Polskie Forum Astronautyczne
Astronautyka => Encyklopedia Forum => Wątek zaczęty przez: Scorus w Grudzień 06, 2015, 21:08
-
WPROWADZENIE
Satelita Astrosat jest pierwszym indyjskim (ISRO) satelitą astronomicznym. Satelita pozawala na multispektralne obserwacje różnorodnych obiektów astronomicznych w skalach czasowych od milisekund do kilku godzin a nawet dni. Obserwacje obejmują zarówno przeglądy jak i badania pojedynczych obiektów. Instrumenty naukowe satelity pracują zakresie światła widzialnego (320 - 530 nm) bliskiego ultrafioletu (180 - 300 nm), dalekiego ultrafioletu (130 - 180 nm), miękkiego promieniowana rentgenowskiego (0.3 - 8 keV i 2 - 10 keV) oraz twardego promieniowania rentgenowskiego (3 - 80 keV i 10 - 150 keV). Satelita pozwala na obrazowanie w zakresie optycznym i UV z wysoką rozdzielczością kątową, wykonywanie szerokopasmowej spektroskopii rentgenowskiej, śledzenie zmienności czasowej źródeł rentgenowskich, monitorowanie całego nieba w zakresie rentgenowskim pozwalające na szybkie wyrycie obiektów przejściowych i umożliwienie ich dalszych obserwacji, oraz precyzyjne wyznaczenie poziomu tła rentgenowskiego dzięki orbicie położonej w płaszczyźnie równikowej zapewniającej niskie i stabilne tło X. Satelita stanowi obserwatorium ogólnego przeznaczenia. Obserwacje są planowane według propozycji opracowywanych przez członków zespołów poszczególnych instrumentów, pracowników instytucji zaangażowanych w projekt oraz innych astronomów.
Do podstawowych, ogólnych celów naukowych misji zaliczają się: zebranie nowych informacji na temat procesów wysokoenergetycznych zachodzących w rentgenowskich układach podwójnych złożonych z gwiazd oraz czarnych dziur i gwiazd neuronowych (spektroskopia rentgenowska w zakresie 0.3 - 100 keV o niskiej i średniej rozdzielczości w celu zbadania emisji termicznych i nietremicznych, odbić i in.); wykonanie multispektralnych obserwacji aktywnych jąder galaktyk (Active Galactoc Nucle - AGN), pozostałości supernowych (Supernova Remnant - SNR), rentgenowskich układów podwójnych, gromad galaktyk i koron gwiazd; wykonanie badań pół magnetycznych gwiazd neutronowych poprzez detekcjię linii cyklotronowych w zakresie rentgenowskim; przeprowadzenie badań gorących plam w atmosferach gwiazd; przeprowadzenie badań zmian czasowych, zarówno okresowych (pulsacji, krzywych jasności układów podwójnych, oscylacji kwaziperiodycznych i in.) jak i nieokresowych (mruganie i flarowanie układów podwójnych, zmienności emisji pulsarów rentgenowskich oraz krótkookresowych i długookresowych zmian w jasności AGN) zmienności źródeł rentgenowskich (fotometria w zakresie 0.3 - 100 keV z rozdzielczością czasową około 10 mikrosekund); wykonanie poszukiwań nowych źródeł przejściowych (skanowanie nieba rentgenowskiego); oraz wykonanie umiarkowanie głębokiego przeglądu nieba w zakresie ultrafioletu. Do podstawowych źródeł galaktycznych badanych w czasie misji zaliczają się: gwiazdy aktywne takie jak T Tauri (badania roli rotacji i pół magnetycznych w aktywności gwiazd); gorące białe karły i podkarły w gromadach gwiazd; zmienne kataklizmatyczne i rentgenowskie układy podwójne (badania rozkładu spektralnego energii); gwiazdy typu Beta Cephei i Wolfa-Rayeta (badania krzywych jasności w zakresie UV); oraz mgławice emisyjne i pozostałości supernowych (mapowanie struktury jonizacji poprzez obrazowanie w zakresie UV). W zakresie astronomii pozagalaktycznej satelita przyczynia się głównie do badań struktury i rozkładu spektralnego energii w przypadku bliskich i odległych galaktyk oraz AGN. Obrazowanie w zakresie UV pozwala na wykrycie obszarów występowania zjonizowanego gazu i wysokiej aktywności gwiazdotwórczej. Obserwacje takie wykonane dla galaktyk lokalnych mogą zostać porównane z analogicznymi obserwacjami przeprowadzonymi dla galaktyk o dużym przesunięciu ku czerwieni. Multispektralne obserwacje galaktyk w zakresie UV pozwalają również na określenie właściwsi pyłu w galaktykach normalnych i gwiazdotwórcznych.
Możliwość wykonywania obserwacji w bardzo szerokim zakresie spektrum elektromagnetycznego jest unikalną cechą satelity. W przypadku prawie wszystkich obiektów astrofizycznych występują istotne procesy nietermiczne powodujące emisję w szerokim zakresie spektralnym. Nawet na gwiazdach występują flary będące procesami nietremicznymi. Dlatego też obserwacje multispektralne są niezbędne dla kompletnego zrozumienia różnorodnych obiektów i procesów astrofizycznych. Najważniejszymi przykładami obiektów promieniujących w bardzo szerokim zakresie spektralnym są rentgenowskie układy podwójne i AGN. Najczęściej większa część emisji tych źródeł występuje w zakresie optycznym i rentgenowskim. Ponadto źródła takie, których emisja jest uzależniona od akrecji wykazują zmienność emisji w różnorodnych skalach czasowych, od milisekund (czas potrzebny na okrążenie gwiazdy neutronowej o słabym polu magnetycznym w układzie podwójnym) do lat (w przypadku supermasywnych czarnych dziur w jądrach najbardziej aktywnych galaktyk). Zmiany w emisji rentgenowskiej mogą być periodyczne, kwaziperiodyczne, losowe (z flarami i rozbłyskami) lub też może występować mieszanina dwóch lub więcej typów zmienności. Emisja w zakresie optycznym i ultrafioletowym również wykazuje intensywne zmiany czasowe, nie są one jednak aż tak silne i ostro zdefiniowane jak w przypadku emisji rentgenowskiej. Chociaż w przypadku niektórych obiektów źródła zmienności i ich przejścia jedno w drugie są znane w pewnym stopniu szczegółowości, to istnieje wiele obiektów w przypadku których natura zmienności i jej związek z pozostałymi komponentami emisji nie są poznane. Jednoczesne obserwacje w wielu zakresach spektralnych są bardzo przydane do zrozumienia mechanizmów emisji ANG i rentgenowskich układów podwójnych oraz relacji zachodzących pomiędzy wieloma procesami powodującymi powstawanie emisji w obrębie pojedynczego obiektu. Jednoczesne obserwacje w zakresie optycznym, UV i rentgenowskim są jednak bardzo trudne do osiągnięcia. Zwykle wymagają ściśle skoordynowanych obserwacji z użyciem obserwatoriów naziemnych i kilku satelitów. Problemy takie nie występują przy zastosowaniu kilku instrumentów na pojedynczej platformie satelitarnej. Astrosat posiada trzy skierowane wzdłuż wspólnej osi instrumenty do obserwacji w zakresie rentgenowskim i jeden do obserwacji w zakresie optycznym i UV , co czyni go niezwykle przydatnym do tego typu badań.
Jak do tej pory tylko dwa satelity posiadają ograniczone możliwości obserwacji w zakresie optycznym i UV w czasie stosowania potężnych teleskopów rentgenowskich - europejski XMM-Newton (X-ray Multimirror Mission, umieszczony na orbicie 10 grudnia 1999 r) i amerykański Swift (umieszczony na orbicie 20 listopada 2004 r). Ich instrumenty optyczne i UV charakteryzują się jednak ograniczaną czułością. Czułość zbliżoną do teleskopu UVIT (Ultraviolet Imaging Telescope) satelity Astrosat posiadał jedynie teleskop amerykańskiego satelity GALEX (Galaxy Evolution Explorer, umieszczony na orbicie 28 kwietnia 2003 r i użytkowany do 28 czerwca 2013 r). Jego rozdzielczość kątowa była jedna znacznie mniejsza (5'' w stosunku do 1.8''). UVIT pozwala ponadto na obserwacje jednocześnie w trzech pasmach spektralnych. Może też wykonywać obserwacje fragmentów nieba o dużej gęstości obiektów, co było dużym ograniczeniem w trakcie misji GALEX.
Na polu czystej astronomii rentgenowskiej Astrosat pozwala na poprawę dotychczasowych obserwacji dzięki prowadzeni badań w szerokim zakresie spektralnym (zwłaszcza 15 - 80 keV) oraz na precyzyjne śledzenie zmienności czasowej. Do tej pory najszersze pokrycie spektralne w zakresie rentgenowskim oferował japoński satelita Suzaku (umieszczony na orbicie 10 lipca 2005 r i użytkowany do 2 września 2015 r). Jego instrumenty pracujące w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego miały mały obszar efektywny ale charakteryzowały się niskim poziomem tła, dlatego też były bardziej przydatne do spektroskopii źródeł słabych niż do badań zmienności czasowej. W przeciwieństwie do nich instrument LAXPC (Large Area X-ray Proportional Counter) satelity Astrosat posiada bardzo duży obszar aktywny przy relatywnie wyższym poziomie tła, dlatego też jest bardziej przydany do badań zmienności czasowej oraz szybkiej spektroskopii źródeł jasnych. Satelitą umożliwiającym szerokopasmowe obserwacje w zakresie rentgenowskim o porównywalnych możliwościach był duńsko - włoski Beppo-SAX (Satellite per Astronomia a Raggi X, umieszczony na orbicie 30 kwietnia 1996 r i użytkowany do 30 kwietnia 2002 r). Najważniejszymi satelitami pozwalającymi na badania zmienności źródeł rentgenowskich były natomiast: europejski EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite umieszcziny na orbicie 26 maja 1983 r i zdeorbitowany 5 maja 1986 r), japoński Ginga (umieszczony na orbicie 5 lutego 1987 r i zdeorbitowany 1 listopada 1991 r), oraz amerykański RXTE (Rossi X-Ray Timing Explorer, umieszczony na orbicie 30 grudnia 1995 r i użytkowany do 4 stycznia 2012 r). RXTE z obszarem efektywnym 6 000 centymetrów kwadratowych swojego głównego instrumentu PCA (Proportional Counter Array) i wysoką rozdzielczości czasową był pionierskim osiągnięciem w zakresie analiz szybkich zmian w czasie. Po zakończeniu misji tego satelity LAXPC jest jedynym instrumentem pozwalającym na kontynuowanie tego typu badań. Ma on ponadto kilkakrotnie większy obszar efektywny niż PCA w paśmie twardego promieniowania rentgenowskiego. Dzięki temu pozwala na wykonanie unikalnych obserwacji, związanych np. z oscylacjami kwaziperidycznymi (Quasi Periodic Oscillations - QPO) w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego i badań rozróżniającej fazy pulsacji cechy spektralnej związanej z rezonansowym rozpraszaniem cyklotronowym (Cyclotron Resonance Scattering Fearure - CRSF) w przypadku pulsarów o silnym polu magnetycznym pobierających materię na drodze akrecji i podobnych obiektów. Obserwacje takie pozwalają również na wykrycie nowych milisekundowych układów podwójnych oraz na badania ewolucji pulsacji i okresów obiegów w układach podwójnych.
W program Astrosat zaangażowane są: Indyjska Agencja Badań Kosmicznych (Indian Space Research Organization - ISRO) z siedzibą w Bangalore; Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w Mumbaiu; Indyjski Instytut Astrofizyki (Indian Institute of Astrophysics - IIA) w Bangalore; Instytut Badawczy Ramana (Raman Research Institute - RRI) w Bangalore; Międzyuniwersyteckie Centrum Astronomii i Astrofizyki (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics - IUCAA) w Pune; Laboratorium Badań Fizycznych (Physical Research Laboratory) w Ahmedabadzie, Centrum Badań Jądrowych (Bhabha Atomic Research Centre) w Mumbaju; Centrum Badań Podstawowych im. S. N. Bosea (S. N. Bose National Centre for Basic Sciences) w Kalkucie; Kanadyjska Agencja Kosmiczna (Canadian Space Agency - CSA) z siedzibą w Longueuil; oraz Uniwersytet Leicester (University of Leicester) z Wielkiej Brytanii.
-
KONSTRUKCJA
Satelita Astrosat ma kształt prostopadłościenny. Jego wymiary bez paneli słonecznych i instrumentów naukowych wynoszą 1.69 x 1.75 x 1.30 m. Całkiwta masa startowa wynosi 1 513 kg a masa bez paliwa - 1470 kg. Masa instrumentów naukowych wynosi 868 kg. Konstrukcja satelity opiera się na busie IRS (Indian Remote Sensing Satellite) używanym od 1988 r, głownie w misjach polegających na obserwacjach teledetekcyjnych Ziemi takich jak kartografia, obrazowanie i monitoring oceanów.
-
Konstrukcja mechaniczna satelity jest wykonana ze stopu aluminium oraz tworzywa kompozytowego - plastiku wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fiber Reinforced Plastic - CFRP). Jej podstawowym elementem jest kompozytowy cylinder centralny. Umieszczono w nim zbiornik paliwa, zbiornik gazu podnoszącego ciśnienie w systemie paliwowym oraz przewody paliwowe. Jego dolna część jest połączona z łącznikiem z górnym stopniem rakiety. Z cylindrem łączy się 8 prostokątnych paneli wewnętrznych - po 2 od strony osi +Z i -Z (odchylenia) oraz +Y i -Y (pochylenia). Panele wewnętrzne są równoległe do siebie. Para paneli od strony osi +Y podtrzymuje teleskop SXT, panele te są położone blisko siebie. Pozostałe panele wewnętrzne charakteryzują się szerokim rozstawem. Są wykonywane z CFRP. Narożniki konstrukcji mechanicznej są wykonywane z podłużnic łączących między sobą panele zewnętrzne. Podobne podłużnice są połączone z krawędziami paneli wewnętrznych. Panele zewnętrzne są wykonane ze stopu aluminium. Mają strukturę plastra miodu. Panel dolny (w osi przechylenia -X) ma wymiary 1.69 m x 1.75 m. Umieszczono na nim koła reakcyjne systemu kontroli orientacji przestrzennej, jeden ze szperaczy gwiazd oraz silniki systemu napędowego. Od wewnątrz jest zamocowany do niego instrument UVIT, którego system płaszczyzny ogniskowej wystaje przez wycięcie w panelu. Panel górny (w osi +X) ma analogiczne rozmiary. Znajdują się na nim instrumenty CZTI i LAXPC. Ponadto w otworze w tym panelu jest zamocowany instrument SXT którego optyka wystaje na zewnątrz satelity a pozostała część znajduje się w jego wnętrzu. Przez otwory w panelu górnym wystają również przegrody główne teleskopów instrumentu UVIT. Panele przedni (w osi +Y) i tylny (w osi -Y) mają wymiary 1.75 x 1.30 m. Na panelu przednim umieszczono drugi szperacz gwiazd systemu nawigacyjnego, antenę wysokiego zysku, pierwszą antenę niskiego zysku oraz instrument SSM. Na panu tylnym znajduje się druga antena niskiego zysku. Panele boczne (w osiach +Z i -Z) mają wymiary 1.69 x 1.30 m. Umieszczono na nich skrzydła paneli słonecznych oraz radiatory. Jednostki elektroniki umieszczono na wewnętrznej stronie paneli zewnętrznych oraz na panelach wewnętrznych. Panele te są również miejscem przebiegu kabli łączących poszczególne podsystemy.
-
System zasilania (Electrical Power Subsystem - EPS) obejmuje dwa skrzydła paneli słonecznych umieszczone na panelach bocznych +Z i -Z. Każe skrzydło składa się z dwóch prostokątnych paneli fotowoltaicznych wyłożonych komórkami słonecznymi złożonymi z arsenku galu (GaAs). W czasie startu system ten był złożony na panelach bocznych, rozłożono go po wejściu na orbitę. Skrzydła paneli słonecznych mogą obracać się w celu śledzenia Słońca. Produkcja energii wynosi 2100 W z czego instrumenty naukowe zużywają 488 W. Wyprodukowana energia jest zużywana na bieżąco a także ładuje baterię litowo - jonową o pojemności 36 A/h. Jest ona używana na nocnej część orbity. Za dystrybucję energii odpowiada dedykowana jednostka elektroniki.
-
System napędowy służy jedynie do usuwania nadmiaru momentu pędu z kół reakcyjnych systemu kontroli orientacji przestrzennej. Obejmuje zbiornik paliwa (hydrazyny), zbiornik helu podnoszącego ciśnienie w systemie paliwowym, 8 silników oraz orurowanie, zawory i system elektroniczny kontrolujący pracę. Zbiorniki mieszczą się w cylindrze centralnym. Masa paliwa wynosi 43 kg. Silniki znajdują się w narożnikach panelu dolnego (-Z). W każdym rogu umieszczono po 2 sztuki. Mają ciąg 11 N każdy. Wszystkie silniki wykorzystują katalityczny rozkład hydrazyny pozwalający na uzyskanie gazu bez stosowania utleniacza.
-
System kontroli orientacji przestrzennej (Attitude and Orbit Control Subsystem - AOCS) obejmuje dwa szperacze gwiazd (Star Tracker - ST), sensor Słońca (Sun Sensor - SS), trzy żyroskopy, zestaw kół reakcyjnych oraz zwojnice magnetyczne. Pozwala na trójosiwią kontrolę orientacji przestrzennej z dokładnością 0.05º. Tempo dryfu wynosi 0.2''/s. System ten pozwala na stabilne utrzymywanie orientacji satelity w czasie obserwacji określonych obiektów oraz wydajne zmienianie orientacji w czasie przejścia z jednego celu na drugi. Zaburzenia orientacji przestrzennej wprowadzane przez obrotową platformę instrumentu SSM są niwelowane przy użyciu specjalistycznego algorytmu. Ponadto satelita posiada wyspecjalizowany algorytm pozwalający na unikanie wycelowania instrumentów na Słońce w czasie zmiany celu obserwacji.
Zestaw dwóch szperaczy gwiazd ST jest głównym źródłem danych nawigacyjnych w czasie normalnej pracy. Jeden ze szperaczy znajduje się na panelu dolnym -Z a drugi - na panelu przednim +Y. Uzyskują one obrazy nieba na których pozycje gwiazd są porównywane z katalogiem odniesienia. Pozwala to na wyznaczenie orientacji przestrzennej satelity względem sfery niebieskiej. Każdy szperacz stanowi pojedynczą jednostkę złożoną z soczewkowego układu optycznego, przegrody chroniącej przez zabłąkanym światłem, zespołu detektora oraz systemu elektronicznego.
Sensor Słońca SS służy do pozycjonowania satelity na Słońce po nagłym wznowieniu pracy (np. po starcie) oraz w przypadku wejścia w tryb bezpieczny. Ponadto dostarcza danych umożliwiających obrót skrzydeł paneli słonecznych w odpowiednim tempie w celu stałego śledzenia Słońca.
Zestaw trzech żyroskopów pozwala na pomiary przyspieszeń kątowych, dostarczając danych używanych w czasie usuwania nadmiaru momentu pędu z kół reakcyjnych.
Koła reakcyjne pozwalają na kontrolę tempa obrotu satelity wokół trzech głównych osi - pochylenia, odchylenia i przechylenia. Satelita posiada 4 koła - po jednym dla każdej osi oraz jedno zapasowe. Są one umieszczone na panelu dolnym (-Z), na zewnątrz konstrukcji mechanicznej.
Zwojnice magnetyczne są używane do usuwania nadmiaru momentu pędu z kół reakcyjnych. Są elektromagnesami oddziaływującymi z polem magnetycznym Ziemi. Ponadto okresowo do rozładowywania kół reakcyjnych używane są silniki wchodzące w skład systemu napędowego.
-
System komend i zarządzania danymi (Bus Management Unit - BMU) jest oparty na analogicznym systemie satelity teledetekcyjnego CartoSat-2 umieszczonego na orbicie 10 stycznia 2007 r. Pozwala na obróbkę danych z sensorów systemu nawigacyjnego, monitorowanie orientacji przestrzennej satelity, wykonywanie komend z Ziemi, monitorowanie stanu systemów i instrumentów satelity, oraz przygotowanie danych do transmisji. Dane naukowe mogą być zapisywane przed transmisją na rejestratorze jednoczęściowym (Solid-State Recorder - SSR) o pojemności 160 gigabitów.
-
System komunikacyjny satelity obejmuje antenę wysokiego zysku (High Gain Antenna - HGA), dwie anteny niskiego zysku (Low Gain Antenna - LGA) oraz system nadawczo - odbiorczy.
Antena wysokiego zysku HGA znajduje się na panelu przednim (+Y). Służy do transmisji danych naukowych z szybkością 105 Mbps w przypadku danych transmitowanych w czasie rzeczywistym lub 210 Mbps w przypadku danych zgromadzonych w rejestratorze SSR. W tym celu używane jest pasmo X. Jest to antena fazowana (Phased Array Antenna - PAA) skanująca elektronicznie. Oznacza to, że wiązka jest kierowana na Ziemię elektronicznie a antena nie posiada żadnych ruchomych części. Składa się z serii elementów promieniujących oraz systemu przesuwającego fazę sygnału dostarczanego do każdego elementu. Przesuwanie fazy pozwala na uzyskanie interferencji umożliwiającej pozycjonowanie wiązki w wybranym kierunku. Interferencja konstruktywna daje pik we wzorze interferencyjnym. Interferencja destruktywna pozwala na poprawienie ostrości wiązki.
Dwie anteny niskiego zysku LGA znajduje się na panelach przednim (+Y) i tylnym (-Y). Służą do transmisji danych inżynieryjnych oraz do odbierania komend z Ziemi. Pracują w paśmie S.
System nadawczo - odbiorczy moduluje i wzmacnia sygnał przeznaczony o wysłania na Ziemię. Ponadto odbiera sygnał pochodzący z anten, wzmacnia i demoduluje go a następnie przesyła odebrane dane do systemu komputerowego satelity.
-
Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają elementy pasywne i aktywne. Temperatura we wnętrzu pojazdu jest kontrolowana przez grzejniki elektryczne. Ich pracą sterują sensory temperatury rozmieszczone w różnych punkach satelity. Nadmiar ciepła produkowanego przez elektronikę jest usuwany za pomocą radiatorów, rozmieszczonych głównie na panelach bocznych (+X i -X).
-
WYPOSAŻENIE
W skład zestawu instrumentów naukowych satelity Astrosat wchodzą:
- teleskop obrazujący w ultrafiolecie (Ultraviolet Imaging Telescope - UVIT);
- teleskop obrazujący w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego (Soft X-ray imaging Telescope - SXT);
- ksenonowy licznik proporcjonalny o dużej powierzchni (Large Area Xenon Proportional Counters - LAXPC);
- system obrazujący oparty na tellurku kadmu i cynku (Cadmium Zinc Telluride Imager - CZTI);
- skanujący monitor nieba (Scanning Sky Monitor - SSM).
Ponadto satelita posiada jeden instrument inżynieryjny - monitor cząstek naładowanych (Charged Particle Monitor - CPM).
Instrumenty UVIT i SXT znajdują się we wnętrzu satelity a ich otwory wejściowe wystają przez otwory panelu górnym (+X). LAXPC, CZTI i CPM znajdują się na panelu +X. SSM jest zlokalizowany na oborowej platformie umieszczonej na panelu przednim (+Y). UVIT, SXT, LAXPC i CZTI są skierowane wzdłuż wspólnej osi a ich pola widzenia pokrywają się dzięki czemu mogą wykonywać wspólne obserwacje astronomiczne. SSM wykonuje ciągłe skanowanie nieba niezależnie od pracy innych instrumentów. CPM pozwala na wyłączanie zasilaczy wysokiego napięcia instrumentów w czasie przelotu przez obszary o wysokiej gęstości cząstek energetycznych.
-
UVIT
Teleskop obrazujący w ultrafiolecie jest instrumentem pozwalającym pozwala na obserwacje różnorodnych źródeł astronomicznych w zakresie dalekiego ultrafioletu (Far Ultraviolet - FUV, 130 - 180 nm), bliskiego ultrafioletu (Near Ultraviolet - NUV, 200 - 300 nm) i światła widzialnego (Visible Light - VIS, 300 - 550 nm). Instrument pozwala na prowadzenie bardzo różnych obserwacji astronomicznych. Jest bardzo przydatny dla różnorodnych programów badawczych dzięki szerokiemu polu widzenia i dużej rozdzielczości kątowej. Do jego podstawowych, szeroko pojmowanych celów naukowych zaliczają się: badania podobieństw pomiędzy Słońcem a innymi gwiazdami ciągu głównego (chromosfera, linie obszaru przejściowego, młode gwiazdy typu T-Tauri); badanie misji zórz polarnych planet w Układzie Słonecznym (głownie Jowisza i Saturna w linii Lyman-alfa i H2); badania gwiazd gorących takich jak białe karły, zmienne kataklizmatyczne, gwiazdy typy Wolfa-Rayeta, jasne niebieskie gwiazdy zmienne (Luminous blue variables - LBV) i gwiazdy typu Beta Cephei, w tym zmienności emisji w czasie; badania gwiazd gorących w gromadach kulistych; obrazowanie mgławic emisyjnych, planetarnych i pozostałości supernowych (Supernova Remnant - SNR); badania gorących gwiazd w pobliskich galaktykach - LMC, SMC, M31 i M33; badania procesów gwiazdotwórczych w galaktykach oddziałujących, badania morfologii galaktyk w zakresie UV, głównie niebieskich kompaktowych galaktyk karłowatych (Blue Compact Dwarf Galaxy - BCD) o przesunięciu ku czerwieni z > 0.5; badania kwazarów i jąder galaktyk aktywnych (Actove Galactic Nuclei - AGN), w tym wykonywanie głębokich przeglądów w celu znalezienie słabych kwazarów; wykonanie przeglądów w zakresie linii Lyman-alfa w celu zbadania gazu wyrwanego z galaktyk w gromadach galaktyk; wykonanie głębokich przeglądów w celu określenia zmian w tempie powstawania gwiazd w różnych okresach istnienia wszechświata (przesunięci ku czerwieni 1.3 < z < 2); monitorowanie źródeł rentgenowskich obserwowanych przez inne instrumenty satelity oraz poświat rozbłysków gamma; oraz wykonywanie przeglądów fragmentów nieba o średniej wielkości (do 5000 stopni kwadratowych) i do jasności 20 magnitudo. Do podstawowych obiektów i zjawisk obserwowanych za pomocą instrumentu zaliczają się: pojedyncze gwiazdy gorące; pojedyncze gwiazdy chłodne; młode obiekty gwiazdowe (Young Stellar Obiect - YSO), egzotyczne obiekty gwiazdowe; mgławice planetarne; tłumienie promieniowania przez pył międzygwiazdowy; galaktyki bliskie; oraz galaktyki odległe.
W przypadku pojedynczych gwiazd gorących instrument pozwala na badania głównie gwiazd masywnych, o masach większy od 20 mas Słońca. Są one bardzo rzadkie, średnio w Drodze Mlecznej na 100 000 gwiazd podobnych do Słońca przypada tylko jedna taka gwiazda. Jednak jednocześnie są one jednymi z najważniejszych gwiazd wpływających na ewolucję galaktyk, ponieważ ich szybkie wiatry gwiazdowe oraz eksplozje supernowych w których kończą życie dostarczają większą część energii mechanicznej obecnej w ośrodku międzygwiazdowym. Ponadto wytwarzają większość jonizującego promieniowania UV oraz wywołują emisję w zakresie dalekiej podczerwieni nagrzewając pył międzygwiazdowy. Są również głównym źródłem wzbogacających ośrodek międzygwiazdowy w pierwiastki ciężkie. Ich ewolucja jest trudna do modelowania z powodu szybkiej rotacji i znacznej utraty masy następującej w krótkim czasie. Ponadto są one wysoce niestabilne i zmienne. Ponieważ promieniują one głównie w zakresie UV instrument może obserwować dużą ilość takich gwiazd (głównie typu spektralnego O i B) w pobliskich młodych gromadach gwiazd, np w mgławicy Carina. Dzięki szerokiemu polu widzenia instruemnt może obserwować wiele gwiazd jednocześnie poszukując periodycznych zmian w ich jasności.
Pojedyncze gwiazdy chłodne obserwowane za pomocą instrumentu obejmują gwiazdy flarujące, karły typu spektralnego G i K oraz inne gwiazdy podobne do Słońca. Gwiazdy flarujące są aktywnymi karłami typu spektralnego M, wykazującymi rozbłyski obserwowane w zakresie światła widzialnego, UV i promieniowania rentgenowskiego w skalach czasowych od minut do godzin. UVIT pozwala na uzyskiwanie krzywych ich jasności i kontynuowanie w ten sposób badań prowadzonych za pomocą satelity GALEX. Niektóre kary typu G i K wykazują cykle aktywności podobne do 22-letniego cyklu słonecznego. Było one badane za pomocą fotometrii w zakresie linii spektralnych Ca II, H i K. Linie te dostarczają jednak często dwuznacznych informacji z powodu dość słabej emisji, znikającej u dołu głębokich cech spektralnych. UVIT pozwala na prowadzenie obserwacji w zakresie silniejszych linii Mg II, h i k w zakresie bliskiego ultrafioletu, gdzie kontinuum spektralne jest znacznie słabsze. Zebrane dane są przydatne podczas opracowywania empirycznych zależności pomiędzy cyklami aktywności a cechami gwiazd, takimi jak okres rotacji czy temperatura efektywna. UVIT przyczynia się również do badań koron gwiazd. W 1979 r na podstawie danych z amerykańko - brytyjsko - europejskiego satelity IUE (International Ultraviolet Explorer, umieszczony na orbicie 26 stycznia 1978r i użytkowany do 30 września 1996 r) i amerykańskiego satelity Einstein (High Energy Astrophysical Observatory 2 - HEAO-2, umieszczony na orbicie 13 listopada 1978 r i użytkowany do 17 kwietnia 1981 r) odkryto, że na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazdy podobne do Słońca rozkładają się wzdłuż dwóch linii, różnicujących gwiazdy posiadające korony oraz gwiazdy pozbawione koron i emitujące chłodny, ciężki wiatr gwiazdowy. Badania tych klas wymagają obserwacji w zakresie UV i promieniowania rentgenowskiego, dzięki czemu satelita Astrosat jest dla nich bardzo przydatny.
Młode obiekty gwiazdowe (YSO) w fazie akrecji materii są jasne w zakresie UV. Obecnie uważa się, że młode gwiazdy typu T-Tauri pobierają materię na drodze akrecji magnetosferycznej. W tym procesie pole magnetyczne gwiazdy ściąga materię z dysku okołogwiazdowego w pobliże powierzchni, gdzie formuje się szok akrecyjny. Spektrum emisji szoku akrecyjnego wykazuje pik w zakresie UV, dlatego też jego intensywność emisji przeważa emisję samej gwiazdy pozwalając na uzyskanie najbardziej bezpośrednich pomiarów zależności pomiędzy akrecją a jasnością z czego można wyprowadzić tempo akrecji masy. Gwiazdy te posiadają również aktywne chromosfery wytwarzające emisję UV. Wkład tych dwóch źródeł w całkowitą emisję gwiazdy jest funkcją ewolucji dysku aktecyjnego. Inne wykładniki aktywności chromosfery, takie jak emisja w zakresie rentgenowskim pozostają w przybliżeniu stałe w przypadku gwiazd o wieku 1 - 10 mln lat, gdy następuje znaczna ewolucja dysków akrecyjnych. Dzięki posiadaniu wielu filtrów w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu UVIT pozwala na znacznie lepsze próbkowanie emisji niż satelita GALEX, co znacznie ułatwia modelowanie akrecji magnetosferycznej oraz aktywności chromosfer gwiazd T-Tauri. Obserwacje YOS w różnych fazach formowania pozwala na śledzenie ewolucji ich nadmiarowej emisji UV. Kompletne próbki YOS w konkretnych obszarach gwiazdotwórczych uzyskiwane za pomocą UVIT są istotne dla zrozumienia zachowania YOS oraz do nałożenia ograniczeń na modele akrecji materii. Filtry pracujące w zakresie bliskiego ultrafioletu pozwalają na rozdzielenie YOS znajdujących się w różnych fazach ewolucji. Użycie obserwacji multispektralnych w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu pozwala na uzyskanie wielu narzędzi diagnostycznych dla gwiazd T-Tauri i YOS przydatnych w planowaniu dalszych obserwacji i interpretacji ich wyników. Spektrogramy UV gwiazd T-Tauri w połączeniu z fotometrią stanowią np. potężne narzędzie przydatne w badaniach nadwyżki ich emisji UV.
W przypadku innych obiektów gwiazdowych UVIT pozwala na kontynuowanie obserwacji gwiazd nietypowych i końcowych produktów ewolucji gwiazd w centrum Drogi Mlecznej prowadzone przez Teleskop Hubblea (Hubble Space Telescope - HST, wynesiony na orbitę 24 kwietnia 1990 r) i GALEX, np niebieskich gwiazd atypowych (Blue Stragglers), oddziałujących układów podwójnych białych karłów oraz gwiazd gałęzi horyzontalnej diagramu Hertzsprunga - Rusella (Horizontal Branch Stars). W przypadku pulsujących białych karów pozwala na badania amplitudy zmian jasności zakresie UV i świtała widzialnego. UVIT jest również przydatny do badań źródeł rentgenowskich obserwowanych przez inne instrumenty satelity. Jest zwłaszcza bardzo pomocny podczas obserwacji rentgenowskich układów podwójnych. Pozwala na wykonywanie analiz oddziaływania materii pobieranej na drodze akrecji z magnetosferami gwiazd neutronowych oraz przepływu materii z dysku akrecyjnego na powierzchnie gwiazd neutronowych.
Mgławice planetarne emitują promieniowanie w zakresie charakterystycznych linii UV a UVIT posiada zestaw filtrów pozwalających na jego wyizolowanie i otrzymanie skalibrowanych obrazów takich obiektów. Centralne gwiazdy takich mgławic również stanowią dogodny cel badań za pomocą instrumentu.
Badania tłumienia emisji przez pył międzygwiazdowy są niezwykle istotne zarówno dla badań spektroskopwych jak i fotometrycznych. Większa część zmienności w krzywych tłumienna świata w różnych częściach Drogi Mlecznej może być wyjaśniona za pomocą pojedynczego parametru RV, określających stopień stromości stoku tłumienia jasności na wykresie. Jest on bliski 3.1 dla większości linii widzenia, jednak może się wahać w zakresie 2 - 5.5, przyjmując największe wartości w niektórych regionach H II. Interesującą cechą spotykaną w zależnościach opisujących tłumienie światła jest wyraźny spadek przy długości fali 2175 A, związany prawdopodobnie z małymi ziarnami węgla. Poza Drogą Mleczną tłumienie światła badano również w Obłokach Magellana. W zakresie UV krzywe tłumienia światła otrzymano dla Małego Obłoku Magellana (Small Magellanic Cloud - SMC) w kierunku do czterech niebieskich nadolbrzymów za pomocą danych z satelity IUE. Wykazały one liniowy wzrost następujący od zakresu widzialnego do UV, bez wyraźnego spadku przy 2175 A. Jest to zwykle tłumaczone specyficznym składem pyłu w tej galaktyce, charakteryzującej się niską metalicznością (Z = 0.1 Z Słońca). Dane z IUE pozwoliły też na badania tłumienia światła w Wielkim Obłoku Magellana (Large Magellanic Clouds - LMC). W tej galaktyce dla niektórych grup gwiazd wykazano bardzo słaby spadek przy 2175 A. Leżały one blisko warstwy nadolbrzymów LMC 2, na południowo - wschodniej stronie galaktyki w stosunku do Mgławicy Tarantula (30 Doradus - 30 Dor). Krzywe tłumienia światła uzyskane wewnątrz i na zewnątrz LMC 2 wykazywały bardzo istotne różnice w tłumieniu przy 2175 A, ale tłumienie w zakresie dalekiego ultrafioletu było bardzo podobnie. Za pomocą instrumentu UVIT możliwe jest znaczne poprawienie modeli tłumienia światła w zakresie ultrafioletu. Pozwala on na zebranie konformacji na temat tłumienia światła w pobliskich galaktykach, pozwalając na badania wpływu metaliczności i składu pyłu obecnego w różnych środowiskach.
Obserwacje bliskich galaktyk pozwalają na badania ich morfologii. Dane z satelity GALEX pokazały, że morfologia galaktyk w zakresie ultrafioletu znacznie różni się od obserwowanej w zakresie optycznym. Jest to łatwe do wyjaśnienia - promieniowanie UV pozwala na obserwację młodych populacji gwiazd a fale dłuższe umożliwiają rejestrowanie gwiazd starszych oraz gwiazd mniej masywnych. Większość galaktyk w Grupie Lokalnej ma rozmiary kątowe mniejsze od pola widzenia UVIT. Nielicznymi wyjątkami są np. M31 oraz Obłoki Magellana. UVIT pozwala więc na wykonanie kompletnego przeglądu galaktyk Grupy Lokalnej w zakresie ultrafioletu z rozdzielczością kątową 4 razy większą niż osiągnięta za pomocą satelity GALEX. Obserwacje te pozwalają na zmapowanie rozkładu gwiazd gorących przy jednoczesnym braku czułości na gwiazdy chłodne występujące w bardzo dużym zagęszczeniu w obrębie galaktyk. Niektóre grupy gwiazd gorących, takie jak bliskie asocjacje OB i regiony H II mogą zostać rozdzielone przestzennie. Pozwala to na badania tema powstawania gwiazd oraz określenie funkcji masy gwiazd w galaktykach.
Obserwacje galaktyk odległych pozwalają na badania populacji gwiazd poprzez analizy charakterystycznych cech w całkowitej ich emisji. Obserwacje UVIT mogą być połączone z takimi syntetycznymi wskaźnikami jak LavalSB i Starburst99 w celu wyprowadzenia właściwości galaktyk, takich jak tempo powstawania gwiazd, początkowa funkcja masy gwiazd, wiek, masa i metaliczność. Niektóre galaktyki wykazują również wyraźne cechy związane z obecnością gromad kulistych. Mogą one być badane za pomocą różnych technik w zakresie spektralnym od ultrafioletu do podczerwieni. Niektóre z takich galaktyk mają właściwości odrębne od galaktyk podobnych nawet pod kątem metaliczności. Większość ich obserwacji w zakresie UV została wykonana za pomocą HST i GALEX. UVIT pozwala na kontynuowanie tych badań. Satelita GALEX pokazał również, że niektóre galaktyki spiralne posiadają rozszerzenia swojego dysku widoczne tylko w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu. Są one związane z obecnością młodych gwiazd występujących w asocjacjach o małych masach zlokalizowanych w dużych odległościach od centrów galaktyk. UVIT pozwala na kontynuowanie badań tych struktur dostarczając obserwacji o większej rozdzielczości kątowej. Ponadto instrument przyczynia się do innych badań odległych galaktyk, takich jak analizy właściwości emisji UV galaktyk młodych, zależności pomiędzy wiekiem a metalicznością w galaktykach eliptycznych, oraz badania karłowatych galaktyk ultrakompaktowych, kwazarów i AGN.
-
Instrument UVIT znajduje się częściowo we wnętrzu satelity Astrosat. W skład instrumentu wchodzą dwa teleskopy: teleskop dla światła widzialnego i bliskiego ultrafioletu (Visible and Near Ultraviolet Telescope - VIS/NUV), oraz teleskop dla dalekiego ultrafioletu (Far Ultraviolet Telescope - FUV). Mają one zbliżoną konstrukcję. Elektronika główna ((Electronics Unit - EU) stanowi odrębną jednostkę umieszczoną we wnętrzu satelity.
Teleskopy są przymocowane do jego panelu dolnego (-X), po jego wewnętrznej stronie za pomocą kołnierza montażowego o unikalnym kształcie przypominającym stożek. Ma on szerokość 877 mm i wysokość 283.5 mm. Posiada dwa otwory dla teleskopów których środki znajdują się w odległości 430 mm od siebie. Jest on wykonany ze stopu tytanu Ti6Al4V-Grade5. Stop ten charakteryzuje się wysoką sztywnością, małą masą i korzystnymi właściwości cieplnymi. Cały kołnierz został wykuty z pojedynczego bloku metalowego. Z jednej strony łączy się również z cylindrem centralnym satelity. Do konstrukcji satelity jest przykręcona za pomocą śrub M6 przełożonych przez otwory utworzone pomiędzy 18 wypustkami o wysokości 108.5 mm znajdującymi w dolnej części łącznika. Śruby są zabezpieczone nakrętkami. Na łączniku umieszczono również kostkę odniesienia używaną w czasie montażu urządzenia na satelicie. Obudowa zespołu płaszczyzny ogniskowej wystaje przez wycięcie w panelu dolnym. Przegrody główne teleskopów wystają natomiast przez otwory w panelu górnym (+X) satelity. Całkowita masa instrumentu wynosi 230 kg. Masa zespołu teleskopów i kołnierza montażowego wynosi 202 kg, a masa elektroniki głównej umieszczonej we wnętrzu satelity - 28 kg. Pobór mocy wynosi 85 W (szczytowo 117 W).
-
Obie jednostki mają całkowitą długość 3.1 metra. Zasadniczym elementem konstrukcji mechanicznej każdej z nich jest tuba metryczna o długości 1.5 metra. Na jej dolnym końcu umieszczono pierścień podpierający zwierciadło główne teleskopu (Telescope Ring - TR) wykonany z invau 36 a na końcu górnym - pierścień osiowa podpierającą zwierciadło wtórne (Spider Ring - SPDR) wykonany również z invaru 36. Zwierciadło wtórne jest umieszczone w centrum SPDR, na czterech ostrzach. Jest otoczone przegrodą zwierciadła wtórnego. Sama tuba metryczna jest także wykonana z invaru 36. Jest to tworzywo o bardzo niskim współczynniku rozszerzalności cieplnej, dzięki czemu tuba pozwala na utrzymywanie stałej odległości pomiędzy zwierciadłem głównym i wtórnym. Tuba ta składa się trzech sekcji - 1, 2 i 3 (Telescope Tube 1, 2, 3 - TT1, 2, 3). Są one połączone bolcami wykonanymi z tytanu. Do pierścienia TR przymocowana jest od góry przegroda zwierciadła głównego, przechodząca przez otwór w jego wnętrzu. Jest ona elementem układu chroniącego przed zabłąkanym światłem. Przegroda ta jest również podparta czterema rozporami o tubę metryczką. Dolna strona TR jest połączona z pozostałą instrumentu za pomocą trzech pionowych rozpór (Focal Plane Rods - FR) wykonanych z invaru 36. Obejmuje ona układ złożony z kół filtrów (jednego dla FUV i dwóch dla VIS/NUV), cylindrycznych aluminiowych komór z detektorami - jednego dla FUV i dwóch dla VIS/NUV, zasilaczy wysokiego napięcia i jednostek obróbki danych. Wszystkie te elementy te są umieszczone na aluminiowej klamrze przymocowanej do komór detektorów. Są one umieszczone w obudowie wspólnej dla obu teleskopów, stanowiącej też osłonę termiczną. Jest ona wykonana z arkuszy aluminiowych. Ma wysokość 600 mm i wystaje na zewnątrz satelity poprzez otwór w jego panelu dolnym. Z górną częścią tuby metrycznej jest natomiast połączona również główna. Ma ona postać tuby o wysokości 910 mm. Jest wykonana z aluminium. Wystaje na zewnątrz satelity. Z jej górnym końcem połączona jest otwierana aluminiowa klapa chroniąca wnętrze teleskopu przed zanieczyszczeniem w czasie startu. Stanowi ona też osłonę przeciwsłoneczną. Na osłonie znajdują się również porty pozwalające na usunięcie resztek gazu z teleskopu po starcie. Wszystkie elementy aluminiowe wykonano ze stopu Al 6061T6 / IS:64430 charakteryzującego się wysoką sztywnością i małą masą.
-
Każdy teleskop obejmuje układ optyczny w postaci reflektora Richteya - Chretaina, zespół koła filtrów, zespół detektora, zasilacze wysokiego napięcia (High Volatge Unit - HVU) oraz centralną jednostkę obróbki sygnałów z detektorów (Central Processing Unit - CPU). Średnica zwierciadła głównego w obu wypadkach wynosi 375 mm, średnica otworu zwierciadła głównego - 155 mm, średnica zwierciadła wtórnego - 140 mm, długość ogniskowej - 4750 mm, stosunek ogniskowej - f/12. Obszar geometryczny ma wielkość około 880 centymetrów kwadratowych. Obszar efektywny ma wielkość około 15 centymetrów kwadratowych dla teleskopu FUV oraz 50 centymetrów kwadratowych dla VIS/NUV. Pole widzenia ma szerokość 28 minut kątowych w każdym wypadku. Rozdzielczość spektralna jest mniejsza od 1000 A w każdym wypadku i zależy od wybranego filtra. Rozdzielczość kątowa wynosi 1.8'' na piksel dla kanałów FUV i NUV oraz 2.2'' dla kanału VIS. Rozdzielczość czasowa dla każdego kanału wynosi 1.7 ms. Typowy czas obserwacji wynosi 30 minut na cel dla każdego kanału. Czułość to 20 magnitudo (5 sigma) dla obserwacji w paśmie 130-180 nm trwających 200 sekund. Dokładność pomiarów fotometrycznych wynosi w każdym wypadku 10%.
Oba zwierciadła mają postać jednorodnych monolitów. Są wykonane z zeroduru. Ich pokrycie składa się z warstwy glinu oraz warstwy odbijającej złożonej z MgF2. Błędy występujące na powierzchni są mniejsze od λ/50 rms a mikronierówności są mniejsze od 15 A rms. Powierzchnia zwierciadła głównego ma profil wklęsłej osiowo hiperboli z promieniem krzywizny 3541 mm i stożkiem -1.129. Zwierciadło to jest zamocowane do pierścienia TR za pomocą mocować bocznych - dwójnogu którego rozpory znajdują się w odległości 120 stopni. Rozpory te są przyklejone do zwierciadła. Zwierciadło wtórne ma powierzchnię o profilu wypukłej osiowo hiperboli z promieniem krzywizny 1867 mm i stożkiem -6.3565. Jest zamocowane na czterech ostrzach struktury SPDR za pomocą kleju. Błędy występujące na powierzchni i mikronierowności mają taką samą wielkość jak w przypadku zwierciadła głównego. Średnia odbijalność obu zwierciadeł jest taka sama, wynosi około 60% dla zakresu spektralnego FUV (130 - 180 nm), jest lepsza od 70% dla zakresu NUV (180 - 200 nm) i lepsza od 80% dla VIS (200 - 600 nm).
Zespół trzech przegród każdego teleskopu pozwala na usuwanie światła pochodzącego spoza osi optycznej. Światło pochodzące ze źródeł znajdujących się w odległości 45 stopni od osi optycznej jest dzięki nim atenuowane o czynnik 10^9. Dzięki temu np poziom światła pochodzącego z Księżyca w pełni znajdującego się w odległości 54 stopni od osi optycznej które dociera do detektora jest słabsze od tła nieba. Ponadto klapy zamykające teleskopy działają jako osłony przeciwsłoneczne do czasu gdy Słońce znajduje się dalej niż 45 stopni od osi optycznej. Unikane jest również wprowadzanie bardzo jasnych obiektów do pola widzenia. W celu uniknięcia powstawania zanieczyszczeń związanych z reakcjami chemicznymi zachodzącymi pod wpływem UV jasna krawędź tarczy Ziemi jest utrzymywana w odległości większe niż 12 stopni od osi optycznej a Słońce poza zasięgiem osłon przeciwsłonecznych, nawet gdy obserwacje astronomiczne nie są prowadzone. Linie spektralne geokorony Ziemi są bardzo silne na dziennej części orbity, a ponadto znaczna część światła słonecznego mogłaby zostać rozproszona przez inne instrumenty naukowe satelity znajdujące się w pobliżu i przejść przez przegrodę główną. Dlatego też zasadnicze obserwacje astronomiczne wykonywane są na nocnej części orbity. Niektóre specjalistyczne obserwacje mogą być jednak prowadzone również na części dziennej. W celu zminimalizowania wpływu tlenu atomowego na pokrycia zwierciadeł kąt pomiędzy osią X satelity (i instrumentu) oraz wektorem ruchu orbitalnego nie może być mniejszy od 12 stopni.
W układzie optycznym teleskopu VIS/NUV światło po odbiciu od zwierciadła głównego i wtórnego oraz przejściu przez otwór w centrum zwierciadła głównego przechodzi przed dychromiczny rozdzielacz wiązek. Rozszczepia on wiązkę na dwie, kierowane następnie do dwóch kanałów - bliskiego ultrafioletu (Near Ultraviolet Channel - NUV) i światła widzialnego (Visible Channel - VIS). W kanale NUV światło przechodzi przez koło filtrów i przechodzi do układu detektora. W kanale VIS wiązka przechodzi przez korektor w postaci cylindrycznej soczewki. Usuwa on aberracje powstające podczas przesyłania wiązki poprzez rozdzielacz. Dzięki jego zastosowaniu są one mniejsze od 2” FWHM. Następnie wiązka przechodzi osobne koło filtrów a następnie wchodzi do osobnego układu detektora.
W układzie optycznym teleskopu FUV światło wchodzące przez otwór wejściowy pada na zwierciadło główne, jest odbijane na zwierciadło wtórne, przechodzi przez otwór centralny zwierciadła głównego a następnie przechodzi przez koło filtrów i wchodzi do układu detektora.
-
Każdy zespół koła filtrów obejmuje właściwe koło i jego silnik (Filter Wheel-Motor Assembly - FWMA) oraz elektronikę kontrolującą pracę silnika (Filter Wheel Drive Electronics - FWDE). Koła są usytuowane tak, że ich elementy optyczne znajdują się w odległości około 40 mm od okien wejściowych zespołów detektorów. FWMA mieści się natomiast w obrębie elektroniki głównej instrumentu. Jednostki te są połączone kablami o długości 4.5 m.
Koła filtrów zawierają filtry optyczne, układy siatki dyfrakcyjne umożliwiające spektroskopię o niskiej rozdzielczości ok. 100, oraz zaślepkę pozywającą na ochronę detektora przed radiacją. Koło kanału FUV posiada 8 pozycji - 5 filtrów, 2 siatki i zaślepkę. Po kolei poszczególne pozycje to: 0 - zaślepka aluminiowa; 1 - filtr złożony z fluorku wapnia nr 1 (grubość 2.50 mm, pasmo >125 nm), 2 - filtr złożony z fluorku baru (2.40 mm, >135 nm), 3 - okno szafirowe (2.00 mm, >142 nm), 4 - siatka dyfrakcyjna nr 1 (4.48 mm), 5 - filtr krzemowy (2.70 mm, > 159 mm), 6 - siatka dyfrakcyjna nr 2 (4.48 mm), oraz 7 - filtr złożony z fluorku wapnia nr 2 (2.50 mm, >125 mm). Koło kanału NUV posiada również 8 pozycji - 6 filtrów, 1 siatkę dyfrakcyjną i zaślepkę. Są to: 0 - zaślepka aluminiowa; 1 - okno złożone ze spiekanego krzemu (3.00 mm, >159 nm), 2 - krzemowy filtr NUVB15 (2.97 mm, 200 - 230 nm), 3 - krzemowy filtr NUVB13 (3.15 mm, 230 nm - 260 nm), 4 - siatka dyfrakcyjna (4.48 mm), 5 - krzemowy filtr NUVB4 (3.33 mm, 250 nm - 280 nm), 6 - krzemowy filtr NUVN2 (3.38 mm, 275 nm - 285 nm), oraz 7 - okno złożone ze spiekanego krzemu (3.30 mm, >159 nm). Koło kanału VIS jest wyposażone w 6 pozycji - 5 filtrów i zaślepkę. Są to: 0 - zaślepka aluminiowa, 1 - filtr wykonany z materiału UBK7 VIS3 (3.00 mm, 400 nm - 530 nm), 2 - filtr z UBK7 VIS2 (3.00 mm, 370 - 410 nm), 3 - filtr z UBK7 VIS1 (3.00 mm, 320 - 360 nm); 4 - filtr neutralnej gęstości (3.00 mm), oraz 5 - okno wykonane z materiału UBK7 (3.00 mm). Wszystkie siatki dyfrakcyjne instrumentu są wytworzone na substracie złożonym z CaF2 o grubości 4.52 mm. Obszar pokryty szczelinami ma wielkość 36 x 36 mm. Gęstość siatek wynosi 400 szczelin na milimetr. Rozproszenie na płaszczyźnie detektora dla pierwszego i drugiego rzędu wynosi odpowiednio 1.2 nm / sekundę kątową i 0.6 nm / sekundę kątową przy 136 nm. Średnica siatek nr 1 i 2 kanału FUV wynosi odpowiednio 52.00 mm i 51.95 mm, centralna długość fali dla rozproszenia pierwszego rzędu - 190 nm i 240 nm, a centralna długość fali dla rozproszenia drugiego rzędu - 140 nm i 156 nm. Średnica siatki kanału NUV wynosi natomiast 51.99 mm, centralna długość fali dla rozproszenia pierwszego rzędu - 210 nm, a centralna długość fali dla rozproszenia drugiego rzędu - 154 nm.
Zmiana pozycji na kole filtrów trwa 30 sekund. Ponadto przed każdą zmianą napięcie na detektorze jest zmniejszane do zera, co trwa również 30 sekund. Tak więc obserwacje pobliskich wielokrotnych źródeł (oddalonych od siebie o mniej niż 10' rejestrowanych w oknie o wielkości 6 x 6') są wykonywane za pomocą jednego filtra poprzez zmiany w pozycjonowaniu satelity. Następnie dokonywana jest zmiana filtra i obserwacje są ponawiane. W przypadku obiektów znacznie oddalonych od siebie wykonywane są obserwacje za pomocą kolejnych filtrów a następnie zmieniany jest cel obserwacji.
-
Układ detektora w każdym wypadku ma identyczną konstrukcję, różnią się tylko rodzajem okna wejściowego i fotokatody. Każdy z nich składa się z okna wejściowego, wzmacniacza obrazu, zespołu włókien światłowodowych oraz właściwego detektora obrazującego w postaci CMOS. Wzmacniacz obrazu jest złożony z fotokatody (Photo-Cathode - PC), stosu płyty mikrokanałowej (Microchannel Plate - MCP), anody (Anode - A) oraz fosforu. Fotony wchodzą do zespołu detektora przez okno wejściowe. W kanale FUV ma ono grubość 5 mm i jest wykonane z MgF2. W kanałach NUV i VIS ma również grubość 5 mm ale jest wykonane z krzemu. Po przejściu przez okno fotony uderzają w FC powodując powstawanie elektronów. Są one przyspieszane i powielane przez MCP. MPC dostarcza wzmocnienia rzędu 10^7. Elektrony wychodzące z MCP są przyspieszane i padają na anodę A pokrytą fosforem. Powodują one powstanie światła które jest przekazywane przez włókna światłowodowe na detektor CMOS (mapowanie topologiczne z rozdzielczością około 3:1). Odległość pomiędzy PC i MCP jest mała, wynosi 0.1 mm. Pozwala to na zminimalizowanie dryfu fotoelektronów. Tym samym wkład detektora w funkcję rozciągania źródła punktowego (Point Spread Function - PSF) jest mały, wynosi około 1'' FWHM. Wzmacniacz używa trzech wysokich napięć dostarczanych przez osobne zasilacze mieszczące się w jednostka HVU - dla PC (V-PC), MCP (V-MCP) i A (V-A). Napięcie V-PC jest używane do elektronicznego włączania i wyłączania systemu. V-MCP umożliwia kontrolowanie zysku, czyli ilości światła produkowanej przez fosfor na pojedynczy foton wchodzący do wzmacniacza.
Detektor to model Cypress STAR250 o wielkości 512 x 512 pikseli. Jego szerokość fizyczna wynosi 40 mm. Każdy piksel ma wielkość fizyczną 25 mikrometrów. Okrągłe pole widzenia teleskopu mieści się w całości w obrębie detektora. Jest on odczytywany w tempie definiowanym za pomocą instrukcji z Ziemi, wynoszącym maksymalnie 29 klatek na sekundę. Możliwe jest odczytanie całej powierzchni detektora lub jego wybranych wymiarów albo fragmentów. Przy odczycie fragmentów detektora szybkość może być zwiększona do około 600 klatek na sekundę. Pozwala to na uniknięcie nakładania się epizodów odziaływań z fotonami dla źródeł o intensywności większej od 5 fotonów/s/(10'' x 10'').
Detektor CMOS może pracować w trybie zliczania fotonów (Photon Counting Mode) lub w trybie integracji (Integration Mode). Tryb zliczania fotonów pozwala na obrazowanie z rozdzielczością około 1.8'' FWHM. Zysk MCP jest bardzo duży. W jego trakcie wykrywane są pojedyncze oddziaływania z fotonami, których centroidy są wyliczane na pokładzie a ich współrzędne wysyłane na Ziemię. Tryb integracji z niskim zyskiem nie pozwala na zliczanie pojedynczych fotonów. W jego trakcie napięcie na MCP jest relatywnie małe co redukuje jego zysk. Impulsy świetlne powodowane przez wiele fotoelektronów mogą wtedy padać na pojedynczy piksel, tak więc w każdym miejscu detektora jest mierzona ilość fotoelektronów powodujących emisję światła. Umożliwia przesłanie na Ziemię całej surowej klatki odczytanej z detektora. Rozdzielczość spada wtedy do około 3''. Normalnie kanały FUV i NUV są używane w trybie zliczania fotonów a kanał VIS - w trybie integracji. Podczas obrazowania całego pola widzenia czas ekspozycji wynosi minimalnie 34 ms, dlatego też przy uwzględnieniu tła obrazowanie za pomocą kanału VIS może powodować nakładanie się epizodów oddziaływań z fotonami. Ponadto gęstość fotonów jest na tyle duża, że mogłaby spowodować zużycie MCP w ciągu około roku. Dlatego też używanie trybu zliczania fotonów nie jest normalnie używane w tym kanale. Tryb integracji w zakresie ultrafioletu może być używany w trakcie obserwacji bardzo jasnych źródeł (zamiast stosowania bardzo szybkiego tema odczytu lub odczytu fragmentów detektora). W trybie zliczania można wybrać takie parametry jak poziom progowy sygnału i algorytm obliczający centroidy. W trybie integracji można wybrać zysk MCP poprzez zmiany wysokiego napięcia. Dla bardzo jasnych źródeł zysk jest ustawiany na poziomie bardzo niskim w celu uniknięcia nasycenia pikseli detektora. Chociaż UVIT nie jest przeznaczony do wykonywania badań zmian czasowych to możliwe jest określenie absolutnego czasu każdego epizodu oddziaływania z fotonem wraz z jego pozycją, z dokładnością < 5 ms, co definiuje rozdzielczość czasową instruemntu. W czasie analiz danych uzyskiwana jest wtedy seria czasowa obok serii pozycji fotonów na niebie.
-
Ponieważ stabilność orientacji przestrzennej satelity nie jest lepsza od 10” ekspozycje są krótkie. Są one następnie dodawane przez odpowiedni algorytm w trakcie obróbki danych na Ziemi. Uwzględnia on przesunięcia wyliczane poprzez porównanie kolejnych obrazów uzyskiwanych przez kanał VIS, np. co 1 sekundę. Typowo ilość fotonów UV zbieranych w czasie 1 sekundy jest zbyt mała aby uzyskać użyteczny obraz. Kanał VIS może jednak otrzymać obraz w tym czasie, dlatego tylko on jest używany do obliczenia relatywnego dryfu satelity. Powodzenie takiego sposobu obróbki danych zależy od braku wahań orientacji satelity większych od 0.3'' rms i uzyskania wolnego od wleczenia relatywnego aspektu wszystkich trzech kanałów przez okres około 1000 s. Jest to czas wystarczający na zebranie ilości fotonów umożliwiającej zbudowanie obrazu źródeł UV.
Sygnał z detektorów jest wzmacniany przez jednostki CPU umieszczono koło komór z detektorami i przesyłane do elektroniki odczytu (Readout Electronic Assembly - REA). Formatuje ona dane z detektorów i oblicza centroidy. Znajduje się w obrębie głównej elektroniki instrumentu EU we wnętrzu satelity. Każdy kanał posiada osobny system REA. Jednostki te komunikują się również z HVU. Wszystkie komendy przesyłane z systemu informatycznego satelity do systemów detektorów przechodzą przez REA. Są przesyłane do nich za pośrednictwem interfejsu 1553B. Koła filtrów są natomiast zarządzane bezpośrednio przez system komputerowy satelity. Wszystkie dane z detektorów są przesyłane do jednostki gromadzącej dane (Data Handling Unit - DHU) satelity, natomiast dane z kół filtrów są dostępne w telemetrii niskiej szybkości wysyłanej w czasie rzeczywistym. Elektronika EU kontroluje również stan instrumentu, zbiera dane inżynieryjne przesyłane na Ziemię (napięcia, ładunki i temperatury) oraz wykonuje komendy z Ziemi. kanały FUV, NUV i VIS są sterowane niezależnie od siebie za pomocą instrukcji wysyłanych przez kontroler satelity.
-
System kontroli temperatury instrumentu obejmuje elementy aktywne i pasywne. Składa się z grzejników kontrolowanych przez sensory temperatury. Pozwala na utrzymywanie tuby metrycznej w stabilnej temperaturze 20ºC, z odchyleniami +/-3ºC. Pozwala to na zminimalizowanie przesunięć zwierciadeł powodowanych przez rozszerzalność cieplną tuby metrycznej. Tym samym efekty cielne są bardzo małe, dlatego też nie było konieczności zastosowania mechanizmów optymalizujących układ optyczny. Filtry i siatki dyfrakcyjne oraz detektory są utrzymywane w temperaturze 15ºC - 30ºC w celu uniknięcia zmian w ich przepuszczalności i efektywności kwantowej. Ponieważ tryb zliczania elektronów nie jest bardzo wrażliwy na zysk detektora jest on również zaburzony przez efekty termiczne w stopniu mniejszym niż tryb integracji. Cała powierzchnia instrumentu jest pokryta również izolacją wielowarstwową. W niektórych miejscach znajdują się ponadto reflektory optyczne (Optical Solar Reflector - OSR) odbijające światło słoneczne. Wewnętrznymi źródłami ciepła są: silniki kół filtrów, detektory i zasilacze wysokiego napięcia. Zewnętrznymi źródłami ciepła są: Słońce, albedo Ziemi i emisja atmosfery Ziemi. Są one modelowane według parametrów orbity. Najtrudniejsza do kontroli jest orientacja obu teleskopów względem siebie wynikająca między innymi z efektów termicznych, ponieważ jej zmiany o 1" w czasie ekspozycji trwającej typowo 1000 s mogą wprowadzić rozmazanie obrazu na poziomie około 0.3" rms. Relatywne położenie osi obu teleskopów nie może dryfować o więcej niż 0.5'' przez typowy okres obserwacji pojedynczego pola nieba, trwający 15 minut. Może się jednak zmieniać o 30'' w długich okresach czasu. Instrument posiada również odrębny zestaw grzejników pozwalających na nagrzanie niektórych elementów teleskopów w celu usunięcia ewentualnych zanieczyszczeń skondensowanych na ich powierzchniach.
Jednym ze źródeł tła są ciemne zliczenia detektorów. W temperaturze 20ºC wynoszą one 8/s dla kanału FUV, 50/s dla NUV i 1266/s dla VIS. Ponadto przy kącie 45 stopni z osią optyczną tło większe od poziomu światła zodiakalnego wprowadza również jasna krawędź tarczy Ziemi. Światło zodiakalne ma jasność około 22 mag na kwadratową sekundę kątową w paśmie VIS. Odpowiada to poziomowi tła na poziomie około 5 x10^-18 erg/(s*A*cm^2*arcsec^2) lub 0.08 wykrytego fotona na sekundę na kwadratową sekundę kątową dla obszaru efektywnego 50 cm^2 w zakresie spektralnym 5 500 - 6 500 A. Tło to spada bardzo wolno w pomiędzy 3000 a 6000 A i bardzo szybko przy falach krótszych. Linie spektralne geokorony Ziemi charakteryzują się znaczną zmiennością intensywności. Liczba zliczeń fotonów na sekundę powodowanych przez geokoronę dla kanału FUV wynosi w dzień i w nocy: 129 000 i 1290 000 w linii 1216 A (Lyman alfa), 860 i 129 000 w linii 1304 A (OI), oraz 64 i 12 900 w linii 1356 A (OI). Liczba zliczeń dla detektora NUV wynosi < 170 i < 34 000 w linii 2471 A (OII). Obserwacje z użyciem detektora FUV nie mogą być więc prowadzone w czasie dnia. Ponadto filtr CaF2 mający najszersze pasmo dla kanału FUV przepuszcza kilka procent emisji w zakresie linii Lyman alfa, dlatego też w czasie obserwacji nocnych poziom zliczeń tła wynosi 1 000 - 5 000/s.
Główną instytucją odpowiedzialną za instrument UVIT jest Indyjski Instytut Astrofizyki (Indian Institute of Astrophysics - IIA) w Bangalore. Ponadto w projekcie uczestniczy Międzyuniwersyteckie Centrum Astronomii i Astrofizyki (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics - IUCAA) w Pune, ISRO i Kanadyjska Agencja Kosmiczna (Canadian Space Agency - CSA) z siedzibą w Longueuil.
-
SXT
Teleskop obrazujący w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego (Soft X-ray imaging Telescope - SXT) jest jednym z 4 instrumentów naukowych satelity Astrosat pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego.. Jest to urządzenie pozwalające na obrazowanie rozciągłych źródeł rentgenowskich w zakresie energii 0.3 - 8.0 keV oraz na spektrometrię źródeł punktowych z rozdzielczością około 5 - 6% przy 1.5 keV oraz ok. 2.5% przy 6 keV. Ponadto instrument umożliwia wykonywanie obserwacji zmienności czasowej w skalach 2.4 s oraz 278 ms. Urządzenie umożliwa skupianie promieniowanie rentgenowskiego pozwalając na osiągnięcie około 1 000 razy lepszej czułości od instrumentów innego rodzaju pracujących w tym zakresie spektralnym. Wynosi ona około 15 μCrab (5 sigma) w czasie 10 000 s. Tym samym instrument może obserwować około 100 000 źródeł na całym niebie. Dzięki stosunkowo wysokiej rozdzielczości kątowej (rzędu 2 minut kątowych) może rozdzielać nakładające się obiekty w gęstych polach nieba oraz obrazować źródła rozmyte, takie jak pozostałości supernowych lub gorący gaz w gromadach galaktyk. Dzięki możliwości pomiarów energii fotonów rentgenowskich urządzenie umożliwia spektroskopię rozpoznawalną przestrzennie z najlepszą dokładnością wśród instrumentów rentgenowskich satelity Astrosat. Pozwala ponadto na śledzenie zmienności źródeł rentgenowskich. Do podstawowych celów naukowych instrumentu zaliczają się: rozdzielenie emisji w liniach jonów Si, S, Ar, Ca i Fe pochodzącej z gorącej termalnej plazmy koronalnej oraz rozdzielenie linii fluorescencyjnych tych pierwiastków w medium fotojonizowanym przez silne kontinuum rentgenowskie w źródłach rentgenowskich zasilanych przez akrecję (gwiazdy neutronowe, czarne dziury o masach gwiazdowych, supermasywne czarne dziury itp.); wykonanie spektroskopii gorących i cienkich skupisk plazmy w galaktykach, gromadach galaktyk, jądrach galaktyk aktywnych (Actove Galactoc Nuclei - AGN), kwazarach, pozostałościach supernowych (Supernova Remnant - SNR) i koronach gwiazd; badania fizyki szoków i dysków akrecyjnych, koron i regionów występowania gazu fotojonizowanego (gęstość, temperatura, stopień jonizacji i zawartość poszczególnych pierwiastków); badania absorpcji promieniowania o niskiej energie i natury absorberów (np czy są one zjonizowane i gorące czy też neutralne i chłodne); badania emisji w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego powstającej na zasadzie promieniowania ciała doskonale czarnego w AGN, podwójnych pulsarach rentgenowskich we współpracy z instrumentami pracującymi w zakresie wyższych energii; wykonanie rozdzielanej przestrzennie spektroskopii SNR i gromad galaktyk; oraz wykonanie jednoczesnych szerokopasmowych pomiarów spektrometrycznych i pomiarów spektrometrycznych rozdzielanych w czasie dla plazmy termalnej i nietermalnej we współpracy z instrumentami pracującymi w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego.
-
Instrument SXT znajduje się częściowo we wnętrzu satelity Astrsat. Jego górna część wystaje przez otwór w panelu górnym (+X) satelity i jest do niego przymocowana. W skład instrumentu wchodzi tubus teleskopu, moduł optyki rentgenowskiej; kamera płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Camera Assembly - FPCA) oraz elektronika obórki danych (Processing Electronics - PE). Całkowita masa urządzenia wynosi 90 kg a pobór mocy - 80 W. Całkowita długość instrumentu wynosi 2465 mm a średnica części górnej - 386 mm.
Tubus teleskopu ma kształt cylindryczny. Jego górną część stanowi tuba przednia (Forward Tube). Jest ona wykonana z plastiku wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fiber Reinforced Plastic - CFRP). W jej wnętrzu w części górnej znajduje się przegroda termiczna (Thermal Baffle) wykonana ze stopu aluminium Al 6061 T6. Znajduje się ona nad zespołem optyki. Zapewnia ograniczoną ochronę optyki przed światłem słonecznym i jest miejscem montażu grzejników utrzymujących optykę w określonym zakresie temperatur. Kąt unikania Słońca z zastosowaniem przegrody wynosi około 45 stopni. Z górną częścią tuby przedniej i przegrodą termiczną połączona jest otwierana klapa chroniąca optykę przed zanieczyszczeniem w czasie prac naziemnych i startu. Została ona otwarta po starcie w celu usunięcia resztkowego gazu z teleskopu, przed otwarciem drzwi ochronnych kamery FPCA. Po otarciu tworzy ona kąt 256° z tubusem. Mogła być zamykana tylko ręcznie w czasie prac naziemnych. Tuba przednia jest połączona ze znajdującym się częściowo w jej wnętrzu cylindrem modułu optyki za pomocą pierścienia nr 2 (Ring 2). Łączy on dolną krawędź tuby przedniej z kołnierzem modułu optyki. Od dołu kołnierz ten jest połączony z pierścieniem nr 1 (Ring 1), łączącym się z drugiej strony z górną krawędzią tuby tylnej 1 (Rear Tube 1). Tym samym tuba przednia zawiera sekcję 1-alfa optyki a tuba tylna - sekcję 3-alfa. Tuba tylna 1 jest wykonana z CFRP. Ma postać rury o średnicy wewnętrznej 343 mm i średnicy zewnętrznej 347.8 mm. Jej tylna krawędź jest połączona z pierścieniem stanowiącym interfejs z panelem górnym satelity (Deck Interface Ring - DIR). Jest on wykonany ze stopu aluminium Al 6061. Posiada 8 otworów przez które przełożono śruby M8 mocujące teleskop do panelu satelity. Poza połączeniem teleskopu z satelitą łączy on również tubę tylną 1 z tubą tylną 2 (Rear Tube 2). Jest ona wykonana z CFRP. Jej górna część jest grubsza od dolnej co zwiększa sztywność. Część dolna tej tuby jest połączona z pierścieniem stanowiącym interfejs z kamerą CCD (CCD Interface Ring). Pozwala on na zachowanie stabilnej orientacji tubusu i kamery. Jest wykonany ze stopu aluminium Al 6061.
-
Moduł optyki zawiera rozbudowany zestaw zwierciadeł rentgenowskich tworzących przybliżenie układu Wolter 1. W układzie tym zwierciadła są umieszczone jedno w drogim i tworzą dwie sekcje - przednią i tylną. Promieniowanie rentgenowskie jest odbijane najpierw przez odbijające wewnętrznie zwierciadła sekcji przedniej (1-alfa) których profil ma kształt wycinka paraboli. Następnie są odbijane przez zwierciadła sekcji tylnej (3-alfa) których profil ma kształt wycinka hiperboli. Ostatecznie są skupiane na płaszczyźnie ogniskowej układu. Obszar aktywny takich zwierciadeł ma postać cienkiego pierścienia, dlatego też ich powierzchnia zbierająca jest niewielka. Dlatego konieczne jest zastosowanie dużej liczny zwierciadeł. Instrument STX posiada 41 kompletnych zwierciadeł w obu sekcjach. Są one rozmieszczone w sposób tworzący charakterystyczny wzór pustych przestrzeni. Każde zwierciadło w pojedynczej sekcji składa się z 4 osobnych odcinków. Łącznie system zawiera łącznie 328 takich elementów. Długość każdego zwierciadła wynosi 100 mm. Średnica zwierciadła najbardziej zewnętrznego wynosi 130 mm a średnica zwierciadła najbardziej wewnętrznego - 65 mm. Najmniejsza odległość pomiędzy zwierciadłami wynosi 0.5 mm. Średnica funkcji rozciągania źródła punktowego (Point Spread Function - PSF) w osi optycznej na płaszczyźnie ogniskowej wynosi około 2'. Odnijalność rentgenowska zwierciadeł została zmierzona w zakresie kilku energii, co pozwoliło na określenie stopnia gładkości zwierciadeł na 7 - 10 A (FWHM). Obszar geometryczny ma wielkość 250 centymetrów kwadratowych. Obszar efektywny (z uwzględnieniem wydajności kwantowej detektora) na powierzchnię 128 centymetrów kwadratowych przy energii 1.5 keV i 22 centymetrów kwadratowych przy energii 6 keV. Pole widzenia ma wymiary 41.3 x 41.3'. Rozdzielczość kątowa wynosi 4.13 sekundy kątowej na piksel detektora. Dokładność pomiarów pozycji źródeł wynosi 30 sekund kątowych. Długość ogniskowej teleskopu wynosi 2 metry. Była ograniczona rozmiarami satelity i owiewki rakiety nośnej.
Każdy odcinek zwierciadła jest złożony z substratu aluminiowego o grubości około 0.2 mm. Jego wewnętrzna powierzchnia (odbijająca) jest pokryta warstwą złota. Zwierciadła te zostały wykonane przez Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w Mumbaiu. Proces nanoszenia złota był podobny jak w przypadku optyki rentgenowskiej japońskiego satelity Suzaku. Przeprowadzono go w clearoomie klasy 3000. Złoto było napylane najpierw na gładką powierzchnię cylindra wykonanego ze szkła borokrzemianowego, którego zewnętrza średnica była zbliżona do średnicy danego zwierciadła. Równolegle z arkusza folii aluminiowej wycinano fragment o odpowiednich rozmiarach. Jego krawędzie były następnie wyrównywane. Fragment był potem czyszczony w ultradźwiękowym urządzeniu czyszczącym za pomocą acetonu. Następnie wykonywano z niego rulon o średnicy zgodniej ze średnicą wytwarzanego zwierciadła. W dalszej kolejności zarówno folia jak i pokryty złotem cylinder szklany były napylane epoksydem za pomocą atomizera z okrągłym profilem rozpryskiwania. Folia i cylinder były łączone w komorze próżniowej (ciśnienie około 1 Torr) po krótkim czasie od zakończeniu tego procesu, co gwarantowało że we wnętrzu epoksydu nie powstaną pęcherzyki powietrza. Następnie folia i cylinder były powolnie nagrzewane w komorze grzewczej przez okres około1 dnia. Potem folia była oddzielana od szklanego cylindra. Dzięki temu złoto zostało mocno przymocowane do powierzchni folii. Następnie z tak przygotowanej folii formowano zwierciadło. Jej strona pokryta złotem stanowiła jego wewnętrzną odbijającą stronę. Ostatecznie każde zwierciadło zostało pokryte warstwą epoksydu o grubości 50 - 60 mikronów i warstwą złota o grubości 1400 A. Po wytworzeniu danego segmentu zwierciadła cylinder szklany był następnie czyszczony i używany do wytworzenia kolejnego elementu. W celu wykonania wszystkich zwierciadeł wykorzystano dużą ilość cylindrów o różnych rozmiarach. Łącznie uzyskano około 1000 segmentów zwierciadeł użytych w modelu inżynieryjnym oraz w modelu lotnym. Pracowano nad tym latach 2006 - 2010, przez 6 dni w tygodniu. Kilka zwierciadeł zostało przetestowanych za pomocą reflektometru rentgenowskiego po rygorystycznych testach podatności na adhezję i abrazję, cykle ochładzania i nagrzewania, duże poziomy naświetlenia i in.
-
Zwierciadła są przymocowane do 37 przegród rozchodzących się promieniście od centralnego trzpienia mającego postać pustego w środku walca. Na zewnątrz są one przymocowane do cylindra zewnętrznego modułu optyki. W jego centrum znajduje się kołnierz połączony z pierścieniami stanowiącymi interfejs z tubą przednią oraz tubą tylną 1 tubusu teleskopu. Cały cylinder jest wykonany z aluminium.
-
Kamera FCPA została zbudowana przez TIFR we współpracy z Centrum Badań Kosmicznych (Space Research Centre) Uniwersytetu w Leicester (University of
Leicester) w Wielkiej Brytanii. Znajduje się w odległości 2 metrów od płaszczyzny środkowej modułu optyki. Jej konstrukcja mechaniczna obejmuje od góry zespół z mechanizmem drzwi ochronnych otwieranych na orbicie, dolną osłonę chroniącą przed protonami, komorę kriogeniczną (kriostat) zawierającą detektor CCD umieszczony na systemie chłodzącym, górną osłonę chroniącą przed protonami i osłonę podstawową. Komora kriogeniczna jest wykonana z aluminium i pokryta złotem zapewniającym izolację termiczną. U dołu konstrukcja FCPA łączy się również z interfejsem wymiany danych oraz z modułem zaworów systemu chłodzącego i kapilarą połączoną z radiatorem.
-
Główną częścią FCPA jest detektor CCD (CCD-22). Został on dostarczony przez firmę E2V Technologies Inc. z Chelmsford w Wielkiej Brytanii, producenta detektora kamery EPIC (European Photon Imaging Camera) satelity XMM-Newton. Detektor tego samego typu zastosowano również w instrumencie XRT (X-Ray Telescope) satelity Swift. Za przygotowanie detektora do misji odpowiedzialny był Uniwersytet w Leicester. Jest to CCD typu klatka - transfer z trójfazowym transferem klatki i otwartą strukturą elektrod pozwalającą na uzyskanie użytecznego pasma energetycznego 0.2 - 10 keV. Obszar aktywny ma wielkość 610 x 602 piksele. Pojedynczy piksel ma szerokość 40 mikronów. Obszar przechowujący klatkę ma wymiary 600 x 602 piksele a pojedynczy piksel w jego obrębie ma rozmiary 38 x 12 mikronów. Detektor pracuje w trybie zliczania pojedynczych fotonów. Każdy foton rentgenowski uwalnia 100 - 1000 par elektron - dziura w zależności od energii. Pozwala to na wykonywanie pomiarów spektroskopowych.
-
Właściwa praca detektora wymaga usunięcia światła widzialnego. Dlatego przed detektorem umieszczono filtr odrzucający światło widzialne. Ma on postać grubej (1840 A) błony z polimidu pokrytej z jednej strony warstwą glinu o grubości 488 A. Typowa przepuszczalność filtra dla światła widzianego jest mniejsza od 5 x 10^-3, jest podobna do przepuszczalności filtrów użytych na satelicie XMM-Newton. Filtr przepuszcza około 0.25% światła widzialnego. Powoduje on całkiwte wytłumienie światła widzialnego ze źródeł o jasności mniejszej od 7 magnitudo. W przypadku teleskopu XRT satelity Swift z PSF około 15" gwiazdy o jasności około 6 magnitudo powodują powstanie ładunku na poziomie kilku elektronów. Ponieważ SXT charakteryzuje się PSF większym 7 - 8 razy i 2 razy większym kątowym rozmiarem pikseli limit jasności optycznej źródeł jest zbliżony do 4 mag. Dokładnie wyznaczono go podczas pracy na orbicie, z użyciem jasnych gwiazd nie emitujących wykrywalnego promieniowania rentgenowskiego. Przepuszczalność filtra dla promieniowania rentgenowskiego jest większa od 50% przy energiach większych od 400 eV. We wnętrzu FCPA znajduje się dioda LED pozwalająca na oświetlenie całego filtra światłem rozproszonym w celu sprawdzenia jego integralności.
-
Detektor może wydajnie pracować tylko w niskiej temperaturze -193K. Dlatego też mieści się w komorze kriogenicznej. Jest zainstalowany na chłodziarce termoelektrycznej (Thermo-electric Cooler - TEC). Zimna końcówka chłodziarki jest połączona z kapilarą wypełnioną etanem, która łączy się z radiatorem. Jest on umieszczony na panelu przednim (+Y) satelity, który jest stale nieoświetlony przez Słońce. Schłodzenie detektora redukuje prąd ciemny zapewniając uzyskanie dobrej rozdzielczości pomiarów energii a także zmniejsza wrażliwość detektora na uszkodzenia wywoływane przez promieniowanie. Dzięki redukcji tła rozdzielczość pomiarów energii w temperaturze operacyjnej wynosi 2% przy 6 keV. Kapilara cieplna i radiator zostały opracowane przez Centrum Satelitarne ISRO (ISRO Satellite Centre - ISAC) w Bangalore. Gwarantują, że temperatura na połączeniu zimniej końcówki i TEC wynosi maksymalnie -40°C.
-
CCD jest chroniony dwoma osłonami odrzucającymi protony - górną i dolną. Są one wykonane z aluminium. Zmniejszają uszkodzenia powodowane przez cząstki energetyczne, zwłaszcza podczas przelotów przez anomalię południowoatlantycką. Ponieważ orbita satelity Astrosat sprawia że satelita jest mniej narażony na promieniowanie niż Swift masa osłon została zredukowana w stosunku do instrumentu XRT.
Na szczycie FPCA znajdują się ponadto drzwi chroniące detektor przed zanieczyszczeniem w czasie prac naziemnych, startu i wczesnych operacji orbitalnych. Zostały one otworze w trakcie aktywacji instrumentu.
FPCA posiada 5 indywidualnych źródeł kalibracyjnych zawierających izotop 55Fe. Ich moc jest bardzo mała. Cztery z nich oświetlają detektor w jego rogach, poza polem widzenia teleskopu. Są używane do kalibracji w trakcie całej misji. Dostarczają dwóch głównych linii spektralnych - 5.9 keV i 6.5 keV. Piąte źródło znajduje się na drzwiach zamykających FPCA. Było używane tylko na początku misji, nie jest użyteczne po otwarciu kamery. Źródła produkują również kilka innych linii. Łącznie dostarczają 8 serii linii używanych do kalibracji zysku detektora, rozdzielczości pomiaru energii i efektywności transferu sygnału. Informacje te pozwalają na zbudowanie funkcji odpowiedzi detektora CCD w zależności od energii. Rozdzielczość pomiarów energii zależy od temperatury detektora. Po schłodzeniu do -80ºC zapewnia on największą rozdzielczość pomiarów promieniowania rentgenowskiego ze wszystkich instrumentów satelity Astrosat.
-
Sygnał z detektora CCD jest wzmacniany przez przedwzmacniacz znajdujący się na płycie umieszczonej w pobliżu niego (Preamplifer Board - PCB) i przesyłany do elektroniki PE instrumentu. CCD posiada dwa przedwzmacniacze i może być odczytywane począwszy od prawej lub lewej strony. PE stanowi osobną jednostkę mieszczącą się we wnętrzu satelity. Składa się z 10 płyt drukowanych (Printed Card Board - PCB) - kart elektroniki 1 - 8 i 3A (Electronics Board 01 - 08, 03A - EL-01 - 08, 03A) oraz płyty głównej. Funkcje logiczne wykonują trzy układy typu FPGA (Field Programmable Gate Array 1, 2, 3). Cała elektronika została zbudowana przez TIFR. Kontroluje pracę detektora CCD, jego temperaturę, ciśnienie we wnętrzu FPCA w początkowej fazie misji, steruje otwieraniem drzwi FPCA i zapewnia interfejs z systemem informatycznym satelity. Dane naukowe z detektora przechodzą przez kartę EL-03, która wykonuje konwersję analogowo - cyfrową. Następnie są przekazywane do pamięci 1 (Memory 1 - M1) znajdującej się na karcie EL-05 za pośrednictwem układu FPGA-1 umieszczonego na karcie EL-04. Pamięć ta posiada dwie pozycje - górną i dolną. Gdy układ FPGA-1 przechowuje dane w górnej sekcji pamięci to układ FPGA-2 mieszczący się na karcie EL-06 odczytuje poprzedni zestaw danych zgromadzony w dolnej sekcji. Następnym razem gdy FPGA-1 zapisuje dane w sekcji dolnej to FPGA-2 odczytuje dane z sekcji górnej. W ten sposób dane ciągle przepływają z FPGA-1 do FPGA-2. Odczyt całego detektora trwa 2.4 sekundy. W celu uzyskania mapy napięcia na detektorze używany jest dedykowany tryb w czasie którego klatka odczytywana jest w czasie około 24 sekund. FPGA-2 formatuje dane w bloki o rozmiarze 2 kilobitów, które są przesyłane do układu FPGA-3 umieszczonego na karcie EL-07. Następnie układ ten przesyła dane do rejestratora satelity za pomocą łącza telemetrycznego o wysokiej szybkości (High Bit Rate Telemetry - HBT), rzędu 4 MHz. Dane inżynieryjne z FPCA są przekazywane do FPGA-3 za pośrednictwem karty EL-03A. Są one przekazywane do rejestratora satelity za pomocą łącza telemetrycznego o niskiej szybkości (Low Bit Rate Telemetry - LBT), rzędu 40 kHz. Zasilanie odbierane z sieci elektrycznej satelity się przekazywane do poszczególnych kart elektroniki poprzez kartę przekaźnikową EL-03 oraz poprzez układ DC-DC mieszczący się na karcie EL-01. Wejście na układzie DC-DC charakteryzuje się napięciem 28 - 42 V. Jest ono regulowane na wyjściu dla każdej karty z osobna. Komendy odbierane z satelity przechodzą przez różne karty i ostatecznie trafiają do FPCA za pośrednictwem kart EL-03A i EL-02.
Dane dostarczane przez instrument są przechowane na pokładzie satelity i wysyłane do stacji naziemnej jeden raz w ciągu każdego obiegu trwającego około 92 minuty. Produkcja danych wynosi około 280 megabitów na orbitę. Nakłada to duże ograniczenia na tryby zażądania danymi i sposób organizacji danych. Instrument posiada 5 trybów zarządzania danymi naukowymi oraz osobny tryb zażądania danymi inżynieryjnymi. W każdym trybie dane są organizowane w pakiety o wielkości 2 kilobitów (2K). Tak więc część pamięci satelity zarezerwowana dla instrumentu jest wypełniania około 143360 blokami danych 2K w czasie każdej orbity. Do 5 podstawowych trybów nuakowych zaliczają się: tryb zliczania fotonów (Photon Counting Mode - PC); okno zliczania fotonów (Photon Counting Window - PCW); szybkie zliczanie fotonów w oknach (Fast Windowed Photon Counting Mode - FW), wykonywanie mapy napięcia na detektorze (Bias Map - BM), oraz tryb kalibracji (Calibration Mode - Cal). Dodatkowy tryb inżynieryjny (Housekeeping Mode - HK) jest stosowany do obsługi parametrów określających stan elektroniki. W trybie PC uzyskiwane są dane z całego detektora. Następnie przesyłane są dane uzyskane tylko powyżej wybranego za pomocą komend progu energii (w zakresie 100 - 200 eV). Ponadto w trybie tym wysyłane są dane maksymalnie z 36 000 pikseli. Czas odczytu w tym trybie wynosi 2.4 s. Tryb PCW jest podobny do trybu PC, ale dane są odczytywane tylko z fragmentu detektora o kształcie prostokątnym (okna). Wielkość i lokalizacja takiego okna są wybierane za pomocą komend. Najczęściej używane jest kwadratowe okno obejmujące centrum detektora. W trybie FW odczytywane jest okno o stałej wielkości 150 x 150 pikseli położone w centrum detektora. Czas odczytu w tym trybie wynosi około 278 ms. Używane jest takie samo wybieranie progowych wartości energii jak w trybie PC. Tryb Cal jest stosowany w trakcie kalibracji instrumentu. Dane są wysyłane bez ustawiania żadnych progów energii. Czas odczytu wynosi tu 2.4 s. Odczytywanych jest 5 małych okien scentrowanych na obszarach oświetlonych przez źródła kalibracyjne. W trybie BM odczytywany jest cały detektor a dane są wysyłane bez użycia progów energii. Wysyłanych jest 60 linii na klatkę z CCD wraz z ich koordynatami w obrębie detektora. Na Ziemi kolejno uzyskiwane linie są składane w celu uzyskania całej klatki z CCD. Potrzeba do tego danych uzyskanych w czasie 24 sekund. Tryb HK jest przeznaczony o użycia wyłącznie w przypadku awarii kanału telemetrii LBT. Pozwala on na przesyłanie danych inżynieryjnych w postaci pakietów 2K. Bloki 2K są używane w każdym trybie, ale ich zawartość nie jest taka sama. Dla trybów PC, PCW i FW obsługujących obserwacje naukowe w pakietach składowane są tylko odczyty przewyższające zadany próg energetyczny oraz koordynaty pikseli (numer kolumny i wiersza) i identyfikator klatki z CCD. Łącznie blok taki zawiera 2048 bitów. Informacje te są zawarte w bitach 15 - 2042. W bitach 1 - 14 pisany jest nagłówek a w bitach 2043 - 2048 - stopka. Sekcje te zawierają numer bloku 2K, informacje na temat trybu, czas pokładowy, lokalizację okna, oraz liczbę sprawdzeń prawidłowości bliku 2K.
Obserwacje dokonywane za pomocą SXT są ograniczone możliwościami jego pozycjonowania wynikającymi z konieczności ochrony detektora CCD, filtra blokującego światło widzialne i pokrycia odbijającego optyki rentgenowskiej. Najważniejszym ograniczeniem jest kąt unikana Słońca, większy od 45 stopni. Pozostałymi są kąty unikania Księżyca, krawędzi tarczy Ziemi oraz wektora ruchu orbitalnego. Dla obiektów słabych i rozmytych ich wartości są odpowiedni większe od 30, 30 i 12 stopni. Dla jaśniejszych źródeł punktowych (ponad 30 mCrab) dolny limit tych trzech kątów wynosi 5 - 10 stopni. Typowy czas obserwacji wynosi 0.5 - 1 dnia dla każdego celu.
Główną instytucją odpowiedzialną za instrument SXT jest Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w Mumbaiu. W projekcie uczestniczył też Uniwersytetu w Leicester (University of Leicester) w Wielkiej Brytanii.
-
LAXPC
Ksenonowy licznik proporcjonalny o dużej powierzchni jest jednym z 4 instrumentów naukowych satelity Astrosat pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Instrument pracuje w szerokim zakresie energetycznym, 2 - 80 keV. Jego powierzchnia aktywna jest bardzo duża - sięga 6000 centymetrów kwadratowych przy energiach 3 - 20 keV i przekracza 2 400 centymetrów kwadratowych przy energiach wyższych, do 80 keV. Dzięki tym właściwością instrument jest bardzo przydatny do wykonywania badań zmienności czasowej źródeł rentgenowskich. Jest to główne urządzenie na satelicie przeznaczone do tego celu. Wraz z instrumentem SXT pracującym w zakresie energii niższych oraz CZTI wrażliwych na promieniowanie o energiach wyższych jest również bardzo przydatny do szerokopasmowej spektroskopii rentgenowskiej. Rozdzielczość energii tego instrumentu jest średnia (14 - 18%), jednak jego rozdzielczość czasowa i absolutna dokładność czasowa jest wysoka (10 ms). Po zakończeniu amerykańskiej misji RXTE jest to jedyny instrument rentgenowski pozwalający na wykonywanie badań zmian czasowych porównywalnych do wykonywanych za pomocą jego urządzenia PCA (Proportional Counter Array). Może wykonywać analizy nowych rozbłysków oraz innych źródeł przejściowych wykrytych za pomocą instrumentu SSM lub innych satelitów. Charakteryzuje się ponadto szerszym zakresem energetycznym niż wszystkie poprzednie instrumenty rentgenowskie o dużej powierzchni. Tak więc umożliwia analizy wszystkich typów zmienności czasowej w szerszym paśmie spektralnym, co umożliwia nałożenie lepszych ograniczeń na modele różnorodnych obiektów i zjawisk astrofizycznych. Obszar efektywny w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego jest kilkakrotnie większy niż w wypadku wszystkich innych instrumentów rentgenowskich. Umożliwia to lepsze próbkowanie procesów fizycznych powodujących emisję w zakresie twardego promieniowania X, zwłaszcza procesów o charakterze czasowym. Dzięki wyposażeniu satelity w inne instrumenty rentgenowskie których zakresy energetyczne są mniejsze i większe LAXPC pozwala na szerokopasmową spektroskopię umożliwiającą nałożenie lepszych ograniczeń na modele kontinuum spektralnego. Ponieważ satelita znajduje się na orbicie zbliżonej do równikowej instrument charakteryzuje się niskim poziomem tła pozwalając na rejestrowanie słabszych źródeł niż w przypadku innych misji. Wraz z pozostałymi instrumentami znajdującymi się na satelicie pozwala na wykonywanie unikalnych, równoległych obserwacji multispektralnych. Tak więc do jego podstawowych zastosowań zaliczają się: badania czarnych dziur; badania zmian czasowych źródeł rentgenowskich; badania nietremlanych komponentów w spektrogramach rentgenowskich pozostałości supernowych (Supernova Remnant - SNR) i gromad galaktyk; spektroskopia szerokopasmowa; badania pulsarów z użyciem cechy rezonansowego rozpraszania cyklotronowego (Cyclotron Resonance Scattering Feature - CRSF); badania oscylacji kwaziperidorycznych (Quasi Periodic Oscillations - QPO) w zakresie twardego promieniowanie rentgenowskiego; badania rozbłysków powodowanych przez procesy termojądrowe oraz przekształceń promieniowania rentgenowskiego; badania nadolbrzymów wykazujących szybkie pojaśnienia w zakresie rentgenowskim (Supergiant Fast X-ray Transients - SFXT); oraz dostarczenie danych ułatwiających wykrycie fal grawitacyjnych (Gravitational Wave - GW) z gwiazd neutronowych pobierających materię na drodze akrecji w rentgenowskich układach podwójnych.
Instrument pozwala na wyszukiwanie nowych czarnych dziur poprzez wykonywanie powtarzanych przeglądów niewielkich fragmentów Drogi Mlecznej. Ponadto pozwala na szczegółowe analizy czarnych dziur o masach gwiazdowych w zakresie około 3 - 10 mas Słońca w Drodze Mlecznej i pobliskich galaktykach oraz supermasywnych czarnych dziur o masach około 10^6 - 10^9 mas Słońca w jądrach galaktyk aktywnych (Active Galactic Nuclei - AGN).
Badania zmian czasowych źródeł rentgenowskich obejmują zarówno zmiany periodyczne (pulsacje i krzywe jasności układów podwójnych) jak i aperiodyczne (flarowanie, rozbłyski, mruganie i inne zmiany chaotyczne) w przypadku bardzo różnorodnych obiektów - pulsarów rentgenowskich, rentgenowskich układów podwójnych, koronalnych źródeł rentgenowskich, zmiennych kataklizmatycznych (Cataclysmic Variable - CV) i AGN. Są to pomiary fotometryczne charakteryzujące się wysoką rozdzielczością czasową (około 10 mikrosekund).
Badania nietremlanych komponentów w spektrogramach rentgenowskich SNR i gromad galaktyk są możliwe dzięki dokładnym pomiarom spektroskopowych w zakresie 3 - 80 keV łączonymi z obserwacjami teleskopu SXT w zakresie 0.3 - 8 keV. Umożliwiają określenie intensywności pola magnetycznego. W przypadku SNR pozwalają na badania procesów przyspieszania cząstek będących źródłem promieniowania kosmicznego.
Rentgenowska spektroskopia szerokopasmowa jest bardzo przydatna w trakcie różnorodnych badań, ponieważ w przypadku wielu obiektów astrofizycznych zachodzi jednocześnie wiele procesów fizycznych powodujących powstawanie emisji. Wśród źródeł rentgenowskich można wyróżnić tylko kilka typów produkujących promieniowanie rentgenowskie na drodze pojedynczego mechanizmu. Relatywna istotność poszczególnych procesów ich wzajemne zależności mogą objawiać się w szerokim zakresie spektralnym, dlatego też dla ich badań duże znaczenie ma zmierzenie korelacji poszczególnych komponentów spektralnych i wyznaczenie ich intensywności. Wielokrotne, złożone i wzajemnie zależne od siebie procesy wysokoenergetyczne są obserwowane bardzo często w przypadku czarnych dziur i pulsarów rentgenowskich zasilanych przez akrecję. Dlatego też instrument wraz z pozostałymi urządzenia satelity Astrosat znacznie przyczynia się do szczegółowych badań wielu rodzajów źródeł rentgenowskich takich jak AGN, SNR, CV, korony gwiazd i in.
Cecha CRSF występuje w przypadku zasilanych akrecyjnie gwiazd neutronowych o silnym polu magnetycznym (podwójnych pulsarów rentgenowskich). Charakteryzują się one silną emisją rentgenowską i indeksem fotonów ok. 1.0. Ich spektrum rentgenowskie charakteryzuje się często wyraźną przerwą przy energii 20 keV, powyżej której wykazuje spadek wykładniczy. Taki rodzaj spektrum jest produkowany przez odwrotne rozproszenie Comptona fotonów miękkiego promieniowania rentgenowskiego przez energetyczne elektrony w kolumnach akrecyjnych występujących nad biegunami gwiazd neutronowych. Interesującą właściwością spektrum około 20 źródeł tego typu są szerokie cechy absorpcyjne będące efektem cyklotronowego rozpraszania rezonansowego fotonów przez elektrony w warunkach obecności silnego pola magnetycznego na powierzchni gwiazdy (rzędu kilku wielokrotności 10^12 Gaussów). CRSF często charakteryzuje się harmonicznością, np w przypadku źródła 4U 0115+63 wykryto kilka składowych harmonicznych jednocześnie. Ich badania wymagają zastosowania detektorów pracujących w szerokim zakresie spektralnym. Cecha CRFS jest miarą intensywności pola magnetycznego, np CRFS przy 12 keV odpowiada B ok. 10^12 Gaussów. Jest to jedyna metoda pozwalająca na bezpośrednie pomiary pola magnetycznego gwiazd neutronowych. Ponadto analizy CRFS umożliwiają scharakteryzowanie akrecji zachodzącej na gwiazdach neutronowych - towarzyszących jej złożonych procesów fizycznych i geometrii kolumn aktecyjnych. Przejściowe pulsary rentgenowskie pozwalają na badania tych procesów w zależności od tempa przepływu masy a dotychczasowe analizy energii CRSF w zależności od jasności rentgenowskiej pokazały interesującą ujemną korelację tych parametrów w przypadku niektórych źródeł i korelację dodatnią w przypadku innych. Ponadto LAXPC umożliwia rozróżnienie faz pulsacji gwiazd neutronowych pozwalając na przeprowadzenie badań rotacji i struktury magnetycznej gwiazd neutronowych pod różnymi kątami. Jest to bardzo wydajny sposób badań procesów akrecyjnych zachodzących na gwiazdach neutronowych o bardzo silnych polach magnetycznych. Do tej pory badania zależności CRSF od fazy pulsacji wykonano tylko dla kilku najjaśniejszych pulsarów (np. pulsara Vela) za pomocą japońskiego satelity Suzaku, dzięki jego szerokiemu zakresowi spektralnemu. Wykazały one występowanie silnej zależności pomiędzy fazą pulsacji a parametrami CRSF, co wykazuje na wahania w stosunku energie pomiędzy podstawą a harmonicznymi CRSF. Tego typu badania mą być wykonywane bardzo efektywnie za pomocą LAXPC.
Oscylacje QPO rentgenowskich układów podwójnych są znane od prawie 30 lat. Zostały znalezione w przypadku prawie wszystkich rodzajów takich układów. Wyróżniono wśród nich szereg odmian zależnych od rodzaju obiektu kompaktowego w układzie (czarnej dziury, gwiazdy neutronowej o stosunkowo słabym polu magnetycznym czy gwiazdy neutronowej o silnym polu magnetycznym). Nawet w przypadku jednej klasy źródeł mogą występować różne typy QPO. Jednymi z najczęściej badanych i być może najbardziej wartościowymi naukowo QPO są oscylacje kilohertzowe w przypadku rentgenowskich układów podwójnych o małych masach z gwiazdami neutronowymi o słabym polu magnetycznym. Ponadto dużą wartość mają rzadko wstępujące QPO o wysokiej częstotliwości w przypadku układów zawierających czarne dziury. QPO obserwowano również w układać o średnich masach zawierających czarne dziury oraz w AGN. Chociaż QPO są bardzo bogate w obserwowalne cechy pozostają one jednym z najsłabiej poznanych aspektów rentgenowskich układów podwójnych. LAXPC dostarcza nowego sposobu badań tych zjawisk - w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego. QPO wykazują trend we wzroście rms w zależności od wzrastającej energii, co najmniej powyżej 25 keV. Z powodu spadającej wraz z energią liczbą fotonów z rentgenowskich układów podwójnych LAXPC ze swoją dużą powierzchnią efektywną jest bardzo przydatny do takich badań. Ponadto dużą powierzchnia efektywna w połączeniu z wysoką zmiennością rms w fotonach źródeł w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego pozwala na obserwacje QPO w wysokim współczynnikiem sygnału do szumu.
Termojądrowe rozbłyski rentgenowskie wystękują w przypadku niektórych gwiazd neutronowych o słabych polach magnetycznych zasilanych akrecyjnie. Pomiary jasności oraz ewolucji spektrum rentgenowskiego w czasie takich rozbłysków są bardzo użyteczne do badań zależności pomiędzy masą a promieniem gwiazd neutronowych, co jest bardzo istnym zagadnieniem w astrofizyce. W czasie takich rozbłysków wykryto oscylacje kilohertzowe, których badania dostarczyły informacji na temat równań stanu gwiazd neutronowych oraz procesów wyzwalających rozbłyski i ich propagacji. Rozbłyski termojądrowe są również bardzo użyteczne do badań właściwości rentgenowskich układów podwójnych oraz fizyki przekształcania promieniowania rentgenowskiego w plazmie ośrodka. W przypadku rentgenowskich układów podwójnych o małych masach gwiazda towarzysząca często nie jest dominującym źródłem w zakresie optycznym. Emisja optyczna i UV częściowo pochodzi z dysku akrecyjnego (efekt tracenia energii) a częściowo jest efektem przekształcania promieniowania rentgenowskiego pochodzącego z obiektu kompaktowego. Rozbłyski termojądrowe dostarczają unikalnego, zmiennego w czasie źródła promieniowania rentgenowskiego, a jednoczesne obserwacje rozbłysków rentgenowskich oraz przekształconych rozbłysków optycznych i UV są potężnym narzędziem pozwalającym na zrozumienie przekształcania promieniowania rentgenowskiego i parametrów układów podwójnych. Dodatkowym udogodnieniem dla takich badań są znane parametry orbit w niektórych układach podwójnych oraz możliwość obserwacji niektórych źródeł w różnych fazach orbitalnych. Utrudnieniem jest jednak konieczność prowadzenia obserwacji w różnych zakresach spektralnych i relatywna rzadkość występowania takich rozbłysków (średnio w odstępach kilku godzin). LAXPC pozwala na wykonanie różnorodnych badań układów o małych masach. Poza obserwacjami cech czasowych o wysokich częstotliwościach (periodycznych i aperiodycznych) pozwala on na ścisłe ograniczenie jasności bolometrycznej, zwłaszcza w czasie szczytu rozbłysku, gdy osiągana jest temperatura przekraczająca 2 keV. Uzyskiwane jednocześnie przez instrument UVIT dane w zakresie optycznym i UV są bardzo przydatne do badań przekształcania promieniowania rentgenowskiego. Do tej pory detekcja rozbłysków ze źródła EXO 0748-676 za pomocą monitora optycznego europejskiego satelity XMM-Newton pokazała, że takie obserwacje mogą być bardzo przydatne.
SFXT są nową klasą układów podwójnych będących źródłami rentgenowskimi, która wzbudziła duże zainteresowanie w ostatnich latach. W układach takich gwiazdą towarzyszącą jest nadolbrzym a emisja rentgenowska charakteryzuje się występowaniem szybko zanikających zjawisk przejściowych, obserwowanych w skalach od kilku minut do kilku godzin. Modele próbujące wyjaśnić obserwowane zachowanie wskazują na występowanie akrecji wokół gwiazdy neutronowej o silnym polu magnetycznym, akrecji z gęstych skupisk materii w wietrze gwiazdowym nadolbrzyma i in. W czasie gdy rozbłyski nie występują SFXT charakteryzują się emisją rentgenowską słabszą o dwa rzędy wielkości od emisji typowych rentgenowskich układów podwójnych o dużych masach w których występują nadolbrzymy (np. Vela X-1). Mała średnia jasność SFXT jest tłumaczona przez występowanie szerokich orbit i długich okresów obiegu w takich układach. Istnieją jednak pewne wyjątki, np. IGR J16479-4514 o krótkim okresie orbitalnym (3.2 dnia) które stawiają takie rozwiązanie pod znakiem zapytania. Chociaż jako obiekty kompaktowy w takich źródłach rozpatrywane są gwiazdy neutronowe o silnych polach magnetycznych to pulsacje wykryto tylko w kilku przypadkach. Obserwacje LAXPC są przydatne do ostrożnych i czułych poszukiwań pulsacji w przypadku pozostałych obiektów. W przypadku ich wykrycia będą one przydatne do określenia parametrów układów podwójnych.
Gwiazdy neutronowe zasilanie akrecyjne w rentgenowskich układach podwójnych są potencjalnym źródłem fal grawitacyjnych możliwych do wykrycia za pomocą detektorów naziemnych. Dla przykładu stosy akrecyjne występujące w przypadku szybko rotujących gwiazd neutronowych mogą być źródłem fal grawitacyjnych możliwych do wykrycia. Jednak poszukiwania fal grawitacyjnych o częstotliwościach kilku Hz w zbiorach danych z kilku miesięcy lub lat są uzależnione od znajomości parametrów rotacji i orbity danej gwiazdy neutronowej oraz ich zmian w analizowanym okresie. W przeciwnym razie przestrzeń parametrów poszukiwań jest bardzo szeroka. Naturalnie źródła o wysokim tempie akrecji są najprawdopodobniej silnymi źródłami fal grawitacyjnych, ale ich parametry rotacji i orbit są słabo ograniczone. Parametry te można najlepiej określić w przypadku pulsarów milisekundowych zasilanych akresycjnie, które z drugiej strony jednak charakteryzują niskim średnim długoterminowym tempem akrecji. Jeśli obserwacje LAXPC pozwolą na poprawienie czułości uzyskane za pomocą instrumenty PCA satelity RXTE to pozwolą na wykonanie pomiarów parametrów rotacji i orbit niektórych gwiazd neutronowych o szybszym tempie akrecji w rentgenowskich układach podwójnych o małych masach. Tym samym dostarczą danych wejściowych bardzo użytecznych podczas poszukiwań fal grawitacyjnych.
-
Instrument LAXPC został umieszczony na panelu górnym (+Z) satelity Astrosat. Składa się z trzech identycznych jednostek (LAXPC-1, 2 i 3). W skład każdej jednostki wchodzi kolimator pola widzenia (Field Of View Collimator - FOVC), detektor w postaci komory wypełnionego gazem i zestawu anod, zestaw elektroniki oraz system oczyszczający gaz w obrębie detektora. Ponadto instrument posiada elektronikę generującą etykiety czasowe wspólną dla wszystkich jednostek. Dane są łączone w postać pojedynczego strumienia telemetrii, z którego jednak wyprowadzane są osobno informacje dostarczane przez każdą jednostkę. Tak więc każda z nich pracuje w dużej mierze niezależnie. Całkowita masa instrumentu (detektorów i elektroniki) wynosi 414 kg. Masa pojedynczej jednostki to 135 kg. Całkowity pobór mocy wynosi 65 W.
Całkowita powierzchnia geometryczna instrumentu wynosi 10 800 centymetrów kwadratowych a powierzchnia efektywna przy energii 5 - 20 keV - 8 000 centymetrów kwadratowych. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 12% przy 22 keV. Rozdzielczość kątowa wynosi 1 - 5 stopnia i jest osiągana tylko w trybie skanowania. Rozdzielczość pomiarów czasowych wynosi 10 mikrosekund. Typowy czas obserwacji pojedynczego celu to 1 - 2 dni. Czułość wynosi 1 milliCrab (3 sigma) w czasie 100 s. Kąt unikania Słońca to 30 stopni. Urządzenie zapewnie jednocześnie obserwacje w szerokim zakresie spektralnym, wysoką wydajność detekcji w całym zakresie, wąskie pole widzenia pozwalające na unikanie mylenia źródeł, średnią rozdzielczość pomiarów energii, małe tło wewnętrzne oraz długi okres żywotności w czasie misji. Głównymi trudnościami napotkanymi podczas prac nad instrumentem były: zbudowanie urządzenia charakteryzującego się jednorodnymi cechami na całym dużym obszarze aktywnym; opracowanie precyzyjnych obwodów określających czas detekcji fotonów i ich zintegrowanie z systemem kontroli orientacji przestrzennej satelity; zbudowanie efektywnego systemu oczyszczającego gaz; oraz kalibracja naziemna.
Konstrukcja mechaniczna każdej jednostki wchodzącej w skład instrumentu jest wykonana z aluminium. Jej panele boczne mają strukturę plastra miodu. Ma kształt prostopadłościanu o wymiarach 120 x 50 x 70 cm. Od góry obejmuje ona: strukturę nośną kolimatora, komorę detektora oraz płytę podstawową zawierającą układy elektroniczne.
-
Kolimator pola widzenia FOVC dostarcza pola widzenia o wymiarach 1 x 1 stopnia. Ma wysokość 45 cm. Jest wykonany z krzyżujących się arkuszy złożonych z cyny (grubość 50o mikronów), miedzi (25 mikronów) i aluminium (100 mikronów) umieszczonych w obrębie struktury nośnej. Jest ona wykonana z prostopadłościennych komórek aluminiowych o wymiarach 4 x 4 x 30 mm. Osłonę ścian bocznych odrzucających promieniowanie rentgenowskie stanowi warstwa cyny o grubości 1 mm pokryta warstwą miedzi o grubości 0.2 milimetra.
-
Detektor ma postać komory wykonanej z pojedynczego bloku stopu aluminium o wysokiej sztywności wypełnionej gazem pod ciśnieniem 2 atmosfer (1520 torr). Jest on mieszaniną ksenonu (90%) i metanu (10%). Od góry osłonięty jest błoną złożoną z aluminiowanego mylaru, która stanowi barierę dla gazu oraz okno wejściowe dla promieniowania rentgenowskiego. Ma ona grubość 25 mikronów. Odrzuca promieniowanie rentgenowskie o energiach mniejszych od 2 - 3 keV. Błona ta jest utrzymywana przesz kolimator podtrzymujący okno wejściowe (Window Support Collimator - WSC). Jest on wykonany z prostokątnych komórek aluminiowych tworzących strukturę plastra miodu, połączonych z kolimatorem FOVC. Ma pole widzenia 5 x 5 stopni. Fotony rentgenowskie przechodzące przez okno wejściowe i kolimator WSC zderzają się z atomami ksenonu wypełniającymi komorę detektora powodując wytworzenie par jon - elektron. Liczba generowanych par jest uzależniona od energii fotonów. Jony i elektrony dryfują następnie odpowiednio do katody i anody. W pobliżu anody pole elektryczne jest na tyle silne, że powoduje powstanie kaskady Townsenda. W jej obrębie przyspieszone elektrony powodują lawinowe generowanie kolejnych elektronów poprzez zderzenia z atomami ksenonu i powstanie przepływu prądu elektrycznego w gazie. Powoduje to wygenerowanie sygnału elektrycznego który jest następnie wzmacniany. Powstający ładunek jest proporcjonalny do energii fotonu. Odpowiedni wybór wymiarów komory, wielkości elektrod i wartości przyłożonego do nich napięcia w połączeniu z kalibracją naziemną pozwala na wyznaczenie energii fotonów na podstawie zarejestrowanego sygnału elektrycznego.
-
Przestrzeń detektora ma wymiary 100 x 36 x 15 centymetrów. Duża przestrzeń detekcyjna pozwala na osiągnięcie efektywności detekcji większej od 50% w paśmie energetycznym 30 - 80 keV. System anod wykrywających promieniowanie rentgenowskie kłada się z 5 warstw. Anody znajdujące się w ich obrębie są wykonane z z drutów złożonych ze stali nierdzewnej pokrytej złotem o grubości 37 mikronów. Odpowiadające im katody są wykonane z drutów miedzianych pokrytych berylem o średnicy 50 mikronów. Każda warstwa anod składa się z 12 komórek anod, tak więc łącznie każda jednostka posiada 60 anod. Komórki te mają przekrój o wymiarach 3 x 3 cm i długość 100 cm. Precyzyjne umieszczenie anod dokładnie w centrum komórek oraz ich jednorodna średnica pozwoliły na zachowanie równomiernego zysku w obrębie całego detektora i osiągnięcie dobrej rozdzielczości pomiarów energii. Ich ustawienie w postaci 5 warstw pozwala na uzyskanie przestrzeni detekcyjnej o głębokości 15 cm. Łączna długość 12 anod w każdej warstwie wynosi 36 cm. Warstwy te są otoczone z trzech stron przez komórki odrzucające. Pozwalają one na dorzucenie epizodów powstających podczas oddziaływań cząstek wysokoenergetycznych oraz fotonów wysokoenergetycznych we wnętrzu detektora. Warstwy odrzucające otaczające anody detekcyjne składają się łącznie z 46 komórek anod o przekroju 1.5 x 1.5 cm. Łącznie instrument jest wyposażony w odrutowanie o długości około 1.4 km. Naprzemienne komórki anod w warstwach detekcyjnych 1 i 2 są połączone ze sobą tak, że z warstw tych otrzymywane są 4 sygnały wyjściowe. Komórki anod w warstwach 3, 4 i 5 są połączone tak, że otrzymywany jest z nich po jednym sygnale wyjściowym. Pozwala to na zredukowanie tła rentgenowskiego pochodzącego ze źródeł innych niż astronomiczne. Warstwa anod odrzucających jest podzielona na trzy części, dzięki czemu dostarcza trzy sygnały wyjściowe. Elementy odrzucające położone po lewej i prawej stronie jednostki są połączone ze sobą, dzięki czemu dostarczają po jednym sygnale. Trzeci sygnał pochodzi z połączonych ze sobą elementów środkowych. W celu ograniczenia tła wprowadzonego przez cząstki energetyczne wszystkie sygnały zarejestrowane przez wiele anod lub te które pobudziły anody odrzucające są odrzucane z wyjątkiem tych których energie odpowiadają linii K ksenonu. Dla promieniowania rentgenowskiego którego energie znajdują się powyżej brzegu linii K ksenonu możliwe jest wyrzucenie elektronów K a powstałe jony mogą wytworzyć promieniowanie rentgenowskie w zakresie 29.4 - 34.4 keV. Promieniowanie to może uciec z detektora lub też zostać zaabsorbowane przez różne anody w jego obrębie. W celu uwzględnienia takich wydarzeń wprowadzono odpowiednie rozwiązania w logice niejenoczesnościowej odrzucającej inne epizody oddziaływań. Jeśli przynajmniej dwie anody wyryją takie oddziaływanie i co najmniej jedna z nich wskaże energię w zakresie 25 - 35 keV wtedy energie zmierzone przez obie anody są sumowane przez elektronikę a epizod jest akceptowany. Dolny i górny próg detekcji takiego sygnału mogą być wybrane za pomocą komend. Wydajność detekcji jest bliska 100% przy energiach mniejszy od 50 keV. Przy 80 keV jest wyższa od 50%.
-
7 sygnałów z anod formujących komórki wykrywające promieniowanie rentgenowskie i 3 sygnały z anod odrzucających są kierowane do 10 przedwzmacniaczy czułych na ładunek (Charge Sensitive Preamplifier - CSPA) zlokalizowanych w obrębie zestawu elektroniki każdej jednostki instrumentu. Wysokie napięcie jest dostarczane do nich przez zasilacze wysokiego napięcia (High Volate Unit - HV) obsługiwane za pomocą komend z Ziemi pozwalających na wybranie woltażu na ich wyjściu. Sygnały z CSPA (osobne dla anod detekcyjnych i odrzucających) są następnie wysyłane do detektorów pików. Epizody oddziaływań z fotonami które nie są usuwane przez logikę niejednoczesnościową są następnie wysyłane do elektroniki obróbki sygnałów. Przetwarza je ona na zliczenia szerokopasmowe (Broad Band Counitong - BB) oraz oznacza etykietami czasowymi z dokładnością 10 mikrosekund. Dla zliczeń BB łączone są sygnały wyjściowe ze wszystkich 12 komórek anod detekcyjnych w warstwach 1 i 2. Następnie są one wysyłane do liczników. Podobnie łączone są sygnały z anod detekcyjnych 3, 4 i 5. Są one wysyłane do osobnych liczników dla każdego pasma energetycznego. Wszystkie epizody oddziaływań z anod detekcyjnych w zakresie ograniczonym progiem dolnym 3 keV i górnym 80 keV oraz wszystkie sygnały z trzech anod odrzucających są zliczane przez osobne liczniki.
Każda jednostka instrumentu może działać niezależnie w jednym z trzech trybów. Jednocześnie cały instrument może pracować w więcej niż jednym trybie. Do trybów tych zaliczają się: tryb zliczania szerokopasmowego (Broad Band Counting Mode); tryb zliczania poszczególnych epizodów (Event Mode); oraz tryb zliczania szybkiego (Fast Counter Mode). W trybie zliczania szerokopasmowego rejestrowane jest występowanie epizodów oddziaływań w różnych pasmach energetycznych w przedziałach czasowych wybieranych z zakresu 16 - 2048 ms. Instrument posiada 15 liczników dla każdego szerokiego pasma. W trybie zliczania poszczególnych epizodów czas nadejścia każdego epizodu jest oznaczany etykietą czasową z dokładnością 10 mikrosekund. Jednocześnie rejestrowana jest energia oraz identyfikator każdego epizodu. W trybie tym generowanych jest 5 bitów danych dla każdego zaakceptowanego i analizowanego epizodu. Czas martwy detektora wynosi tu 54 mikrosekundy. W trybie zliczania szybkiego tempo epizodów jest mierzone tylko w górnej warstwie detektora w 4 kanałach energetycznych w zakresie 3 - 20 keV, w stałym czasie 160 mikrosekund. Czas martwy wynosi tu około 10 mikrosekund. Każdy z 4 liczników używanych w tym trybie posiada głębię 8 bitów i pokrywa kanały energetyczne 3 - 6, 6 - 8 , 8 - 12 i 12 - 20 keV. Tryb ten jest używany do badań szybkiej zmienności czasowej związanej z krótkotrwałymi flarami i rozbłyskami źródeł rentgenowskich. Dane z różnych trybów działania są obrabiane oddzielnie. Ponadto oddzielnie obranianie są dane pomocnicze. Dane inżynieryjne są wyprowadzane niezależnie z surowych danych z detektora. Dane z LAXPC zawierają informacje na temat wykrytych fotonów rentgenowskich i zawierają: czas detekcji, energię (kanał spektralny) fotonu, oraz identyfikator elementu detekcyjnego (anoda detekcyjna lub anoda odrzucająca), w tym podwójny identyfikator w niektórych przypadkach.
Podstawowymi strategiami obserwacyjnymi instrumentu są: uzyskiwanie oznaczonych czasowo detekcji fotonów do badań periodycznej i szybkiej zmienności czasowej źródeł; uzyskiwanie cech spektralnych za pomocą pomiarów energii pojedynczych fotonów; uzyskiwanie zliczeń szybkich dla źródeł jasnych i rozbłyskowych; oraz zliczanie szerokopasmowe BB do szybkich badań zmienności czasowej źródeł. Czas integracji w przypadku BBC jest uzależniony od intensywności obserwowanego źródła i skali czasowej zmienności. Do badań zmian czasowych krótszych od 1 sekundy używany jest czas integracji 8 lub 16 ms. Dla zmienności rzędu kilku sekund używany jest czas 64 lub 128 ms. Dla wolniejszych zmian czasowych stosowany jest czas 1.024 s. W trakcie badań pulsarów o szybkiej rotacji (np 33-milisekundowego pulsara w Mgławicy Krab), pulsarów milisekundowych zasilanych akrecyjnie lub pulsarów zasilanych rotacyjnie o czasie pulsacji krótszym od 1 s używane jest czasowe oznaczanie pojedynczych fotonów. Dla bardzo jasnych źródeł takich jak Sco X-1, Cyg X-1, Mgławica Krab, jasne zjawiska przejściowe i in. używane jest tempo zliczeń na poziomie 10 k na sekundę lub wyższe. Ponadto w takim wypadku użynane jest czasowe oznaczanie fotonów przydatne dla badań zmienności czasowej oraz analiz spektralnych.
-
Każdy detektor instrumentu posiada pokładowy system oczyszczania gazu. Jest on uruchamiany przez komendy z Ziemi. Pozwala na usunięcie tlenu i wody gromadzących się we wnętrzu detektora na skutek uwalniania resztkowych gazów ze ścian jego komory. Składa się on z pochłaniaczy tlenu, kompresora powodującego przepływ gazu oraz odpowiednich przewodów i zaworów. System ten jest połączony z komorą detektora z dwóch stron za pomocą zaworów solenoidowych. Kompresor jest obsługiwany przez silnik DC. System ten pobiera on dużą ilość energii, dlatego przed wykonaniem procedury oczyszczania detektory oraz ich elektronika są wyłączane.
Główną instytucją odpowiedzialną za instrument LAXPC jest Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w Mumbaiu. W projekcie uczestniczy również Instytut Badawczy Ramana (Raman Research Institute - RRI) w Bangalore.
-
CZTI
System obrazujący oparty na tellurku kadmu i cynku jest jednym z 4 instrumentów naukowych satelity Astrosat pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Pozwala na obrazowanie w paśmie twardego promieniowania rentgenowskiego (10 - 100 keV). Do podstawowych celów naukowych instrumentu zaliczają się: wykonanie pomiarów krzywizny i komponentów refleksyjnych w spektrogramach jąder galaktyk aktywnych (Active Galactic Nuclei - AGN) i rentgenowskich układów podwójnych; wykonanie badań oscylacji kwaziperiodycznych (Quasi-Periodic Oscillations - QPO) w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego dla układów podwójnych zawierających zasilane akrecyjnie gwiazdy neutronowe i czarne dziury; wykonanie spektroskopii linii cyklotronowych dla podwójnych układów rentgenowskich o dużych masach; scharakteryzowanie spektrum rentgenowskiego magnetarów; oraz wykonywanie detekcji rozbłysków gamma i umożliwienie analiz ich wczesnych krzywych jasności.
-
Instrument CZTI został umieszczony na panelu górnym (+X) powierzchni satelity Astrosat. W skład urządzenia wchodzą cztery zespoły czyli kwadraty 1, 2, 3 i 4 (Quadrat 1, 2, 3, 4 - Q1, 2, 3, 4) zbudowane z maski kodowej otworu wejściowego (Coded Aperture Mask - CAM), kolimatora i zespołu detekcyjnego złożonego z detektorów opartych na tellurku kadmu i cynku (Cadmium Zinc Telluride - CZT, CdZnTe). Każdy kwadrat jest ponadto wyposażony we własne źródło kalibracyjne. Poszczególne kwadraty są niezależne od siebie. Instrument posiada ponadto scyntylator odrzucający oparty na jodku cezu aktywowanym talem (CsI (Tl)), system chłodzący oraz główną elektronikę obróbki danych (Processing Electronics - PE). Całkowita masa instrumentu wynosi 50 kg a pobór mocy - 50 W. Produkcja danych wynosi 50 megabitów na orbitę.
Urządzenie charakteryzuje się całkowitą powierzchnią geometryczną o wielkości 976 centymetrów kwadratowych. Obszar efektywny ma wielkość 480 centymetrów kwadratowych w zakresie energii 10 - 100 keV. Pole widzenia ograniczone kolimatorem ma wielkość 4.6 x 4.6º (FWHM) dla fotonów o energiach poniżej 100 keV. Dla fotonów o wyższych energiach maska kodowa znajdująca się na kolimatorze staje się coraz bardziej przezroczysta, dzięki czemu dla rozbłysków gamma instrument działa jak monitor otwarty na całe niebo. Instrument nie może wykonywać obrazowania przy energiach powyżej 100 keV, jednak może wykonywać pomiary fotometryczne do energii 1 MeV. Z uwzględnieniem przeciekania oświetlenia pole widzenia (FWZM) ma wymiary 11.8 x 11.8º. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 8% przy 100 keV. Rozdzielczość kątowa wynosi 8 minut kątowych. Rozdzielczość czasowa wynosi 20 mikrosekund. Typowy czas obserwacji wynosi 2 dni na cel. Czułość wynosi 0.5 mCrab (3 sigma) w czasie 1000 s. Kąt unikania Słońca to 30 stopni.
-
Konstrukcja mechaniczna instrumentu opiera się na obudowie podstawowej w kształcie prostopadłościanu połączonego z ze ściętym graniastosłupem czworokątnym. Wymiary jej podstawy wynoszą 482 x 482 mm a wysokość - 195 mm. Struktura ta jest wykonana z bloków złożonych ze stopu aluminium. Ściany boczne i elementy wewnętrzne mają postać listewek o minimalnej grubości. Jest ona przymocowana do panelu górnego satelity za pomocą 10 stopek. Wewnątrz jest przedzielona dwoma krzyżującymi się pod kątem prostym żebrami. Zapewniają one sztywność i przenoszenie naprężeń wprowadzanych przez kolimatory. Między nimi umieszczono przewodzące ciepło płyty podstawowe czterech zespołów detekcyjnych wchodzących w skład każdego kwadratu (płyty detektorów). Każdy taki zepsuł obejmuje 16 modułów detektorów opartych na CZT, ustawionych w formacie 4 x 4, tak więc instrument posiada 64 takie moduły. Płyta detektorów zawiera ponadto przedwzmacniacze (Preamplfer Board - PCB), płytę elektroniki przedniej (Front-end Electronics Board - FEB), oraz płytę radiatora wewnętrznego (Internal Radiator Plate) połączoną z kapilarami cieplnymi prowadzącymi do głównego radiatora instrumentu i wyrównującą temperaturę pomiędzy poszczególnymi detektorami. Bezpośrednio pod modułami detektorów CZT znajduje się układ utrzymujący scyntylator CsI (Tl). Umieszczono na nim kryształ CsI (Tl) oraz kartę zasilania (Power Board), obejmującą zasilacze wysokiego napięcia, konwertery DC-DC, przedwzmacniacz i elektronikę obsługującą zasilanie. Kryształ scyntylatora jest umieszczany na samej górze i zamocowany specjalnie zaprojektowaną klamrą. Karta zasilana znajduje się na tylnej powierzchni układu otrzymującego scyntylator. Nad detektorami, w obudowie podstawowej osadzone są źródła kalibracyjne emitujące promieniowanie o energii 60 keV, po jednym dla każdego kwadratu. Na górze obudowy podstawowej zainstalowane są cztery kolimatory, po jednym dla każdego kwadratu. Znajdują się w prostopadłościennych obudowach. Dolna krawędź kolimatorów znajduje się w odległości 8 cm od detektorów. Ich górna krawędź jest natomiast zamknięta dwuwymiarową maską kodową CAM, osobną dla każdego kwadratu. Kolimatory są połączone między sobą łącznikiem krzyżowym. Ich powierzchnie boczne są natomiast złączone listwami bocznymi. Na boku instrumentu od strony osi -Y satelity znajduje się duży radiator połączony z detektorami, który pozwala na ich utrzymywanie w temperaturze 0 - 15ºC. Całkowita wysokość instrumentu bez radiatora wynosi 603.50 mm.
-
Maska kodowa CAM znajdująca się na szczycie kolimatora na wejściu instrumentu jest wykonana z płyty złożonej tantalu w której wycięto odpowiednie zaprojektowany wzór pustych przestrzeni. Tak więc posiada charakterystyczny układ elementów nieprzezroczystych i przezroczystych przestrzeni. Wzór jest zbudowany z 255-elementowych, pseudoszumowych jednorodnie redundancyjnych powierzchni Hadamarda (Hadamard Set Uniformly Redundant Array). Z 60 możliwych wzorów zastosowano 7, o czym zadecydowała możliwość ich mechanicznego podparcia. W każdym kwadracie 7 takich wzór ustawiono w formacie 4 x 4. Poszczególne kwadraty posiadają identyczny wzór, ale obrócony o 90, 180 i 270 stopni. Grubość płyty wynosi 0.5 mm. Poszczególne fragmenty o kształcie kwadratów i prostokątów odpowiadają wielkości pikseli detektorów a wielkość maski jest taka sama jak wielkość płaszczyzny detektorów. Układ taki (tzw, konfiguracja prosta) zapewnia, że ekspozycja pełnego wzoru maski jest możliwa tylko w przypadku oświetlenia pochodzącego ze środka pola widzenia. Przy innych kątach na detektor pada tylko fragment cienia maski. W obrębie wzoru znajdują się również dodatkowe mostki podpierające zapewniają sztywność maski. Promieniowanie rentgenowskie wschodzące do instrumentu rzuca cień maski na płaszczyznę detektory. Ponieważ maska posiada wiele otworów powoduje powstanie wielokrotnego obrazu źródła na detektorach. Jednak jest ona tak zaprojektowana, że każde źródło w polu widzenia rzuca unikany cień. Podczas obróbki danych odpowiednie oprogramowane umożliwia dekodowanie uzyskanego przez detektory złożonego obrazu nieba i rekonstrukcję lokalizacji źródeł rentgenowskich.
-
Kolimator pozwala na wprowadzanie do systemu detekcyjnego prawie równoległych promieni rentgenowskich. Pozwala na uzyskanie pola widzenia o wymiarach 11.8 x 11.8 stopnia (FWZM). Składa się on z arkuszy wykonanych z tantalu o grubości 0.07 mm umieszczonych pomiędzy dwiema precyzyjnie wykonanymi płytkami ze stopu aluminium. Elementy te są ustawione w konfiguracji 3 x 3 w obudowie złożonej z płyt aluminiowych połączonych śrubami M4. Ma kształt ona prostopadłościenny i wymiary 167.5 x 167.5 x 400 mm.
-
Każdy z 64 modułów detektorów w obrębie systemu detekcyjnego instrumentu jest oparty na krysztale CZT, czyli stopu tellurku kadmu i tellurku cynku. Ma on wymiary 39.06 x 39.06 mm i grubość 5 mm. Jest podzielony na piksele za pomocą punktów kontaktowych. Piksele mają wielkość 2.46 mm x 2.46 mm w środkowej części detektora. Piksele na krawędziach mają długość 2.31 mm, tak więc wymiary pikseli ustyuowanych wzdłuż krawędzi wynoszą 2.31 mm x 2.46 mm a pikseli zlokalizowanych na rogach - 2.31 x 2.31 mm. Pojedynczy moduł ma format 16 x 16 pikseli, tak więc każdy detektor posiada 256 pikseli a cały instrument - 16 384 piksele. Kryształ CZT jest osadzany na podkładce płyty przedwzmacniacza (Peamplifer Circuit Board - PCB) a ta na płycie PCB z połączeniami. Pod nią znajduje się warstwa przewodzącego epoksydu oraz płyta przewodząca. Cały układ jest wpięty w płytę podstawową systemu detektorów. Nad detektorami znajduje się błona wykonana z aluminiowanego mylaru o grubości 50 mikronów zapewniająca izolację cieplną. Przedwzmacniacze posiadają układy ASIC (Application Specific Integrated Circuit - ASIC) ze 128 kanałami. 2 takie układy są usytuowane bezpośrednio pod substratem detektora. Dostarczają sygnału cyfrowego zawierającego informację o energii fotonu rentgenowskiego oraz współrzędnych pobudzonego piksela. Sygnał z detektora jest odbierany przez jego elektronikę przednią. Ponadto detektory posiadają dedykowane zasilacze wysokiego i niskiego napięcia dostarczające odpowiednich woltaży. Efektywność wykrywania promieniowania rentgenowskiego wynosi 95% w zakresie energetycznym 10 - 120 keV. Rozdzielczość pomiarów energii jest dość dobra, rzędu około 8% przy 100 keV.
-
Scyntylator odrzucający oparty na CsI (Tl) pozwala na odrzucenie promieniowania pochodzącego spoza pola widzenia. Ma wymiary 167 x 167 mm (powierzchnia 256 centymetrów kwadratowych) i grubość 20 mm. Znajduje się bezpośrednio pod detektorami CZT Jest obserwowany przez dwa fotopowielacze (Photo-Multiplier Tube - PMT) umieszczone na jego przeciwnych stronach. Minimalny próg detekcji wynosi 50 keV. Do scyntylatora dostarczane jest wysokie napięcie na poziomie 800 V przez zalicza znajdujący się na jego strukturze nośnej.
Cztery radioaktywne źródła kalibracyjne instrumentu zawierają izotop 241Am oraz dodatkowy scyntylator w postaci kryształu CsI (Tl). Ma on formę sześcianu o boku 10 mm. Jest on obserwowany przez fotodiodę o boku długości 10 mm. Podczas rozpadu jądra 241Am powstaje foton o energii 60 keV i cząstka alfa o energii około 5 MeV. Cząstka alfa jest pochłaniana przez scyntylator CsI (Tl) generując impuls świetlny przekształcany na impuls elektryczny przez fotodiodę. Foton opuszcza natomiast źródło kalibracyjne i oddziałuje z detektorami CZT. Każdy sygnał wyjściowy z CZT skorelowany z impulsem wyjściowym z kryształu CsI (Tl) źródła kalibracyjnego jest klasyfikowany jako oddziaływanie z fotonem 60 keV. Pozwala to na wykonywanie kalibracji odpowiedzi energetycznej instrumentu.
Radiator główny instrumentu pozwala na usuwanie ciepła produkowanego przez detektory CZT (300 mW na moduł). System ten obejmuje trzy kapilary cieplne połączone z radiatorem wewnętrznym, płytę radiatora głównego oraz odstępniki i klamry. Płyta pozwala na wypromieniowanie ciepła o całkowitej mocy 50 W. Ma powierzchnię około 7 000 centymetrów kwadratowych.
Zespół elektroniki zestawu detektorów obejmuje elektronikę przednią detektorów CZT, przedwzmacniacze i postwzmacniacze scytylatra odrzucającego CsI (Tl), analizator wysokości impulsu scyntylatora odrzucającego (Pulse Height Analyzer - PH), detektor cząstek alfa źródeł kalibracyjnych, obwody logiczne obrabiające dane, konwertery DC-DC wysokiego i niskiego napięcia oraz obwody stanowiące interfejs z główna elektroniką obróbki danych instrumentu. Cała elektronika analogowa (ASIC, wzmacniacze i in.) znajduje się w obrębie zespołu detektorów. Każdy detektor posiada 2 układy ASIC, tak więc cały pojedynczy kwadrat posiada 32 takie elementy połączone w łańcuchy. Układy cyfrowe - konwertery analogowo cyfrowe (Analog to Digital Converter - ADC) i układ FPGA (Field Programmable Gate Array) znajdują się na osobnej płycie elektroniki bliskiej FEB. Elektronika przednia CZT odbiera i w wzmacnia sygnały z detektorów oraz przesyła je do dalszej części elektroniki instrumentu. Konwertery napięcia dostarczają odpowiednich woltaży na detektory. Elektronika przednia jest również podzielona na cztery identyczne kwadraty. Sygnały ze scyntylatora odrzucającego są również wzmacniane przez przedwzmacniacze a następnie wysyłany do FEB gdzie odbywa się jego dalsza analiza. Jest on następnie przesyłany przez komparator pracujący jako dyskryminator dolnego poziomu (Lower Level Discriminator - LLD). Jeśli sygnał przekracza dolny próg detekcji jest ucyfrawiany do 8 bitów przez konwerter ADC. Sygnał wyjściowy pozwala na odróżnienie epizodów rozpraszania Comptona i usunięcie tła detektorów CZT. Generator wysokiego napięcia obsługujący scyntylator odrzucający znajduje się na karcie zasilania umieszczonej na jego strukturze nośnej. Do fotopowielaczy dostarczane jest dodatnie napięcie około 800 V. Podobne ujemne napięcie 800 V dostarczane przez osobny konwerter DC-DC jest używane do obsługi detektorów CZT. Karta ta dostarcza również niskiego napięcia służącego do regulacji detektorów CZT. Zawiera również wzmacniacze obsługujące scyntylator odrzucający. Sygnał z scyntylatora źródeł kalibracyjnych jest wzmacniany przez przedwzmacniacze i postwzmacniacze. Sygnał z postwzmacniaczy jest wysyłany do komparatora analogowego z niskim progiem detekcji. Jeśli sygnał przekroczy próg jest ucyfrawiany i wysyłany do FPGA. Płyta FEB zawiera obwody łączące z detektorami CZT oraz elektronikę obróbki danych. Pojedynczy układ FPGA jest używany do obróbki danych z trzech źródeł - detektorów CZT, scyntylatora odrzucającego oraz scyntylatorów źródeł kalibracyjnych. Dane są zapisywane w pamięci i wysyłane do elektroniki głównej PE co 1 sekundę. Koincydencja pomiędzy poszczególnymi detektorami jest wyznaczana na Ziemi podczas obróbki danych.
-
Głowna elektronika obróbki danych instrumentu PE znajduje się w osobnej jednostce położonej we wnętrzu satelity. Pozwala na odczytywanie, analizę i składowanie danych z detektorów oraz przysłanie ich do systemu informatycznego satelity. Ponadto kontroluje FPGA płyty FEB za pomocą 16-bitowych komend. Jest oparta na układzie FPGA. Zawiera wszystkie interfejsy z satelitą i detektorami, pamięć oraz układy pozwalające na zażądanie danymi. FPGA stanowi procesor sprzętowy. Dostarcza on sygnałów czasowych, obsługuje komunikację z detektorami oraz wykonuje komendy. Po wykryciu epizodu oddziaływania detektora z fotonem FPGA pozwala na zapisanie danych w pamięci typu ping-pong. W tym celu sprawdza ona detektory co 1 sekundę. Po wykryciu sygnału z detektora FPGA zatrzymuje zapisywanie danych w pierwszej pamięci ping-pong, rozpoczyna gromadzenie danych w drugiej pamięci ping-pong a następnie przesyła je do dalszej części elektroniki. Dane ze wszystkich czterech kadarów są odczytywane równolegle. Całkowity transfer danych z częstotliwością 500 kHz trwa 131 ms, Następnie wykonywana jest analiza danych w sposób definiowany przez tryb działania instrumentu. W skład zestawu pamięci wchodzi RAM i EEPROM. RAM służy do składowania wszystkich rodzajów danych z detektorów oraz komend i danych telemetrycznych. EEPROM zawiera podstawowe oprogramowanie i parametry domyślne. Wszystkie ustawienia są kopiowane z EEPROM, tak więc za pomocą komend można modyfikować tylko dane zawarte w RAM. Zestaw interfejsów z detektorami obejmuje interfejsy epizodów oddziaływań z fotonami oraz interfejsy komend. Interfejsy epizodów oddziaływań pozwalają na odczyt danych z detektorów formatowanych do ramek danych 2 x 2 kilobity. Odczyt jest wykonywany co 1 sekundę. Następnie są one przysłane do formatera danych a po obróbce od systemu informatycznego satelity. Interfejsy komend umożliwiają przesyłanie instrukcji oraz sygnałów czasowych. Zestaw interfejsów z satelitą obejmuje interfejsy zasilania, komend i telemetrii. Interfejsy zasilania odbierają napięcie surowe z przekaźnika dedykowanego dla instrumentu, wyłączanego i włączanego przez komendy z Ziemi. Po włączeniu wykonywana jest seria transferów energii do płyty głównej PE. System posiada dwie oddzielne linie zasilania - główną i zapasową. Interfejsy komend odbierają komendy 13-imulsowe oraz 32-bitowe oznaczone czasowo bloki danych. Interfejsy telemetrii pozlewają na przesyłanie danych z instrumentu do rejestratora jednoczęściowego satelity poprzez formater danych. Dane do formatera są wysyłane periodycznie, typowo co 8 ms w postaci 2-kilobajtowych ramek danych przy zegarze 2 MHz.
Instrument może działać w 16 trybach. 15 z nich to tryby nominalne a ostatni to dodatkowy tryb spektralny (Secondary Spectral Mode) pracujący równolegle i niezależnie od nich. W trybie normalnym (Normal Mode) wysyłane są kompletne surowe dane z całego zestawu detektorów. Produkcja danych wynosi 144 megabity na orbitę. Jest to podstawowy tryb działania instrumentu. Tryb przelotu przez obszar anomalii południowoatlantyckiej (SAA Mode - SAA) jest używany podczas przejść satelity przez obszar SAA (South Atlantic Anomaly). W jego trakcie za pomocą komend wyłączane są zasilacze wysokiego napięcia detektorów CZT i scyntylatora odrzucającego. Rejestrowane są tylko nagłówki pakietów danych. Nagłówki uzyskiwane co sekundę są łączone w jeden nagłówek dla każdego kwadratu co 100 sekund. Tryb zaćmienia (Shadow Mode) jest używany w trakcie przelotów przez cień Ziemi. Odpowiednia komenda inicjującą ten tryb jest wysyłana w instrukcjach z Ziemi. W tym trybie dane nagłówkowe są uzyskiwane z okien trwających 100 sekund. Dodatkowy tryb spektralny pozwala na uzyskiwanie danych spektralnych z każdego kwadratu co 1 sekundę. Operację tą wykonuje odpowiednie oprogramowanie. Zintegrowane spektrogramy są dzielone na pakiety i wysyłane do systemu informatycznego satelity co 100 sekund. Tryb ustalonej liczby pakietów (Fixed No. of Packets Mode - FP) pozwala na uzyskanie ramki danych w formacie podobny do używanego w trybie normalnym, jednak ze stałą liczbą pakietów danych generowanych przez każdy kwadrat. Tryb z zablokowanym uzyskiwaniem spektrum odrzucającego (Veto Spectrum Disabled Mode - VSD) polega na generowaniu pakietów bez uwzględnienia danych ze scyntylatora odrzucającego. Tryb dwusłownego raportu na temat epizodów (Two Word Event Report Mode - 2WE) pozwala na zredukowanie liczny słów opisujących każdy epizod oddziaływania z fotonem z 3 do 2, kosztem ograniczenia rozdzielczości czasowej i energetycznej. Tryb zarządzania pamięcią (Memory Management Mode - MM) pozwala na rejestrowanie określonych rodzajów danych w zależności od ilości pamięci dostępnej na satelicie. Umożliwia rejestrowanie danych pełnym, danych z dodatkowego trybu spektralnego i nagłówków lub samych nagłówków. Tryby FP, VSD, 2WE i MM są uruchamianie po otrzymaniu komend z Ziemi lub na skutek ograniczonej przestrzeni pamięci przeznaczonej dla instrumentu w rejestratorze jednoczęściowym satelity. Możliwe jest stosowanie różnych kombinacji trybów, np SAA+tryb zaćmienia, VSD+2WE, VSD+FP, FP+2WE, FP+2WE+VSD, MM+SAA, MM+tryb zaćmienia i MM+tryb zaśmienia+SAA.
-
Źródłem tła jest głównie rozmyte kosmiczne promieniowanie gamma oraz promieniowanie gamma pochodzące z satelity, powstające na skutek oddziaływań z promieniowanie kosmicznym. Odrzucenie tła umożliwia scyntylator odrzucający. Rejestrowane są tylko epizody oddziaływań z detektora CZT nie rejestrowane przez scyntylator odrzucający w paśmie genetycznym 10 - 100 keV. Typowe tło wprowadzane przez rozpraszanie Comptona zostało obliczone na 20 zliczeń na sekundę na scyntylatorze odrzucającym. Rozmyte kosmiczne promieniowanie gamma oddziałuje z tantalem tworzącym maskę kodową na drodze efektu fotoelektrycznego, tak więc powoduje powstanie fluorescencyjnej emisji rentgenowskiej w linii K-alfa. Wywołane przez nie tło obejmuje trzy komponenty. Wkład powierzchni górnej pochodzi z połowy obszaru maski kodowej (15.25 centymetrów kwadratowych, 0.2 mm rugbiści) z powodu występowania w niej otworów. Powierzchnia ta jest położona w dużej odległości od detektorów, tak więc tempo zliczeń tego komponentu to tylko 0.0025 detekcji na sekundę. Wkład górnej powierzchni bocznej o wymiarach 4 x 36 cm i grubości 0.1 mm wynosi 0.41 zliczeń na sekundę. Jest to duża powierzchnia, ale jest położona pod kątem prostym w stosunku do detektorów. Wkład dolnej powierzchni bocznej o wymiarach 20 x 14 cm jest największy, ponieważ znajduje się ona najbliżej detektorów. Jest uzależniony głównie od wysokości tej powierzchni. Został oszacowany na 5 zliczeń na sekundę.
Proces obróbki danych prowadzący do uzyskania obrazu nieba rozpoczyna się połączeniem danych w celu uzyskania obrazu płaszczyzny detektorów (Detector Plane Image - DPI), który jest skorelowany ze wzorem maski kodowej. Z obrazu wydzielana są istotne piki a następnie obraz taki jest dopasowywany metodą najmniejszych kwadratów z obliczonym teoretycznie wzorem cienia maski, co pozwala na wyznaczenie lokalizacji źródeł rentgenowskich. Pozwala to również na wyznaczenie intensywności źródeł oraz wyeliminowanie fałszywych pików. Pierwszym korkiem umożliwiającym uzyskanie takiego produktu jest ściągnięci danych z satelity. Następnie generowany jest plik interwałów czasowych z użyciem danym inżynieryjnych z satelity. Potem odczytywane są dane na temat orientacji przestrzennej satelity i obliczana jest średnia pozycja satelity w czasie obserwacji. Następnie generowany jest surowy obraz DPI. W dalszej kolejności wyznaczane są poziomy tła i martwe piksele z surowych danych z detektorów. W dalszej kolejności obraz DPI jest czyszczony z użyciem tych danych a na jego podstawie generowany jest plik maskujący zawierający piksele wykluczonych z analizy. Następnie wykonywane jest obrazowanie korelowane i wydobywane są potencjalne źródła rentgenowskie. Ostatecznie wykonywane jest dopasowanie cienia maski kodowej w celu określenia intensywności źródeł i usunięcie nieistotnych kandydatów na źródła. Jest ono powtarzane wielokrotnie aż wszystkie źródła z dopasowanymi intensywnościami znają się powyżej przyjętego progu detekcji.
Główną instytucją odpowiedzialną za instrument CZTI jest Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w Mumbaiu. W projekcie biorą udział również Międzyuniwersyteckie Centrum Astronomii i Astrofizyki (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics - IUCAA) w Pune i ISRO.
-
SSM
Skanujący monitor nieba jest jednym z 4 instrumentów naukowych satelity Astrosat pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Jest urządzeniem umożliwiającym skanowanie i obrazowanie sfery niebieskiej. Urządzenie pracuje w zakresie energetycznym 2 - 10 keV. Jego podstawowym zadanie naukowym jest obrazowanie dużych obszarów nieba w ciągu kilku godzin w celu wykrywania nowych źródeł przejściowym znajdujących się w fazie rozbłysków. Instrument charakteryzuje się więc szerokim polem widzenia i dobrą rozdzielczością kątową dzięki czemu pozwala na określenie współrzędnych źródeł na niebie z dokładnością kilku minut kątowych. Pozwala to na podjęcie dalszych obserwacji za pomocą pozostałych instrumentów na satelicie oraz z użyciem obserwatoriów naziemnych. Ponadto detekcja znanych źródeł przejściowych w poszczególnych skanach nieba pozwala na opracowanie długoterminowych krzywych zmian ich jasności. Dotyczy to głównie rentgenowskich układów podwójnych. Dane te pozwalają na badania sposobu zachowania tych obiektów w długich okresach czasu. Instrument stwarza unikalną okazję do badań zmiennych źródeł w dużym zakresie dynamicznym w okresach trwających po kilku miesięcy. Jasność takich rozbłysków wzrasta zwykle przez kilka dni a następnie słabnie i zanika przez kilka miesięcy. Ich analizy w przypadku rentgenowskich układów podwójnych o małych masach pozwalają między na przeprowadzenie badań przepływu masy w dyskach akrecyjnych oraz scharakteryzowanie procesów powodujących powstawanie niestabilności wywołujących rozbłyski. W przypadku układów o dużych masach dostarczają informacji na temat okresu precesji gwiazdy neutronowej i dysku akrecyjnego. W przypadku pulsarów pomiary wykonywane za pomocą instrumentu umożliwiają badania faz zmniejszania i zwiększania tempa ich rotacji.
-
Instrument SSM został umieszczony na panelu przednim (+Y) satelity Astrosat, normalnie odwróconej od Słońca. Jego komponenty znajdują się na prostokątnej platformie w kształcie kołyski. Jest ona obracana za pomocą odpowiedniego mechanizmu wokół osi +Y satelity, co pozwala na skanowanie nieba. Platforma jest obracana krokami o szerokości 10 stopni. Obrót może być wykonywany w kierunku ruchu wskazówek zegara lub w kierunku przeciwnym. Czas integracji w każdej pozycji typowo wynosi około 10 minut. Jest to wymagane dla stabilnej pracy instrumentu UVIT. Gdy instrument ten nie jest używany możliwe jest wykonywanie szybszego skanowania. Czas ten może być zmieniany w zakresie 2 - 24 minut. Pojedynczy obrót trwa typowo około 6 godzin. Pozwala to na wykonanie obserwacji prawie połowy sfery niebieskiej 4 razy w ciągu dnia (z uwzględnieniem przelotów przez region anomalii południowoatlantyckiej). Skanowanie jest wykonywane niezależnie od pracy innych instrumentów naukowych satelity.
-
Konfiguracja SSM jest bardzo podobna do urządzenia ASM (All-Sky Monitor) amerykańskiego satelity RXTE. W skład instrumentu wchodzą trzy elementy będące licznikami proporcjonalnymi (SSM1, 2 i 3). Jednostki SSM1 i SSM2 znajdują się po bokach platformy (jednostki boczne) a SSM3 - na jej środku, w osi obrotu platformy (jednostka środkowa). Ponadto instrument posiada osobną jednostkę obróbki danych (Processing Electronics - PE). Całkowita masa instrumentu bez platformy obrotowej wynosi około 48 kg a pobór mocy (bez uwzględnienia zasilania mechanizmu obrotowego) - 32 W (po regulacji, pobór surowy - 47W). Produkcja danych wynosi około 200 megabitów na orbitę.
Całkowity obszar geometryczny instrumentu ma wielkość około 180 centymetrów kwadratowych. Całkowity obszar efektywny ma wielkość 53 centymetrów kwadratowych przy energii 5 keV i około 11 centymetrów kwadratowych przy energii 2 keV. Pole widzenia jednostek położonych bocznie (SSM1 i SSM2) ma wymiary 26.8 x 100 stopnie a jednostki centralnej (SSM3) - 22.1 x 100 stopnie. Różnice w wielkości pół widzenia są związane z trudnościami powstałymi podczas montażu izolacji termicznych. Jednostki o szerszym polu widzenia charakteryzują się mniejszą rozdzielczością. Pola widzenia SSM1 i SSM2 tworzą kształt litery X na niebie. Są ustawione pod katem 45 stopni do siebie, co zapobiega zasłanianiu przez panele słoneczne satelity. Zbiegają się w centrum pola widzenia SSM3 który jest prostopadły do nich. Rozdzielczość kątowa wynosi około 12 minut kątowych w kierunku kodowania i 2.5 stopnia w poprzek kierunku kodowania. Dokładność wyznaczania pozycji źródeł wynosi 11 - 14 minut kątowych. Jest gorsza w przypadku SSM1 i 2 niż w przypadku SSM3. W przypadku jasnych źródeł gdy nie zachodzi ich pomylenie dokładność ta zwiększa się do 5 - 8 minut kątowych. Rozdzielczość czasowa wynosi 1 ms. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 25% przy 6 keV. Czułość wynosi 28 mCrab (3 sigma dla jednej jednostki) przy czasie integracji wynoszącym 600 sekund. W regionach nieba na których może dość do nałożenia źródeł rentgenowskich czułość może spaść o czynnik 2. Typowy czas obserwacji wynosi 10 minut w każdej pozycji. Instrument może wykonywać zliczenia fotonów w tempie do 5000 zliczeń na sekundę. Kąt unikania Słońca wynosi 30 stopni od krawędzi pola widzenia. Instrument jest wyłączany w czasie przelotów przez obszar anomalii południowoatlantyckiej.
-
Każdy element instrumentu składa się z systemu obrazującego, systemu detekcyjnego, wzmacniacza oraz elektroniki przedniej. System detekcyjny mieści się w prostopadłościennej obudowie wykonanej ze stopu aluminium. Jest on przymocowany do klina umieszczonego na obrotowej platformie za pomocą 6 stopek. System obrazujący jest zainstalowany bezpośrednio na nim. Składa się z jednowymiarowej maski kodowej oraz stożkowego kolimatora. Wzmacniacz mieści się w osobnej prostopadłościennej jednostce elektroniki przymocowanej do kilka koło obudowy systemu detekcyjnego za pomocą 6 stopek. Elektronika bliska znajduje się w prostopadłościennej jednostce umieszczonej na tylnej powierzchni klina montażowego. Również jest ona przymocowana za pomocą 6 stopek.
-
Maska kodowa znajdująca się na wejściu systemu obrazującego każdej jednostki jest wykonana z płyt złożonych z tantalu w których wycięto odpowiednie zaprojektowany wzór pustych przestrzeni. Tak więc posiada charakterystyczny wzór złożony z elementów nieprzezroczystych i przezroczystych przestrzeni. Jest jednowymiarowa - składa się z 6 płytek ze wzorami wzorów w postaci pasków. Są one przymocowanych do siebie bokami i tworzą jedną linię. Poszczególne jednostki wzoru maski tworzące szczeliny mają szerokość 0.95 mm. Przezroczystość maski wynosi 50%. Ponieważ maska posiada wiele otworów powoduje powstanie wielokrotnego obrazu źródła na detektorach. Jednak jest ona tak zaprojektowana, że każde źródło w polu widzenia rzuca unikany cień. Podczas obróbki danych odpowiednie oprogramowane umożliwia dekodowanie uzyskanego przez detektory złożonego obrazu nieba i rekonstrukcję lokalizacji źródeł rentgenowskich.
Kolimator umożliwia dostarczane do systemu detekcyjnego prawie równoległych promieni rentgeniowskich.
-
Bezpośrednio nad systemem detekcyjnych znajduje się okno wejściowe w postaci błony wykonanej z aluminiowanego mylaru. Ma ono grubość 25 mikronów. Ogranicza efektywność detekcji przy 2 keV. System detekcyjny każdej jednostki jest licznikiem proporcjonalnym czułym na pozycję. Ma on postać komory wypełnionej gazem. W urządzeniu zastosowano mieszaninę złożoną w 25% z ksenonu i 75% z mieszanki P-10. P-10 składa się w 90% z argonu i w 10% z metanu. Ciśnienie gazu wynosi 800 torr. Fotony rentgenowskie przechodzące przez maskę kodową i kolimator systemu obrazującego zderzają się z atomami i cząsteczkami gazu wypełniającymi komorę detektora powodując wytworzenie par jon - elektron. Liczba generowanych par jest uzależniona od energii fotonów. Jony i elektrony dryfują następnie odpowiednio do katody i anody. W pobliżu anody pole elektryczne jest na tyle silne, że powoduje powstanie kaskady Townsenda. W jej obrębie przyspieszone elektrony powodują lawinowe generowanie kolejnych elektronów poprzez zderzenia z atomami ksenonu i powstanie przepływu prądu elektrycznego w gazie. Generuje to sygnał elektryczny który jest następnie wzmacniany. Powstający ładunek jest proporcjonalny do energii fotonu. Odpowiedni wybór wymiarów komory, wielkości elektrod i wartości przyłożonego do nich napięcia w połączeniu z kalibracją naziemną pozwala na wyznaczenie energii fotonów na podstawie zarejestrowanego sygnału elektrycznego. Ponieważ detektor jest wrażliwy na pozycję ładunek jest rozdzielany na anodach na dwie części przewodzone do ich poszczególnych końców. Podział jest proporcjonalny do pozycji w której chmura ładunków została zebrana przez anodę.
Pojedynczy detektor (komórka anod) zawiera zestaw 8 anod do których dostarczane jest wysokie napięcie rzędu 1500 V. Anody te są wykonane z kwarcu pokrytego węglem. Mają średnicę 60 mm. Odpowiadające im katody są utrzymywane w zerowym napięciu. Mają one średnicę 75 mikronów. Ładunek zebrany przez każdą anodę jest przekształcany na napięcie na obu jej końcach za pomocą przedwzmacniaczy czułych na ładunek (Charge Sensitive Preamplifier - CSPA). Powstałe impulsy napięcia są określane jako sygnały wyjściowe lewe (Vl) i prawe (Vr). Całkowita amplituda obu sygnałów wyjściowych jest proporcjonalna do energii fotonu. Pozycja (P) fotonu wytwarzające chmurę ładunków może być wyliczona z równania P = (Vl - Vr) / (Vl + Vr) * C1 + C2, gdzie Vl i Vr to amplitudy sygnału wyjściowego lewego i prawego a C1 i C2 to stałe kalibracyjne wyznaczone dla każdej anodyny z osobna. Łącznie każda jednostka zwiera 20 takich komórek ustawionych liniowo w dwie warswy (górną i dolną) po 10 sztuk. 8 środkowych komórek anod tworzy właściwy system detekcyjny. Zewnętrzne górne komórki i wszystkie komórki dolne są połączone ze sobą tworząc warstwę odrzucającą tło. System detekcyjny dostarcza trzech informacji na temat każdego fotonu. Jest to czas nadejścia, energia oraz pozycja oddziaływania z detektorem. Parametry te są wyznaczone przez system elektroniczny instrumentu.
-
Jednostka wzmacniaczy każdego elementu instrumentu zawiera CSPA oraz postwmacniacze (Postamplifiers - PA) obsługujące sygnały z detektorów. Sygnały z CSPA (osobne dla każdego końca anody detektora) są wzmacniane i kształtowane przez PA Każda jednostka instrumentu posiada 17 takich łańcuchów. 16 z nich jest połączonych poszczególnymi końcami anod detekcyjnych a jeden - z warstwą odrzucającą. Po wzmocnieniu sygnał jest przesyłany jednostki elektroniki bliskiej.
Jednostka elektroniki bliskiej zawiera dwa konwertery niskiego napięcia DC-DC, programator zasilania wysokiego napięcia, obwody logiczne analizujące epizody oddziaływań z fotonami, detektory pików oraz konwertery analogowo - cyfrowe (Analog to Digital Converter - ADC). Elektronika ta odbiera sygnały z poszczególnych łańcuchów obsługujących detektory. Są one przepuszczane przez dwa dyskryminatory. Epizody oddziaływań z fotonami znajdujące się pomiędzy progami detekcji dyskryminatora poziomu dolnego (Lower Level Discriminator - LLD) i poziomu górnego (Upper Level Discriminator - ULD) są akceptowane i przesyłane do dalszej obróbki. Odrzucanie cząstek energetycznych jest wykonywane z użyciem techniki niejednoczesności. Epizod oddziaływania jest odrzucany gdy sygnały zostały odebrane jednocześnie z anod detekcyjnych oraz anod warstwy odrzucającej lub epizod został wykryty przez więcej niż jedną anodę detekcyjną. Amplituda każdego zaakceptowanego sygnału jest mierzona. Jest on ucyfrawiany za pomocą ADC. Następnie dane wyjściowe z ADC (osobno dla każdego końca anod) są przesyłane do elektroniki obróbki danych PE.
Elektronika obróbki danych PE mieści się w osobnej jednostce położonej we wnętrzu satelity. Jest połączona z pozostałymi elementami instrumentu umieszczonymi na obrotowej platformie za pomocą elastycznych kabli. Zawiera układ FPGA (Field Programmable Gate Array) obrabiający dane na temat epizodów oddziaływania z fotonami, pamięć, interfejsy danych telemetrycznych i komend, oraz interfejs przekazujący dane naukowe do systemu informatycznego satelity. FPGA przyjmuje dane z elektroniki bliskiej, zapisuje je w pamięci buforowej a następnie przesyła do systemu informatycznego satelity, gdzie są zapisywane na rejestratorze jednoczęściowym. Ponadto elektronika ta oznacza czas nadejścia fotonów z użyciem pokładowego zegara dedykowanego dla instrumentu. Jest on okresowo synchronizowany z zegarem systemu elektronicznego satelity. Czasy UTC są przypisywane z dokładnością lepszą od 10 ms. PE mierzy również wysokie napięcia w obrębie instrumentu i redukuje je podczas przelotów satelity przez region anomalii południowoatlantyckiej na podstawie progów otrzymanych w komendach z Ziemi.
Instrument dostarcza dwóch rodzajów danych - przestrzennych i oznaczonych czasowo. Dane przestrzenne obejmują zliczenia dostarczane przez detektory w czasie 100 ms. Dane oznaczone czasowo zawierają informacje o każdym epizodzie oddziaływania detektora z fotonem i o czasie jego zajścia. Można z nich wyprowadzić energię fotonów i pozycję pobudzenia detektora. Dane te są używane do wyprowadzenia wzoru cienia maski kodowej rzucanego przy oświetleniu przez poszczególne źródła obecne w polu widzenia instrumentu. Informacje te umożliwiają obliczenie pozycji źródeł w polu widzenia. Ponadto dane z instrumentu pozwalają na opracowanie krzywych jasności źródeł w czterech zakresach energetycznych: 2 - 10, 2 - 4, 4 - 6 i 6 - 10 keV.
Główną instytucją odpowiedzialną za instrument SSM jest Międzyuniwersyteckie Centrum Astronomii i Astrofizyki (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics - IUCAA) w Pune. W projekcie bierze udział również Centrum Satelitarne ISRO (ISRO Satellite Centre - ISAC) w Bangalore.
-
CPM
Monitor cząstek naładowanych jest instrumentem inżynieryjnym. Pozwala na monitorowanie tła cząstek naładowanych i wyłączanie zasilaczy wysokiego napięcia instrumentów naukowych LAXPC, CZTI, SXT i SSM w czasie przelotów satelity przez regiony o dużej gęstości cząstek. Jest to głownie obszar anomalii południowoatlantyckiej (South Atlantic Anomaly - SAA). Obszar ten występuje na wysokości ponad 500 km w regionie geograficznym rozciągającym się od 50ºS do 0º i od 90ºE do 40ºW. Satelita przelatuje przez niego przez około 15 - 20 minut w trakcie każdego obiegu (2/3 okresu orbitalnego). W obrębie SAA środowisko cząstek genetycznych zmienia się bardzo szybko, nawet w ciągu kilkudziesięciu sekund. Występujące w nim cząstki o wysokich energiach (głównie protony i elektrony) mogłyby przyspieszyć starzenie się detektorów instrumentów lub spowodować ich uszkodzenia. Tak więc wyłączenie źródeł wysokiego napięcia obsługujących detektory zapobiega wystąpieniu takich efektów. CPM dokonuje ciągłych pomiarów tema zliczeń cząstek energetycznych. Dzięki temu wykrywa moment wejścia i wyjścia satelity z obszaru SAA dostarczając sygnałów umożliwiających wyłączanie i włączanie zasilaczy detektorów w odpowiednim czasie.
-
Instrument CPM został umieszczony na panelu górnym Astrosat (+X). Stanowi on pojedynczą jednostkę znajdującą się w prostopadłościennej obudowie przymocowanej do panelu satelity za pomocą 6 stopek. Całkowite wymiary instrumentu wynoszą 18 x 15 x 5 cm. Masa wynosi 2 kilogramy, a pobór mocy - 2.3 W. W skład urządzenia wchodzi moduł detektora oraz systemu elektroniczny.
Dolny próg detekcji urządzenia wynosi 1.2 MeV. Ponadto możliwe jest zastosowanie trybu automatycznego dostosowywania progu dzięki czemu w trakcie gdy satelita nie przelatuje przez SAA można uzyskać integralne spektrum energii. Urządzenie wykrywa zarówno protony jak i promieniowanie gamma pochodzące z rozbłysków słonecznych. Rozbłyski powodujące powstanie emisji wywołującej mierzalne tempowo zliczeń (większe od 10 zliczeń na sekundę) oraz o energiach powyżej 0.5 MeV zdarzają się jednak bardzo rzadko, rzadziej niż raz w roku. Skala czasowa detekcji momentu wejścia i wyjścia z SAA jest ponadto na tyle szeroka że pozwala na zignorowanie zjawisk tego typu. Rozdzielczość czasowa pomiarów wynosi 5 sekund. Próg tempa zliczeń poza SAA wynosi 1 zliczenie na sekundę. Maksymalne tempo zliczeń wynosi 16384 zliczeń na sekundę. Czas integracji może być zmieniany w zakresie od 1 s do 32 s w krokach 1 s.
Moduł detektora został wykonany przez firmę SCIONIX z Bunnik w Holandii. Mieści się w małej sześciennej obudowie. Jego okno wejściowe znajduje się w wycięciu obudowy jednostki instrumentu. Zostało wykonane z błony teflonowej o grubości 0.12 mm (warstwa odbijająca światło ze scyntylatora) oraz błony zewnętrznej złożonej z aluminiowanego mylaru o grubości 50 mikronów. Nad całym układem znajduje się cienki prostopadłościan wykonany z miedzi zapewniający ochronę przed promieniowaniem podczerwonym. Detektorem cząstek jest scyntylator w postaci kryształu jodku cezu aktywowanego talem (CsI (Tl)). Ma on kształt sześcianu o wymiarach 10 x 10 x 10 mm. Jest on lepszy od wykorzystywanych częściej scyntylatorów porytych na jodku sodu aktywnego talem (NaI (Tl)) ponieważ nie ma właściwości higroskopowych. Cząstki energetyczne oraz promieniowanie gamma oddziałujące z kryształem CsI (Tl) powoduje powstawanie błysków światła o długości fali 580 nm. Jego intensywność jest proporcjonalna do intensywności radiacji. Światło jest rejestrowane przez fotodiodę krzemową Si-PIN Hamatmatsu s3590-08+eV5152. Zastosowanie zestawu scyntylatora i fotodiody jest tańsze niż użycie detektorów półprzewodnikowych. Ponadto system taki jest lżejszy od układów zawierających fotopowielacze. Fotopowielacze wymagają również zastosowania wysokiego napięcia a ich zysk zmienia się czasie. Fotodioda przekształca błyski światła na proporcjonalny sygnał elektryczny. Następnie sygnał ten jest wzmacniany przez przedwzmacniacz czuły na ładunek (Charge Sensitive Preamplifier - CSPA) do poziomu rzędu miliwoltów. W przeciwieństwie do przedwzmacniaczy czułych na woltaż CSPA nie jest uzależniony od pierwotnej pojemności elektrycznej detektora. W przypadku fotodiody Si-PIN zmienia się ona w czasie. Zysk CSPA wynosi około 500. Układ ten generuje impulsy wzrastające przez czas 0.5 mikrosekundy. Sygnał z CSPA jest następnie przesyłany do systemu elektronicznego instrumentu.
System elektroniczny instruemntu CPM obejmuje dwie płyty obwodów drukowanych (Printed Circuit Board - PCB) - kartę modułu logicznego (Logic Module - LOGIC), oraz kartę modułu zasilania (Power Module - PM).
Moduł LOGIC zawiera elektronikę przednią detektora oraz elektronikę obróbki danych. Moduł detektora jest bezpośrednio zainstalowany na tej właśnie karcie. Sygnał z CSPA jest przepuszczany przez dyskryminator niskiego poziomu (Low Level Discriminator - LLD) pozwalający na odrzucenie epizodów oddziaływania z detektorem będącym tłem. Jest on12-bitowym konwerterem cyfrowo - analogowym (Analog to Digital Converter - DAC) dostarczającym 4096 dyskretnych wartości. Przepuszcza on sygnały generowane przez cząstki o energiach wyższych od 0.5 MeV. Wartości jego woltażu referencyjnego są programowane za pomocą komend z Ziemi. Sygnał z LLD jest ucyfrawiany i wysyłany do 14-bitowego licznika. Jest on bramkowany typowo co 5 sekund dostarczając profili zliczeń w odstępach również 5 sekund. Czas bramkowania również może być programowany za pomocą komend. Wszystkie operacje na danych cyfrowych są wykonywane przez układ FPGA (Field Programmable Gate Array). Obsługuje on również interfejsy wymiany danych i komend z satelitą. Stan instrumentu jest monitowany przez kanały analogowe.
Moduł zasilania odbiera napięcie +42V z sieci elektrycznej satelity i przekształca je na woltaże +5V, +12V i -12V używane przez obwody instrumentu. Pobiera 4W energii. Woltaż +5V jest przesyłany do modułu LOGIC a woltaże +12V i -12V - do detektora i wzmacniacza CSPA.
Dane z CPM (tempa zliczeń) są wysyłane na Ziemię w danych inżynieryjnych satelity, Są również wykorzystywane na pokładzie satelity do obsługi zasilaczy wysokiego napięcia detektorów instrumentów naukowych. Tempo zliczeń jest porównywane na pokładzie z wartościami zaprogramowanymi, wprowadzonymi za pomocą komend z Ziemi. Sygnał wyjściowy powodujący włączenie lub wyłączenie zasilaczy instrumentów naukowych jest generowany gdy tempo zliczeń przekracza te wartości. Następnie jest dezaktywowany gdy spada ono poniżej tych progów co powoduje uruchomienie zasilaczy. W celu wyeliminowania fałszywych pobudzeń zastosowano filtrowanie - sygnał wyjściowy jest aktywowany lub dezaktywowany gdy wzrost tema zliczeń zostanie potwierdzany trzy razy.
Instrument CPM został opracowany przez ISRO.
-
HISTORIA MISJI
Pierwszy indyjski instrument astronomiczny - IXAE (Indian X-ray Astronomy Experiment) został umieszczony na eksperymentalnym satelicie teledetekcyjnym IRS-P3 wynesionym na orbitę 21 marca 1996 r i używanym do stycznia 2006 r. Wtedy też powstawała pierwsza koncepcja zbudowania dedykowanego indyjskiego satelity astronomicznego. Projekt taki nie uzyskał jednak finansowania. Studium nad wykonalnością misji tego typu powstało w 2000 r. Konpecja misji astrofizycznej została przyjęta przez ISRO w 2002 r. Projekt Astrosat został przyjęty do realizacji przez rząd Indii w 2004 r. Jego koszty oceniono na około 50 mln euro. Start zaplanowano na 2011 r. Podczas prac nad misją napotkano znaczne problemy związane z instrumentem SXT i systemem kontroli orientacji przestrzennej.
W kwietniu 2009 r w centrum TIFR zakończano prace nad instrumentami naukowymi satelity. Następnie zostały one dostarczone do Centrum Satelitarnego ISRO (ISRO Satellite Centre - ISAC) w Bangalore gdzie przeprowadzano montaż satelity. W tym okresie wystąpiło szereg opóźnień terminu startu. Integracja satelity zakończyła się w maju 2015 r. Następnie rozpoczęto jego kompleksowe testy. Termin startu został przewidziany na drugą połowę 2015 r. Testy zakończyły się 10 sierpnia. Następnie satelita został przewieziony na kosmodrom w Sriharikocie, gdzie zintegrowano go z rakietą nośną.
-
PRZEBIEG MISJI
Satelita Astrosat wystartował dnia 28 września 2015 r. Miejscem startu był kosmodrom Satish Dhawan Space Centre w Sriharikocie, stanowisko startowe nr 1 Rakietą nośną był PSLV-XL (Polar Satellite Lauch Vechickle), egzemplarz oznaczony jako PSLV-C30. Wraz z satelitą wyniesiono 6 ładunków dodatkowych. Były to: LAPAN-A2 - mikrosatelita Narodowego Instytutu Aeronautyki (National Institute of Aeronautics) Indonezji i firmy Space-LAPAN służący do śledzenia statków na morzu; nanosatlieta LNS-14 (Ev9) Laboratorium Lotów Kosmicznych (Space Flight Laboratory - SFL) Instytutu Studiów Zaawansowanych Uniwersytetu w Tootnto (Ubiversity of Toronto Institute of Advanced Studies - UTIAS) z Kanady służący do monitorowania ruchu na morzu; oraz cztery satelity Lemur (Lemur-1, 2, 3 i 4) firmy Spire Global Inc. z San Francisco w stanie Kalifornia służące do monitoringu ruchu statków na morzu oraz przewidywania pogody z użyciem techniki zakrycia sygnału GPS przez krawędź tarczy Ziemi. Start odbył się o godzinie 04:30 UTC. Po 42 sekundach od zapłonu silnika stopnia 1 uruchomione zostały silniki pomocnicze nr 1 i 2. Po 62 sekundach uruchomiono silniki pomocnicze nr 3 i 4 a po 25 sekundach (już po oderwaniu się od platformy startowej) - silniki pomocnicze nr 5 i 6. Następnie po 1 minucie i 9.90 sekundy od startu odrzucono silniki pomocnicze nr 1 i 2, po 1 minucie i 10.1 sekundy - silniki nr 3 i 4 a po 1 minucie i 32 sekundach - silniki nr 5 i 6. Po 1 minucie i 52 sekundach od startu wyłączony został stopień 1, po czym został on odrzucony. 0.2 sekundy później uruchomiono silnik stopnia 2. Po 2 minutach i 49.2 sekundy od rozpoczęcia misji odrzucona została owiewka. Po 4 minutach i 22.99 sekundy od startu wyłączony został stopień 2, a następnie został on odrzucony. Po 4 minutach i 24.18 sekundy od startu uruchomiony został stopień 3. Zakończył on pracę po 9 minutach i 47.64 sekundy od startu, po czym został odrzucony. Po 16 minutach i 67 sekundach od startu uruchomiony został stopień 4. Został on wyłączony po 21 minutach i 55.92 sekundy. Tym samym zespół stopień 4 / Astrosat wszedł na orbitę okołoziemską. Astrsat oddzielił się od stopnia 4 po 22 minutach i 32.92 sekundy, na wysokości 650.17 km. Następnie bez problemów rozłożył panele słoneczne, uzyskał trójosiową kontrolę orientacji przestrzennej i nawiązał łączność z Ziemią. Po 23 minutach i 2.92 sekundy od startu uwolniony został satelita LAPAN-A2, po 23 minutach i 27.92 sekundach - satelita LNS-14, po 24 minutach i 2.92 sekundach - satelity Lemur-1 i Lemur-2, po 25 minutach i 12.92 sekundach - satelita Lemur-3, a po 25 minutach i 32.92 sekundy - satelita Lemur-4. Start zakończył się pełnym sukcesem. Był to 31 start rakiety typu PSLV.
-
Po starcie satelita Astorast znalazł się na orbicie zbliżonej do kołowej. Perygeum znalazło się na wysokości 633 km a apogeum - 650 km. Nachylenie płaszczyzny orbity w stosunku do równika wyniosło 5.99 stopnia. Okres obiegu wynosił 1 godzinę i 38 minut. Parametry orbity zostały wybrane tak aby zapewnić jak największe pokrycie nieba, jak najmniejsze najmniejsze tło fotonów oraz cząstek energetycznych oraz jak najkrótszy czas przelotów przez obszar anomalii północnoatlantyckiej (South Atlantic Anomally - SAA) czyli obszar występowania cząstek eneregtycznych. Ponadto wzięto pod uwagę konieczność zminimalizowania wpływu tlenu atomowego i wleczenia atmosferycznego, widoczność ze stacji naziemnych oraz zdolności rakiety nośnej.
Po uzyskaniu stabilnej konfiguracji na orbicie rozpoczął się okres testów systemów pojazdu oraz jego instrumentów naukowych. 29 września uruchomiono monitor cząstek CPM oraz wykonano testy obrotowej platformy instrumentu SSM we wszystkich trybach pracy. Przebiegły one bez komplikacji.
30 września wykonano testy instrumentów SSM i CPM, generatora gazu i elektroniki instrumentu LAXPC, elektroniki obróbki danych instrumentu SSM, platformy SSM w dalszych trybach pracy, oraz przewietrzenie teleskopu SXM. Miało ono na celu usunięcie z teleskopu wszelkich resztek gazu które mogłoby ulec kondensacji na powierzchni detektora CCD po jego schłodzeniu do temperatury operacyjnej. Wietrzenie rozpoczęło się po otworzeniu zaworu obsługiwanego przez wysokoprzepustowy silnik parafinowy (High Output Paraffin Motor - HOP).
1 października zdolność operacyjną uzyskał instrument CPM. 2 października wykonano testy elektroniki bliskiej instrumentu LAXPC.
3 października odbyły się testy elektroniki obróbki danych instrumentu CZTI.
4 października instrument CZTI przeszedł dalsze testy.
5 października instrument CZTI uzyskał zdolność operacyjną. Tego samego dnia za jego pomocą wykonano pierwsze obserwacje astronomiczne. Objęły one rentgenowski układ podwójny Cygnus-X1 i trwały cały dzień. O godzinie 09:55:01 UTC instrument wykrył pierwszy rozbłysk gamma - GRB 151006A. W tym czasie rozbłysk znajdował się on w odległości 60.7 stopnia od kierunku pozycjonowania instrumentu. W takiej odległości instrument był wrażliwy na emisję przy energiach większych od 60 keV. Informacje o wykryciu rozbłysku zostały prawidłowo przesłane przez sieć koordynatów rozbłysków gamma (Gamma-ray Coordinates Network - GCN) zarządzaną przez NASA.
Od 6 października instrument CZTI rozpoczął testowe obserwacje Mgławicy Krab. Pierwsze próby detekcji mgławicy zakończyły się niepowodzeniem. Obiekt ten został wykryty dopiero 9 października. Pomiary trwały łącznie tydzień. Pozwoliły na wykonanie kalibracji trybów obrazowania i pomiarów zmienności czasowej oraz na sprawdzenie stabilności orientacji przestrzennej instrumentu. 6 października równoległe obserwacje wykonał również amerykański satelita Swift, a 7 i 8 października - amerykański satelita NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array, umieszczony na orbicie 13 czerwca 2012 r). Ułatwiły one scharakteryzowanie pracy instrumentu w zakresie energetycznym 10 - 80 keV. Obserwacje wykonywał też europejski satelita Integral (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, umieszczony na orbicie 17 października 2002 r), pozwalający na pomiary polaryzacji. CZTI był czuły na polaryzację w zakresie energetycznym 100 - 300 keV, dzięki czemu obserwacje te pozwoliły na poprawienie wcześniejszych pomiarów polaryzacji w funkcji rotacji gwiazdy neutronowej. Poza Mgławicą Krab CZTI przez 2 dni obserwował czarną dziurę Cygnus X-1, również wspólnie z satelitą Swift.
8 października rozpoczęto regularne testy instrumentu LAXPC. Wykonano ponadto testy szperaczy gwiazd przy różnych orientacjach przestrzennych satelity.
9 października w instrumencie SXT uruchomiono system chłodzący detektor CCD (Thermo-Electric Cooler - TEC). Wcześniej temperatura detektora wahadła się w zakresie od -42ºC do -60ºC. Po uruchomieniu TEC i obwodu kontroli temperatury została ustabilizowana na -82ºC z wahaniami rzędu 2ºC. Była to temperatura nieco niższa od planowanych -80ºC, ale gwarantowała stabilną temperaturę detektora pomimo występujących nadal znacznych wahań temperatury zimniej końcówki połączonej z detektorem i prowadzącej do kapilary cielnej połączonej z radiatorem obsługującym instrument. Uzyskana temperatura gwarantowała bardzo dobrze działanie detektora w czasie misji. W następnych dniach wykonano pomiary za pomocą CCD uruchamianego w różnych trybach pracy. Źródłem oświetlenia było wewnętrzne źródło kalibracyjne. Uzyskane wyniki były zgodne z rezultatami otrzymanymi podczas testów termiczno - próżniowych wykonanych przed starem. Zespół płaszczyzny ogniskowej był więc gotowy do działania.
11 października sprawdzano integralność cienkiego (0.2 mikrony + 0.2 pokrycia glinem) filtra blokującego światło widzialne w obrębie kamery teleskopu SXT. Użyto do tego diod LED. Filtr pozostawał nie naruszony.
12 października wykonano kalibracyjne obserwacje spektroskopowe za pomocą SXT, z użyciem 5 wewnętrznych źródeł kalibracyjnych 55Fe.
Również 12 października zdolność operacyjną osiągnął instrument SSM. Pierwsze testowe obserwacje zostały wykonane tak, aby Mgławica Krab (często używana do kalibracji) znajdowała się w centrum pola widzenia jednostek SSM1 i SSM2. Jako pierwsza uruchomiona została jednostka SSM1. Po teście funkcjonalności wykonano stopniowe podnoszenie wysokiego napięcia na anodach jego detektorów, w czasie stałego monitoringu danych telemetrycznych. Następnie zgodnie z przewidywaniami w danych obserwowano zliczanie fotonów. Wszystkie dane zostały przesłane na Ziemię w czasie następnie orbity i posłużyły do analiz krzywych jasności zarejestrowane przez wszystkie anody. W czasie przelotu przez SAA napięcie na anodach zostało zredukowane z użyciem instrukcji zgromadzonych na pokładzie. Dwa obiegi później wykonano analogiczne testy jednostek SSM2 i SSM3 uruchamianych jedna po drugiej w czasie widoczności satelity ze stacji naziemnej. 14 października instrument wykonał dalsze wstępne obserwacje, obejmujące galaktyczną czarną dziurę GRS 1915+105. W polu widzenia znajdowały się również inne jasne źródła rentgenowskie - Cyg X-1, Cyg X-2 i Ser X-1. 16 października urządzenie wykryło rozbłysk słoneczny klasy M. Działanie instrumentu było zgodne z oczekiwaniami.
15 października otworzono klapę ochronną instrumentu SXT. Pozwoliło to na usunięcie wszystkich pozostałości gazu z wnętrza teleskopu. Temperatura detektora CCD pozostawała stabilna. Wykonano również pomiary zysku i poziomu tła detektora za pomocą źródeł kalibracyjnych. Cechy te nie zmieniły się.
26 października otworzono drzwi ochronne kamery teleskopu SXT. Był to najbardziej krytyczny moment aktywacji tego instrumentu. Wykonano go po ostatnim wietrzeniu wnętrza kamery. Otwarcie nastąpiło o godzinie 06:30 UTC. Następnie sprawdzono integralność filtra blokującego światło widzialne, poprzez uruchomienie diod LED na 2 minuty. Jeden obieg później wykonano pierwsze obserwacje astronomiczne. Objęły one blazar PKS2155-304. Zgodnie z przewidywaniami został on wykryty w pobliżu centrum detektora. Analiza obrazu wykazała, że promieniowanie zostało prawidłowo skupione na detektorze, tak więc optyka rentgenowska pracowała perfekcyjnie. Zaobserwowano jednak niewielkie przesunięcie obrazu względem centrum detektora (około 3'), które jednak było spowodowane błędem wewnętrznego algorytmu a nie błędem pozycjonowania. Funkcja rozciągania źródła punktowego (Point SPread Function - PSF) miała szerokość około 2.5' (FWHM) i mieściła się w przewidywanym przedziale. PKS2155-304 był nastopnie regularnie obserwowany do 3 listopada przy różnych trybach pracy CCD, w celu dokładnego scharakteryzowania optyki rentgenowskiej. Ponadto wykonano prawie jednoczesne obserwacje z satelitą Swift, umożliwiające wykonanie kalibracji krzyżowej. Potem wykonano obserwacje gwiazd ciemnych w zakresie rentgenowskim w celu scharakteryzowania efektywności filtra blokującego światło widzialne. Obserwacje różnorodnych źródeł pozwalające na pełne scharakteryzowanie instrumentu prowadzono do marca 2016 r.
2 grudnia pierwszych obserwacji dostarczył instrument UVIT. Ich celem była gromada otwarta NGC 188. Została ona wybrana do pierwszych testów z powodu korzystnego oddalenia od jasnej płaszczyzny drogi mlecznej, niezbyt dużej gęstości gwiazd i obecności gwiazd różnych typów. Ponadto została dobrze scharakteryzowana w zakresie ultrafioletu i światła widzialnego podczas wcześniejszych misji. W trakcie testów zastosowano wszystkie 3 detektory instrumentu. Jego praca była zgodna z oczekiwaniami.
Po zakończeniu testów satelita rozpoczął program regularnych obserwacji astronomicznych. Misja nominalna potrwa 5 lat. W tym czasie satelita dostarczy około 300 terabitów danych naukowych.
-
W czasie normlanej pracy podczas każdego obiegu obserwacje są wykonywane z efektywnością 30 - 35%. Są ograniczone przez takie czynniki jak wchodzenie satelity w cień Ziemi, zasłanianie obserwowanego celu przez Ziemię, bliskość jasnej tarczy Ziemi i przeloty przez SAA. Są możliwe przy kątach tworzonych przez kierunek widzenia z wektorem ruchu orbitalnego większych niż 12 stopni, większym niż 45 stopni z kierunkiem do Słońca i większym niż 12 stopni z jasną krawędzią tarczy Ziemi. W czasie przelotu nad terminatorem wykonywane jest repozycjonowanie instrumentów. W czasie przelotów przez SAA instrumenty są przełączane w tryb oczekiwania. Przeloty przez SAA i zaćmienia mogą się częściowo pokrywać.
Dane z satelity są odbierane przez stację naziemną ISTRAC (ISRO Telemetry, Tracking, and Command Network) w Bangalore oraz za pomocą 11 metrowej anteny Indyjskiej Sieci Dalekiego Kosmosu (Indian Deep Space Network - IDSN) w Byalau (okolice Bangalore). Łączność jest możliwa w czasie 10 - 11 z 14 orbit w trakcie dnia, 12 -13 razy na dzień. Trwają 5 - 12 minut. Dzienna produkcja danych wynosi około 420 gigabitów. Centrum kontroli misji (Mission Operation Comlex - MOX) znajduje się w kompleksie ISTRAC w Bangalore. Jest odpowiedzialne za monitorowanie stanu satelity, przygotowanie i wysyłanie komend, odbieranie danych i przygotowywanie danych naukowych do wykorzystania. Zebrane dane naukowe są archiwizowane w Indyjskim Archiwum Danych Naukowych (Indian Space Science Data Centre - ISSDC) mieszczącym się w Byalau.
Dane naukowe poziomu 0 mają postać danych surowych w formacie binarnym wraz z dodatkowymi informacjami pomocniczymi, posegregowanymi w zależności od instrumentu. Nie są udostępniane. Dane poziomu 1 są otrzymywane po zastosowaniu różnorodnych transformacji danych poziomu 0. Są przechowywane w formacie FITS i udostępniane po okresie karencji. Zawierają pliki danych naukowych, pliki kalibracyjne, pliki z informacjami o orientacji przestrzennej satelity, pliki z danymi o orbicie i pliki z pomocniczymi danymi inżynieryjnymi. Dane poziomu 2 obejmują standardowe produkty naukowe uzyskane na drodze obróbki danych poziomu 1. Są dostępne publicznie.