Autor Wątek: New Horizons (kompendium)  (Przeczytany 18649 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #15 dnia: Październik 30, 2011, 23:22 »
Układ oświetlający detektory światłem słonecznym podczas uzyskiwania flatfildów SIA jest drugim portem wejściowym, ustawionym zgodnie z osią anteny HGA, pod kątem 90 stopni w stosunku do otworu wejściowego teleskopu. Pozwala on na oświetlenie detektorów zarówno MVIC jak i LEISA rozmytym światłem. W praktyce oświetla cały detektor LEISA oraz linijkę 3000 pikseli każdego detektora MVIC w sposób pozwalający na oszacowanie stabilności odpowiedzi poszczególnych pikseli w czasie misji. SIA składa się z małej soczewki wykonanej ze spiekanego krzemu (średnica 4 mm, długość ogniskowej 10 mm) rzutującej obraz Słońca na koniec wejściowy włókna światłowodowego o średnicy 125 μm. Koniec wyjściowy włókna oświetla parę soczewek umieszczonych bezpośrednio pod blokada Lyota (otworem wyjściowym teleskopu), około 10 cm przed oboma płaszczyznami ogniskowej. W czasie wykonywania flatfieldów pojazd jest orientowany tak, że soczewka może obrazować Słońca na końcu światłowodu. W okolicach Plutona średnica obrazu tarczy Słońca na końcu włókna wyniesie około 50 μm. Jest znacznie większy od obrazu uzyskiwanego przy ograniczonej dyfrakcji z powodu  aberracji chromatycznej układu złożonego z pojedynczej soczewki. Światłowód ma długość około 10 cm. Znajduje się w tubie wykonanej ze stali nierdzewnej. Jego przepuszczalność jest większa od 50% w całym zakresie spektralnym 0.4 -  2.5 μm. Ponadto SIA posiada drugie włókno, ograniczające intensywność światła o czynnik ok. 40. Było ono używane w mniejszej odległości od Słońca, np,. podczas przelotu koło Jowisza.

SIA jest ustawiony równolegle do kanału SOC instrumentu Alice. Poza uzyskiwaniem flatfieldów może więc zostać użyty do obserwacji zasłonięcia Słońca przez krawędź tarczy Plutona. W trybie tym instrument może zarejestrować spektrum absorpcji światła słonecznego przez atmosferę w funkcji wysokości, gdy Słońce chowa się za tarczę lub zza niej wychodzi. Dzięki temu może uzyskać pionowy profil spektralny atmosfery. W ceku zwiększenia czułości dla obserwacji rozrzedzonej atmosfery Plutona podczas obserwacji tego typu spektrogramy z każdej linijki detektora LEISA mogą być zsumowane w jeden spektrogram.

Elektronika instrumentu Ralph składa się z trzech płyt: elektroniki detektorów (Detector Electronics - DE); elektroniki zarządzania komendami i danymi (Command and Data Handling Electronics - C&DH); oraz zasilacza niskiego napięcia (Low Voltage Power Supply - LVPS). Są one umieszczone w jednostce EB przymocowanej do powierzchni statku. Pracują w temperaturze równiej temperaturze powierzchni statku, zbliżonej do temperatury pokojowej. Elektronika DE dostarcza napięcia na detektory, stanowi źródło czasu dla nich, a także wzmacnia pochodzące  z nich sygnały i dokonuje ich konwersji analogowo - cyfrowej. Dane naukowe są ucyfrawiane do 12 bitów na piksel. C&DH wykonuje komendy, przeprowadza konwersję analogowo - cyfrową danych inżynieryjnych oraz dostarcza interfejsu zarówno dla danych inżynieryjnych przesyłanych z niskimi szybkościami jak i danych naukowych przesyłanych z szybkościami wysokimi. LVPS przekształca napięcie 30 V ze statku kosmicznego na woltaże wtórne używane przez poszczególne komponenty instrumentu.

Z powodu długiego okresu trwania misji niezawodność instrumentu musiała być bardzo duża zwłaszcza, że jest on jednym z głównych elementów ładunku naukowego, pozwalającym na zrealizowanie wszystkich trzech celów naukowych grupy 1 całej misji. Dlatego też prawie wszystkie elementy elektroniczne są podwojone. Jednymi elementami pojedynczymi są: przełącznik określający czy zasilana jest grupa A czy B elementów elektronicznych; detektory w obu kanałach, oraz interfejs ze statkiem kosmicznym. Interfejs ze statkiem składa się jednak  z dwóch identycznych obwodów, a każdy z nich może działać niezależnie. Dla MVIC ryzyko pojedynczej awarii sprawiającej że stanie się nieprzydatny zostało zminimalizowanie poprzez połączenie sześciu detektorów CD TDI w dwie grupy, z których każda zwiera dwa detektory spektralne i jeden monochromatyczny. Pierwsza grupa zwiera detektor pod filtrem monochromatycznym oraz filtrem światła czerwonego i pasma metanu. Grupa druga zwiera drugi detektor monochromatyczny oraz detektor światła niebieskiego i bliskiej podczerwieni. Jeśli jedna z grup ulegnie awarii druga może wykonać podstawowe cele naukowe dzięki możliwości obrazowania monochromatycznego i w dwóch pasmach spektralnych. LEISA ma natomiast cztery wyjścia odpowiadające kwadratowym fragmentom detektora o wymiarach 128 x 128 piksele. Jeśli jeden z tych kwadratów ulegnie awarii inne mogą wykonać pomiary pozwalające na uzyskanie zakładanych celów naukowych. Ponadto spełnienie celów jest możliwe w przypadku czterech sposobów awarii dwóch kwadratów (łącznie jest sześć sposobów awarii tego typu). Pozostałe dwa kwadraty nadal pozwalają wtedy na pomiary w całym zakresie spektralnym.

Podsystem MVIC instrumentu został zaprojektowany przez Southwest Research Institute (SwRI), a podsystem LEISA - przez Centrum Lotów Kosmicznych im. Goddarda (Goddard Space Filight Center - GSFC). Głównym partnerem przemysłowym była firma Ball Aerospace and Technologies Corp. z Boulder w Kolorado.

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #16 dnia: Październik 30, 2011, 23:23 »
Alice
Spektrometr ultrafioletu Alice jest spektrometrem obrazującym służącym do badań struktury i składu atmosfery Plutona. Do celów naukowych instrumentu zaliczają się: uzyskanie profili ciśnienia i temperatury w górnej części atmosfery Plutona; określenie temperatury atmosfery i jej gradientu pionowego (z dokładnością ok. 10% i rozdzielczością pionową ok. 100 km przy gęstości atmosfery większej od 10^9 cząsteczek na centymetr sześcienny); Wykonanie poszukiwań mgieł w atmosferze z rozdzielczością pionową <5 km; określenie stężenia molowego N2, CO, CH4 i Ar w górnej atmosferze; nałożenie ograniczeń na tempo utraty gazu atmosferycznego na podstawie struktury górnej atmosfery; wykonanie poszukiwań substancji występujących w małej koncentracji w atmosferze; określenie jasności emisji atmosfery w ultrafiolecie; oraz  wykonanie poszukiwań szczątkowej atmosfery Charona. Ponadto instrument wykona pomiary odbijalności powierzchni Plutona, Charona oraz księżych Nix i Hydra w ultrafiolecie. W trakcie misji rozszerzonej wykona poszukiwania atmosfer wokół obiektów KBO.

Instrument Alice został zainstalowany na bocznej powierzchni sondy New Horizons, blisko instrumentu Raplh. Jest on spektrometrem obrazującym typu okręgu Rowlanda. Urządzenie pozwala na prowadzenie badań spektrometrycznych i obrazowania w zakresie ultrafioletu ekstremalnego i dalekiego (520 - 1870 Å, czyli 52 - 180 nm). Rozdzielczość kątowa wynosi 5 mrad na piksel detektora w kierunku przestrzennym. Rozdzielczość spektralna wynosi 1.8 Å na piksel w kierunku spektralnym. Urządzenie charakteryzuje się małą masą (4.4 kg) i poborem mocy (4.4 W).

Instrument ten został zaprojektowany w 1993r na potrzeby misji PFF (Pluto Fast Flyby) w ramach programu NASA Advanced Technology Insertion (ATI). W tym czasie wchodził w skład pakietu HIPPS (Highly Integrated Pluto Payload System) wraz z systemem Raplh. W czasie planowania misji New Horizons HIPPS został przekształcony w pakiet PERSI (Pluto Exploration Remote Sensing Instrument). Następnie Alice został przekształcony w osobny instrument. Pozwoliło to osobne zoptymalizowane optyki obu urządzeń dla zakresu ultrafioletu oraz podczerwieni i światła widzialnego. Zmniejszyło też zanieczyszczenie ścieżki optycznej Alice. Wcześniejsza wersja Alice została zastosowana na sondzie Rosetta. W stosunku do tego instrumentu Alice New Horizons różni się nieznacznie zakresem spektralnym. Ponadto dodano do niego kanał pozwalający na obserwację zakrycia Słońca oraz zastosowano ulepszenia zwiększające niezawodność. W późniejszym czasie dalsze modyfikacje tego instrumentu zostały zastosowano na sondzie LRO (przyrząd LAMP - Lyman-alpha Mapping Project) oraz Juno (elemenet UVS - UV Spectrograph systemu PMS - Polar Magnetosphere Suite).

Instrument składa się z teleskopu, spektrografu Rowlanda, systemu detektora, oraz bloku elektroniki. Wszystkie elementy są połączone w jedną jednostkę. Teleskop posiada dwa otwory wejściowe, które funkcjonalnie dzielą instrument na dwa kanały: kanał do obserwacji emisji z atmosfery (Airglow Channel - AGC); oraz kanał do obserwacji zasłonięcia Słońca (Solar Occultation Channel - SOCC). AGC pozwala na rejestrowanie światła pochodzącego z atmosfery, natomiast SOCC - na rejestrację światła słonecznego w trakcie chowania się tarczy słonecznej za tarczę Plutona i ponownego wychodzenia Słońca zza tarczy tego obiketu. Otwór wejściowy kanału AGS ma wymiary 40 x 40 mm i znajduje się w przedniej części instrumentu. Otwór wejściowy SOCC jest mały, ma średnicę 1 mm. Jest ustawiony prostopadle do boku sekcji teleskopu instrumentu. Powierzchnia tego otworu jest mniejsza od powierzchni otworu AGS około 3000 razy, co umożliwia rejestrowanie światła słonecznego przechodzącego przez atmosferę bez nasycenia detektora. Prostopadłe zorientowanie otworu SOCC w stosunku do otworu AGS pozwoli na wykonywanie pomiarów w czasie gdy pojazd będzie pozycjonowany na Ziemię celem odbierania sygnałów radiowych transmitowanych do niego w ramach eksperymentu REX. Było to konieczne, ponieważ w czasie przelotu zasłonięcia Ziemi (dla REX) i Słońca (dla Alice) nastąpią w krótkich odstępach czasu.  Oba kanały mogą być też użyte do obserwacji zakryć gwiazd przez Plutona.

Sposób działania i konfiguracja instrumentu wyglądają następująco. Światło wchodzące przez otwór SOCC jest kierowane do teleskopu przez małe zwierciadło. Światło wchodzące do sekcji teleskopu z SOCC oraz otworu AGC jest zbierane i skupiane przez pozaosiowe paraboloidalne zwierciadło główne (Off-Axis Paraboloidal Mirror - OAP) f/3. Następnie pada na szczelinę wejściową spektrometru zlokalizowaną w tylnej części instrumentu. Po przejściu przez szczelinę światło pada na toroidalną, holograficzną siatkę dyfrakcyjną, która rozprasza je na powierzchni detektora w postaci płyty mikrokanałowej (Microchannel Plate - MCP). Detektor jest dwuwymiarowy. Zastosowano w nim fotokatody nie czułe na słoneczne światło widzialne, złożone z bromku potasu (KBr) i jodku cezu (CsI). Stos MCP jest cylindryczny i zagięty, dzięki czemu pasuje do okręgu Rowlanda siatki dyfrakcyjnej. Elementy elektroniczne znajdują się w tylnej części jednostki instrumentu. Urządzenie jest kontrolowane przez mikroprocesor Intel 8052. Ponadto elektronika zawiera elementy obsługujące detektor, redundancyjne zasilacze, system zarządzania komendami i danymi oraz interfejsy ze statkiem kosmicznym. Jest zwarta i mała.

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #17 dnia: Październik 30, 2011, 23:24 »
Elementy optyczne - zwierciadło teleskopu i siatka dyfrakcyjna zostały wykonane z aluminium jako pojedyncze części. Są zainstalowane na strukturze podpierającej również wykonanej z aluminium. Dzięki temu ich ustawienie względem nie zmienia się wraz ze zmianami temperatury. Zostały pokryte niklem i wypolerowane. W celu zoptymalizowania odbijalności w zakresie spektralnym pracy urządzenia pokryto je następnie warstwą SiC. Ponadto teleskop jest wyposażony w zewnętrzną przegrodę usuwającą rozproszone światło. Została ona pokryta czarną warstwą złożoną z mieszaniny niklu i fosforu. Ma bardzo niską odbijalność w zakresie ultrafioletu dalekiego i skrajnego. Dodatkową ochronę przed światłem rozproszonym wewnątrz instrumentu zapewniają: przegrody wewnętrzne pochłaniające ultrafiolet rozpłoszony umieszczone zarówno w obrębie sekcji teleskopu jak i spektrografu; zastosowanie siatki dyfrakcyjnej bardzo słabo rozpraszającej światło i praktycznie nie wytwarzającej fałszywych obrazów; oraz anodowanie powierzchni wewnętrznych.

Szczelina wejściowa spektrografu jest podzielona na dwie sekcje - wąską, prostokątna o polu widzenia 0.1 x 4.0 stopnia oraz szeroką, kwadratową o polu widzenia 2.0 x  2.0 stopnia. Sekcja szeroka służy do obserwacji zakrycia Słońca. Jej duży rozmiar gwarantuje, że Słońce znajdzie się w polu widzenia spektrometru. Ponieważ w czasie obserwacji zakrycia otwór SOCC musi być skierowany na Słońce, obserwacje takie będą musiały zostać wykonane prawie równocześnie z eksperymentem REX wymagającym skierowania anteny HGA na Ziemię. Instrument jest zainstalowany na statku tak, że jego jednostka jest pochylony o 2 stopnie wzdłuż osi spektrografu. Dzięki temu w czasie gdy antena HGA będzie skierowana na Ziemię, Słońce znajduje się w centrum pola widzenia SOCC. Duży rozmiar szczeliny wejściowej spektrografu dla kanału SOCC może zrekompensować błąd w ustawieniu osi widzenia SOCC i osi anteny HGA rzędu +/- 0.9 stopnia. Wąska część szczeliny wejściowej służy do rejestracji emisji z atmosfery.

Grzejniki są zlokalizowane na tylnej powierzchni zwierciadła OAP, na klamrze utrzymującej zwierciadło kierujące SOCC, oraz przy siatce dyfrakcyjnej. Zapobiegają one kondensacji zanieczyszczeń w czasie lotu. W celu zabezpieczenia fotokatod i powierzchni MCP przed powietrzem i innymi zanieczyszczeniami w czasie prac naziemnych cylinder detektora był hermetycznie zamknięty. Detektor był utrzymywany w próżni. Służyła do tego klapa zamykająca, zawierająca tez okno wykonane z MgF2. Została ona otwarta na stałe we wczesnej fazie misji. Przedni otwór wejściowy jest też chroniony osłoną, którą można okresowo zamknąć, np w czasie manewrów silnikowych. Chroni to optykę i detektor przed zanieczyszczeniem. Osłona ta jest przesuwana za pomocą silniczka. Na całej sondzie jest to jedyny mechanizm ruchomy który może być używany wielokrotnie w trakcie misji. Silnik może działać prawidłowo przez 10 000 cykli, jednak w trakcie całej misji wykona mniej niż 1000 cykli pracy. Osłona sekcji detektora została otwarta za pomocą innego silnika (Wax Pellet Actuator - WPA), po okresie czasu pozwalającym na usunięcie resztkowych gazów  z wnętrza instrumentu. Okno MgF2 było używane w trakcie testów naziemnych. Ponadto w przypadku problemów  z otwarciem osłony pozwoliłoby na wykonywanie pomiarów przy falach dłuższych od 120 nm. Pozwoliłoby to na spełnienie podstawowych celów naukowych instrumentu.

Detektor MCP ma wymiary 35 mm (w kierunku rozproszenia) x 20 mm (w kierunku przestrzennym), dzięki czemu pokrywa zakres spektralny 520 - 1870 Å i otwór wejściowy o szerokości 6 stopni. Jest podzielony na piksele w formacie 1024 x 32 elementy. Szerokość szczeliny wejściowej (6 stopni) jest rzutowana na środkowe 22 kanały przestrzenne detektora (z 32 kanałów, czyli linijek pikseli). Pozostałe kanały przestrzenne służą do monitorowania prądu ciemnego. Format pikseli pozwala na próbkowanie Nyquista z rozdzielczością spektralną 3.6 Å i przestrzenną ok. 0.6 stopnia. Powierzchnia wejściowa stosu Z MCP jest pokryta nieprzezroczystymi fotokatodami  KBr (dla zakresu 520 - 1180 Å) i CsI (dla 1250 - 1870 Å). Obejmują one dwie części powierzchni detektora odpowiadające dwóm regionom spektralnym.

Stos Z MCM jest złożony z trzech płyt mikronanałowych. Stosunek głębokości kanału do jego średnicy wynosi w nich  80:1. Są one wygięte tworząc powierzchnię walca. Promień krzywizny to 75 mm. Dzięki temu pasują one do okręgu Rowlanda siatki dyfrakcyjnej. Same płyty mają kształt prostokątów o wymiarach 46 x 30 mm. Zawierają kanały o średnicy 12 μm. Nad stosem Z znajduje się siatka reflektora pobudzana napięciem ok. 900 V. Odbija ona elektrony uciekające z MCP ponownie na powierzchnię wejściową detektora, poprawiając w ten sposób jego wydajność kwantową. Stos Z wymaga przyłożenia wysokiego napięcia, ok. -3 kV. Ponadto pomiędzy wyjściem stosu Z a powierzchnią anod wymagane jest użycie napięcia -600 V (anody są uziemione).

Częstotliwość zliczeń ciemnych detektora jest niska, znajduje się na poziomie ok. 3 zliczeń na sekundę. Jednak promieniowanie (zarówno naturalne jak i z RTG) zwiększa częstotliwość zliczeń tworzących szum do około 150 Hz. W celu zapobieżenia nasyceniu detektora  w trakcie obserwacji konieczne jest zmniejszenie jasności emisji słonecznej w zakresie linii Lyma-alfa do poziomu dającego akceptowalną częstotliwość zliczeń, znacznie poniżej maksymalnej częstotliwości zliczeń akceptowalnej przez elektronikę (3 x 10^4 zliczeń na sekundę). Wymaga to zmniejszenia jasności o co najmniej rząd wielkości. Osiągnięto to poprzez zasłonięcie fragmentu detektora przy zakresie spektralnym linii Lyman-alfa podczas nanoszenia fotokatod. Dzięki temu  w tym miejscu detektor nie jest poryty fotokatodami, znajduje się tutaj gołe szkło. Taką technikę zastosowano wcześniej w przypadku instrumentu Alice sondy Rosetta oraz instrumentu SUMER (Solar Ultraviolet Measurement of Emitted Radiation) satelity SOHO.

Tuba otaczająca detektor jest komorą próżniową. Jest wykonana z aluminium i stali nierdzewnej. Jest przymocowana do tylnej części obudowy instrumentu poprzez wsunięcie do kołnierza mocującego i użycie uszczelki O-ring. Zawiera dwa połączenia elektryczne pozwalające na przesył wysokiego napięcia oraz dwa lutowane mikropołączenia w postaci plamek do przesyłu sygnału z anod.

Elektronika detektora obejmuje przedwzmacniacz, konwerter "czas - dane cyfrowe" (Time to Digital Converter - TDC), oraz obwody analizy pozycji impulsów (Pulse-Position Analyzer - PPA). Elementy te są umieszczone na trzech płytach elektroniki. Są one zainstalowane w trzech oddzielonych obudowach aluminiowych przymocowanych do tylnej części sekcji spektrografu. Elektronika ta pobiera około 1.1 W mocy. Wzmacnia ona sygnały z MCP, ucyfrawia oraz konwertuje je na pozycje pobudzonych pikseli. W ten sposób przetwarzane są tylko takie sygnały z MCP których intensywność przekracza zadany próg. Dla każdego wykrytego i obrobionego epizodu detekcji przypisywany jest adres opasujący jego pozycję spektralną (10 bitów) oraz przestrzenną (5 bitów).  Dane te są następnie przesyłane do elektroniki obróbki danych i komend instrumentu. Dane na temat szerokości impulsów z detektora pozwalają na monitoring jego stanu w czasie pomiarów oraz na określenie źródła jego pobudzenia (fotonów UV, jonów i promieniowania gamma). Sygnał analogowy określający tempo zliczeń jest również wysyłany do elektroniki obróbki danych, co pozwala na monitoring i rejestrowanie tempa zliczeń na całej powierzchni detektora. Informacje te są uaktualniane raz na sekundę i przesyłane wraz z danymi inżynieryjnymi. W elektronikę wbudowany jest też pulsator pobudzający. Pozwala on na stymulowanie dwóch pikseli detektora (zlokalizowanych w górnym i dolnym rogu po lewej stronie) symulujących oddziaływanie z fotonem. Może on być włączany i wyłączany w celu wykonania testów detektora i elektroniki obróbki danych bez potrzeby włączania zasilacza wysokiego napięcia i oświetlania detektora.

Elektronika instrumentu obejmuje dwa redundancyjne zasilacze niskiego napięcia (Low-Voltage Power Supply - LVPS); elektronikę obróbki komend i danych (Command-and-Data-Handling Electronics - C&DH); elektronikę grzejników usuwających zanieczyszczenia z elementów optycznych; oraz dwa redundancyjne zasilacze wysokiego napięcia (High-Voltage Power Supplies - HVPS) obsługujące detektor.

Zasilacze LVPS obejmują konwertery DC/DC przekształcające napięcie ze statku +30 V na +/-5 VDC (moc 4 W) i +2.5 VDC (moc 0.4 W) dostarczane do poszczególnych komponentów elektronicznych instrumentu. LVPS jest złożony łącznie z pięciu płyt elektroniki - dwóch płyty konwerterów (główna i zapasowa), płyty filtra EMI, płyty obsługi grzejników i silniczków oraz płyty głównej. Jest połączony ze statkiem trzema interfejsami - dwoma liniami +30 V dla zasilania elektroniki instrumentu oraz grzejników i silników, oraz linią zabezpieczającą, zapobiegającą przypadkowemu włączeniu zasilacza lub silniczków w trakcie prac naziemnych.

Elektronika obróbki danych C&DH jest złożona z czterech płyt. Jest kontrolowana przez zabezpieczony przed promieniowanie procesor Intel 8052 wyposażony w pamięć PROM o pojemności 32 kb, EEPROM 128 kb, SRAM 32 kb, oraz 128 kb pamięci dla zbieranych danych. Pozwala na obsługę komend oraz przesyłanie danych naukowych i inżynieryjnych. Pełni następujące funkcje: przeprowadzanie interpretacji komend i ich wykonywanie; zbieranie danych z detektora i zapisywanie ich w odpowiedniej pamięci; formatowanie danych naukowych i inżynieryjnych; kontrolowanie HVPS; sterowanie pracą wszystkich silniczków i grzejników; kontrolowanie konwerterów analogowo - cyfrowych dla danych inżynieryjnych; oraz monitorowanie stanu detektora na podstawie analogowego tempa zliczeń i stanu HVPS. Procesor pracuje przy zegarze  4.0 MHz. Dane inżynieryjne są przesyłane do statku z niskimi szybkościami przez interfejs RS-422. Służy on też do transmisji komend do instrumentu. Przesył danych naukowych umożliwia port UART na oddzielnym układzie FPGA (Field-Programmable Gate Array).

Grzejniki na tylnych powierzchnia elementów optycznych są sterowane przez podwojone termistory. Ich pracą zawiaduje C&DH, oddzielnie dla każdego grzejnika.

Zasilacze wysokiego napięcia HVPS są zlokalizowane w oddzielnej komorze za zwierciadłem OAP. Dostarczają wysokiego napięcia przesyłanego do pojedynczego terminalna układu MCP i anod. Każdy zasilacz może dostarczyć do -6 kV na szczycie układu MCP/reflektor, czyli znacznie więcej niż wynosi operacyjny poziom napięcia (-4.5 kV). Woltaż na stosie Z MCP jest w pełni programowany w zakresie od 0 do -6 kV. Napięcie pomiędzy powierzchnią wyjściową MCP a anodami jest utrzymywane na poziomie -600 V przez diodę Zener znajdującą się pomiędzy powierzchnią wyjściową a uziemieniem.

Instrument ALICE został opracowany przez Southwest Research Institute (SwRI).

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #18 dnia: Październik 30, 2011, 23:26 »
LORRI
System obrazujący dalekiego zasięgu jest wysokorozdzielczą kamerą wąskokontną. Jest dodatkowym systemem obrazującym sondy New Horizons, uzupełniającym obserwacje (skany TDI) Ralph/MVIC wysokorozdzielczymi obrazami monochromatycznymi uzyskiwanymi w postaci tradycyjnych klatek. Do podstawowych celów tego instrumentu zaliczają się: wykonanie monochromatycznych map fragmentów powierzchni Pluona i Charona z rozdzielczością przekraczającą 0.5 km na piksel; wykonanie poszukiwań mgieł w atmosferze z rozdzielczością pionową <5 km; wykonanie obserwacji Plutona w długim czasie, obejmujących 10 - 12 jego pełnych obrotów; wykonanie monochromatycznych map półkuli Plutona nie obserwowanej podczas maksymalnego zbliżenia; wykonanie wysokorozdzielczych monochromatycznych map obszaru położonego blisko terminatora w czasie przelotu; wykonanie monochromatycznych obserwacji Plutona, Charona, Nix i Hydry w  szerokim zakresie kątów fazowych; uzyskanie monochromatycznych obrazów stereoskopowych powierzchni Plutona, Charona, Nix i Hydry; uściślenie parametrów orbit oraz objętości Plutona, Charona, Nix i Hydry; oraz wykonanie poszukiwań dodatkowych księżyców oraz pierścieni pyłowych. Szacuje się, że instrument pozwoli na otrzymanie obrazów Plutona z maksymalna rozdzielczością 50 - 100 metrów. Dla Charona maksymalna rozdzielczość wyniesie około 260 m.

Instrument przyczyni się w ten sposób do spełnienia dwóch celów naukowych misji grupy 1 - scharakteryzowania globalnej geologii i geomorfologii Plutona oraz scharakteryzowania jego atmosfery. W przypadku celów grupy 2 urządzenie przyczyni się do badań topografii powierzchni dzięki obrazowaniu stereoskopowemu; badań zmienności powierzchni w czasie dzięki obrazowaniu przez długi czas; scharakteryzowania geologii lokalnej dzięki obrazowaniu terminatora;  oraz określenia albedo Bonda Plutona i Charona. W przypadku celów grupy 3 przyczyni się do lepszego poznania układu Plutona poprzez poszukiwania nowych satelitów, pierścieni, uściślenia orbit satelitów znanych oraz określenia ich kształtów i wielkości. Instrument będzie istotnym narzędziem pozwalającym na poznanie struktury powierzchni, historii zderzeń i oddziaływań powierzchni z atmosferą. W dziedzinie badań geologicznych pozwoli na: zliczanie kraterów poszukując młodych powierzchni dostarczając informacji na temat historii kraterowania w Pasie Kuipera; poszukiwania przejawów kriowulkanizmu lub wulkanizmu polegającego na wyrzucaniu gazów; poszukiwania przejawów teutonizmu takich jak uskoki, rowy i grzbiety; poszukiwania utworów uwarstwionych; poszukiwania wydm formujących się pod wpływem wiatru (mogących tworzyć się z ziaren lodu azotowego); oraz poszukiwania procesów powodujących obserwowaną zmienność powierzchni pod względem albedo i cech spektralnych.

Duża długość ogniskowej LORRI pozwoli na obrazowanie Plutona w rozdzielczości lepszej od Teleskopu Hubblea i największych teleskopów naziemnych juz na 90 dni przed przelotem. Pozwoli to na dobre scharakteryzowanie globalnej morfologii powierzchni Plutona, również w obszarach które nie będą obrazowane w czasie stosunkowo krótkiego przelotu. Ponadto pozwoli to na scharakteryzowanie kształtu, rotacji oraz zmienności Plutona. Pluton i Charon są zwrócone do siebie zawsze tymi samymi półkulami, przez co w czasie przelotu możliwe będzie wykonanie obserwacji tylko jednej półkuli każdego z nich. Druga półkula stanie się dostępna dla obserwacji po około 3 dniach od przelotu, gdy sonda będzie znajdować się w odległości około 4 mln km. Z tego dystansu obrazy LORRI będą miały rozdzielczość około 40 km. Obrazy te będą najlepszymi zdjęciami półkuli nie obserwowanej w czasie zbliżenia.

W przypadku Charona obrazy z LORRI będą miały kluczowe znaczenie dla zliczania kraterów i badań ich morfologii. Charon nie ma atmosfery możliwej do wykrycia z Ziemi. Dlatego też jego powierzchnia jest najprawdopodobniej nieaktywna i stara. Tym samym pozwoli on na lepsze badania historii kolizji w Pasie Kuipera w długim okresie czasu.

W przypadku nowo odkrytych księżyców Plutona instrument pozwoli na uzyskanie ich zdjęć o wysokiej rozdzielczości. Obecnie jest to jego cel dodatkowy. Dla Nix i Hydry obrazy będą miały rozdzielczość porównywalną z obrazami planetoidy Gaspra z sondy Galileo, co pozwoli na stosunkowo dobre zbadanie morfologii ich powierzchni oraz na opracowanie ich map.

W czasie misji rozszerzonej instrument pozwoli na obrazowanie obiektów Pas Kuipera podczas przelotów koło tych ciał. Obiekty te będą małe, dlatego też wysoka rozdzielczość instrumentu będzie niezwykle istotna dla rozróżnienia maksymalnej ilości szczegółów na ich powierzchniach. Obrazy te pozwolą na stwierdzenie, czy obiekty pasa Kuipera przypominają odwiedzone do tej pory planetoidy, czy też na ich powierzchniach znajdują się nietypowe struktury, takie jak zagłębienia o stromych zboczach zaoferowane na jądrze komety 81P/Wild 2 przez sondę Stardust. Ponieważ obserwacje KBO z Ziemi nie zapewniają dokładności pozwalającej na zaplanowanie ostatnich korekt trajektorii przed zbliżeniem, LORRI będzie grał kluczową rolę w nawigacji optycznej. Pozwoli na wykrycie wybranego obiektu na około 40 dni przed zbliżeniem, pozwalając na zaplanowanie szczegółów przelotu.

Podczas przelotu koło Jowisza instrument wykonał szereg naukowo użytecznych obserwacji. Do ich celów zaliczało się: globalne obrazowanie struktur w atmosferze planety w czasie zbliżania się, od 2 miesięcy przed największym zbliżeniem; zobrazowanie chmur i sztormów w wysokiej rozdzielczości (ok. 12 km na piksel) w czasie największego zbliżenia w postaci mozaik 2 x 2 zdjęcia i śledzenie ich dynamiki; wykonanie globalnego obrazowania oświetlonej części tarczy Io z rozdzielczością 12 km; skatalogowanie pióropuszy wyrzucanych przez wulkany na Io których wysokość przekraczała 60 km; wykonanie obrazowania strony nocnej Io w czasie przejścia przez cień Jowisza w celu wyszukania gorących obszarów i zarejestrowania emisji zorzowej; wykonanie globalnego obrazowania Europy z rozdzielczością 15 km na piksel w celu zmapowania rozmieszczenia łukowanych rowów przebiegających przez cały glob; wykonanie obrazowania strony nocnej Europy i Ganimedesa w cieniu Jowisza w celu wyszukania emisji zorzowej; wykonanie globalnego obrazowania Kallisto z rozdzielczością maksymalnie 23 km na piksel; zmapowanie pionowej struktury pierścieni Jowisza podczas przejścia statku przez ich płaszczyznę oraz obserwacji przy wysokich i niskich klątwach fazowych; zmapowanie struktur radialnych w pierścieniach Jowisza; oraz uzyskanie krzywych zmian jasności małych księżyców Himalia i Elara dla badań ich rotacji oraz kształtu.

W czasie przelotu koło Plutona obserwacje wykonane na 90 dni przed przelotem pozwolą na rozdzielenie Plutona i Charona. Nix i Hydra zostaną wtedy wykryte na zdjęciach uzyskanych z sumowaniem 4 x 4 pikseli. Wstępne obserwacje pozwolą na uściślenie orbit Plutona, Charona i nowo odkrytych księżyców. Pluton i Charon będą obrazowane na pojedynczych obrazach albo na mozaikach 2 x 1 przez co najmniej 10 pełnych obiegów wokół wspólnego środka masy (trwających 6.38 dnia). Obserwacje te zakończą się około 14 dni przed przelotem. Uściślą one efemerydy oraz informacje na temat ekscentryczności orbit. Około 14 dnia przed przelotem obrazy Plutona będą miały wielkość 28 pikseli. Nix i Hydra będą widoczne na obrazach uzyskiwanych bez sumowania pikseli. Podczas ostatniego tygodnia przed przelotem wykonane zostaną poszukiwania libracji Plutona i Charona. W tym czasie Pluton będzie miał rozmiary 123 pikseli w polu widzenia i będzie wykonywał ostatnie pół obrotu przed zbliżeniem. Pluton i Charon będą mogły zostać zobrazowane razem na mozaice 3 x 1 zdjęć. Na 3.2 dnia przed przelotem obrazy Plutona obejmą stronę niewidoczną w czasie zbliżenia. Ostatni obraz całej tarczy Plutona na jednym zdjęciu będzie mógł zostać uzyskany na około 10 godzin przed największym zbliżeniem. W nadirze jego rozdzielczość wyniesie 2.5 km na piksel. Blisko czasu największego zbliżenia planowane jest uzyskanie dwóch globalnych mozaik całej oświetlonej tarczy w formacie 3 x 3 zdjęcia. Ich rozdzielczość będzie lepsza od 1 km na piksel.  Będą one użyteczne podczas tworzenia podstawowych globalnych map powierzchni i określenia kształtu globu (poszukiwań spłaszczenia biegunowego i wybrzuszenia pływowego). Dalsze obrazy będą miały coraz większą rozdzielczość, ale obejmowany przez nie fragment powierzchni będzie coraz mniejszy. Będą tworzyć mozaiki w formie pasów, o rozdzielczości do 110 m na piksel. Obrazy zgromadzone blisko czasu największego zbliżenia będą użyteczne do badań morfologii powierzchni, procesów geologicznych oraz oddziaływań pomiędzy atmosferą i powierzchnią. W czasie największego zbliżenia wykonane zostaną obserwacje terminatora. Ich rozdzielczość może osiągnąć do 50 m na piksel. W przypadku Charona jego całą oświetlona tarcza zostanie zobrazowana na mozaice o formacie 3 x 3 zdjęcia. Będzie ona miała rozdzielność około 0.5 km na piksel, spełniając jeden z celów naukowych misji grupy 1 - monchromatyczne zobrazowanie całej półkuli w rozdzielczości 0.5 km (obrazowanie całej półkuli Plutona w rozdzielczości 0.5 km wykona Ralph/MVIC). Następnie wykonane zostaną zdjęcia okolic terminatora z rozdzielczością około 130 km na piksel. Rozdzielczość obrazów Nix i Hydry uzyskanych w okresie największego zbliżenia może być lepsza od 200 m na piksel.

Instrument LORRI został zainstalowany we wnętrzu sondy New Chorizons, z otworem wyjściowym znajdującym się ścianie bocznej przeciwległej do generatora RTG. Urządzenie składa się z układu optycznego (Optical Telescope Assembly - OTA) z klapą zamykającą, układu płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Assemby - FPA) oraz elektroniki (Associated Support Electronics - ASE). Elementy te tworzą pojedynczy moduł. Elektrycznie są połączone kablami. Cały instrument za wyjątkiem klapy ochronnej jest przymocowany do wewnętrznego panelu struktury sondy. Instrument nie posiada żadnych rumowych części za wyjątkiem pokrycia ochronnego, czas ekspozycji jest kontrolowany elektrycznie na detektorze. Masa całego instrumentu wynosi 9.03 kg, a pobór mocy - 4.6 W.

Układ optyczny był chroniony przed zanieczyszczeniami w czasie startu i bezpośrednim oświetleniem przez Słońce w początkowej fazie misji za pomocą jednorazowo otwieranej klapy. Jest ona przymocowana do zewnętrznej przegrody teleskopu. Została wykonana z aluminium i pokryta izolacją wielowarstwową. System otwierający osłonę składa się z podwojonych sprężyn oraz mechanizmu otwierającego.
« Ostatnia zmiana: Październik 30, 2011, 23:28 wysłana przez Scorus »

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #18 dnia: Październik 30, 2011, 23:26 »

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #19 dnia: Październik 30, 2011, 23:28 »
Układ optyczny OTA został dostarczony przez firmę firmę Precision Optronics Incorporated SSG z Wilmington w stanie Maryland. Składa się z teleskopu Ritcheya-Chrétiena oraz zestawu trzech soczewek położonych koło płaszczyzny ogniskowej spłaszczających pole widzenia. Długość ogniskowej wynosi 2630 mm, f/12.6. Zdefiniowała ją wybrana rozdzielczość kątowa. Zwierciadło główne ma średnicę 208 mm. Pole widzenia ma wymiary 0.29 x 0.29°. Rozdzielczość kątowa wynosi 4.94 μrad na piksel detektora. Została ona dobrana ze względu na ograniczoną stabilność pozycjonowania statku. Rozdzielczość jest też ograniczana przez dyfrakcję grającą dużą rolę przy średnicy zwierciadła mniejszej od 200 mm. Zwierciadło znacznie większe od 200 mm nie mogło być jednak zastosowane ze względu na ścisłe ograniczenia masy i koszty. Obserwacje są wykonywane w zakresie spektralnym 0.35 - 0.85 μm. Zakres czasów ekspozycji to nominalnie 50 - 200 ms. Typowy czas ekspozycji to 100 ms. Czas taki został dobrany ze względu na czas trwania transferu klatki na detektorze. Powinien on przekraczać czas trwania transfery (około 13 ms), jednak obraz o akceptowanej jakości może być uzyskany przy ekspozycji trwającej nawet 1 ms. Maksymalny czas trwania ekspozycji to 29.9 s. W nominalnym zakresie ekspozycji dryf statku kosmicznego (25 μrad/s) osiąga ok. 2 - 7 μrad, dzięki czemu obraz nie jest nadmiernie rozmyty. Optyka refrakcyjna, pokrycia antyodbiciowe oraz warstwy odbijające w obrębie OTA mogą pozostać w dobrym stanie przy szacowanej dla misji dawce promieniowania jonizującego 15 krad i naświetleniu neutronami z RTG na poziomie 1.4 x 10^10 n/cm^2.

Teleskop refleksyjny został wybrany ze względu na wymaganą wielkość zwierciadła. Układ Ritcheya-Chrétiena zastosowano ze względu na ograniczenia masy i kosztów oraz na wymaganą wielkość pola widzenia i cechy obrazu. Składa się z dwóch zwierciadeł, głównego (M1) i wtórnego (M2) umieszczanych na strukturze podpierającej. Wszystkie te elementy zostały wykonane z węglika krzemu. Dzięki temu wzajemna pozycja elementów optycznych nie zmienia się znacząco na skutek rozszerzalności cieplnej. Powierzchnie optyczne zwierciadeł są pokryte krzemem. Układ soczewek spłaszczających pole widzenia jest jedyną refrakcyjną częścią systemu optycznego. Pozwala na zniesienie wygięcia obrazu dostarczanego na detektor przez teleskop. Bez nich cechy obrazu nie spełniałyby wymagań postawionych przed instrumentem. Składa się z 3 elementów wykonany ze spiekanego krzemu. Znajduje się bezpośrednio przed jednostką FPU. Poziom zniekształcenia finalnego obrazu jest mniejszy od 0.1% w każdym punkcie.

Struktura podbierająca składniki teleskopu obejmuje montaż zwierciadeł, montaż soczewek, przegrodę zwierciadła głównego, oraz krótką sekcję cylindryczną. Montaż zwierciadeł obejmuje płytę montażową zwierciadła głównego oraz trzy belki podpierające zwierciadło wtórne. Jest wykonany z węglika krzemu SiC 55A firmy SSC. Matriał ten charakteryzuje się wysokim stosunkiem sztywności masy (4.5 razy większym niż w przypadku aluminium), dzięki czemu cała struktura jest bardzo lekka. Montaż soczewek znajduje się na płycie montażowej zwierciadła głównego. Jest wykonany z invaru 36. Całą struktura podbierająca jest przymocowana do przegrody w formie tuby złożonej z kompozytów grafitowych za pomocą trzech tytanowych belek izolujących przed wibracjami. Są połączone z nią blisko środka ciężkości OTA. Zapewniały izolację przed wibracjami w czasie startu. Przegroda została wykonana z tworzyw K13C2U, M55J i T300, również charakteryzujących się wysokim stosunkiem sztywności do masy (2.5 - 4 razy większym niż dla aluminium). Przegroda jest przymocowana do panelu strukturalnego sondy za pomocą sześciu belek wykonanych z kompozytu szklano - epoksydowego G-10. Wewnętrzne ostrza przegrody usuwającej rozpłoszone światło są również wykonane z epoksydu grafitowego. Otaczają strukturę podpierającą elementy optyczne. Ponadto zastosowano przegrodę wewnętrzną zamontowaną na otworze w zwierciadle głównym. Posiada ona zarówno ostrza zewnętrzne jak i wewnętrzne oraz nagwintowane wnętrze. Jest wykonana ze stopu magnezu ZK60A. Mniejszą przegroda, również wykonana z magnezu znajduje się na zwierciadle wtórnym. Cały system OTA za wyjątkiem otworu wejściowego jest otoczony izolacją wielowarstwową. Z boku OTA znajduje się wlot przez który w czasie prac naziemnych wprowadzano czysty azot. Zapobiegało to zanieczyszczeniu optyki.

Ponieważ OTA znajduje się we wnętrzu statku kosmicznego utrzymywanym w temperaturze bliskiej temperatury pokojowej (od 0 do +40°C), otwór wejściowy jest wystawiony w zimną przestrzeń kosmiczną a detektor CCD musi pracować poniżej temperatury -70°C, system kontroli temperatury urządzenia był trudny do zaprojektowania. W celu zapewnienia dobrej pracy elementów optycznych konieczne było zastosowanie materiałów o dużej przewodności cieplnej i małej rozszerzalności cieplnej. Dlatego też wszystkie elementy teleskopu wykonano z węglika krzemu SiC 55A. Elementy metaliczne mocujące poszczególne elementy OTA zostały wykonane z invaru 36, pod względem termicznym dobrze pasującego do SiC 55A w zakresie temperatur w którym instrument pracuje. Wszystkie elementy invarowe oraz podpory zwierciadła głównego zostały epoksydowo połączone ze strukturą z SiC 55A. Cały układ optyczny znajduje się w przegrodzie w postaci tuby z kompozytu grafitowego, którego przewodności termiczna jest wysoka. Utarta ciepła jest w jej obrębie względnie jednorodna wzdłuż długiego wymiaru, co ułatwia zminimalizowanie gradientu termicznego wzdłuż instrumentu  Gradient temperatur w obrębie struktury podpierającej został zminimalizowany do 2.5°C wzdłuż i 1.0°C w poprzek. Osiągnięto to poprzez użycie przewodnej izolacji oraz zmniejszenie transferu ciepła ze statku na drodze promieniowania do wartości bliskiej zeru. Ponadto gradient temperatur może być kontrolowany za pomocą grzejnika o mocy 0.5 W. Testy wykonane podczas lotu wykazały jednak, że nie jest on potrzebny. Dalsze ograniczenie gradientu temperatur  w obrębie teleskopu umożliwiło wykonanie elementów łączących go ze statkiem kosmicznym z tworzywa G-10, izolującego go od ciepła przenoszonego na drodze przewodnictwa. Przenoszenie ciepła na skutek promieniowania zostało ograniczone poprzez porycie zwróconych ku sobie powierzchni panelu strukturalnego sondy i OTA izolacją wielowarstwową. W obrębie instrumentu izolacja składa się z 23 osobnych fragmentów i stanowi 15% masy urządzenia. Połączenia różnych materiałów są zrealizowane za pomocą trzpieni lub innych sposobów zmniejszających degradację właściwości optycznych układu pod wpływem zmian temperatur do minimum. Zwierciadło wtórne jest przymocowane trzpieniem do powierzchni montażowej wykonanej z invaru 36, która jest natomiast wciśnięta w koniec struktury podpierającej z SiC. Wykonane z magnezu przegrody zwierciadła wtórnego i głównego są połączone trzpieniami odpowiednio ze strukturą podpierającą zwierciadła (złożoną z SiC) oraz strukturą podpierającą soczewki (z invaru 36). Blokada apertury wykonana ze stopu aluminium 6061-T6 jest przymocowana trzpieniem do środkowego pierścienia struktury OTA. Płyta montażowa CCD jest przymocowana do struktury OTA trzpieniami tytanowymi minimalizującymi naprężenia powstające w czasie zmian temperatur oraz izolującymi termicznie CCD od OTA. Elementy montażowe wykonane z G-10 na tylnych końcach również posiadają trzpienie tytanowe. Ponadto cała struktura OTA jest przymocowana to zewnętrznej tuby z kompozytu K13C izolatorami tytanowymi minimalizującymi naprężenia i wibracje powstające podczas zmian temperatur oraz izolujące przed ciepłem przenoszonymi przez przewodnictwo.

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #20 dnia: Październik 30, 2011, 23:29 »
Układ płaszczyzny ogniskowej FPU zawiera detektor CCD typu klatka - transfer o powierzchni aktywnej 1024 x 1024 piksele. Pojedynczy piksel ma szerokość 13 mikronów. Jest to model 47-20 firmy E2V Technologies charakteryzujący się wysoką wydajnością kwantową. Nieaktywna połowa detektora, służąca do przechowywania klatki jest pokryta maską wykonaną z ciemno anodyzowanego aluminium. Powierzchnia aktywna nie jest osłonięta oknem, co zapobiega rozpraszaniu i wielokrotnemu odbiciu światła. Czas transferu klatki wynosi 13 milisekund. Dane są ucyfrawiane do 12 bitów na piksel. Poziom szumu to ok. 10 elektronów na piksel przy ekspozycji trwającej 0.7 ms. Piksele mogą być sumowane w formacie 4 x 4. Obok CCD znajdują się dwie małe lampy. Pozwalają one na oświetlanie detektora światłem wielokrotnie odbitym i przeprowadzanie testów nawet gdy nie jest on oświetlany przez optykę.

Elektronika FPU znajduje się na płycie drukowanej o wymiarach 15 x 10 cm. Znajduje się w obudowie wykonanej z magnezu. Jest połączona z płytą elektroniki obrazowania w jednostce ASE. Jest to zestaw obwodów AD9807 firmy Analog Devices. Wykonuje on sumowanie pikseli, wzmacnianie sygnału, oraz jego konwersję analogowo - cyfrową do 12 bitów na piksel z maksymalną częstotliwością 6 MHz (wystarczająco większą od częstotliwości odczytywania pikseli bliską 1.5 MHz).  Elektronika ta jest odporna na promieniowanie.

Sam detektor jest zainstalowany na małej płycie elektroniki. Jest ona zamontowana w płaszczyźnie ogniskowej za pomocą obejmy przymocowanej do struktury OTA poprzez łącznik izolujący termicznie. Klamra jest wciśnięta w sztabę złożoną z pokrytego złotem stopu berylu S200F, która z drugiej strony jest przykręcona do radiatora również złożonego ze stopu berylu S200F pokrytego złotem. Jego zewnętrzna powierzchnia jest pokryta białą farbą Aeroglaze A276. Detektor łączy się z elektroniką w obudowie magnezowej za pocą elastycznego kabla. Dzięki temu detektor może pracować w temperaturze mniejszej od -70°C a zasadnicza elektronika FPU - w temperaturze pokojowej. Niska temperatura detektora sprawia, że efektywność przenoszenia ładunku nie spada pod wpływem naświetlania detektora neutronami z RTG. Przed otwarciem pokryty ochronnej teleskopu detektor CCD został nagrzany do temperatury ponad -18°C za pomocą odpowiedniego grzejnika w celu usunięcia zanieczyszczeń.

Elektronika instrumentu ASE kontroluje wszystkie funkcje instrumentu (w tym płaszczyzny ogniskowej) i zapewnia prawie wszystkie połączenia pomiędzy instrumentem a statkiem kosmicznym. Nie obsługuje tylko otwierania klapy ochronnej teleskopu, kilku termistorów obsługiwanych przez statek oraz dwóch grzejników usuwających zanieczyszczenia z powierzchni optycznych. Jest zbudowana z trzech płyt drukowanych o wymiarach 10 x 10 cm połączonych łącznikami elektrycznymi. Znajdują się one w obudowie wykonanej z magnezu, bezpośrednio przymocowanej do panelu strukturalnego statku, blisko OTA. Poszczególne płyty to: procesor zdarzeń (Event Processor Unit - EPU); wejście/wyjście systemu obrazującego (Imager Input/Output - IM I/O) oraz zasilacz niskiego napięcia (Low-Voltage Power Supply - LVPS).

EPU kontroluje pracę instrumentu poprzez interfejsy z LVPS i IM I/O. Komunikuje się ze statkiem kosmicznym za pomocą interfejsu RS-422, przez który odbiera komendy i przesyła dane inżynieryjne. Używa procesora RTX2010RH i wykonuje kod FORTH.

IM I/O odbiera dane naukowe z FPU, formatuje je i przesyła do jednostki elektroniki IEM sondy. Dodatkowymi funkcjami są: przechowywanie i przesyłanie nagłówków zdjęć; odbieranie i wykonywanie komend z procesora EPU, wytwarzanie histogramów, generowanie sekwencji testów, oraz przesyłanie do FPU poleceń na temat trybu działania i czasów ekspozycji na podstawie danych z procesora EPU. Elektronika ta składa się z dwóch układów FPGA (Field-Programmable Gate Array). Pierwszy z nich jest interfejsem z systemem obrazującym. Drugi jest interfejsem z procesorem RTX. Interfejs z systemem obrazującym przyjmuje obrazy z FPU i przesyła je do jednostki elektroniki sondy. Ponadto może on przyjmować dane z RTX. Dane te są następnie przesyłane przez płytę główną ASE do interfejsu z RTX. Pozwalają one na ustawianie trybu działania i czasu ekspozycji FPU oraz generowania nagłówków obrazów. Interfejs z RTX oblicza histogramy dla danych transmitowanych z FPU w danym czasie. Następnie są one dostępne dla procesora RTX, który może ich używać do dostosowywania czasów ekspozycji przy wykonywaniu następnych zdjęć. Ponadto zbiera on dane na temat statusu FPU i temperatur, które są następnie dostępne dla RTX.

Zasilacz LVPS przekształca napięcie ze statku 30 +/-1 V na wolarze wtórne 2.5 V, 6 V i 15 V używane przez pozostałe płyty elektroniki ASE oraz przez FPU. Ponadto pozwala on na monitorowanie ładunków, napięć i temperatur za pomocą interfejsu I2C z płytą EPU. Pozwala też na włączanie i wyłączanie zasilania FPU oraz grzejników OTA.

Instrument pozwala na obrazowanie przy niskim poziomie oświetlenia. W czasie przelotu koło Plutona, w odległości około 33 AU od Słońca poziom oświetlenia wyniesie 1/1000 oświetlenia w okolicach Ziemi  jednak Pluton jest obiektem jasnym, albedo optyczne wynosi ok. 0.55. W pasie Kuipera, w odległości około 40 AU od Słońca poziom oświetlenia będzie niższy, a albedo obserwowanych obiektów mniejsze (typowo wynosi ono 0.1). Jednak w czasie zbliżenia do Plutona współczynnik sygnału do szumu będzie większy od 100 dla jednej klatki. W czasie największego zbliżenia, gdy wykonywane będą zdjęcia o największej rozdzielczości kąt fazowy będzie mały. W czasie fotografowania okolic terminatora, gdzie poziom oświetlenia będzie niższy współczynnik sygnału do szumu będzie większy od 20 dla jednej klatki. Podobny współczynnik zostanie osiągnięty dla obiektów KBO. W czasie obserwacji nawigacyjnych możliwe jest zarejestrowanie gwiazd o jasności do 11.5 mag przy współczynniku sygnału do szumu większym od 7 dla pojedynczej ekspozycji trwającej 100 ms. Ponieważ nie jest wskazane aby gwiazda w dużym stopniu oświetliła tylko jeden element obrazu detektor może pracować w trybie sumowania 4 x 4 pikseli. Podczas poszukiwań wybranych wcześniej KBO może być stosowany specjalny tryb pozycjonowania statku pozwalający na utrzymanie spodziewanego celu obserwacji w obrębie marginesu tolerancji błędów pozycjonowania o rozmiarze 4 x 4 pikseli. W odległości 40 AU od Słońca LORRI może wykryć obiekt o wielkości 50 km i albedo 0.04 z odległości 0.35 AU (przy kącie fazowym 25°). Odpowiada to jego zobrazowaniu na 40 dni przed przelotem, co będzie czasem wystarczającym do zaplanowania i przeprowadzenia korekt trajektorii.

Instrument LORRI został opracowany przez Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (JHU APL).

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #21 dnia: Październik 30, 2011, 23:30 »
SWAP
Instrument do badań parametrów wiatru słonecznego wokół Plutona jest urządzeniem zaprojektowanym w celu wykonania pomiarów cząstek niskoenergetycznych. Pozwoli na badania oddziaływań wiatru słonecznego z jonami wywarzanymi podczas utarty gazu atmosferycznego na Plutonie. Dane te przyczynią się do wykonania jednego z celów naukowych grupy 1 - scharakteryzowania neutralnej atmosfery Plutona i określenia tempa jej utarty. Ponadto instrument pozwoli na wykonanie celu grupy 2 - wykonanie poszukiwań jonosfery i ewentualnego scharakteryzowania jej oddziaływań z wiatrem słonecznym (jeśli jonosfera istnieje). Urządzenie pozwoli też na wykonanie celu grupy 3 - scharakteryzowania środowiska cząstek energetycznych wokół Plutona. Pozwoli również na poszukiwania pola magnetycznego, jednak jego istnienie jest mało prawdopodobne. Ponadto dodatkowym celem naukowym instrumentu jest dostarczenie pomiarów jonów przyspieszonych w  heliosferze w czasie lotu do Plutona i po zakończeniu jego badań.

Na Plutonie gaz atmosferyczny ucieka ze słabego pola grawitacyjnego a następnie jest jonizowany przez fotony słoneczne. Jony te są następnie przyspieszane na skutek oddziaływań z wiatrem słonecznym i poruszają się wraz z jego polem magnetycznym. Powoduje to spowalnianie wiatru słonecznego. Typy tych oddziaływań zależą w dużej mierze od tempa utarty atmosfery. Mogą przypominać tworzenie warkocza komety w przypadku dużego tempa utarty lub otoczenie Wenus w przypadku tempa małego. W tym ostatnim wypadku prądy elektryczne w jonosferze powodowałyby odchylanie strumienia wiatru słonecznego. W aphelium, po zamrożeniu atmosfery oddziaływania wyglądają podobnie jak na Księżycu, wiatr słoneczny bombarduje gołą powierzchnię. Podobnie wygląda najprawdopodobniej oddziaływanie z Charonem, który nie posiada atmosfery możliwej do wykrycia z Ziemi. Możliwe są jednak oddziaływania Charona z warkoczem plazmy z Plutona, jeśli tempo utraty gazu z jego atmosfery jest duże. Według obecnych modeli bardziej prawdopodobny jest scenariusz dużej utarty gazów. SWAP pozwoli na wiarygodne oszacowanie tempa utraty gazu oraz na zbadanie oddziaływań pomiędzy powstającą z niego plazmą a wiatrem słonecznym.

Do helisofery z ośrodka międzygwiazdowego stale przenikają neutralne atomy wodoru. Podczas ich ruchu w kierunku Słońca wchodzą one w region o zwiększonej gęstości wiatru słonecznego i nasilonym poziomie promieniowania słonecznego. Dzięki temu stale zwiększa się prawdopodobieństwo ich jonizacji na skutek wymiany ładunku oraz fotojonizacji. Następnie wchodzą one w skład strumienia wiatru słonecznego. Trajektoria New Horizons jest unikalna - sonda porusza się w kierunku wierzchołka helisfery. Ponadto energia protonów wiatru słonecznego szybko spada. Oba czynniki pozwolą na zmierzenie "czystego" rozkładu przyspieszonych protonów pochodzących z ośrodka międzygwiazdowego, mało zaburzonego przez oddziaływania w hemisferze. Pomiary rozkładu protonów pozwolą tez na poszukiwania ich innych źródeł, niezależnych od ośrodka międzygwiazdowego. Jednym z takich możliwych źródeł są oddziaływania wiatru słonecznego z ziarnami pyłu w Pasie Kuipera.

Instrument SWAP został umieszczony na jednej z bocznych ścian sondy New Horizons, blisko instrumentu PEPSSI. New Horizons pozycjonuje instrumenty optyczne poprzez obrót wokół osi Z. W celu zapewnienia pomiarów wiatru słonecznego w dużej mierze niezależnych do skanowania w ten sposób instrument jest symetryczny wokół osi Z. Jest zamontowany w cylindrycznym kołnierzu. Jego umieszczenie w kącie -Z konstrukcji pojazdu sprawiło, że pole widzenia nie jest zasłanie przez żadne struktury statku przy każdym sposobnie skanowania kątowego instrumentami optycznymi. Instrument ten został zaprojektowany w 1993 r na potrzeby misji PFF (Pluto Fast Flyby) w ramach programu NASA Advanced Technology Insertion (ATI). W czasie projektowania misji New Horizons wchodził w skład pakietu do badań plazmy i cząstek energetycznych (Plasma and High Energy Particle Package - PAM) wraz z urządzeniem PEPSSI. Następnie został przekształcony w niezależny instrument. Urządzenie ma masę 3.29 kg i objętość 0.011 m^3. Pobór mocy wynosi 2.84 W. Szybkość transmisji danych znajduje się w przedziale 1 - 280 bps. Instrument pracuje w zakresie temperatur od 0 do +40stC. W czasie bezczynności jego temperatura może wynosić od -20°C do +50°C.

SWAP jest spektrometrem plazmy mierzącym gęstość i energię cząstek niskoenergetycznych wiatru słonecznego. Pracuje  w zakresie energetycznym 30 eV - 7.7 keV. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 1 eV w poniżej 2 keV i 9% powyżej 2 keV. Pole widzenia ma wymiary 276 x 10 stopni. Pomiary tego typu przedstawiają duże problemy, ponieważ gęstość wiatru słonecznego spada wraz odległością od Słońca i w okolicach Plutona jest mniejsza o około trzy rzędy wielkości od gęstości w okolicach Ziemi. Ponadto energia cząstek wiatru słonecznego również szybko spada. Instrument musiał się więc charakteryzować wysoka czułością. Ponadto musiał zużywać jak najmniej zasobów statku kosmicznego oraz wykonywać pomiary w bardzo dużym zakresie kątów, ponieważ  w czasie przelotu pojazd będzie pozycjonował głównie kamery. Dlatego też konfiguracja instrumentu jest nowa, połączono w niej kilka elementów różnych spektrometrów cząstek zastosowanych we wcześniejszych misjach.

W skład instrumentu wchodzi optyka elektrostatyczna, system detektora oraz zestaw elektroniki. W skład optyki wchodzi analizator potencjału (Retarding Potential Analyzer - RPA); deflektor (Deflector - DFL); oraz analizator elektrostatyczny (Electrostatic Analyzer - ESA). Łącznie elementy te pozwalają na selekcję kątów i energii w których mierzone są cząstki wiatru słonecznego oraz przyspieszone jony. Jony wchodzące do instrumentu przechodzą przez analizator RPA. Tam wszystkie jony których stosunek energii do ładunku (E/q) jest mniejszy od napięcia przyłożonego do RPA są odrzucane. RPA działa jak filtr szerokopasmowy. Napięcie przyłożone do pierścieniowego deflektora pozwala następnie na skierowanie wybranych jonów, przybywających znad płaszczyzny centralnej instrumentu do analizatora ESA. Tam odrzucane są jony których E/q znajduje się poza wybranym, wąskim przedziałem. Działa on jako filtr wąskopasmowy. Ponadto odrzuca cząstki neutralne oraz fotony UV. Następnie wybrane jony są przyspieszane i wchodzą do sekcji detekcyjnej. Tam znajduje się ultarcienka folia węglowa oraz dwa detektory w postaci kanałowych powielaczy elektronów (Channel Electron Multiplier - CEM). Detektory wykonują pomiary zarówno jonów jak i wtórnych elektronów wybijanych przez nie z folii. Zastosowana technika pozwala na oddzielnie sygnałów wartościowych od przypadkowych. Po wykryciu epizodu oddziaływania cząstki z detektorem wzmacniacze ładunku (Charge Amplifier - CHAMP) obsługujące oba CEM wytwarzają sygnał elektryczny. W zestawie elektroniki zasilacze wysokiego napięcia  (High-Voltage Power Supplies - HVPSs) dostarczają napięcie do CEM oraz napięcia odchylającego do optyki elektrostatycznej. Płyta kontrolna odbiera impulsy z CHAMP, kontroluje przełączanie woltaży w optyce, ucyfrawia dane inżynieryjne, generuje pakiety wysyłane do telemetrii, przyjmuje komendy, oraz przekształca napięcie ze statku kosmicznego na napięcia wtórne używane przez poszczególne komponenty instrumentu.

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #22 dnia: Październik 30, 2011, 23:32 »
Konfiguracja optyki instrumentu została wyznaczona przez unikalne wymagania stawiane przez misję. Konieczce było zastosowanie bardzo dużego otworu wejściowego z powodu niskiej gęstości wiatru słonecznego w okolicach Plutona. Urządzenie posiada największą aperturę ze wszystkich zbudowanych do tej pory instrumentów do rejestracji wiatru słonecznego. Ponadto New Horizons nie ma platform skanujących dla instrumentów optycznych, optyka SWAP usiała zapełnić pomiary niezależne od obrotów statku wzdłuż osi Z wykonywanych podczas pozycjonowania kamer. Dlatego też ESA przyjmuje cząstki w szerokim zakresie energii i kątów. Ponadto instrument musi rejestrować małe zmiany w szybkości wiatru słonecznego. Dlatego też zastosowano RPA pozwalający na zwiększenie rozdzielczości pomiarów energii cząstek i dostarczający możliwości zmieniania pasm energii rejestrowanych cząstek. Ponieważ statek okresowo musi odchylać się od płaszczyzny ekliptyki zastosowano deflektor pozwalający na dostosowywanie pola widzenia w takich warunkach. Ponieważ pojazd tylko rzadko zwraca oś -Y na Słońce, nie zasłaniane przez żadne elementy pole widzenia o szerokości ponad 270 stopni znajduje się w płaszczyźnie X-Y i jest scentrowane na oś +Y (równoległą do anteny HGA). Nominalnie, w czasie lotu na Plutona HGA jest zwrócona na Ziemię i jej oś tworzy kąt kilku stopni z kierunkiem do Słońca. Wszystkie struktury podpierające elementy optyki oraz pokrywy chroniące otwór wejściowy  w czasie startu znajdują się w obrębie sektora 90 stopni położonego poza polem widzenia, równolegle do osi -Y.
« Ostatnia zmiana: Październik 30, 2011, 23:33 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #23 dnia: Październik 30, 2011, 23:34 »
RPA składa się z czerech aluminiowych cylindrów (ekranów). W każdym z nich znajduje się około 90 000 małych, położonych blisko siebie otworów. Tworzy to strukturę przypominającą kratkę. Przejrzystość każdego cylindra to około 65%. Grubość ściany wynosi 0.762 mm. Otwory mają średnicę 0.343 mm. Są rozmieszczone na planie sześciokątów. Średnice poszczególnych ekranów (od zewnątrz RPA) wynoszą 174.4, 169.6, 166.4, i 161.6 mm. Cylindry zewnętrzny i wewnętrzny są uziemione, ich potencjał wynosi 0 V. Napięcie na cylindrach wewnętrznych jest zmieniane w zakresie od 0 do +2000 V w krokach  0.49 V. Ekrany te są odizolowane od pozostałej części struktury izolatorami ceramicznymi. Pomiędzy cylindrami wewnętrznymi a cylindrami uziemionymi znajdują się przerwy o szerokości 2.032 mm, zapobiegającą powstawaniu wyładować przy potencjale rzędu −2000 V. Pomiędzy cylindrami wewnętrznymi znajduje się szczelina o szerokości 1.016 mm, dobranej tak, aby zapewnić jednorodne pole elektryczne w obrębie RPA. Pole widzenia ma szerokość 276 stopni. RPA powala na filtrowanie jonów według energii, przy czym pasma energii są odgraniczone stosunkowo ostro. Pozwala na precyzyjne wybieranie energii jonów przed ich skierowaniem do ESA, który przeprowadza miej precyzyjne skanowanie energii.

Deflektor DFL jest bardzo prosty. Pozwala na skierowanie do ESA jonów pochodzących znad płaszczyzny instrumentu położonej w osi -Z do analizatora ESA. Jest on położony zaraz za RPA. Ma postać pierścienia. Jest do niego przykładane napięcie zmieniane w zakresie od 0 do +4000 V. Pozwala to na odchylanie trajektorii jonów o energiach do 7000 eV/q przybywających z kierunków położonych w odległości do 15 stopni od płaszczyzny centralnej instrumentu do ESA.

Analizator ESA pozwala na dokonywanie mało dokładniej selekcji energii oraz na ochronę detektora przed fotonami UV. Zewnętrza część ESA jest pokryta żłobkami i pociemniona poprzez pokrycie miedzią nanoszoną techniką Ebanol-C. Znacznie zmniejsza to tło rozproszonego światła i cząstek. Wewnętrzna część ESA jest pociemniona, ale nie żłobkowana. Jest przymocowana do izolatorów łączących ją ze strukturą podpierającą. Po drugiej stronie tego układu znajduje się uziemiony stożek pozwalający na uzyskanie przestrzeni pozbawionej pola elektrostatycznego. Jest to miejsce wejścia cząstek do sekcji detekcyjnej. Woltaż na ESA jest zmieniany w zakresie od 0 do −4000 V.

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #24 dnia: Październik 30, 2011, 23:35 »
Cząstki o wybranych energiach, pochodzące  z wybranego zakresu kątów przechodzą przez region pozbawiony pola elektrostatycznego za optyką, a następnie wchodzą do obszaru detekcyjnego. Tam są przyspieszane przez wysokie napięcie przyłożone do detektorów CEM. Są kierowane na pierścień skupiający, na którym zawieszona jest bardzo cienka folia węglowa. Ma ona gęstość 1 μg/cm^2. Jest podpierana przez siatkę o przejrzystości 64%. Po przejściu przez pierścień cząstki padają na główny detektor CEM (Primary CEM - PCEM). Elektrony wtórne generowane na folii i rozproszone ku przodowi są również przyspieszane ku PCEM przez potencjał ok. 100 V wytwarzany przez ładunek na PCEM. Elektrony rozproszone ku tyłowi są kierowane przez pierścień skupiający na CEM dodatkowy (Secondary CEM - SCEM). Zliczenia z dwóch detektorów CEM są odbierane przez wzmacniacze CHAMP i związaną z nimi elektronikę. Analiza sygnału z obu detektorów pozwala na odrzucenie sygnałów fałszywych zmniejszając poziom szumu wywołany przez zliczenia ciemne CEM, cząstki energetyczne przenikające do instrumentu spoza pola widzenia oraz tło UV. Dwa detektory zapewniają też redundancję w trakcie długiej misji. SWAP może spełnić swoje cele naukowe dysponując tylko jednym sprawnym detektorem. Pozwoliło na to dodanie drugiego pierścienia skupiającego. Jeśli PCEM jest wyłączony, potencjał -1 kV na tym pierścieniu pozwala na przyspieszenie elektronów rozpłoszonych ku tyłowi na SCEM. Konieczność zapewnienia długiego czasu funkcjonalności CEM wymusiła zastosowanie w ich otoczeniu tylko materiałów uwalniających bardzo małe ilości resztkowych gazów, mogących wywoływać degradacje. W elementach położonych przy detektorach użyto tylko metalu, szkła i materiałów ceramicznych. Kable wysokiego i niskiego napięcia znajdują się w obudowach a impulsy są przenoszone przez połączenia ceramiczne.

Wzmacniacze CHAMP przekształcają impulsy ładunku z CEM w impulsy które mogą być przetwarzane przez płytę elektroniki kontrolnej. Są umieszczone blisko detektorów w obrębie przestrzeni detekcyjnej. Ich mocowania znajdują się w tylnej części ich płyt. W instrumencie zastosowano wzmacniacze hybrydowe CHAMP dostępne komercyjnie. Ładunek z CEM jest przenoszony do CHAMP przez krótki kabel.
« Ostatnia zmiana: Październik 30, 2011, 23:37 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #25 dnia: Październik 30, 2011, 23:37 »
Zasilacz wysokiego napięcia HVPS przesyła zasilanie do powierzchni optycznych (RPA, DFL, ESA i pierścienia skupiającego) oraz do detektorów PCEM i SCEM. Linie zasilające detektory są pojedyncze, ale dwa detektory zapewniają redundancję. Linie dla optyki są podwojone. Fizycznie HVPS składa się z dwóch płyt elektroniki.

Płyta elektroniki kontrolnej zapewnia połączenie elektryczne ze statkiem. Pozwala na przesył zasilania, danych i komend. Oprogramowanie wykonywane przez procesor 8051 wykonuje komendy i kontroluje pracę instrumentu, steruje sekwencją przełączania wysokiego napięcia, odbiera dane z detektorów oraz formatuje dane przed przesłaniem ich do systemu obsługującego dane na sondzie. Połączenie ze statkiem umożliwiają dwa redundancyjne (A i B) interfejsy RS-422. Płyta kontrolna zawiera też filtry EMI oraz konwertery DC-DC wytwarzające wtórne woltaże +5V i -5V oddzielone od systemu elektrycznego sondy. Elementy MOSFET pozwalają na przełączanie niskiego napięcia dostarczanego do zasilaczy wysokiego napięcia PCEM i SCEM, zasilaczy A i B optyki oraz obwodów mierzących parametry inżynieryjne. Procesor pracuje przy zegarze 4.9152 MHz. Do wykonania pojedynczej instrukcji potrzeba 12 cykli, maksymalna szybkość procesora wynosi 0.4 MIPS. Może być zmniejszona do 0.05 MIPS w celu zmniejszenia poboru energii w czasie pomiarów podczas przelotu koło Plutona. Kod rozruchowy znajduje się w pamięci PROM o pojemności 32 Kb. Pozwala on na uruchomienie instrumentu i otworzenie podstawowego łącza ze statkiem nawet gdy inne pamięci są zajęte lub doznały trwałej degradacji. Dwa osobne pamięci EEPROM 128 Kb zawierają oprogramowanie i tablice LUT (Look-up Tables), zajmujące po 64 Kb. Pamięć SRAM 128 Kb pozwala na przechowywanie kodów i danych. Instrument jest uruchamiany przez kod w PROM. Następnie oprogramowanie z EEPROM jest kopiowane do RAM i wykonywane. Układ FPGA (Field-Programmable Gate Array) kontroluje pamięci. Płyta kontrolna obrabia też sygnały z obu wzmacniaczy CHAMP. Po osiągnięciu odpowiedniego napięcia na optyce oprogramowanie otwiera okno poboru pomiaru. W czasie jego trwania dodaje wszystkie impulsy z CHAMP PCEM i SCEM. Płyta kontrolna kontroluje tez ogólny stan instrumentu oraz osobno detektorów. Tempo zliczeń z detektorów jest sprawdzane o 0.5 sekundy i porównane z zaprogramowanymi limitami. Woltaż zasilający detektory i ładunek na nich jest kontrolowany co 1 s. Ponadto monitorowane są temperatury oraz ładunki i napięcia zasilaczy niskiego napięcia. Dane te są formatowane i przesyłane do systemu telemetrycznego sondy.

Struktura mechaniczna instrumentu składa się z trzech sekcji - układu podpierającego optykę i system detekcyjny, klap chroniących otwór wejściowy, oraz struktur podpierającej elektronikę oraz okablowanie.

Struktura optyki i detektora zaburza trajektorie cząstek w minimalnym stopniu. Zostało to osiągnięte poprzez umieszczenie elementów podpierających wewnętrzną część ESA i PCEM w 90-stopniowym sektorze w którym SWAP nie rejestruje cząstek. Tam też znajdują się zawiasy pokryw ochronnych. Elektronika koło PCEM jest podpierana przez strukturę ceramiczną. Kable do PCEM są przeprowadzone wewnątrz struktury podbierającej ESA, dzięki czemu nie przebiegają w szczelinie pomiędzy ESA a układem detekcyjnym.

Instrument posiada dwie klapy zadymające otwór wejściowy. Mają one postać blaszek o kształcie półksiężyców. Chroniły RPA przed zanieczyszczeniem i uszkodzeniem w trakcie prac naziemnych i podczas startu. Po starcie zostały otwarte jednorazowo na stałe. Jednak podczas testów naziemnych były otwierane i zamykane wielokrotnie. Ich zewnętrze powierzchnie pod względem przewodności elektrycznej są połączone z instrumentem. Ponadto nie odbijają światła. Zostało to osiągnięte poprzez pokrycie ich czarnym niklem i przyłączenie do uziemienia instrumentu.

Struktura podpierająca elementy elektroniki znajduje się za analizatorem ESA. Umieszczono na niej płytę kontrolną, płytę HVPS i kable. Trzy płyty komponentów elektronicznych są przyłączone do tej struktury za pomocą szpil wciśniętych w odpowiednie otwory. Płyta górna zawiera właściwy zasilacz wysokiego napięcia, środkowa - elementy obsługujące zasilacz, a płyta dolna pozwala na odbieranie zasilania ze statku oraz na wymianę danych. Początkowo CHAMP miały być umieszczone na płycie dolnej, ale w celu polepszenia stosunku sygnału do szumu musiały znaleźć się bliżej detektorów. Dlatego też mieszczą się na dwóch oddzielnych płytach.

Instrument SWAP został opracowany przez Southwest Research Institute (SwRI).

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #26 dnia: Październik 30, 2011, 23:40 »
PEPPSI
Spektrometr cząstek energetycznych występujących w okolicach Plutona jest instrumentem pozwalającym na pomiary jonów przyspieszanych w pobliżu Plutona oraz rejestrowanie eleketronów. Jego podstawowym celem naukowym jest umożliwienie scharakteryzowania neutralnej atmosfery Plutona. Ponadto pozwoli on na określenie tempa utraty gazu atmosferycznego. Do pozostałych celów naukowych zaliczają się badania oddziaływań wiatru słonecznego z Plutonem i Charonem; poszukiwania jonosfery Plutona; oraz scharakteryzowanie środowiska cząstek energetycznych wokół tego obiektu.

Pluton posiada atmosferę, która jest najprawdopodobniej silnie tracona tworząc rozciągły układ przypominający atmosferę komety. W jego obrębie atomy neutralne są jonizowane na skutek fotojonizacji i wymiany ładunku z jonami wiatru słonecznego oraz następnie przyspieszane. Instrument pozwoli na określenie zasięgu takich oddziaływań uzupełniając pomiary instrumentu SWAP. Wraz z pomiarami ALICE i REX pozwoli on na zrekonstruowanie profilu struktury atmosfery od powierzchni Plutona do jej granicy.

Scharakteryzowanie neutralnej atmosfery Plutona, będące jednym z celów grupy 1 całej misji zostanie uzyskane poprzez rejestrację ciężkich jonów, uzyskanie spektrum ich energii oraz zaobserwowaniu różnic przestrzennych w ich rozmieszczeniu i eneregiach wzdłuż trajektorii sondy. Badania oddziaływań z wiatrem słonecznym i poszukiwania jonosfery (cel grupy 2) zostaną wykonane poprzez badania zasięgu przyspieszania jonów i składu populacji tych cząstek, uzupełniające dane instrumentu SWAP. W przypadku charakteryzacji środowiska cząstek energetycznych wokół Plutona (cel grupy 3) urządzenie wykona pomiary zasięgu przestrzennego, rozkładu szybkości oraz rozkładu przestrzennego jonów energetycznych H+, N+ i N+.

Podczas przelotu koło Jowisza instrument rejestrował rozbłyski cząstek energetycznych pochodzących z Io w obrębie ogona magnetosfery. W czasie lotu międzyplanetarnego nie wykonuje regularnych pomiarów. Jednak dane zbierane w czasie okresowych testów funkcjonalności pozwolą na porównanie parametrów środowiska cząstek energetycznych wzdłuż trajektorii New Horizons (poruszającego się w kierunku wiatru międzygwiazdowego) z pomiarami sond Voyager 1 i 2 w zewnętrznej heliosferze.

Instrument PEPSSI został zainstalowany na panelu górnym statku New Chorions, blisko instrumentu SWAP. PEPSSI jest systemem pozwalającym na pomiary energii jonów i elektronów oraz spektrometrię masową jonów z użyciem techniki spektrometrii czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrmetry - TOF). Mierzy szybkość i energię cząstek, pozwalając na identyfikację jonów według ich masy, uzyskanie spektrum ich energii oraz pomiary rozkładu kątowego dzięki prowadzeniu rejestracji cząstek w 6 sektorach kątowych. Umożliwia odróżnienie elektronów, protonów, cząstek alfa,  CNO oraz jonów cięższych. Konstrukcja instrumentu opiera się na rozwiązaniach opracowanych w toku wielu badań prowadzonych w Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL) od lat 80-tych oraz programu NASA Planetary Instrument Definition and Development Program (PIDDP). W czasie projektowania misji New Horizons wchodził w skład pakietu do badań plazmy i cząstek energetycznych (Plasma and High Energy Particle Package - PAM) wraz z urządzeniem SWAP. Następnie został przekształcony w niezależny instrument. Jest ogólnie podobny do systemu EPS (Energetic Particle Spectrometer) instrumentu EPPS (Energetic Particle and Plasma Spectrometer) sondy MESSENGER

Urządzenie mierzy energie jonów w przedziale od 1 keV na nukleon do 1 MeV na nukleon. Elektrony są rejestrowane w zakresie 25 - 500 keV. Rozdzielczość pomiarów energii to <5 keV. W skład instrumentu wchodzi kolimator i system detektorów tworzące razem moduł sensora. Jest on zamontowany na module elektroniki. Cały instrument stanowi więc pojedynczą jednostkę. Masa urządzenia wynosi 1.475 kg a objętość - 352 cm^3. Średni pobór mocy to 2.49 W a pobór szczytowy - 2.51 W. PEPPSI jest tym samym najbardziej kompaktowym i pobierającym najmniej mocy spektrometrem cząstek zastosowanym do tej pory podczas misji kosmicznych.  Szybkość transmisji danych wynosi 91 bps.

Cała jednostka ma wymiary 19.7 x 14.7 x 21.6 cm (25.1x 14.7 x 21.6 cm po otwarciu pokryw otworu wejściowego) i znajduje się na podporze przyłączonej do panelu zewnętrznego sondy. Sposób montażu sprawił, że pole widzenia znajduje się w dużej odległości od elementów sondy. Instrument jest połączony z podporą za pomocą 6 śrub ze stali nierdzewnej. Jest odizolowany termicznie od podpory za pomocą podkładek. Otwór wejściowy był chroniony przed falami dźwiękowymi w czasie startu oraz powietrzem i kurzem podczas testów naziemnych przez dwie pokrywy otwartymi jednorazowo po starcie. Każda pokrywa ma postać blaszki w kształcie półksiężyca. Zabezpieczała połowę otworu wejściowego. Jest przymocowana do struktury instrumentu za pomocą zawiasu. W pozycji zamkniętej była utrzymywana przez szpile mocujące. W czasie otwierania silniczek wysunął szpile, co pozwoliło na jej odchylenie przez sprężyny. Urządzenie nie posiada wewnętrznego grzejnika. Jest jednak wyposażone w grzejnik kontrolowany przez statek kosmiczny. Jest on włączony w trakcie lotu międzyplanetarnego. Dostarcza on ciepło o mocy 1 W. Ponadto instrument posiada radiator wykonany ze srebra pokrytego teflonem.

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #27 dnia: Październik 30, 2011, 23:42 »
Moduł sensora ma kształt dysku. Ma wysokość 2 cm i średnicę 6 cm.  Cząstki wchodzące do instrumentu przechodzą przez kolimator i wchodzą do sekcji detekcyjnej. W jej obrębie jony uderzają w dwie cienkie folie systemu TOF wytwarzając wtórne elektrony. Są one rejestrowane przez detektor w postaci płyty mikrokanałowej (Microchannel Plate - MCP). Elektrony z folii przedniej generują w ten sposób sygnał START, a elektrony z folii tylnej - sygnał STOP. Pozwala to na oszacowanie szybkości jonu. Ponadto jony są rejestrowane przez zespól detektorów półprzewodnikowych (Solid State Detector - SSD) mierząc ich energię. Kombinacja danych TOF i pomiarów energii pozwala na zidentyfikowanie rodzajów jonów oraz uzyskanie spektrum ich energii.

Otwór wejściowy jest podzielony na 6 sektorów, co pozwala na uzyskanie informacji na temat rozkładu kątowego jonów i elektronów bez użycia mechanizmów skanujących czy obrotów statku kosmicznego. Pole widzenia ma kształt wachlarza o wymiarach 160 x 12 stopni. Poszczególne sektory mają wielkość 0.6 x 1.2 cm. Odpowiada to  wielkością kątowej 25 x 12 stopni, definiującej rozdzielczość kątową pomiarów. Są rozdzielone przerwami o szerokości 2 stopni. Sam otwór jest ocieniany przez osłonę przeciwsłoneczną.

System pomiarów energii składa się łącznie z 12 detektorów SSD. Tworzą one pary - moduły detektorów, po jednym dla każdego sektora kątowego. W obrębie  każdego modułu detektory są połączone elektrycznie. Mają różne rozmiary tworząc piksele małe i duże. Do pomiarów elektronów służą tylko trzy detektory w różnych modułach, co zwiększa czynnik geometryczny dla jonów. Są one zlokalizowane  w sektorach nr 0, 2 i 5. Pary detektorów w sektorach 1, 3 i 4 wykrywają tylko jony. W sektorach tych jeden z detektorów mierzy jony a drugi elektrony. Elektrony są rejestrowane w zakresie 25 keV - 500 keV. Ich detektory są pokryte warstwą glinu o grubości 1 μm. Zapobiega ona detekcji protonów i cięższych jonów. Warstwa ta zatrzymuje jony o energiach niższych od 100 keV. Cząstki o energiach wyższych są najprawdopodobniej bardzo rzadkie w okolicach Plutona. W tych przypadkach jednak jednoczesne pomiary TOF pozwolą na odróżnienie jonów od elektronów. Pomiary energii jonów są wykonywane jednocześnie  z pomiarami czasu ich przelotu, co pozwala na wyznaczenie ich masy. Mierzone są protony o energiach wyższych od 25 keV oraz ciężkie jony takie jak CNO o energiach wyższych od 60 keV. Górna granica zakresu energii znajduje się przy około 1 MeV. W przypadku jonów o energiach niższych od dolnego progu detekcji SSD wykonywane są tylko pomiary czasu przelotu, jednak szerokość generowanych przez nie impulsów pozwala na przybliżone oszacowanie ich masy bez pomiaru energii.

Przed wykonanie pomiarów czasu przelotu jony są przyspieszane przez potencjał 2.6 kV. Następnie przechodzą przez szczeliny wejściowe systemu TOF. Mają one szerokość 6 mm. W  szczelinach tych umieszczono folie START. Uderzające w nie jony wybijają wtórne elektrony. Ponadto folie te zmniejszają poziom promieniowania UV w zakresie linii Lyman-alfa. Składają się z warstwy poliamidu o grubości 350 A pokrytej z obu stron warstwami aluminium o grubości 50 A. Szczeliny wyjściowe zostały pokryte foliami STOP złożonymi z warstwy poliamidu o grubości 500 A pokrytej z obu stron warstwami palladu o grubości 50 A. Oba zestawy folii są podtrzymywane przez siatki ze stali nierdzewnej zamontowanej na ramie ze stali nierdzewnej. Elektrony wybijane z folii są kierowane na detektor MCP. Elektrony pochodzące z folii START i STOP są rozdzielane elektrostatycznie, dzięki czemu detektor wytwarza zarówno sygnał START jak i STOP. Służy do tego potencjał 500 V pomiędzy oboma foliami. Zakres pomiarów czasu przelotu jonów to 1 - 320 ns a rozdzielczość czasowa - <4 ns. Anoda MCP jest podzielona na segmenty dopowiadające sektorom otworu wejściowego. Pozwala to na określenie kierunku nadejścia rejestrowanych jonów.

Moduł elektroniki instrumentu składa się z 6 płyt elektroniki zamontowanych w metalowych ramach w obrębie wspólnej obudowy. Ma ona kształt sześcianu o boku długości około 10 cm. Poszczególne płyty to: elektronika systemu pomiarów energii, zasilacz wysokiego napięcia (High Voltage Power Supply - HVPS), elektronika systemu TOF, jednostka obróbki danych (Data Processing Unit - DPU), procesor zdarzeń (Event Processing Unit - EPU), oraz zasilacz niskiego napięcia (Low Voltage Power Supplly - LVPS). Instrument jest połączony ze statkiem za pomocą pięciu interfejsów elektrycznych.

Interfejs zasilania pozwala na dostarczanie do instrumentu napięcia na poziomie 30 +/- 1 V. Jest ono dostarczany do elektroniki instrumentu za pomocą dedykowanego łącznika, niezależnego od linii wymiany danych.

Interfejs wymiany danych i komend używa standardu EIA RS-422. Zawiera on trzy obwody, do przesyłania sygnału synchronizującego czasu (1 raz na sekundę), danych oraz komend. Instrument jest połączony ze statkiem za pomocą dwóch dwukierunkowych portów UART (Universal Asynchronous Receiver and Transmitter). Pierwszy z nich jest połączony z systemem zaradzania danymi i komendami sondy C&DH w module elektroniki IEM-1, a drugi z systemem C&DH modułu IEM-2. Normalnie aktywny jest tylko jeden z nich.

W czasie testów naziemnych sprzętu i oprogramowania w początkowej fazie integracji instrumentu używany był osobny interfejs, używający standardu RS-232. Nie był on stosowany w trakcie testów całej sondy. Z zasilaczem HVPS połączony był ponadto interfejs zabezpieczający. Zapobiegał on przypadkowemu włączeniu urządzenia w trakcie prac. Przyłożenie wysokiego napięcia do MCP w czasie gdy był otoczony powietrzem mogłoby spowodować jego degradację. Dlatego też do HVPS przyłączona była wtyczka uniemożliwiająca jego uruchomienie. Została usunięta na krótko przed startem. Otwieranie osłony otworu wejściowego umożliwia ostatni interfejs. Został on podłączony przed starem, dzięki czemu w trakcie testów osłona nie mogła otworzyć się przypadkowo.

Główne różnice pomiędzy PEPSSI a urządzeniem EPPS/EPS sondy MESSENGER wynikają z  konieczności zapewnienia niskiego poboru mocy oraz ze spodziewanego niższego tempa zliczeń cząstek na Plutonie. Dotyczą one: mniejszego ładunku na MCP, użycia nowego wysokowydajnego zasilacza niskiego napięcia z zupełnie nowym konwerterem, zastosowania nowej płyty elektroniki pomiaru energii z nowymi chipami ASIC (Application Specific Integrated Circuit), oraz przeprojektowania płyty elektroniki pomiarów TOF w której użyto innych wzmacniaczy. Ponadto zastosowano mniejszą liczbę detektorów SSD, szerszy kolimator oraz osłonę przeciwsłoneczną pozwalającą na obserwacje w kierunku bliższym kierunku do Słońca. W przeciwieństwie do EPS instrument PEPSSI jest też termicznie połączony ze statkiem.

Instrument PEPPSI został opracowany przez  Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (JHU APL).

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #28 dnia: Październik 30, 2011, 23:44 »
SDC
Studencki licznik pyłu jest pierwszym przyrządem w całości zaprojektowanym, zbudowanym i obsługiwanym przez studentów. Powstał na University of Colorado w Boulder. SDC jest w większym stopniu częścią programu edukacyjnego i promującego misji (Education and Public Outreach - EPO) niż częścią głównego ładunku naukowego. Jest to jednak jedyny detektor pyłu wysyłany poza orbitę Saturna, więc może dostarczyć unikalnych danych naukowych. Do jego zasadniczych celów naukowych zalicza się: dostarczenie danych do mapowania rozkładu pyłu w Układzie Słonecznym; określenie zmian w rozkładzie cząstek pyłu o różnych wielkościach; oraz określenie tempa produkcji pyłu w Pasie Kuipera. Umożliwi on monitorowanie gęstości strumienia pyłu i jego zmian w czasie oraz pomiary szybkości i mas drobin. Instrument zmierzy gęstości i masy cząstek pyłu wokół Plutona, a także w Układzie Słonecznym podczas całego lotu, czyli od odległości 1 AU od Słońca do około 40 AU, powiększając granicę bezpośrednich obserwacji pyłu o ponad 22 AU.

SDC pozwoli na określenie procesów odpowiedzialnych za tworzenie, transport i utratę ziaren pyłu międzyplanetarnego. Pomiary gęstości pyłu poza orbitą Jowisza pozwolą na oszacowanie tempa produkcji pyłu w pasie Kuipera, historii zderzeń w tym regionie Układu Słonecznego oraz rozkładu masy w zasadniczej populacji KBO. Ponadto pozwolą na stwierdzenie, czy struktura chmur zodiakalnych jest zgodna z przewidywaniami. Generalnie informacje te będą miały znaczenie dla modeli formowania się planet, a tarze pozwolą na porównanie Układu Słonecznego z dyskami pyłowymi innych gwiazd.

Do tej pory pył poza pasem planetoid był badany bezpośrednio tylko przez detektory na sondach Pioneer 10 i 11, Galileo, Ulysses i Cassini. Pioneer 10 i Pioneer 11 monitorowały pył do odległości około 18 AU, później w ich detektorach ciśnieniowych zamarzła mieszanina argonu i azotu. Dalej zaczyna się więc obszar nie badany.

Instrument jest nazywany również VB-SDC (Venetia Burney Student Dust Counter). Nazwa taka została nadana po pół roku od startu, 29 czerwca 2006 r. Odnosi się do Venetii Burney Phair, która była pomysłodawczynią nadania Plutonowi jego nazwy w 1930 r.

Instrument SDC został zamontowany na ścianie dolnej pojazdu New Horizons, blisko ściany bocznej z instrumentami RALPH i ALICE. Oryginalna propozycja misji nie zawierała takiego urządzenia. Profesjonalny detektor tego typu był natomiast proponowany dla misji POSSE (Pluto and Outer Solar System Explorer), konkurenta New Horizons w czasie wyboru misji do Plutona w 2001r.  Jednak po wyborze New Horizons postanowiono przeznaczyć część środków finansowych z EPO na opracowanie detektora tego typu, pozwalającego na przeszkolenie przyszłej kadry i dostarczającego wartościowych informacji. Instrument został zbudowany i przetestowany zgodnie ze standardami NASA pod nadzorem specjalistów.

W skład instrumentu SDC wchodzą dwa elementy: system detekcyjny (Detector Assembly) i jednostka elektroniki (Electronics Box). Są połączone za pomocą wiązki kabli (Intra-Harness). Cały instrument nie ma żadnych ruchomych części i aktywnych grzejników, co zwiększa jego niezawodność. Masa urządzenia wynosi 1.69 kg a pobór mocy - 6.4 W.
« Ostatnia zmiana: Październik 30, 2011, 23:47 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #29 dnia: Październik 30, 2011, 23:47 »
Jednostka detektorów jest złożona z 12 aktywnych detektorów (kanałów) w postaci fragmentów filmu z fluorku poliwinylidenu (Polyvinylidene Fluoride - PVDF) zainstalowanych na panelu montażowym. Jest on położony poza warstwą izolacji wielowarstwowej i skierowany zgodnie z kierunkiem ruchu statku. Filmy te są spolaryzowane. Cząstka pyłu uderzają w detektor powoduje depolaryzację i powstanie sygnału elektrycznego. Detektor taki nie wymaga przykładania wysokiego napięcia, jest niedrogi, prostym, stabilny elektrycznie i termicznie, odporny mechanicznie, a także odporny na promieniowanie. Ponadto nie wytwarza fałszywych sygnałów na skutek bombardowania ciężkimi jonami. Detektory tego typu zastosowano wcześniej na sondach Wega 1 i 2 w instrumentach DUCMA (Dust Counter and Mass Analyzer), Stardust w systemie DFMI (Dust Flux Monitor Instrument), Cassini w instrumencie CDA (Cosmic Dust Analyzer) oraz na satelicie ARGOS (Advanced Research and Global Observation Satellite) w instrumencie SPADUS (Space Dust Experiment). Sygnał z detektora jest przenoszony przez kable do jednostki elektroniki umieszczonej we wnętrzu statku, na wewnętrznej stronie panelu strukturalnego, przy zestawie sensorów. Elektronika przetwarza i obrabia sygnały.

Instrument może rejestrować cząstki pyłu o masach w przedziale 10^-12 - 10^-9 g. Odpowiada to średnicy cząstek około 1 - 10 μm. Cząstki większe również mogą być rejestrowane, jednak określenie ich masy nie jest możliwe. Powierzchnia aktywna ma wielkość 0.1 metra kwadratowego. Badania rozkładu przestrzennego pyłu w Układzie Słonecznym wymagają rozdzielczości około 0.1 AU, co przy szybkości statku wynoszącej około 13 km/s odpowiada czasowi integracji 1 tygodnia. Dolny limit detekcji oraz wielkość powierzchni aktywnej instrumentu w połączeniu z przewidywanym rozkładem pyłu sprawiają, że w okresie tygodnia zwykle można się spodziewać uderzenia 1 cząstki.

Poziom depolaryzacji PVDF zależy od pędu cząstki oraz miejsca penetracji filmu. Zastosowane filmy mają grubość 28 μm, dzięki czemu mogą zatrzymać cząstki o masie do 10^-10 g i szybkości do 20 km/s. Ilość elektronów produkowanych przez cząstkę zatrzymaną na filmie wynosi Ne = 3.8 x 10^17m[g]1.3v[km/s]^3.0, gdzie m jest masą cząstki w g a v jej szybkością w km/s. Szybkość cząstek poruszających się po orbitach kołowych jest znacznie mniejsza od szybkości statku, dlatego też za v można uznać szybkość statku. Dla wzmacniaczy czułych na ładunek poziom szumu jest proporcjonalny do pojemności elektrycznej detektora, która jest funkcją powierzchni detektora, przenikalności elektrycznej materiału i jego grubości. Relatywna przenikalność elektryczna PVDF, tak jak innych polimerów zmienia się znacznie wraz ze zmianami temperatury, od 11 przy 25°C do  2.5 przy -120°C. Przy danej grubości PVDF i w danej temperaturze dolny limit wykrywanego ładunku powodowanego zderzeniem definiuje maksymalną powierzchnię detektora dostarczającą wiarygodnych danych. Dla SDC dolna granica masy rejestrowanych cząstek 10^-12 g odpowiada sygnałowi na poziomie 6 x 10^6 e. W celu uzyskania częstotliwości fałszywych detekcji mniejszego od jednego zliczenia na miesiąc współczynnik sygnału do szumu musiał być większy od 5 przy ok. 1 x 10^5 e. Przy charakterystykach zastosowanych wzmacniaczy maksymalna pojemność elektryczna sensora wyniosła ok. 30 nF dla powierzchni ok. 80 cm^2. W celu osiągnięcia wymaganej powierzchni aktywnej 0.1 m^2 zastosowano łącznie 12 detektorów o wymiarach 14.2 x 6.5 cm. Ponadto na tylnej powierzchni ich panelu montażowego umieszczono dodatkowe 2 detektory. Są one osłonięte przed pyłem i stanowią odniesienie. Są identyczne z sensorami aktywny,i. Pozwalają na pomiary poziomu szumu wytwarzanego przez różne źródła np wibracje i uderzenia cząstek promieniowania kosmicznego w elementy elektroniczne.

W każdym detektorze fragment filmu PVDF jest umieszczony pomiędzy dwoma ramami z włókna szklanego G-10. Połączenia elektryczne  z filmem są wykonane za pomocą kabli przebiegających wokół ich powierzchni aktywnych. Są przyłączone do elektrod za pomocą złączy wytworzonych z przewodzącego epoksydu ze srebrem.

Płyta montażowa detektorów jest wykonana z alumium. Ma strukturę plastra miodu. Jej grubość to ok. 1 cm. Jest ona przymocowana do powierzchni statku kosmicznego za pomocą trzech tytanowych łączników. Okablowanie sensorów przebiega w kanale w płycie. Nie może być uszkodzone przez uderzenia pyłu. Same sensory są przymocowane do płyty za pomocą dwóch ram przykręconych trzema śrubami. Pod nimi znajduje się folia z kaptonu.

Kontrola temperatury detektorów jest w całości bierna. Filmy PVDF mają słabe właściwości termooptyczne i wykazują skłonność do nagrzewania się gdy są bezpośrednio oświetlone przez Słońce. PVDF pozostałe spolaryzowany przy temperaturach do 85°C. W celu utrzymania temperatury poniżej 65°C zastosowano folię z poliamidu o wysokiej emisyjności, umieszczonej pod detektorami. Pomiędzy nią a panelem montażowym ciepło jest przenoszone na drodze promieniowania. Panel rozprasza ciepło spod detektorów. Powierzchnia górna jest pokryta posrebrzaną taśmą z teflonu, odbijającą około 90% padającej na nią energii słonecznej.

Jednostka elektroniki instrumentu ma wymiary około 5.4 x 8.25 x 1.825 cala. Zawiera dwie dwuwarstwowe płyty drukowane (Printed Wiring Assemblies - PWA). Sygnał z detektora przenoszony przez kable trafia do PWA elektroniki analogowej, gdzie jest wzmacniany, obrabiany i ucyfrawiany.  Następnie dane cyfrowe są przekazywane do PWA elektroniki cyfrowej, zawierającej układ FPGA (Field Programmable Gate Array). Potem trafiają do procesora, który nadaje im etykiety czasowe i zapisuje je w pamięci nieulotnej, gdzie mogą pozostawać przez długi czas. Płyta elektroniki cyfrowej zawiera też zasilacz, obwody monitorujące parametry inżynieryjne oraz interfejs ze statkiem kosmicznym. Oprogramowanie znajduje się w pamięci PROM o pojemności 32 kb. Ponadto instrument posiada pamięć SRAM o pojemności 32 kb oraz dwie nieulotne pamięci Flash-RAM 4 mb. System jest uruchamiany poprzez kopiowane kodu z pamięci flash do SRAM. Następnie jest on wykonywany ze SRAM. W czasie lotu możliwe jest wprowadzanie modyfikacji w oprogramowaniu.

W przeciwieństwie do innych instrumentów sondy SDC może pracować w czasie hibernacji, zupełnie niezależnie od innych systemów New Horizons. Okresy hibernacji mogą trwać do 500 dni, dlatego też programowanie zarządza instrumentem samodzielnie i niezależnie od elektroniki sondy. Pozwala ono na zbieranie i gromadzenie danych oraz wykonywanie szeregu funkcji autonomicznych pozwalających na dostosowanie pracy instrumentu do warunków niestandardowych. Po uruchomieniu SDC natychmiast zaczyna zbieranie danych. Polecenia z Ziemi są wymagane tylko przy wykonywaniu kalibracji lub rekonfigurowaniu ustawień. Komedy takie pozdają też na włączanie i wyłączanie poszczególnych detektorów, kasowanie pamięci flash oraz rozpoczynanie transmisji danych. Dane są formatowane do pakietów kilku typów - danych naukowych, inżynieryjnych i rezultatów kalibracji. Szybkość komunikacji ze statkiem jest ograniczona do przesyłu jednej komendy na sekundę lub jednego pakietu danych na sekundę. Pakiet telemetryczny może zawierać do 1024 bitów.

W czasie pomiarów FPGA porównuje wartość sygnału z każdego kanału z wartością progową. Po jej przekroczeniu w pamięci flash jest zapisywany poziom sygnału, numer kanału oraz czas liczony od rozpoczęcia misji. Ponadto w pamięci tej gromadzone są dane inżynieryjne. Rozmiar pamięci 4 mb jest dużo większy od spodziewanej objętości danych z instrumentu. Jednak możliwe jest, ze wysoki poziom szumu wygeneruje dużą ilość fałszywych sygnałów które zapełnią pamięć nie pozostawiając miejsca na realne pomiary. Aby zapowiedz temu w czasie operacji autonomicznych w okresach hibernacji oprogramowanie posiada dwie funkcje. Pierwsza z nich pozwala na wykonywanie zliczeń detekcji z każdego kanału. Jeśli wystąpi ich więcej niż 3 na sekundę FPGA blokuje dany kanał na zaprogramowany czas, zwykle 1 godzinę. Jest to przydatne w przejściowych okresach nasilonego szumu, np podczas manewrów. Druga metoda polega na monitorowaniu ilości zliczeń z każdego kanału w okresie jednego dnia. Jeśli ilość zliczeń w tym okresie przekroczy 20 próg detekcji jest zmieniany tak, że czułość danego kanału jest obniżana. Zmiana taka może być wykonana dwa razy. Potem dany kanał jest blokowany na okres typowo 30 dni. Potem jest on uruchamiany przy początkowym progu detekcji. Jeśli na danym kanale próg detekcji zostanie zmieniony na najwyższy drugi raz jest on blokowany na stałe. Może być odblokowany za pomocą komendy z Ziemi. Metoda taka pozwala na automatyczne dostosowywanie czułości instrumentu do stałych zmian poziomu szumu, powstających np na skutek degradacji elektroniki.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: New Horizons (kompendium)
« Odpowiedź #29 dnia: Październik 30, 2011, 23:47 »