Autor Wątek: BepiColombo (kompendium)  (Przeczytany 34464 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
BepiColombo (kompendium)
« dnia: 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).
« Ostatnia zmiana: Kwiecień 06, 2015, 18:44 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #1 dnia: 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).

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #2 dnia: 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.
« Ostatnia zmiana: Sierpień 20, 2011, 02:17 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #3 dnia: 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.
« Ostatnia zmiana: Sierpień 19, 2011, 23:36 wysłana przez Scorus »

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #3 dnia: Sierpień 19, 2011, 23:13 »

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #4 dnia: 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.
« Ostatnia zmiana: Sierpień 19, 2011, 23:38 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #5 dnia: 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.
« Ostatnia zmiana: Sierpień 19, 2011, 23:42 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #6 dnia: 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.

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #7 dnia: 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.

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #8 dnia: 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.

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #9 dnia: 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).
« Ostatnia zmiana: Sierpień 19, 2011, 23:53 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #10 dnia: 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).

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #11 dnia: 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.
« Ostatnia zmiana: Listopad 05, 2011, 18:19 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #12 dnia: 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%.

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #13 dnia: 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).

Scorus

  • Gość
Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #14 dnia: 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.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: BepiColombo
« Odpowiedź #14 dnia: Sierpień 19, 2011, 23:54 »