VIR
Spektrometr obrazujący światła widzialnego i podczerwieni VIR pozwoli na wykonanie badań spektrometrycznych powierzchni Westy i Ceres. Do podstawowych celów instrumentu dla obu badanych obiketów zaliczają się: zidentyfikowanie różnorodnych minerałów (krzemianów, hydratów i in) na powierzchni Westy i Ceres oraz określenie ich rozkładu przestrzennego; określenie wpływu pogody kosmicznej na powierzchnie planetoid; zmapowanie powierzchni planetoidy z rozdzielczością kilkudziesięciu metrów w celu określenia rozkładu przestrzennego różnorodnych minerałów i ich mieszanin; oraz określenie struktury i natury fizycznej drobin tworzących regolit poprzez obserwacje zmian właściwości spektrofotometrycznych wraz ze zmianami kątów fazowych. Dla Westy instrument ma następujące szczegółowe cele naukowe: zweryfikowanie związku meteorytów HED z Westą; wykonanie obrazowania spektralnego basenu uderzeniowego na półkuli północnej, dającego pierwszy w historii badań wgląd w głąb ciała planetarnego; określenie natury pierwotnego oceanu lawy na powierzchni Westy lub określenie historii powstawania pokryw lawowych; określenie składu mineralogicznego Westy dostatecznie dokładnie, aby pewnie zidentyfikować pochodzące z niej meteoryty; oraz wykonanie poszukiwań minerałów uwodnionych. Dla Ceres cele naukowe są następujące: zbadanie mineralogii powierzchni Ceres jako ciała słabo zmienionego od czasu powstania; zbadanie występowania minerałów zawierających wodę oraz minerałów przypominających gliny; zidentyfikowanie możliwych lodów i zmapowanie obszarów pokrytych szronami; wykonanie prób detekcji szczątkowej atmosfery; oraz skorelowanie mineralogii powierzchni ze słabymi różnicami albedo pomiędzy różnymi regionami.
Instrument VIR został umieszczony na bocznym panelu sondy Dawn. Jego otwór wejściowy w trakcie badań planetoid będzie skierowana w stronę nadiru. Urządzenie to jest zmodyfikowanym spektrometrem VIRITIS użytym na sondzie Rosetta, a potem Venus Express. Jego projekt korzysta też w dużej mierze ze spektrometru VIMS sondy Cassini. Fizycznie urządzenie składa się z 3 sekcji: głowicy optycznej (Optica Head); bliskiej jednostki elektroniki (Proximinty Electronics Module - PEM); oraz głównej jednostki elektroniki (Main Electronics Module - ME). Funkcjonalnie obejmuje 2 kanały: kanał światła widzialnego (Visible Channel - VIS), oraz kanał podczerwieni (Infrared Channel - IR). Kanały światła widzialnego i podczerwieni współdzielą wspólną optykę oraz siatkę dyfrakcyjną. Dlatego też rozdzielacze wiązek nie zostały zastosowane. Użycie wspólnej ścieżki optycznej i zachodzenie na siebie zakresów spektralnych dwóch kanałów ułatwiło ponadto wewnętrzną kalibrację. System optyczny, filtry, systemy płaszczyzny ogniskowej, oraz chłodziarka kriogeniczna i elektronika bliska pochodzą z kanału VIRITIS-M instrumentu VIRITIS sondy Rosetta. Konfiguracja optyki została zapożyczona z kanału optycznego instrumentu VIMS sondy Cassini (VIMS-V). Całkowita masa instrumentu wynosi 20 kg, a pobór mocy - 52W.
Głowica optyczna jest strukturą zawierającą optykę, mechanizmy (osłonę, zwierciadło skanujące, migawkę), układy płaszczyzny ogniskowej, chłodziarkę kriogeniczną oraz radiator. Układ optyczny ma masę 5 kg. Systemy detektorów wraz z ich elektroniką mają łączną masę 3 kg i pobierają 5 W mocy. Chłodziarka kriogeniczna ma masę 1.3 kg. Pobiera 12.6 W mocy. Struktura mechaniczna charakteryzuje się masą 5 kg.
System optyczny instrumentu jest teleskopem Shafera ze zwierciadłem głównym (M1) umieszczonym na mechanizmie skanującym. Skupia on światło na szczelinie wejściowej spektrometru Offnera. Otwór wejściowy ma średnicę 47.5 mm. Pole widzenia ma wymiary 64 x 64 mrad. Stosunek ogniskowej wynosi F/5.6 dla kanału światła widzialnego i F/3.2 dla kanału podczerwieni. Osłona otworu wejściowego chroni optykę, a jej wewnętrzne pokrycie jest celem kalibracyjnym. W teleskopie i spektrometrze zastosowano zwierciadła sferyczne, co ułatwiło ich wyprodukowanie i dopasowanie. Konfiguracja optyki jest telemetryczna, ale nie jest symetryczna osiowo. Zwierciadło M1 jest przesuwane przez mechanizm skanujący wzdłuż szczeliny wejściowej spektrometru krokami o szerokości 250 μrad. Mechanizm ten jest używany, kiedy instrument pracuje w trybie skanowania - gdy statek kosmiczny jest zwrócony na stały punkt a instrument wykonuje skan przestrzenny w celu uzyskania informacji spektralnej. Łącznie można przesunąć zwierciadło o 256 kroków, co dostarcza pola widzenia o szerokości 3.6 stopnia. Parametry elektryczne silnika umożliwiającego skanowanie są monitorowane przy każdym kroku, co umożliwia precyzyjne określenie orientacji zwierciadła. Po odbiciu od zwierciadła M1 wiązka pada na zwierciadło M2. Jest to jedyna płaska powierzchnia w systemie optycznym. Ma ono małe rozmiary, co umożliwiło umieszczenie przed nim kilku przegród usuwających rozproszone światło. Światło jest następne odbijane na wypukłe zwierciadło wtórne M3. Następnie wchodzi do przekaźnika Offnera złożonego z dwóch zwierciadeł sferycznych M4 i M5. Po drugim odbiciu od M4 światło jest ostatecznie skupiane na szczelinie wejściowej spektrometru o długości 38 μm i szerokości 9.53 mm. Po wejściu do spektrometru światło jest odbijane przez zwierciadło Offnera M6 i pada na siatkę dyfrakcyjną. Wiązka po dyfrakcji jest odbijana ponownie na zwierciadło M6, a następnie ostatecznie pada na dwa układy płaszczyzny ogniskowej.
Głównym elementem spektrometru jest siatka dyfrakcyjna wytworzona na wygiętym elemencie szklanym NG5. Podzielona jest ona na dwa koliste obszary (okręgi Rowlanda) o dwóch różnych gęstościach bruzd. Pozwala to na uzyskanie wysokiej efektywności dyfrakcji w szerokim zakresie spektralnym (0.25 - 5 μm). Jej centralna część (33 %) posiadała wysoką gęstość bruzd i dostarcza wyższej rozdzielczości spektralnej dla kanału VIS (od nadfioletu do bliskiej podczerwieni, 0.25 - 1.0 μm). Jej części zewnętrzne (67%) posiadają niższą gęstość bruzd. Są przeznaczone dla kanału IR (1 - 5 μm). Większy obszar zbierający dla podczerwieni kompensuje niższe natężenie promieniowania rejestrowanego w tym zakresie. Obszar siatki dla kanału VIS posiada układ prostokątnych bruzd o gęstości 267.9 na 1 mm. Obszar ten jest podzielony dodatkowo na dwa okręgi Rowlanda - centralny o średnicy 7.95 mm z bruzdami o głębokości 230 nm i zewnętrzny o średnicy 7.95 - 13.90 mm (w kształcie korony) z bruzdami o głębokości 340 nm. Fragment siatki dla kanału IR jest również ukształtowany w formę korony z zębami o gęstości 53.8 na 1 mm w linii prostej. Zapewnia to optymalną dyfrakcję w podczerwieni.
Instrument posiada dwa odrębne systemy płaszczyzny ogniskowej, dla kanału światła widzialnego oraz dla kanału podczerwieni.
Kanał światła widzialnego VIS używa jako detektora układu CCD Thomson-CSF typu TH 7896. Umożliwia on obrazowanie w zakresie widmowym 0.25 - 1.05 μm. Działa jako urządzenie transfer - klatka, z obszarem wrażliwym i obszarem przechowującym informacje. Oba obszary mają jednakową wielkość, 1024 x 508 piksele. Pierwszy obszar służy do uzyskiwania danych, a drugi do ich wysyłania do elektroniki odzyskiwania informacji. Jest on osłonięty masą. Pojedynczy piksel ma wymiary 19 x 19 μm. W czasie działania detektor jest schłodzony do temperatury 155 K, dzięki czemu prąd ciemny jest mniejszy od 1 e-/s. Detektor może jednak działać przy wyższych temperaturach z prądem ciemnym na akceptowalnym poziomie, dzięki zastosowaniu technologii MPP (Multi-Pinned Phase). Detektor znajduje się we wnętrzu struktury termomechanicznej utrzymującej go w płaszczyźnie ogniskowej z dużą precyzją w różnych temperaturach. Jest ona na tyle sztywna, że pozwalała na utrzymanie detektora w odpowiedniej pozycji w czasie startu. Ponadto oddaje nadmiar ciepła przez odpowiednie złącze. Do niej dołączono też połączenia elektryczne i umożliwiające wymianę danych. Jest ona zamknięta oknem optycznym na którym umieszczono dwa filtry - filtr FUV przezroczysty dla fotonów o długości fali powyżej 250 nm, oraz filtr FIR przezroczysty dla fotonów o długości fali powyżej 555 nm. Aktywna powierzchnia CCD jest podzielona na dwie subklatki dla tych filtrów. Fragment przeznaczony dla UV i światła niebieskiego (630 - 440 nm) jest pokryty warstwą lumogenu. Materiał ten po uderzeniu fotonem UV emituje inny foton o dłuższej długości fali. Zwiększa to czułość CCD przy krótszych długościach fal. Fragment dla dłuższych długości fal pracuje w zakresie 630 - 1050 nm.
Kanał podczerwieni używa jako detektora czułej na podczerwień powierzchni umieszczonej w płaszczyźnie ogniskowej (Infrared Focal Plane Array - IRFPA). Został on wyprodukowany przez Raytheon Infrared Center of Excellence (Santa Barbara, USA). IRFPA jest wykonany z HgCdTe. Jest zbudowany z fotokatod tworzonych powierzchnię o wymiarach 270 x 435 pikseli. Detektor pracuje w zakresie spektralnym 1.0 - 5.0 μm. Jest utrzymywany w temperaturze 70 K. Kryształy tworzące aktywna część detektora zostały wytworzone za pomocą technologii MEP (Molecular Epitaxy Process), co zoptymalizowało jednorodność elektryczną detektora. Zastosowany detektor charakteryzuje się wysoką czułością przy niskich gęstościach fotonów. Umożliwiło to zastosowanie wzmacniacza CITA (Accumulated Charge Trans-Impedance Amplifier). Sygnał generowany przez CITA jest odczytywany przez skorelowany obwód podwójnego próbkowania (Correlated Double Aampling Circuit - CDS) pozwalający na zredukowanie szumu o niskiej częstotliwości. Ostatecznie dane są odczytywane przez multiplekser CMOS. Kondensator CDS jest odczytywany na początku ekspozycji oraz na jej końcu. Różnica między tymi sygnałami daje ostateczny sygnał. W trybie migawkowym może on być gromadzony w drugim kondensatorze. Na brzegu chipa detektora znajduje się kolumna buforowa przeznaczona do wzmacniacza sygnału. Łączy ona detektor z magistralą odczytującą. Temperatura detektora jest mierzona za pomocą oporników platynowych umieszczonych na jego tylnej stronie. Podobnie jak detektor CCD kanału VIS, IRFPA jest umieszczony w strukturze termomechanicznej zamkniętej oknem optycznym. Umieszczono na nim 6 filtrów pokrywających 6 różnych fragmentów detektora. Przepuszczalności poszczególnych filtrów są następujące: 0.9 - 1.6 μm, 1.2 - 1.9 μm, 1.9 - 2.5 μm, 2.4 - 3.75 μm, 3.6 - 4.4 μm, oraz 4.3 - 5.0 μm. Filtry służą do zapobieżenia nakładania się sygnałów z siatki dyfrakcyjnej oraz zmniejszenia promieniowania cieplnego z obudowy instrumentu.
Do utrzymywania różnych komponentów we właściwej temperaturze zastosowano dwa różne rozwiązania. Radiator umieszczony na zewnątrz głowicy optycznej pozwala na pasywne chłodzenie ścian instrumentu do temperatury 130 - 140 K. Detektor CCD jest schłodzony do 150K poprzez złącze połączone z radiatorem. Detektor poczerwieni jest natomiast chłodzony do temperatury 70 - 80K. Służy do tego aktywny system chłodzący - chłodziarka Srililnga. Znajduje się ona poniżej montażu optyki. Jest ona połączona z IRFPA przez dedykowane złącze. Odebrane z detektora ciepło jest rozpraszane przez interfejs ze statkiem kosmicznym. Podobnie przez interfejs ten rozpraszane jest ciepło z obu modułów elektroniki. Ponadto w płaszczyźnie ogniskowej umieszczono dodatkowe grzejniki, które umożliwiają odparowanie kondensujących się zanieczyszczeń oraz okresowe nagrzewanie detektorów w celu zmniejszenia szkód wyrządzanych przez promieniowanie.
Instrument posiada wewnętrzny system kalibracyjny. Pozwala on na weryfikowanie dokładności rejestracji spektralnej; weryfikowanie stabilności faltfieldu, monitorowanie ilości i rozmieszczenia wadliwych pikseli, oraz sprawdzanie relatywnej stabilności radiometrycznej. Jest on oparty na dwóch lampach kalibracyjnych - jednej dla płaszczyzny ogniskowej kanału podczerwonego oraz jednej dla płaszczyzny ogniskowej kanału światła widzialnego. Lampy te oświetlają metalową powierzchnię osłony pozwalającej na zamknięcie otworu wejściowego układu optycznego. Osłona ta pozwala zarówno na na kalibrację instrumentu jak i stanowi ochłonę optyki przez zanieczyszczeniami oraz osłanianie jej przed promieniowaniem słonecznym gdy pojazd jest pozycjonowany w pobliże Słońca. Lampy kalibracyjne zostały zbudowane specjalnie dla instrumentów VIRITIS i VIR. Składają się z parabolicznego koncentratora wykonanego z tytanu w którym umieszczono włókno wolframowe o długości 62 mm i średnicy 30 μm. Włókno to tworzy 8 pętli. Charakteryzuje się oporem 4.5 Om. Obie lampy są zamknięte szafirowymi oknami o średnicy 28 mm na których umieszczono po jednym filtrze. Filtry te pozwalają na wprowadzenie konkretnych linii absorpcyjnych. Dzięki temu możliwe jest sprawdzenie zarówno relatywnej odpowiedzi radiometrycznej poprzez pomiary w kontinuum oraz odpowiedzi spektrometrycznej poprzez analizę pozycji danego pasma spektralnego. Filtr dla lampy kanału światła widzialnego jest wykonany z holmu, a dla lampy kanału podczerwieni - z polistyrenu. Obie lampy są umieszczono w obrębie teleskopu, blisko zwierciadła skanującego. Centralna część osłony zamykającej otwór wejściowy, przeznaczona dla kanału światła widzialnego jest pokryta niklem, co maksymalizuje jej odbijalność. Część zewnętrza, przeznaczona dla kanału podczerwieni została pokryta złotem. Pozwoliło to na zmaksymalizowanie odbijalności w podczerwieni. W celu uzyskania różnych poziomów oświetlenia ładunki dla każdej lampy mogą być zmieniane przy każdym uruchomieniu. Lampa kanału widzialnego może pracować przy 240, 250 i 254 mA. Dla lamy kanału podczerwieni wartości te wynoszą 94, 100 i 109 mA.
Głowica optyczna jest połączona elektrycznie z dwoma modułami elektroniki - elektroniką bliską PEM i elektroniką główną ME. Moduł PEM jest umieszczony blisko głowicy, natomiast moduł MEB znajduje się wewnątrz statku kosmicznego.
Jednostka PEM zawiera obwody pozwalające na wysyłanie komend do detektorów oraz odbieranie i ucyfrawianie produkowanych przez nie danych. Ponadto generuje dane inżynieryjne oraz zarządza działaniem mechanizmu skanującego oraz silników osłony otworu wejściowego. Składa się z płyty głównej oraz dwóch kart dodatkowych Dwie karty obsługują kanał VIS, jedna kanał IR i jedna system skanujący oraz osłonę. Płyta główna dostarcza interfejsu z elektroniką ME.
Jednostka ME pozwala na sterowanie i zarządzanie instrumentem. Do jej głównych zadań zaliczają się: odbieranie danych naukowych oraz ich kompresowanie i formatowanie; zarządzanie włączaniem i wyłączaniem głowicy optycznej, w tym jednostek elektromechanicznych (osłony, migawki, zwierciadła skanującego, chłodziarki); kontrolowanie stanu operacyjnego instrumentu; wykonywanie cykli wysyłania danych i przyjmowania komend; interpretowanie i wykonywanie instrukcji; oraz synchronizowanie działania instrumentu z zadymiani wykonywanymi przez inne systemy sondy. ME zawiera zasilacz i system rozprowadzania energii, system zarządzania danymi (Data Handling Support Unit - DHSU), pamięć masową (Mass Memory - MM), oraz kilka kart zarządzających chłodziarką, termistorami, generowaniem telemetrii i interpretacją komend. Pamięć masowa MM składa się z dwóch modułów o pojemności 3 gigabitów każdy. Mogą być używane razem albo niezależnie. Oprogramowanie jest przechowywane w pamięciach EEPROM, PROM i SRAM. Ich moduły są zabezpieczone przez promieniowaniem.
Instrument VIR został opracowany w Instytucie Astrofizyki (Institute for Astrophysics in Space, IAFS) w Rzymie we Włoszech.