage Differential Signal Driver).

Instrument wykorzystuje standardową zasadę działania magnetometrów transduktorowych. Każda jednostka składa się z pierścienia wykonanego z materiału który łatwo się magnesuje. Wokół takiego rodzenia nawinięta jest zwojnica. Przez zwojnicę przepuszczany jest zmienny prąd elektryczny. Powoduje on wygenerowanie pola magnetycznego w rdzeniu. Ma ono znaną wartość. Mierzone zewnętrzne pole magnetyczne zaburza symetrię pola indukowanego. Pomiary wynikowego pola magnetycznego są wykonywane dzięki drugiej zwojnicy otaczającej rdzeń. Umożliwiają one obliczenie natężenia zewnętrznego pola magnetycznego.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:52
MGF: MGF-O

Konfiguracja magnetometru zewnętrznego jest oparta na tzw schemacie magnetometru cyfrowego. Ilość części analogowych została zredukowana poprzez ucyfrawianie sygnału ze zwojnicy bezpośrednio za wzmacniaczem wejściowym, z częstotliwością próbkowania 4 razy większą od częstotliwości pobudzania zwojnicy. Tradycyjna obróbka sygnału analogowego jest zastąpiona przez algorytmy wykonywam przez układ typu FPGA (Field Programmable Gate Array). Zawiera on tez interfejs z DPU. Konfiguracja taka została po raz pierwszy zastosowana w instrumencie ROMAP (Rosetta Lander Magnetometer and Plasma Monitor) lądownika Philae misji Rosetta, a później w magnetometrze MAG (Magnetometrer) sony Wenus Express oraz magnetometrze FGM (Fluxgate Magnetometer) satelitów THEMIS/ARTEMIS. Analogiczną konstrukcję posiadają też oba sensory magnetometru MERMAG orbitera MPO.

Sensor MGF-OS składa się z rdzenia oraz montażu wykonanego z materiału PEEK (Polyetheretherketon) zwiększającego stopień odizolowania termicznego rdzenia od masztu MAST-MGF. Masa urządzenia bez przyłącza kabla i montażu wynosi 100g, a pobór mocy - 1.65 W. Do pomiarów pola magnetycznego służą dwa splecione (prostopadłe do siebie) pierścienie, o średnicy 13 i 18 mm. Są one wykonane ze stopu 13Fe-81Ni-6Mo. Za pomocą mniejszego pierścienia mierzone jest pole magnetyczne wzdłuż osi X i Z. Większy pierścień służy do pomiarów wzdłuż osi Y i Z. Pierścienie są wyposażone w dwa układy przestrzennych zwojnic. Zwojnica wewnętrzna (Pick-Up Coil) służy do zbierania zewnętrznego pola magnetycznego. Zewnętrzny (zwojnica Helmholtza) służy do kompensowania pola magnetycznego w obrębie pierścienia. Zwojnica zewnętrza jest położona jak najbliżej pierścieni rdzenia, co zwiększa stosunek sygnału do szumu. Zwojnica Helmholtza produkuje sygnał wyjściowy. Kompensuje wektor pola magnetycznego w obrębie pierścienia tak, że jest ono utrzymywane na poziomie zerowym. Obie zwojnice wykonane są z drutów miedzianych z odpowiednim pokryciem. Dzięki temu dodatkowe struktury podpierające, takie jak pierścienie ceramiczne zostały maksymalnie zmniejszone. Ponadto możliwe było uniknięcie stosowania materiałów o różnej rozszerzalności cieplnej, co znacznie zredukowało masę sensora. Cylindryczna obudowa sensora ma wysokość 91 mm i średnicę 55 mm.

Wszystkie komponenty sensora, w  tym płyta obwodów i kondensator używany do utrzymywania ładunku w zwojnicy pobudzającej mogą pracować w temperaturze 200°C. Zarówno MGF-OS i MGF-IS bez problemów przeszły testy w zakresie temperatur od -60°C do +200°C.

Elektronika MGF-OE charakteryzuje się masą 188 g.

Magnetometr ten został opracowany przez Institut fur Weltraumforschung (IWF) Austrjackiej Akademii Nauk i Institut fur Geophysik und Extraterrestrische Physik (IGEP) Politechniki w Braunschweig w Niemczech. Głównym kontrahentem jest Magson GmbH w Niemczech. W kalibracji uczestniczy też Imperial College w Londynie.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:53
MGF: MGF-I

Magnetometr wewnętrzny systemu MGF jest konwencjonalnym analogowym magnetometrem transduktorowym. Jest bardzo podobny do magnetometrów stosowanych na wcześniejszych japońskich misjach - satelitach Akebono i Geotail oraz sondzie Nozomi. Druga harmoniczna w indukowanym sygnale jest wykrywana, modyfikowana i integrowana przez obwód analogowy. Następnie sygnał jest ucyfrawiany. odpowiada on intensywności ładunku zerującego pole magnetyczne, który jest zależny liniowo od zewnętrznego pola magnetycznego.

MGF-IS składa się z trzech identycznych sensorów z rdzeniami w formie pierścieni.   Mierzą one pole magnetyczne wzdłuż trzech prostopadłych do siebie osi. Każdy sensor składa się z części generującej pole magnetyczne oraz połączonej zwojowy zewnętrznej i wyjściowej. Pierwszy element jest złożony z pierścienia o średnicy 20 mm wykonanego ze stopu niklu i molibdenu oraz z nawiniętej na niego zwojnicy. Druga część jest złożona z innej zwojnicy. Otacza część pierwszą. Wszystkie trzy sensory są połączone w jedną jednostkę przez ceramiczną podstawę. Całość jest chroniona przez obudowę z plastiku wzmocnionego włóknami węglowymi (Carbon Fibre Reenforced Plastic - CFRP). Pierwsza część każdego sensora jest połączona z płytą obwodów za pomocą pary kabli. Obwody te produkują pulsy ładunku 600 mA z częstotliwością 11 kHz, utrzymując napięcie w obrębie rdzenia sensora. Amplituda tego sygnału została zoptymalizowana tak, aby zminimalizować pobór energii i zapewnić stabilną pracę w szerokim zakresie temperatury. Całkowity pobór mocy pojedynczego sensora 142 mW. Masa całego urządzenia bez przyłącza kabla i montażu wynosi 120g, a pobór mocy - 2.78 W. Elektronika MGF-IE charakteryzuje się masą 358 g.

Magnetometr ten został opracowany przez JAXA.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:55
MPPE
System do badań cząstek tworzących plazmę jest złożonym zestawem detektorów służących do rejestracji parametrów wysoko i niskoenergetycznych cząstek w magnetosferze Merkurego. Do jego głównych celów naukowych zaliczają się: badania formowania się i scharakteryzowanie struktur w obrębie niewielkiej magnetosferze planety; badania wkładu wiatru słonecznego do populacji cząstek plazmy obecnych w magnetosferze; badania stabilności arkusza plazmy; scharakteryzowanie niewielkich uwolnień energii typu Substorm; badania procesów przyspieszania cząstek, ich wychwytu i utraty w obrębie magnetosfery; badania oddziaływań pomiędzy powierzchnią, egzosferą i magnetosferą; oraz badania fizyki fal uderzeniowych w wewnętrznej heliosferze.

Magnetosfera Merkurego jest wyjątkowa z kilku powodów. Oddziałuje z silnym wiatrem słonecznym w niewielkiej odległości od Słońca. Ponadto magnetopauza po stronie zwróconej do Słońca znajduje się blisko powierzchni, poniżej połowy promienia planety. Dzięki temu okresowo wiatr słoneczny może bezpośrednio oddziaływać z powierzchnią. Nawet jeśli takie zjawisko nie zachodzi, na powierzchnię ma bezpośredni wpływ plazma w magnetosferze. Wpływ takich oddziaływań na magnetosferę nigdy nie był bezpośrednio badany. Mały rozmiar magnetosfery oznacza też, że procesy zachodzą w niej bardzo szybko. Konwekcja uruchamiana przez rekonekcję po stronie dziennej może objąć całą magnetosferę w przeciągu kilku minut. Ponadto zjawiska uwolnień energii mogą wyzwalać się samoistnie, ponieważ parametry wiatru słonecznego w skalach czasowych konwekcji są praktycznie stałe. Są to warunki zupełnie inne od panujących w magnetosferze Ziemi, gdzie uwolnienia energii są wyzwalane przez niestabilności w wietrze słonecznym albo międzyplanetarnym polu magnetycznym (Interplanetary Magnetic Field - IMF).

W przypadku badań dostarczania plazmy w wiatru słonecznego do magnetosfery przydatne będą detektory plazmy o wysokiej rozdzielczości czasowej oraz spektrometr masowy o szerokim zakresie energii. Podobnie jak na Ziemi plazma wchodzi do magnetosfery po stronie dziennej w trakcie rekonekcji magnetycznej. Aktualne badania sugerują też zachodzenie dodatkowego procesu, niezależnego do rekonekcji. Miejscem wejścia plazmy do magnetosfery byłby skraj ogona magnetosfery.

W przypadku badań niestabilności arkusza plazmy (obszaru w magnetosferze o podwyższonej gęstości plazmy) MPPE będzie istotny dla badań efektów wywołanych przez niestabilności typu LHDI (Lower Hybri Drift Instability). Są one wywoływane gradientem plazmy w arkuszu plazmy. Są prawdopodobnie odpowiedzialne za przyspieszanie elektronów na granicach arkusza plazmy oraz dyfuzję pola magnetycznego w jego obrębie.

W magnetosferze Ziemi uwolnienia energii typu Substrom są zjawiskami w których zachodzi eksplozywne przekształcenie energii zgromadzonej w polu magnetycznym na energię kinetyczną i termiczną cząstek. Gromadzenie energii w polu magnetycznym ogona magnetosfery jest naturalną konsekwencją rekonekcji pomiędzy IMF a polem magnetycznym planety. Linie pola magnetycznego w ogonie nie mogą być akumulowane bez ograniczeń, dlatego też po pewnym czasie następuje rekonekcja i uwolnienie energii. Procesy takie powinny występować w każdej magnetosferze otoczonej wiatrem słonecznym. Dane z Marienra 10 wskazały na ich występowanie również na Merkurym. Szczegółowe badania tych procesów za pomocą MPPE będą prowadzone w kontekście oddziaływań pomiędzy wiatrem słonecznym i magnetosferą oraz efektów przyspieszania cząstek.

Mariner 10 zarejestrował powtarzające się emisje elektronów o energiach około 500 MeV i okresie 6 - 8 sekund. MPPE pozwoli na wyjaśnianie, czy w magnetosferze Merkurego rzeczywiście następują przyspieszanie elektronów do wysokich energii, czy też dużą rolę odgrywa ich transport ze środowiska zewnętrznego. Ważnym celem badań są też poszukiwania procesów utarty wysokoenergetycznych cząstek i ich związków z powierzchnią planety.

Oddziaływania pomiędzy magnetosferą a egzosferą zachodzą na dwóch drogach. Pierwszą jest sprzężenie elektromagnetyczne z przepływem prądów i falami Alfvena. Istotna jest tutaj przewodność ośrodka w pobliżu powierzchni i/lub jonosfery. Jonosfera Merkurego powinna być bardzo cienka i nie powinna dostarczać dostatecznej przewodności. Jednak niektóre interpretacje pomiarów pola magnetycznego z Marinera 10 wskazują na występowanie prądów mogących wskazywać, że jonosfera jest jednak dostarczenie gruba. W takim wypadku powinny w niej występować procesy przyspieszania jonów spotykane w górnej jonosferze Ziemi. Jony takie, wybiegające z rejonów zorzowych mogą być bezpośrednio zarejestrowane. Dzięki temu ich pomiary są jedną z metod badań związków pomiędzy magnetosferą a egzojonosferą. Innym rodzajem związków tego typu jest cyrkulacja materii pomiędzy jonosferą a egzojonosferą. Uderzenia jonów w powierzchnię są jednym ze źródeł gazów w egzosferze. Jony te pochodzą zarówno z ośrodka międzyplanetarnego jak i z jonosfery. Rozmieszenie i szybkie zmiany w gęstości Na i K wskazują na  występowanie ich lokalnych źródeł i krótki czas pobytu w egzosferze. Ich głównym źródłem jest prawdopodobnie fotojonizacja. Następnie są one wymywane przez pole elektryczne wiatru słonecznego. Część tych jonów może jednak pozostawać w ogonie magnetosfery wraz z innymi jonami (w tym wypadku pochodzącymi z wiatru słonecznego). Po przyspieszeniu mogą one uderzać w powierzchnię planety. Bezpośrednie pomiary pozwolą na określenie procesów tworzenia i zanikania populacji takich jonów pochodzących z planety.

W przypadku badań fal uderzeniowych w heliosferze pozycja sondy na orbicie Merkurego jest szczególnie dogodna. Parametry plazmy w otoczeniu tej planety są bardzo specyficzne z powodu bliskości Słońca. Stwarza to unikalne okazje do badań. Badania fal uderzeniowych wzdłuż jego orbity będą miały duże znaczenie dla testowania teorii opisujących fizykę plazmy w Układzie Słonecznym.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:55
MPPE: KONFIGURACJA

W skład zestawu MPPE wchodzą następujące detektory: analizator elektronów 1 (Mercury Electron Analyzer 1 - MEA1); analizator elektronów 2 (Mercury Electron Analyzer 2 - MEA2); analizator jonów (Mercury Ion Analyzer - MIA); analizator masowy (Mercury Mass Spectrum Analyzer - MSA); detektor cząstek o wysokich energiach dla elektronów (High-Energy Particle Instrument-Electrons - HEP-ele); detektor cząstek o wysokich energiach dla elektronów (High-Energy Particle Instrument-Ions - HEP-ion); oraz analizator wysokoenergetycznych cząstek neutralnych (Energetic Neutrals Analyzer - ENA).

MPPE zapewnia pomiary cząstek nisko i wysokoenergetycznych tworzących plazmę oraz cząstek neutralnych w szerokim zakresie energii, szerokim zakresie dynamicznym, szerokim pokryciem kątowym i z wysoką rozdzielczością masową przy niewielkiej masie i poborze mocy. Cztery sensory cząstek o niskich energiach - MEA1, MEA2, MIA i MSA są umieszczone w czterech kątach ośmiokątnego dolnego panelu orbitera. Minimalizuje to wpływ korpusu sondy na pomiary cząstek niskoenergetycznych. Wysoka rozdzielczość czasowa pomiarów została osiągnięta dzięki zastosowaniu dwóch detektorów elektronów (MEA1 i MEA2) oraz dwóch detektorów jonów (MIA i MSA) które umieszczono w odległości 90 stopni od siebie. Detektor jonów o wysokich energiach (HEP-ion) ma stożkowate pole widzenia, natomiast detektor elektronów o wysokich energiach (HEP-ele) i ENA mają radialne pola widzenia. Wszystkie sensory mają własne osłony cieplne minimalizujące przenikanie ciepła z ich otworów wejściowych do wnętrza. Dane są odbierane przez wspólny procesor obsługujący instrumenty MMO (Mission Data Processor 1 - MDP1). Jest on odpowiedzialny za obróbkę danych i formatowanie ich do transmisji, ich redukcję oraz kompresję.

W zależności od ogólnej szybkości transmisji z MMO dane z MPPE mogą być wysyłane z trzema szybkościami - wysoką, średnią i niską, wynoszącymi odpowiednio 72.5, 5.5 i 0.8 kbps. W trybie transmisji z niską szybkością MEA, MIA i MSA produkują dane dotyczące jonów i elektronów - ich gęstości, szybkości i temperatury. Jest też możliwe wybranie wytwarzania skompresowanego diagramu E - t. HEP i ENA zliczają cząstki z ograniczoną rozdzielczością kątową, masową i energetyczną. W trybie szybkości średnich oprócz tych pomiarów wykonywane są albo trójwymiarowe zliczenia cząstek z ograniczoną rozdzielczością kątową i energetyczną albo zliczenia w dwóch wymiarach. Pełne pomiary w trzech wymiarach będą wykonywane tylko w trybie transmisji szybkiej. Podczas każdego obiegu trwającego 9.4 godziny przez większość czasu używany będzie tryb niskich szybkości. Tryb szybkości wysokich będzie używany średnio przez 4.5 minuty na orbitę, a tryb szybkości średnich - przez 1.15 godziny na orbitę.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:56
MPPE: MEA

Mariner 10 dostarczył tylko częściowych pomiarów elektronów wokół Merkurego, ponieważ osłony jego analizatorów elektrostatycznych skierowanych w stronę Słońca nie otworzyły się w pełni po starcie. MESSENGER nie posiada spektrometrów elektronów o niskich energiach. Pomiary takie wykonane przez MEA na MMO będą niezbędne do badań procesów plazmowych wewnątrz magnetosfery. Układ MEA obejmuje dwa sensory, MEA1 i MEA2. Łączą one zdolność selekcji przybywających elektronów według ich energii za pomocą odchylenia elektrostatycznego w toroidalnym analizatorze elektrostatycznym z szybkim systemem obrazującym rozkład cząstek. Obrazowanie rozkładu elektronów umożliwia detektor w postaci płyty mikrokanałowej (Microchannel Plate - MCP) z anodami pozwalającymi na rejestrację pozycji uderzenia elektronów. Pole widzenia każdego sensora ma szerokości 8 stopni w płaszczyźnie równoległej do osi wirowania orbitera. Dzięki rotacji może obrazować pełne 360 stopni. Obie jednostki zostały ustawione w rogach panelu dolnego orbitera. Ich płaszczyzny widzenia są prostopadłe do siebie. Pozwalają na uzyskanie trójwymiarowego rozkładu elektronów w funkcji energii (w zakresie 5 - 30 000 eV) z rozdzielczością czasową 1 s. Ponieważ gęstości elektronów są bardzo zmienne zarówno w wietrze słonecznym jak i w magnetosferze  zastosowano układ elektroniczny zmieniający czynnik geometryczny o około 100. Jest to pierwsze zastosowanie takiego systemu w analizatorze elektrostatycznym.

Pole widzenia systemu MEA ma wymiary 8 x 360 stopni. Rozdzielczość kątowa wynosi 22.5 stopnia. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi około 10%. Każda z jednostek ma masę 1.16 kg i pobiera 1.13W mocy.

Oba sensory MEA posiadają identyczną optykę elektronową. Jedyną różnicą jest zastosowanie na jednym z nich atenuatora w postaci kraty (o przejrzystości 5%) na otworze wejściowym. Zmniejsza on czynnik geometryczny o około 20. Elektrony wchodzą do analizatora elektrostatycznego (Electrostatic Analser - ESA). Charakteryzuje się on geometrią toroidalną, podobną do zastosowanej w systemach CODIF (Ion Composition and Distribution Function Analyzer) instrumentów CIS (Cluster Ion Spectrometer) satelitów Cluster 2. Pozwala to na optymalne odrzucanie światła UV oraz na optymalne obrazowanie na płaszczyźnie MCP. ESA składa się z 95-stopniwego toroidalnego deflektora oraz sferycznej sekcji górnej. Stosunek pomiędzy odległością między płytami analizatora a wewnętrznym promieniem deflektora wynosi 0.05. Dzięki temu deflektor odbija fotony UV co najmniej 3 razy. Deflektor składa się z dwóch koncentrycznie ustawionych elektrod, o promieniach 35.88 i 34.12 mm. 2-milimetrowa przerwa pomiędzy wewnętrznym elementem deflektora a wewnętrzną płytą górnej kopuły analizatora jest zlokalizowana 62 stopnie ponad horyzontalną płaszczyzną przecinającą środek torusa. Górna kopuła analizatora obejmuje dwie sferyczne elektrody, o promieniach 77.4 i 84.6 mm. Kąt wejściowy zewnętrze elektrody to 30 stopni. W celu otrzymania pola widzenia o szerokości 8 stopni sferyczna sekcja analizatora ma średnicę 31.4 mm i jest połączona z elementem stożkowym o średnicy 47.8 mm. Atenuator jest ustawiony peryferyjnie w stosunku do kolimatora. Obejmuje on wąskie szczeliny. Otwór wejściowy jest określony przez kolimator, zapewniający też pierwsze odbicie fotonów UV.

Dwie części elektrody zewnętrznej mogą być utrzymywane przy takim samym woltażu (Uan = Utop). Następnie woltaż na elektrodzie wewnętrznej zmieniany w zakresie pomiędzy +1 a +3125 V w celu pokrycia całego zakresu energii (K = E/V = 9.6). Z drugiej strony woltaż środkowej części elektrody wewnętrznej (Utop) jest zmieniany w zakresie niższych napięć niż przykładanych do części toroidalnej (Uan). W takich warunkach analizator przyjmuje elektrony nadlatujące z nieznacznie wyższych azymutów, unikając elektronów z powierzchni orbitera. Ponieważ dGF/dR jest wysoki, stabilność Uan i Utop jest kluczowa dla pomiarów elektronów o niskich energiach. Standardowe źródło wysokiego napięcia wprowadza niepewność około 50 mV przy maksymalnym napięciu 3000 V. W celu jego zmniejszenia zasilacz ENA jest wyposażony w specjalny tryb niskiego napięcia przy pomiarach elektronów o energiach niższych od 100 eV.

Całościowy zakres kątowy w który działa każdy z analizatorów jest podzielony na 16 kanałów o szerokości 22.5 stopnia każdy. Napięcie odchylające elektrony jest zmieniane w 128 małych korkach. Pełne przełączenie energii analizowanych cząstek w 64 sąsiednich kanałach jest wykonywane 16 albo 32 razy na każdy obrót obiera. Częściowy, 2-wymiarowy przekrój obejmujący rozkład elektronów w funkcji kąta z kierunkiem polarnym jest otrzymywany co 1/16 albo 1/32 obrotu pojazdu. Pełny rozkład elektronów jest otrzymywany co połowę obrotu gdy stosowany jest jeden sensor albo co 1/4 oblotu gdy stosowane są oba sensory. W trybie specjalnym, gdy oba sensory wykonują pomiary w stałym zakresie energii dane są otrzymywane bardzo szybko.

Detektorem jest stos dwóch płyt MCP w formie pierścieni. Pozwala on na powielanie uderzających w niego elektronów z analizatora ESA. System anod składa się z 16 sektorów odpowiadającym 16 sektorom analizatora w kierunku polarnym, o szerokości 22.5 stopnia każdy. Dodatkowa anoda pierścieniowa jest zlokalizowana na zewnątrz okręgu MCP. Nie może zostać bezpośrednio uderzona przez elektrony przechodzące przez analizator. Szybkość zliczeń z tej anodyny dostarcza przybliżenia tła radiacji przenikającej z otoczenia. Wszystkie anody (17 sztuk) jest podłączonych do wzmacniaczy/dyskryminatorów poprzedzonych przez liczniki. System zasilający MEA dostarcza dwa zmienne woltaże dla analizatora ESA oraz zasilanie dla MCP. Energia mierzących cząstek jest wybierana poprzez zmiany napięcia na wewnętrznych płytach ESA. Ich zmiany są zsynchronizowane z okresem obrotu orbitera.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:57
MPPE: MIA

Do celów naukowych pomiarów jonów o niskich energiach wykonywanych przez MIA należą: zbadanie struktury magnetosfery Merkurego; poznanie dynamiki plazmy w magnetosferze; badania oddziaływań Merkurego z wiatrem słonecznym; badania składu szczątkowej atmosfery, jej struktury oraz procesów uwalniających gazy z powierzchni i powodujących ich utratę; oraz badania wiatru słonecznego w odległości 0.3 - 0.47 AU od Słońca. Urządzenie pozwala na trójwymiarowe pomiary rozkładu jonów wiatru słonecznego i jonów magnetosferycznych wokół Merkurego. Charakteryzuje się bardzo wysokim zasięgiem dynamicznym, >10^6 dzięki zastosowaniu jednocześnie kontroli czułości i siatki atenuatora. Pracuje w zakresie energii 5eV/q - 30 keV/q. Zakres ten obejmuje przewidywane energie jonów wiatru słonecznego wokół Merkurego oraz gorących i zimnych jonów arkusza plazmowego. Maksymalna ilość kroków w których zmieniane są przedziały energii rejestrowanych cząstek to 128. Jest to niezbędne do oddzielenia cząstek alfa od protonów w wietrze słonecznym. Rozdzielczość kątowa wynosi 5.625 stopnia dla wiatru słonecznego i 11.25 lub 22.5 stopnia dla jonów magnetosferycznych (zależnie od dostępnej szybkości transmisji danych). Wystarcza to do wypełnienia celów naukowych. MIA dostarcza trójwymiarowego rozkładu jonów raz na każdą połowę okresu rotacji orbitera. Pomiary takie, wykonywane z wysoką rozdzielczością czasową są niezbędne do poznania struktury i dynamiki magnetosfery. Do tej pory nie zostały one wykonane w pobliżu Merkurego. MIA wraz z MSA daje unikalną szansę na badania tych zagadnień.

Pole widzenia systemu ma wymiary 10 x 360 stopni w trybie stosowania wysokiego czynnika geometrycznego (patrz dalej) lub 5 x 360 stopni w trybie używania niskiej wartości czynnika geometrycznego. Rozdzielczość kątowa pomiarów dla wiatru słonecznego wynosi 5.625 x 5.625 stopnia, a dla jonów w magnetosferze - 22.5 x 22.5 stopnia. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 15% przy wysokiej wartości czynnika geometrycznego i 3% przy niskiej wartości czynnika geometrycznego. Urządzenie charakteryzuje się masą 1.28 kg i poborem mocy na poziomie 3.90W.

W skład MIA wchodzi analizator elektrostatyczny (Electrstatic Analyzer - ESA) z toroidalnym deflektorem oraz zespół detektora. Centrum pola widzenia jest lekko odchylone ku górze w stosunku do płaszczyzny prostopadłej do osi rotacji orbitera. W czasie obrotu MMO obserwowany jest rozkład jonów w trzech wymiarach. Do wewnętrznej toroidalnej elektrody przykładane jest napięcie zmieniane w zakresie od 0V do -15 kV. Jony przechodzące przez kolimator są wciągane ku wewnętrznej elektrodzie przez przyłożony do niej potencjał. Tylko jony o określonych energiach wychodzą z obszaru elektrody. Po wyjściu z zespołu deflektora uderzają w detektor w postaci płyty mikrokanałowej (Microchannel Plate - MCP), gdzie są powielane celem wytworzenia wykrywalnego impulsu elektrycznego. Z przodu stosu MCP znajduje się siatka do której przyłożone jest niższe napięcie (-100V). Pozwala ona na zwiększenie efektywności wykrywania jonów. Ostatecznie impulsy ładunku z MCP są odbierane przez 63-kanalową anodę. Pozycja na detektorze z której odbierane są impulsy odpowiadają kątowi azymutalnemu z którego przybyły wykrywane jony. Podobnie jak w przypadku MEA do detektora dodano pojedynczy MCP w formie pierścienia w celu mierzenia promieniowania tła. W anodzie MCP użyto nowo zaprojektowany obwód ASIC (Application Specific Integrated Circuit). Zawiera on dyskryminator 64-kanałowy, szybkie przedwzmacniacze 64-kanałowe oraz liczniki 64-kanałowe.

W celu zapewnienia pomiarów zarówno jonów wiatru słonecznego o dużych energiach bez nasycenia detektora oraz mniej energetycznych jonów w magnetosferze z zadowalającą dokładnością MIA posiada funkcję zmieniania czynnika geometrycznego elektrycznie. Kontrola czułości urządzenia jest dokonywana poprzez zmienianie napięcia na górnej, kopulastej sekcji analizatora elektrostatycznego. Jej centrum jest odizolowane od otaczających struktur. Poprzez zmienianie napięcia pomiędzy 0V a +15 kV czynnik geometryczny może być zredukowany do 1/50 wartości wyjściowej. Ponadto na jednym z sektorów otworu wejściowego umieszczono atenuator w postaci siatki o przejrzystości 10%. Pozwala on na dodatkową redukcję czynnika geometrycznego w czasie pomiarów wiatru słonecznego.

System elektryczny urządzenia obejmuje zasilacze wysokiego napięcia, obwody monitorujące i kontrolujące pracę analizatora oraz obwody łączące go ze statkiem kosmicznym. Jest zintegrowany w jednym pakiecie z analizatorem. W celu zredukowania masy urządzenia część elementów mechanicznych została wykonana ze stopu magnezu.

W pobliżu Merkurego intensywność emisji słonecznej jest około 10 razy wyższa niż w pobliżu Ziemi. Promieniowanie UV jest więc istotnym źródłem tła. W celu jego zminimalizowana zastosowano kilka technik: pociemniono powierzchnię toroidalnego deflektora; zastosowano na nim prążkowanie; na górnym skraju zewnętrznej półkuli analizatora zastosowano pułapkę pochłaniającą fotony; a także w obszarze wejściowym analizatora zastosowano przegrody.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 00:59
MPPE: MSA

Spektrometr masowy jonów pozwala na pomiary składu chemicznego plazmy. Do jego celów naukowych zaliczają się: badania roli wiatru słonecznego i powierzchni planety w dostarczaniu plazmy do  magnetosfery i możliwej rozrzedzonej jonosfery oraz efektywności tych źródeł; badania transportu, przyspieszania i utraty plazmy w magnetosferze; ułatwienie poznania dynamiki magnetosfery, uwolnień energii i natury nośników ładunków w jej obrębie; zanalizowanie procesów oddziaływania plazmy z powierzchnią i badania procesów ucieczki jonów z powierzchni; dostarczenie danych ułatwiających poznanie składu chemicznego powierzchni Merkurego; oraz monitorowanie wiatru słonecznego i badania przyspieszonych jonów pochodzenia międzygwiazdowego. MSA dostarcza trójwymiarowego rozkładu jonów w czasie połowy rotacji MMO (2 s).

MSA został opracowany na bazie spektrometru jonów IMS (Ion Mass Spectrometer) systemu do badań plazmy CAPS (Composite Plasma Spectrometer) sondy Cassini. Jest to spektrometr masowy jonów o kształcie walca, symetryczny wzdłuż osi Z. Pracuje w szerokim zakresie energii (5 eV/q - 40 keV/q). Jego pole widzenia ma wymiary 10 x 360 stopni. Rozdzielczość kątowa wynosi  11.25 x 11.25 stopnia. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 10%. Zakres masowy to 1 - 64 u. Rozdzielczość pomiarów masywnych wynosi 40 poniżej energii 15 keV/q i 15 powyżej 15 keV/q. Urządzenie charakteryzuje się masą 3.94 kg i poborem mocy na poziomie 7.60W.

W obrębie MSA można wyróżnić 3 główne części: wejście i analizator elektrostatyczny (Electrostatic Analyzer - ESA); spektrometr czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometer - TOF) oraz zespół detektorów. W skład układu detektorów wchodzą dwie płyty mikrokanałowe (Microchannel Plate - MCP). Istotną cechą MSA jest spolaryzowanie komórki TOF liniowym polem elektrycznym (Linear Electric Field - LEF) co pozwala na zwiększenie rozdzielczości masowej i poprawienie zdolności do analizy składu plazmy. Jest to szczególnie ważne, ponieważ na Merkurym spodziewany jest szeroki wachlarz różnorodnych jonów pochodzących z powierzchni.

Jony wchodzą do spektrometru poprzez otwór wejściowy, gdzie cienkie ściany określają 28 użytecznych, kolimowanych sektorów kątowych, o szerokości 11.25 stopnia w kierunku azymutalnym i 10 stopni w kierunku polarnym. 4 inne identyczne sektory są nieużyteczne z powodu obecności bolców podtrzymujących główne pokrycie cieplne MSA. Zostały one rozmieszczone tak, że symetrycznie do każdego ślepego sektora (względem osi wirowania MMO) znajduje się sektor użyteczny. Dzięki temu po pełnym obrocie orbita uzyskuje się pełnym trójwymiarowy rozkład jonów. Za wejściem znajduje się sferyczny analizator elektrostatyczny ESA. Jego zewnętrza elektroda posiada potencjał na poziomie uziemienia. Napięcie przykładane do wewnętrznej elektrody (maksymalnie -7 kV) pozwala na wybranie jonów o określonej energii na ładunek  z rozdzielczością 10%. Jony opuszczające ESA są przyspieszane ku foliom węglowym spolaryzowanych napięciem -15 kV. Znajdują się one na wejściu do sekcji TOF. Elektroda pośrednia (spolaryzowana napięciem 1 kV) jest zlokalizowana blisko wyjścia ESA. Przeciwdziała ona penetracji do wnętrza ESA pola elektrycznego przyspieszającego jony. Podczas zderzeń i wymiany ładunku z grubymi foliami (o gęstości około 1 mikrograma na centymetr kwadratowy) cząstki opuszczają je jako atomy neutralne albo jony dodatnie lub ujemne. Po uderzeniu jonu folia emituje jeden albo kilka elektronów wtórnych w kierunku do przodu. Są one odbijane i skupiane przez przeznaczoną dla nich optykę elektrostatyczną w kierunku zewnętrznego pierścienia górnego detektora MCP. Dostarcza to impulsu START. Pozycja uderzenia elektronu odpowiada azymutalnemu sektorowi z którego przybył jon który go wytworzył. Rejestracja impulsów START w 28 kanałach dostarcza więc trójwymiarowego rozkładu jonów w funkcji kąta przybycia i energii, bez identyfikacji masy ale z dużą rozdzielczością przestrzenną. Pole elektryczne LEF (zmieniające się prawie liniowo wzdłuż osi Z urządzenia) pomiędzy foliami z napięciem -15 kV i elektrodą na dnie przestrzeni dryfu cząstek z napięciem +15 kV pozwala na zminimalizowanie zniekształceń energii jonów i kątów trajektorii ich lotu w sekcji TOF. Jony dodatnie wychodzące z folii o energiach niższych niż 15 keV są odbojne przez pole LEF i rejestrowane przez centralną sekcję górnego detektora MCP produkując sygnał STOP. Technika TOF pozwala na ustalenie stosunku masy do ładunku i w konsekwencji masy jonów z wysoką rozdzielczością masową. Jednak duża ilość (około 80%) produktów z folii to atomy neutralne albo jony ujemne. Biegną one po skośnych trajektoriach do dolnego MCP na dnie sekcji TOF produkując inny sygnał STOP. To samo dotyczy jonów dodatnich o energiach wyższych niż 15 keV na wejściu TOF. Rozdzielczość masowa pomiarów jest tutaj jednak niższa niż w przypadku jonów odbitych przez LEF. W celu jej poprawienia dolny detektor MCP jest podzielony na dwie części - mały dysk centralny (średnicy 14 mm) i duży dysk zewnętrzny. Cząstki wykrywane przez dysk wewnętrzny charakteryzują się niższym rozrzutem ścieżek i energii, ponieważ z folii wychodzą w kierunku prawie równoległym do nich. Znacznie poprawia to rozdzielczość masową. Zewnętrzny dysk z dużą powierzchnią użyteczną pozwala na pomiary ze zredukowaną rozdzielczością masową, ponieważ rozpiętość ścieżek i energii jonów jest duża.

W celu zmaksymalizowania produkcji danych pomiary wiatru słonecznego są wykonywane w czasie gdy MMO znajduje się poza magnetosferą. Wymagają one redukcji czynnika geometrycznego. 4 sektory azymutalne do wykrywania wiatru słonecznego są wyposażone w elektrody na otworze wejściowym. Pozwalają one na zmniejszenie czynnika geometrycznego. W celu uniknięcia pomiarów wysokoenergetycznych cząstek wewnątrz magnetosfery w kontroli całościowego czynnika geometrycznego urządzenia używane są też polaryzowalne elementy zewnętrznej elektrody ESA.

W celu usunięcia tła i artefaktów w zliczeniach TOF spowodowanych przez promieniowanie UV, ścianki w otworze wejściowym dostarczają dosyć dobrzej ochrony przed fotonami. Ponadto parametry ESA (największa wysokość, grubość ścian, odległość pomiędzy zewnętrzną i wewnętrzną elektrodą) zostały zoptymalizowane tak, aby zapewnić co najmniej 3 odbicia fotonu UV we wnętrzu ESA. Wraz z pociemnieniem niektóry części analizatora i wejścia do urządzenia siarczkiem miedzi znacznie zmniejszyło to zanieczyszczenie sekcji TOF fotonami UV.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:00
MPPE: HEP

Co celów naukowych sensorów HEP-ele i HEP-ion zaliczają się: wykonanie dokładniejszych badań powtarzających się w czasie epizodów emisji wysokoenergetycznych cząstek w magnetosferze zarejestrowanych przez Marinera 10; wykonanie badań przyspieszania cząstek związanych ze zjawiskami typu Substorm; wykonanie badań pierścienia naładowanych cząstek w magnetosferze (występującego w całości albo w postaci fragmentów); wykonanie badań konfiguracji pola magnetycznego poprzez śledzenie cząstek o wysokich energiach; wykonanie badań formowania się fal uderzeniowych w okolicy orbity Merkurego; oraz wykonanie poszukiwań cząstek energetycznych w regionach gdzie ich występowanie jest typowe albo prawdopodobne (w obrębie magnetosfery oraz w jej okolicach).

System HEP-ele posiada pole widzenia o wymiarach 20 x 130 stopni. Rozdzielczość kątowa to 20 x 12 stopni. Pracuje on w zakresie energetycznym 30 - 700 keV. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 20 keV. Masa to 0.72 kg, a pobór mocy - 3.04 W.

W skład HEP-ele wchodzi prostokątna szczelina wejściowa pozwalająca na identyfikację kierunku nadejścia elektronu; dwa identyczne detektory półprzewodnikowe (Solid-State Detector - SSD) nachylone względem siebie oraz płyty elektroniki.

Detektory SSD opierają się na nowej technologii jednostronnych detektorów pasmowych. Pozwala ona na analizę energii cząstek od kilku MeV. Każda czuła powierzchnia SSD jest pokryta warstwą aluminium która zapobiega penetracji jonów o energiach mniejszych od 700 keV do warstwy czułej detektora. Każdy z zespołów detektora posiada tylko jednej układ SSD, ponieważ odrzucanie nieprzydatnych cząstek nie jest konieczne dla pomiarów elektronów o wysokich energiach, w przeciwieństwie do pomiarów jonów. Zastosowane SSD pozwalają na zadowalające pomiary rozkładu energii cząstek w surowych warunkach termicznych na orbicie Merkurego dzięki znacznej poprawie rozdzielczości pomiarów energii. Zastosowana technologia jest znacznym postępem w stosunku o wcześniejszych instrumentów wykorzystujących SSD. Została też zastosowana w HEP-ion.

System HEP-ion posiada pole widzenia o wymiarach 11 x 110 stopni. Rozdzielczość kątowa to 11 x 20 stopni. Pracuje on w zakresie energetycznym 30 - 1500 keV. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 20 keV. Rozdzielczość masowa pozwala na rozróżnienie H, He, C-N-O, Na-Mg, K-Ca, Fe i elektronów. Masa to 1.71 kg, a pobór mocy - 4.81 W.

Urządzenie to składa się z układu pomiaru czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometer - TOF) oraz zespołu detektorów SSD. Komórka TOF pozwala na identyfikację jonów na podstawie czasu ich przelotu przez instrument. Zawiera dwa detektory w postaci płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP). Jony uderzają w ultracienkie folie węglowe wytwarzając elektrony. Elektrony te trafiają następnie na detektory MCP generując sygnały START i STOP. Różnica czasu między nimi daje czas przelotu jonu przez układ, który jest zależny od masy jonu. Folie węglowe są ustawione precyzyjnie na siatce znajdującej się zaraz za stożkowatym kolimatorem pozwalającym na wybór kątów przybycia mierzonych jonów. Zespół 12 detektorów SSD pozwala na precyzyjne pomiary energii jonów. Detektory te są podobne do SSD zastosowanych w HEP-ele. Otaczają one układ MCP. Cała struktura HEP-ion jest cylindryczna i symetryczna co pozwala na uzyskanie szerokiego pola widzenia przy rotacji statku kosmicznego wzdłuż osi prostopadłej do płaszczyzny równika Merkurego.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:02
MPPE: ENA

Detektor atomów neutralnych pozwala na badania procesów generujących atomy neutralne w magnetosferze Merkurego - wymiany ładunku w otoczeniu planety z egzosferą; oddziaływań wiatru słonecznego z powierzchnią; oraz rozpraszania jonów na powierzchni.

System ENA pracuje w zakresie energetycznym 10 eV - 3.3 keV z rozdzielczością 50%. Zakres i rozdzielczość masowa pozwala na rozróżnianie H, O, Na / grupa Mg, K / grupa Ca, oraz Fe. Pole widzenia ma wymiary 15 x 160 stopni. Całkowita masa tego urządzenia to 2.08 kg (bez izolacji termicznej), a pobór mocy - 4.42 W.

Prototyp ENA - CENA (Chandrayaan Energetic Neutral Analyzer, inna nazwa Low Energy Neutral Atoms Sensor - LENA) został zastosowany na indyjskiej sodzie księżycowej Chandrayaan-1, gdzie wchodził w skład systemu SARA (Sub keV Atom Reflecting Analyzer). Pozwoliło to na zweryfikowanie jego funkcjonalności, a ponadto stworzyło okazję do bezpośrednie porównania Księżyca i Merkurego. Jest to interesujące, ponieważ oddziaływania plazmy z powierzchnią są posobne na obu ciałach, przy czym Księżyc nie posiada zwartej magnetosfery a jedynie lokalne anomalie magnetyczne.

W systemie ENA atomy neutralne wchodzą do układu przez naładowany elektrycznie deflektor. Pozwala on na odrzucenie cząstek naładowanych za pomocą pola elektrostatycznego. Następnie atomy te są zamieniane na jony na powierzchni jonizacyjnej. Potem chodzą do analizatora elektrostatycznego (Electrosattic Analyzer - ESA). Ma on specyficzny pofalowany kształt który pozwala na skuteczne blokowanie fotonów. Wraz z blokadami fotonów UV sprawia to, że urządzenie jest ślepe na Słońce. Podobne rozwiązanie zastosowano wcześniej w sensorze MTOF (Solar Wind Mass TOF - MTOF) instrumentu CELIAS (Charge, Element, and Isotope Analysis System) satelity SOHO. Efektywność odrzucania fotonów wynosi 4 x 10^-15 dla detektora START oraz  2 x 10^-10 dla detektora STOP. Analizator ESA pozwala też na przybliżoną analizę energii jonów.  Za ESA znajduje się analizator czasu przelotu cząstki (Time of Flight Analyzer - TOF). W celu wykonania pomiarów szybkości cząstek i zarazem ich masy wykorzystana została zasada odbijania cząstek, użyta wcześniej w detektorze  NPD (Neutral Particle Detector) instrumentów ASPERA (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms) sond Mars Express i Venus Express. Po wyjściu z ESA jony są przyspieszane do energii 1.5 keV. Potem uderzają do powierzchnię START systemu TOF pod kątem 15 stopni. Wytarzają elektrony odbierane przez detektor mikrokanałowy (Microchannel Plate - MCP) START. Następnie uderzają w powierzchnię STOP i wybijają elektrony rejestrowane przez MCP STOP. Różnica czasu pomiędzy sygnałami START i STOP pozwala na określenie szybkości cząstki i co za tym idzie jej masy. Określenie azymutu i promienia uderzenia cząstki w czuły na pozycję uderzenia detektor START pozwala na określenie azymutu trajektorii cząstki.

Wszystkie atomy są zamieniane na jony dodatnie, zastosowanie zamiany na jony ujemne nie było konieczne, ponieważ urządzenie mierzy atomy neutralne inne niż tlen. Powierzchnia jonizacyjna jest złożona z cienkiej warstwy tlenku magnezu naniesionej na wypolerowany (bardzo gładki) substrat krzemowy. Powierzchnia STOP jest złożona z krystalicznego wolframu na postawie z tytanu.

Zespół elektroniczny urządzenia zawiera elektronikę detektorów czyli elektronikę interfejsu (analogową i ucyfrawiającą) oraz zasilacz wysokiego napięcia. Obróbkę danych wykonuje centralny procesor MDP1, znajdujący się poza ENA i obsługujący też inne instrumenty MMO. Elektronika interfejsu zawiera 20 czułych na ładunek przedwzmacniaczy oraz 7 kanałów TOF. 7 szybkich  przedwzmacniaczy jest przeznaczonych dla 7 sektorów START, 12 wolnych przedwzmacniaczy - dla pierścieni START i 8 anod STOP, a 1 szybki przedwzmacniacz - dla siatki STOP.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:03
MDM
Monitor pyłu jest instrumentem przeznaczonym do scharakteryzowania środowiska pyłowego w pobliżu Merkurego. Dostarczy nowych danych na temat gęstości i momentu pędu kompleksu mikrometeoroidów w odległości 0.31 - 047 AU do Słońca. Instrument pozwoli na określenie gęstości pyłu na orbitach o niskiej ekscentryczności, wyrzucanego z wewnętrznego Układu Słonecznego pod wpływem wiatru słonecznego. Ponadto pozwoli na stwierdzenie, czy w okolicach Merkurego wielkość ziaren w populacji pyłu jest redukowana przez zderzenia pomiędzy drobinami. Ponadto dostarczy on danych na temat opadu pyłu na powierzchnię planety. Pomiary pyłu będą też istotne dla badań procesów związanych ze stopniowym ciemieniem materiału powierzchniowego oraz produkcją rozrzedzonej atmosfery Merkurego. Uderzenia mikrometeoroidów mogą odgrywać kluczową rolę w tych procesach. Ponadto pomiary te mogą pozwolić na oszacowanie tempa wyrzucania materii z powierzchni przez meteoryty o różnych rozmiarach.

Instrument MDM znajduje się na panelu bocznym orbitera MMO. Składa się on z jednostki sensorów (MDM Sensor Unit - MDM-S) na zewnątrz sondy oraz jednostki elektroniki (MDM Electronics - MDM-E) wewnątrz orbitera. Całkowita masa MDM-S wynosi 220 g.  Masa MDM-E wynosi 380g, a maksymalny pobór mocy - 3W.

Jednostka MDM-S składa się z 4 płytek wykonanych z ceramicznego materiału piezoelektrycznego Pt-Zr-Ti (PZT). Materiał ten przedstawia typowe właściwości piezoelektryczne. Został dostarczony przez Honda Electric Company. Jest odporny na wysokie temperatury, do 230°C. Ponadto utrzymywanie napięcia na takim sensorze nie jest wymagane. Każdy detektor ma wymiary 40 x 40 x 2 mm. Całkowita powierzchnia detektorów to 64 centymetry kwadratowe. Współczynnik przenikalności elektrycznej zastosowanego materiału wynosi 1470, częstotliwość odpowiedzi 1.0 MHz, a pojemność elektrostatyczna - 8 nF. Cząstka pyłu uderzająca w detektor wytwarza sygnał elektryczny. Pozwala on na oszacowanie ilości uderzających cząstek pyłu, przybliżone oszacowanie kierunku nadejścia drobiny, oraz na określenie momentu pędu cząstki. Ponadto istnieje możliwość oszacowania szybkości cząstki. Orbiter MMO rotuje z okresem 4 s. Ponieważ oś obrotu jest prostopadła do płaszczyzny ekliptyki, dlatego też płaszczyzna detektorów MDM jest zawsze równoległa do płaszczyzny ekliptyki. Dlatego tez instrument ma najwyższą czułość dla cząstek pyłu poruszających się w płaszczyźnie ekliptyki. Czas uderzenia cząstki może zostać określony z dokładnością 0.1 s. Kierunek nadejścia cząstki można oszacować w przybliżeniu, z użyciem informacji na temat orientacji przestrzennej orbitera. Rozdzielczość kątowa wynosi więc 180 stopni. Czułość instrumentu to około 1 pg*km/s. Pole widzenia charakteryzuje się szerokością 360 stopni w kierunku azymutalnym i nachyleniem 90 stopni w stosunku do osi rotacji orbitera.

Detektory PZT zostały zainstalowane na ramie z plastiku wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fiber Reinforced Plastic - CFRP). Jej wymiary to 125 x 125 x 7 mm. Jest wykonana z tego samego materiału co panele boczne sondy. Zmniejsza to stresy cieplne doświadczane przez konstrukcję. Rama CFRP jest wykonana z dwóch części - płyty podstawowej oraz płyty górnej. Sensory PTZ umieszczono pomiędzy tymi płytami. Ponieważ współczynniki rozszerzalności cieplnej PZT i CFRP są różne, pomiędzy tymi materiałami umieszczono arkusze wykonane z miękkiego materiału Cho-Therm. Jest to materiał o wysokim oporze elektrycznym i wysokiej przewodności cieplnej. Arkusze te mają grubość 0.3 mm. Pozwalają na ślizganie się PZT względem CFRP zmniejszając naprężenia wywoływane rozszerzalnością cieplną konstrukcji.

Same detektory PZT są pokryte warstwą złota o grubości 10 mikrometrów stanowiącą elektrodę. Jednak jej odbijalność dla światła słonecznego jest nie wystarczająca dla sprostania intensywnemu oświetleniu na orbicie Merkurego. Dlatego też elektroda zewnętrza jest dodatkowo pokryta cienką warstwą białej farby o współczynniku pochłanialności światła słonecznego 0.40 i współczynniku emisyjności podczerwieni 0.86. Modelowanie temperatur na panelu bocznym sondy wykazały, że instrument będzie narażony na temperatury od -140 do +166°C, będące w granicach tolerancji detektorów. Punkt Curie, powyżej którego zastosowany materiał traci właściwości piezoelektryczne wynosi około 250°C.

Elektronika MDM-E jest złożona z 4 przedwzmacniaczy czułych na ładunek (Charge Sensitive Preamplifiers - CSA) przeznaczonych dla każdego sensora, kontrolera zysku, jednostki filtrującej, oraz obwodu logicznego. Woltaże z 4 detektorów PZT są wzmacniane przez CSA, sumowane przez wzmacniacz sumujący i ucyfrawiane 8-bitowo z częstotliwością próbkowania 20 MHz. Ograniczenia związane z wymianą danych pozwalają na uzyskanie 1000 punktów danych dla każdego uderzenia. W pamięci można przechowywać dane o 30 uderzeniach. Częstotliwość próbkowania i ilość uzyskiwanych próbek mogą być zmieniane. Szybkość transmisji danych na Ziemię zależy od dostępnej ogólnej szybkości transmisji z orbitera MMO.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:06
MSASI
System do obrazowania spektralnego atmosfery sodowej Merkurego jest przeznaczony do badań egzosfery planety.  Pozwala na rejestrowanie emisji w zakresie linii D2 (589 nm). Dostarczy nowych informacji na temat oddziaływań pomiędzy regolitem, egzosferą i magnetosferą oraz na temat dynamiki egzosfery związanej z powierzchnią, wiatrem słonecznym i ośrodkiem międzyplanetarnym. Instrument pozwoli na wykonanie długotrwałych i szerokich obserwacji egzosfery. W stosunku do instrumentu MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) sondy MESSENGER, obserwującego tylko krawędź tarczy planety, jego rozdzielczości spektralna pozwoli na wykonywanie obserwacji również na tle tarczy Merkurego. Przyczyni się to do pełnego scharakteryzowania egzosfery. Przyrząd dostarczy też informacji uzupełniających pomiary instrumentu PHEBUS orbitera MPO. PHEBUS będzie otrzymywał jednoczesne z nim pomiary spektrometryczne z niskiej orbity, pozwalające na opracowanie profili pionowych zwartości pierwiastków w egzosferze. MSASI zapewni natomiast obrazowanie egzosfery z orbity bardziej odległej. Do podstawowych celów naukowych MSASI zaliczają się: poznanie dominującego procesu uwalniającego sód; zbadanie asymetrii w gęstości sodu pomiędzy okresami wschodu słońca i zmierzchu; wykonanie badań warkocza sodowego Merkurego; oraz zbadanie efektów topograficznych.

W przypadku badań procesów uwalniania sodu instrument pozwoli na stwierdzenie który z nich odgrywa główną rolę. Sód może być uwalniany z powierzchni pod wpływem temperatur, oddziaływań z fotonami słonecznymi, oddziaływań z naładowanymi cząstkami wiatru słonecznego, oraz odparowywania regolitu w czasie uderzeń meteoridów. Instrument pozwoli tutaj na badania asymetrii w zawartości sodu pomiędzy półkulą północną i południowa oraz na określenie zmian czasowych w tempie uwalniania sodu, co pozwoli na zidentyfikowanie głównego procesu.

Gęstość kolumny sodu nad powierzchnią Merkurego jest większa w obszarze świtu niż w obszarze zmierzchu. Przyczyną tej asymetrii może być wyrzucanie atomów sodu z powierzchni pod wpływem światła słonecznego (stymulacja tego procesu pod wpływem fotonów i temperatury). Dlatego też atomy sodu są liczne w obszarze świtu. W okresie nocy są chwytane na zimnej powierzchni planety i uwalniane o poranku. W okresie zmierzchu natomiast zapas sodu jest już wyczerpany z powodu utraty w trakcie dnia. Z Ziemi jednoczesne obserwacje obszaru świtu i zmierzchu nie są jednak możliwe za wyjątkiem okresów tranzytów Merkurego na tle tarczy Słońca. Instrument pozwoli natomiast na jednoczesne obserwacje tych obszarów, zarówno w okolicach peryhelium jak i aphelium orbity planety. Pozwoli to na dokładniejsze zbadanie tych procesów i dostarczy informacji na temat mechanizmów uwalniania sodu z powierzchni.

W przypadku badań warkocza sodowego, instrument będzie mógł go bezpośrednio obrazować z apocentrum orbity MMO. Rejestracja zmian czasowych w emisji sodu w tym regionie pozwoli na stwierdzenie, czy za produkcję atomów sodu o energiach pozwalających na ucieczkę w egzosfery odpowiedzialne są oddziaływania plazmy wiatru słonecznego z powierzchnią.

Jeśli chodzi o efekt topograficzny, część wykonanych do tej pory obserwacji wskazuje na jaśniejszą emisję spodu w małych obszarach na szerokościach średnich i wysokich. Może ona wiązać się z młodymi kraterami z jasnymi radarowo wyrzutami materii. Innym takim regionem jest basen Caloris. Może on zawierać łabo zdegradowane skały bogate w sód. Nie jest jednak jasne, czy efekt topograficzny jest naprawdę realny. Obszary jaśniejszej emisji sodu mogą być związane z obszarami silniejszego oddziaływania z jonami. Badania tego zagadnienia utrudnia wpływ atmosfery Ziemi. Przy rozdzielczości MSASI na poziomie 5 km w perycentrumm orbity i 40 km w apocentrum możliwe będzie jednoznaczne stwierdzenie występowania tego efektu.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:06
W skład instrumentu MSASI wchodzą następujące komponenty: pokrywa (MSASI Hood - MSASI-H); system mechaniczny pozwalający na skanowanie (MSASI Gearing System - MSASI-G); moduł główny (MSASI Main Module - MSASI-M) z optyką i etalonem Fabry - Perota; system detektora (MSASI Detector Assembly - MSASI-D); oraz elektronika (MSASI Electronics - MSASI-E). Elementy modułu MSASI-M są ustawione na aluminiowej płycie podstawowej w formie plastra miodu na dolnym panelu orbitera. MSASI-H znajduje się na zewnątrz dolnego panelu orbitera, a MSASI-E - we wnętrzu orbitera. Masa instrumentu wynosi 3.5 kg, a maksymalny pobór mocy - 12.2W. Urządzenie może pracować przy temperaturach od -10 do +75°C. W trybie normalnym system produkuje jeden obraz na 15 sekund. W trybie obrazowania szybkiego 1 obraz jest wytwarzany w 5 minut, a w trybie obrazowania wolnego - co 30 minut. W trybie "rozbłyskowym" - używanym w krótkich okresach - 1 obraz może być produkowany w czasie 1 minuty. Masa urządzenia wynosi 3.5 kg, a maksymalny pobór mocy - 12.2W. Może ono pracować przy temperaturach wewnętrznych w zakresie od - 10 do +75°C.

Interferometr Fabry - Perota został zastosowany w instrumencie, ponieważ ma niewielkie rozmiary i wysoką rozdzielczość spektralną, wyższą niż w spektrometrach opartych na pryzmatach czy siatkach dyfrakcyjnych. Etalon składa się z dwóch płaskich, przezroczystych płyt z wysoce czystego krzemu pokrytych wieloma warstwami materiału odbijającego po stronie wewnętrznej. Współczynnik odbijalności pokrycia wynosi około 90%. Interferometr taki wytwarza kolisty wzór w swojej płaszczyźnie ogniskowej. Fragment tego wzoru (łuk zorientowany wzdłuż kierunku osi obrotu orbitera) jest wykorzystywany jako 1-wymiaropwy obraz. Definiuje on doraźne pole widzenia (Instantaneous Field-of-View - IFOV) a także zakres spektralny pracy systemy. W czasie każdych 2 ms w okresie obrotu MMO trwającego 4s IFOV przesuwa się o 0.18 stopnia wzdłuż kierunku obrotu, będącego kierunkiem skanowania. Region spektralny o szerokości 0.056 nm scentrowany na linii Na-D2 jest próbkowany co 2 ms poprzez odczytywanie subklatki detektora. Taki szybki odczyt pozwala na uzyskanie wysokiej rozdzielczości przestrzennej, rzędu 40 km w apocentrum orbity. Kierunek widzenia MSASI jest skanowany w zakresie 25 - 55 stopni pod dolnym panelem orbitera. Tarcza Merkurego widzianego z apocentrum ma szerokość kątową 20 stopni. Oś rotacji MMO jest prawie prostopadła do płaszczyzny orbity Merkurego. Kombinacja rotacji orbitera oraz zdolności skanowania MSASI z jednym stopniem swobody daje możliwość zbudowania obrazu 2-wymiarowego obejmującego planetę oraz jej atmosferę.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:07
Element MSASI-H jest osłoną chroniąca dalsze części instrumentu przed promieniowaniem słonecznym odbitym od powierzchni Merkurego - zarówno światłem widzialnym jak i podczerwienią. Przyczynia się tym samym do ograniczenia wprowadzania ciepła również do wnętrza orbitera. Jego wewnętrzne powierzchnie są pomalowane czarną farbą.

Na wejściu do systemu MSASI-G znajduje się okno będące filtrem spektralnym. Pozwala on na wyeliminowanie całości światła widzialnego odbitego do powierzchni za wyjątkiem pasma o szerokości  30 nm scentrowanego na 589 nm. Pozwala też na odrzucenie podczerwoni o długości fali ponad 750 nm, zmniejszając wprowadzanie ciepła do wnętrza instrumentu i tym samym orbitera. Uzupełnia tym samym funkcję MSASI-H.

System skanujący posiada 1 stopień swobodny. Obraca on zwierciadło o wymiarach 15 x 25 mm, wykonane z aluminium o dokładnie wypolerowanej powierzchni. Jest ono umieszczone bezpośrednio w osi silnika krokowego dostarczonego przez firmę Phytron Co. (model z serii ZSS, przystosowany do pracy w kosmosie). Dokładność przesuwania zwierciadła wynosi 0.01 stopnia. Koder oparty na sensorze wykorzystującym efekt Halla mierzy pozycję kątową zwierciadła z dokładnością 16 bitów. Dokładność pozycjonowania i stabilność systemu jest lepsza od 0.1 stopnia. Jeden krok skanowania jest wykonywany przy każdym obrocie MMO rotując IFOV (1.8 stopnia) pod linią poziomą w zakresie od 25 stopni do 55 stopni. IFOV jest w ten sposób obracany w zakresie 25 - 55 stopni pod płaszczyzną poziomą w 21 krokach, co zajmuje 85 sekund. Pozwala to na rozciągnięcie całkowitego pola widzenia FOV do 30 stopni, dzięki czemu instrument może zaobserwować całą atmosferę sodową planety. Skanowanie jest kończone, gdy Merkury wychodzi z pola widzenia instrumentu.

Struktura MSASI-G jest wykonana z materiału ceramicznego wprowadzającego duże zaburzenia magnetyczne. W celu zapewniania wysokiej czystości magnetycznej wymaganej dla orbitera MMO, moduł MSASI-G, a zwłaszcza jego silnik i koder zostały osłonięte osłonami magnetycznymi. Dzięki temu zaburzenia magnetyczne w czasie pracy silnika, zarówno statyczne jak i dynamiczne są dużo mniejsze od wymaganych 5 nT.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:07
Moduł MSASI-M obejmuje obiektyw, kolimator oraz jednostkę obrazującą. Wszystkie 3 elementy złożone są z zespołów soczewek. Ultrastabilny etalon Fabry - Perota jest ustawiony pomiędzy kolimatorem a systemem soczewek skupiających. IFOV MSASI-M ma szerokość 0.9 stopnia. W celu zapobieżenia degradacji i spadku przejrzystości systemu pod wpływem wysokoenergetycznych cząstek w elementach optycznych zastosowano szkliwo krzemowe o wysokiej czystości.

W instrumencie zastosowano pojedynczy etalon z ultarwąskim filtrem interferencyjnym dostarczonym przez firmę Barr Inc. Pozwala on na usunięcie niechcianej transmitancji tła. Struktura mocująca etalon pozwala na jego utrzymywanie w stałej pozycji w trakcie drgań podczas startu i manewrów w kosmosie. Wszystkie siły mogące działać na etalon są rozprowadzone przez podkłady umieszczone bezpośrednio na każdym końcu 3 odstępników pomiędzy płytkami etalonu.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:07
System detektora MSASI-D obejmuje wzmacniacz obrazu (model V8070U/D), soczewki przekaźnikowe, oraz sensor CMOS/APS (Active Pixel Ssensor). Wzmacniacz obrazu obejmuje dwupoziomowy układ płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP) dającą zysk elektronów na poziomie 2 x 10^5 na wyjściu. Elektrony te uderzając następnie w układ fluorescencyjny (fosfor P46) powodując powstanie intensywnego, krótkotrwałego (1 mikrosekunda) błysku fotonów. Błysk ten jest rzutowany na płaszczyznę detektora CMOS/APS przez układ mikrosoczewek przekaźnikowych.

Układy MCP wzmacniacza obrazu zostały dostarczone przez formę Hamamatsu Photonics Co. Ltd. Ich fotokatody GaAsP charakteryzują się efektywnością kwantową na poziomie 50% przy 589 nm. Zastosowany fosfor P46 wytwarza 20 fotonów na każdy uderzający elektron, ze szczytem efektywności przy 530 nm. System mikrooptyczny jest złożony ze szkła BK7 z domieszką ceru. Charakteryzuje się stosunkiem ogniskowej F1:1. Soczewki posiadają powierzchnię sferyczną, na co pozwalają wymagania dotyczące wielkości punktu ogniskowania (<60 mikrometrów) i szerokości IFOV (ponad 1.8 stopnia). Detektor CMOS/APS, model  STAR-1000 firmy Cypress charakteryzuje się zwiększoną odpornością na promieniowanie. Pojedynczy piksel ma szerokość 15 mikrometrów. Dla szybkiego odczytu, sygnał dla każdej detekcji jest kumulowany w formie "superpiksela" złożonego z 4 pikseli w rzędzie i 4 w kolumnie. Rozmiar elementu obrazu wynosi więc 60 mikrometrów. Zmniejsza to jakość uzyskiwanego obrazu, ale pozwala na szybki i bardzo efektywny odczyt danych z sensora.

Elektronika MSASI-E pozwala na kontrolowanie pracy instrumentu, wykonywanie komend, obróbkę danych i przygotowywanie ich do transmisji.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:11
HISTORIA MISJI
 Od czasu misji Marinera 10 Merkury nie był badany, a więc stanowił atrakcyjny cel dla programów naukowych ESA i ISAS. W 1992r ogłoszony został konkurs na propozycje misji do tej planety. W maju 1993r do dalszych prac wytypowany został projekt Mercury Orbiter. Misja taka sprawiała jednak liczne problemy techniczne, które uniemożliwiały jej przeprowadzenie w klasie misji średnich. Jednak po restrukturyzacji programu naukowego ESA Horison 2000 w latach 1995 - 1996 możliwe stało się jej wykonanie jako dużej misji klasy "Cornerstone". W kolejnych latach przeprowadzono serię badań nad możliwościami zastosowania napędu jonowego dla takiej misji. Sam napęd jonowy nie wystarczał do przeprowadzenia wyprawy. Dlatego też analizowano kombinację napędu jonowego i chemicznego oraz serii przelotów koło planet. Rozwijano też technologie pozwalające na pracę w niekorzystnych warunkach termicznych na niskiej orbicie wokół Merkurego.

W Japonii natomiast badania nad możliwością przeprowadzenia misji do Merkurego rozpoczęły się oficjalnie w  1997r. Od listopada 1998r prowadzono prace bardziej szczegółowe, dotyczące poszczególnych systemów. W listopadzie 1999r ESA zaproponowała wykonanie wspólnej misji. We wrześniu 2000r propozycję taką zaakceptowała strona japońska. Wtedy też orbitery uzyskały nazwy MPO i MMO.

Misja została formalnie przyjęta do realizacji w październiku 2000r. Na tym etapie prac analizowano dwa możliwe scenariusze misji - połączenie obu orbiterów lub przeprowadzenie lotów obu sond oddzielnie. W obu przypadkach planowano wykorzystanie dwóch odrzutowanych modułów napędowych - modułu napędu jonowego i moduł napędu chemicznego. Rakietą nośną miał być Soyuz. Pierwotna propozycja misji zakładała też zastosowanie lądownika - MSE (Mercury Surface Element). Rozważano dwie konfiguracje tego pojazdu - lądownik lądujący twardo z penetratorem połączonym ze stacją powierzchniową za pomocą kabla, oraz lądownik lądujący miękko z urządzeniem wnikającym się w głąb gruntu. Lądownik lądujący twardo miał posiadać system napędowy na paliwo stałe umożliwiającym zejście z orbity i materiał zgniatany amortyzujący uderzenie w powierzchnię. Lądownik lądujący miękko miał natomiast posiadać silnik na paliwo płynne i poduszki powietrzne. Po odłączeniu od MMO, silnik o ciągu 4 kN miał umieścić MSE na orbicie na wysokości 10 km ponad powierzchnią. Drugi manewr hamujący, kontrolowany przez żyroskopy, przyspieszeniomierze oraz optyczny system pomiaru odległości miał wyzerować szybkość MSE na wysokości 120 m. Wtedy miał być odrzucony system napędowy i napompowane poduszki powietrzne. Następnie pojazd miał opaść na powierzchnię z szybkością maksymalnie 30 m/s. Lądowanie planowano wykonać blisko terminatora, na szerokości 89 stopni. W obu przypadkach MSE miał być małym (50 - 70 kg) lądownikiem pracującym 1 - 4 tygodni na powierzchni Merkurego. Miał mieć kształt dysku o średnicy 0.9 m.  Energii miała dostarczyć bateria o pojemności 1.7 kW/h. Dane naukowe miały być nagrywane i retransmitowane przez dipolową antenę krzyżową UHF do orbitera MPO lub MMO. Szybkość transmisji mała wynosić 8.7 kb/s. Całkowita produkcja danych miała wynieść 75 Mb przez 7 dni. Zamierzano zrealizować 18 cykli łączność trwających 480 sekund każdy. MSE miał być wyposażony w instrumenty naukowe o masie około 7 kg. W ich skład miały wejść: system obrazujący (kamera pracująca na powierzchni i podczas lądowania); zestaw do badań właściwości cieplnych i fizycznych powierzchni; spektrometr cząstek alfa i promieniowania rentgenowskiego; magnetometr; sejsmometr; urządzenie do penetracji gruntu; oraz miniaturowy łazik sterowany kablem. Spektrometr cząstek alfa miał znajdować się na łaziku, a zestaw do badań właściwości cieplnych i fizycznych powierzchni na urządzeniu penetracyjnym. Pozostałe urządzenia zamierzano zainstalować na korpusie pojazdu.

W późniejszym czasie przyjęta została konfiguracja połączonych orbiterów jako pojazdu MCS. Opracowano też pojedynczy moduł napędy, łączący napęd chemiczny i jonowy. W styczniu 2002r rząd Japonii (Komitet ds. Badań Kosmicznych) oficjalnie zaakceptował udział w misji. W listopadzie 2003 w Europie anulowany został lądownik MSE. Wymagał on szeroko zakrojonego programu rozwojowego, na co nie pozwalały środki budżetowe. Znaczne utrudnienia spowodowały też koszty wynikłe z opóźnienia startu sondy Rosetta i koniecznego przeplanowania tej misji. W dalszym ciągu prowadzone były jednak prace nad technologiami dla MPO. Start był wtedy planowany na 2013r. W listopadzie 2004r wybrano instrumenty dla obu orbiterów.

W 2008r wystąpiła seria problemów spowodowanych negatywnymi wynikami testów. Wykazano degradację zaprojektowanych dla MPO i MTM paneli słonecznych pod wpływem wysokiej temperatury i silnego promieniowania ultrafioletowego w niewielkiej odległości od Słońca. Zrodziło to konieczność zwiększenia powierzchni paneli i przeprojektowania sondy. Jej struktura musiała być silniejsza. Zwiększyło to też zużycie paliwa. Ponadto zmieniono rakietę nośną - Soyuz-Fregat został zastąpiony przez Ariane 5. Modyfikacje pojazdu zostały zatwierdzone w listopadzie 2009r. Powstałe komplikacje spowodowały znaczny wzrost kosztów misji, o około 50% w stosunku do pierwotnych szacunków. Start został przesunięty z 2013r na 2014 r z zapasowym oknem startowym w 2015 r. Pierwszy scenariusz misji zakładał start 19 lipca 2014 r, przelot koło Ziemi 25 lipca 2015 r, pierwszy przelot koło Wenus 17 stycznia 2016 r, drugi przelot koło Wenus 29 sierpnia 2016 r, pierwszy przelot koło Merkurego 4 września 2017 r, drugi przelot koło Merkurego 27 maja 2018 r, trzeci przelot koło Merkurego 17 sierpnia 2019 r, czwarty przelot koło Merkurego 25 września 2019 r, dotarcie do Merkurego w okresie między 21.05.2020 r a 13.11.2020 r (w zależności od strategii użytkowania napędu jonowego), zakończenie misji nominalnej między 20.08.2021 r a 10.02.2022 r, oraz zakończenie pierwszej misji rozszerzonej między 20.08.2022 r a 10.02.2023 r. Całkowita zmiana szybkości miała wynieść 5 km/s Scenariusz misji w 2015 r zakładał start 15 sierpnia 2015 r, przelot koło Ziemi 14 sierpnia 2016 r, pierwszy przelot koło Wenus 25 listopada 2017 r, drugi przelot koło Wenus 18 lutego 2018 r, pierwszy przelot koło Merkurego 15 lutego 2019 r, drugi przelot koło Merkurego 7 listopada 2019 r, trzeci przelot koło Merkurego 26 stycznia 2021 r, czwarty przelot koło Merkurego 8 marca 2021 r i wejście na orbitę wokół Merkurego około 27 stycznia 2022 r. Całkowita zmiana szybkości miała znajdować się na poziomie 5.8 km/s.

Podczas prac nad MMO wykonano model do testów termicznych oraz model do testów termicznych oraz model do testów strukturalnych. Ich budowa rozpoczęła się w grudniu 2007r. W 2008r rozpoczęto testy z ich udziałem. Prowadzono je zarówno w Japonii jak i w ESTEC. Prace nad modelem lotnym rozpoczęły się w 2010r. Dalsze prace nad modelem lotnym w Japonii trwają w trakcie 2011r. W 2012 r został on dostarczony do ESTEC, gdzie przeprowadzono testy w połączeniu z MPO.

W czasie prac nad orbiterem MPO opracowano model strukturalny i termalny (Structural and Thermal Model - STM) oraz modele inżynieryjne (Engineering Test Bench - ETB) różnych komponentów. W 2010r opracowany został też prototypowy model lotny (Proto Flight Model - PFM). Testy z jego użyciem trwają w trakcie 2011r. Również w 2011r rozpoczęto budowę modelu lotnego. Jego integracja i zasadnicze testy odbyły się w latach 2012 - 2014.

W lutym 2012 r start misji przełożono na sierpień 2015 r. Przyczyną był zbyt wolny postęp prac nad systemami i materiałami wymaganymi w MPO.  Pod koniec 2013 r misja została opóźniona po raz kolejny - do 2016 r. Nowy podstawowy plan misji zakładał start 9 lipca 2016 r, przelot koło Ziemi 16 lipca 2018 r, pierwszy przelot koło Wenus 22 września 2019 r, drugi przelot koło Wenus 4 maja 2020 r, pierwszy przelot koło Merkurego 23 lipca 2020, drugi przelot koło Merkurego, 14 kwietnia 2021 r, trzeci przelot koło Merkurego 6 lipca 2022 r, czwarty przelot koło Merkurego 29 grudnia 2022 r, piąty przelot koło Merkurego 4 lutego 2023 r, wejście na orbitę wokół Merkurego około 1 stycznia 2024 r, zakończenie misji nominalnej około 1 kwietnia 2025 r, oraz zakończenie pierwszej misji rozszerzonej około 1 kwietnia 2026 r.

W ltaach 2014 - 2015 prace nad misją były bardzo zaawansowane. Pod koniec 2014 r MPO z powodzeniem przeszedł testy termiczne i próżniowe w ESTEC (European Space Research and Technology Centre). Pod koniec 2014 r MMO z powodzeniem przeszedł testy środowiskowe w Japonii. W lutym 2015 r MPO został po raz pierwszy połączony z MTM w ESTEC.

25 marca misja z powodzeniem przeszłą przegląd krytyczny (Critical Design Review - CDR). W jego trakcie ocenie poddano możliwość startu misji w 2016 r. Jednak z powodu opóźnień w przygotowywaniu niektórych urządzeń i instrumentów naukowych zdecydowano się na opóźnienie startu do początku 2017 r. Nowy termin startu przypadał na 1-miesięczne okno starterowe rozpoczynające się 27 stycznia 2017 r.  Podstawowy plan misji nie uległ jednak zmianie, sonda mogła nadal dotrzeć do Merkurego w styczniu 2024 r.

MMO został dostarczony do ESTEC w kwietniu 2015 r.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:14
PLAN PRZEBIEGU MISJI
Start misji BepiColombo jest planowany na 9 lipca 2016 r. Okno startowe jest uzależnione od dostępności serii przelotów koło Ziemi, Wenus i Merkurego.
Kompleks MCS zostanie wyniesiony na orbitę okołoziemską przez rakietę Ariane 5. Miejscem startu będzie kosmodrom Kouru w Gujanie Francuskiej. Rakieta umieści pojazd bezpośrednio na obicie okołosłonecznej.

Po wstępnych testach sondy rozpoczną się okresy zmniejszania jej szybkości względem Słońca za pomocą silników jonowych systemu SEPS. Napęd jonowy dostarczy dużej plastyczności w planowaniu korekt trajektorii za pomocą silników chemicznych systemu CPS. Siniki jonowe będą używane na niektórych fragmentach orbity. Jednorazowo działać będzie jeden albo dwa silniki. W odległości około 1 AU od Słońca dostępne zasilanie pozwoli na używanie tylko jednego silnika przy ciągu 100 - 130 mN. Wewnątrz orbity Wenus jednocześnie pracować będą dwa silniki dając sumaryczny ciąg 290 mN. Napęd ten, wraz z przelotami koło planet pozwoli na osiągnięcie dużej zmiany szybkości bez zużycia rozległego zapasu paliwa chemicznego. Pojazd będzie mógł zarządzać napędem samodzielnie (np. przełączać się na silniki redundancyjne) w okresach braku łączności z Ziemią, np podczas koniunkcji ze Słońcem trwających nawet dwa tygodnie. Sesje łączności w tracie normalnego lotu będą rzadkie. W ciągu tygodnia wykonywana będzie nominalnie jedna sesja.

Wytracenie energii pozwalające na wprowadzenie bardzo masywnego pojazdu na orbitę okołomerkurańską będzie wymagało przeprowadzenia serii asyst grawitacyjnych. Pojazd wykona jeden przelot koło Ziemi, dwa przeloty koło Wenus oraz pięć przelotów koło Merkurego.

Przelot koło Ziemi nastąpi 16 lipca 2018 r. 22 września 2019 r odbędzie się pierwszy przelot koło Wenus. Drugi przelot koło tej planety będzie miał miejsce 4 maja 2020 r. Przeloty te pozwolą na redukcję odległości peryhelium orbity prawie bez użycia napędu. Po nich peryhelium zbliży się do Merkurego. Następnie MCS wykona serię pięciu przelotów koło Merkurego, poprzedzonych okresami pracy silników jonowych. Pierwszy przelot koło tej planety odbędzie się 23 lipca 2020, drugi 14 kwietnia 2021 r, trzeci 6 lipca 2022 r, czwarty 29 grudnia 2022 r, a piąty - 4 lutego 2023 r. Po tych przelotach i po okresach użytkowania napędu jonowego szybkość MCS względem Merkurego będzie na tyle niewielka, że zostanie on słabo wychwycony przez pole grawitacyjne planety jeszcze przed wykonaniem zasadniczego manewru hamującego za pomocą napędu chemicznego, po przejściu przez punkty L1 i L2 układu Merkury - Słońce. Orbita taka będzie silnie eliptyczna.

Wejście na orbitę wokół Merkurego nastąpi około 1 stycznia 2024 r. Po wstępnym wychwyceniu przez pole grawitacyjne Merkurego (Gravitational Capture - GC) MCS przejdzie na stabilną orbitę dzięki zastosowaniu silników chemicznych (Mercury Orbit Insertion - MOI). Będzie to wymagało tylko niewielkiej zmiany szybkości. Strategia taka pozwala na znaczne zredukowanie ilości potrzebnego paliwa chemicznego. Ponadto pozwala na uniknięcie utarty misji w przypadku pojedynczej awarii napędu chemicznego. W takim wypadku stworzy kilka okazji do wykonania manewru MOI, co nie byłoby możliwe na trajektorii hiperbolicznej względem planety. Ponadto zapewni plastyczność przy wyborze warunków termicznych i oświetleniowych w trakcie ostatecznego wejścia na orbitę. Wychwyt grawitacyjny tego typu został użyty w trakcie misji SMART-1 na Księżycu i Dawn na planetoidzie Westa, ale BepiColombo będzie pierwszym pojazdem który zastosuje go w przypadku wejścia na orbitę wokół planety.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:15
Po wejściu na stabilną orbitę moduł MTM pozwoli na przejście na orbitę roboczą MMO. Będzie to wymagało zmiany szybkości na poziomie 325 m/s. Następnie MTM zostanie odrzucony, a kompleks będzie składał się z elementów MPO/MOSIF/MMO. W dalszej kolejności uwolniony zostanie orbiter MMO. Znajdzie się on na orbicie o perygeum na wysokości 400 km i apocentrum w odległości 11 824 km. Jej płaszczyzna będzie prostopadła do płaszczyzny równika Merkurego. Później od MPO oddzielony zostanie MOSIF. MMO rozpocznie własną misję badawczą, natomiast MPO będzie kontynuował zmiany orbity za pomocą własnego napędu chemicznego. Seria manewrów korekcyjnych pozwoli na obniżenie apocentrum jego orbity do 1508 km i przeprowadzenie rotacji linii apsyd. Ostateczna orbita robocza MPO będzie charakteryzowała się perycentrum na wysokości 400 km i apocentrum na wysokości 1508 km. Okres obiegu będzie wynosił 2.3 godziny. Apocentrum będzie znajdzie się nad równikiem. Osiągnięcie tej orbity będzie wymagało zmiany szybkości na poziomie 620m/s względem orbity początkowej. Podczas przejścia Merkurego przez peryhelium orbity okołosłonecznej apocentrum orbity orbiterów będzie znajdowało się po nieoświetlonej stronie planety, co stworzy łagodniejsze warunki termiczne.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:15
Orbita MMO pozwoli na miarodajne badania magnetosfery planety dzięki możliwości penetracji wszystkich przedziałów i granic plazmowych, w tym fali uderzeniowej, ogona magnetosfery i magnetopauzy. Orbita MPO jest kompromisem pomiędzy wymaganymi badania powierzchni planety a ładunkiem cieplnym odbieranym przez pojazd. Im bliżej powierzchni przebiega orbita statku tym wchłania on więcej światła obitego od powierzchni oraz wypromieniowanej przez nią podczerwieni. W przypadku misji MESSENGER uniknięto przebywania na niskich wysokościach w obszarze równikowym poprzez przesunięcie perycentrum na szerokość geograficzną 60 stN i zastosowaniu orbity silnie eliptycznej (200 x 15193 km). Ponadto MESSENGER posiada dużą osłonę przeciwcieplną. MESSENGER znajduje się na niskich wysokościach w najbardziej surowych warunkach termicznych tylko przez 5% okresu obiegu. Orbita taka utrudnia jednak badania powierzchni. Zdjęcia i pomiary o najwyższej rozdzielczości obejmują tylko około 25% powierzchni planety, na półkuli północnej. Dla MPO jednak jednym z głównych celów naukowych jest uzyskanie map powierzchni w wysokiej rozdzielczości dla całego globu. Dlatego też wybrano orbitę polarną przebiegającą na relatywnie niskich wysokościach. Zrodziło to oczywiście liczne przeszkody techniczne. Z ich powodu misja stała się najbardziej kosztowną wyprawą planetarną realizowaną przez ESA.

Oba orbitery pozwolą na dwupunktowe badania cząstek i pól w otoczeniu planety. Dla Merkurego jest to szczególnie istotne, ponieważ jego magnetosfera jest niewielka i szybko zmienia się w czasie. Na każdy 1 obieg MMO przypadać będą 4 obiegi MPO. W czasie pierwszego miesiąca misji nominalnej oba orbitery przelecą koło siebie kilkakrotnie w odległości kilkuset kilometrów (lub nawet mniejszej). Później najmniejsze odległości między nimi wzrosną do kilku tysięcy kilometrów. Bliskie przeloty pozwolą na wzajemną kalibrację podobnych instrumentów na obu sondach. Ponadto będą bardzo wartościowe naukowo, ponieważ pozwolą na dwupunktowe pomiary w niewielkiej odległości w środowisku bardzo zmiennym w skalach czasowych i przestrzennych.

W czasie badań Merkurego sesje łączności z orbiterami będą odbywały się codziennie. Okres łączności będzie uzależniony od widoczności sond z rotującej Ziemi. Zwykle wyniesie 7 - 12 godzin na dobę. Z powodu długich okresów pozbawionych łączności i opóźnienia wynoszącego około 13 minut większość operacji będzie wykonywana automatycznie. Odbiór danych w czasie rzeczywistym będzie ograniczony do najbardziej krytycznych etapów misji.

Misja nominalna obu orbiterów potrwa 1 rok ziemski, czyli 4 lata merkurańskie lub 2 merkurańskie dni słoneczne. Zakończy się około 1 kwietnia 2025 r. W okresie tym korekty orbity MPO nie będą wymagane. Następnie misja będzie mogła zostać przedłużona o kolejny rok. Przedłużenie takie nie nastręczy problemów technicznych. Głównym czynnikiem ograniczającym żywotność orbiterów będą degradacje wywoływane przez promieniowanie i ciepło oraz zużywanie zasobów pokładowych (paliwa w przypadku MPO i gazowego azotu w przypadku MMO). Koniec pierwszej misji rozszerzonej jest zaplanowany na 1 kwietnia 2026 r.
Tytuł: Odp: BepiColombo
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Sierpień 20, 2011, 01:16
Za planowanie operacji, ich wykonywanie, monitorowanie i kontrolę MCS i MPO odpowiedzialne będzie Centrum Kontroli Misji BepiColombo (BepiColombo Mission Operations Centre - BMOC) w ESOC w Darmstadt. Centrum kontroli MMO w Sagamihara w Japonii odpowiedzialne będzie za orbiter MMO - wraz z BMOC przed jego odłączeniem i samodzielnie po odłączeniu. Główną stacją odbiorczą ESA będzie stacja dalekiego kosmosu w Cebreros w Hiszpanii dysponująca anteną o średnicy 35 m. Ponadto w czasie startu i wczesnych operacji używana będzie sieć anten ESA o średnicy 15 m. W czasie krytycznych etapów misji, np. w trakcie przelotów koło planet stosowana będzie też stacja w New Norcia w Australii dysponująca anteną o średnicy 35 m. Zwiększy to okres kontaktu radiowego. W czasie lotu do Merkurego możliwe będzie też wykorzystanie stacji JAXA w Usuda i Uchinoura w Japonii. Po rozdzieleniu kompleksu na orbicie Merkurego stacje JAXA zostaną przeznaczone do obsługi MMO. Jednak w razie konieczności stacje ESA i JAXA będą mogły zostać wykorzystane do wzajemnej pomocy. Sieć DSN będzie wykorzystywana tylko wyjątkowo. Planuje się użycie stacji w Goldstone do eksperymentu radiowego MORE. Centrum naukowe misji (Science Ground Segment - SGS) w ESAC w Villafranca w Hiszpanii odpowiedzialne będzie za planowanie pomiarów MPO oraz archiwizację i analizę danych zebranych po okresie testów orbitera. Obsługa misji BepiColombo zostanie oparta na doświadczeniach zebranych w trakcie 10 lat obsługi misji Rosetta, Mars Express i Venus Express. Zebrane dane naukowe po obróbce w SGC będą udostępniane poprzez Planetary Science Archive zawierające dane zbierane przez sondy i satelity naukowe ESA.