Polskie Forum Astronautyczne

Astronautyka => Encyklopedia Forum => Wątek zaczęty przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:10

Tytuł: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:10
WPROWADZENIE
Huygens był lądownikiem misji Cassini. Był on pomyślany przede wszystkim jako próbnik atmosferyczny do bezpośrednich badań atmosfery Tytana. Badania powierzchni w programie naukowym odgrywały znacznie mniejszą rolę. Do głównych celów naukowych lądownika zaliczały się: bezpośrednie badania składu chemicznego atmosfery Tytana na różnych wysokościach; bezpośrednie zbadanie składu aerozoli występujących w atmosferze na dwóch wysokościach; określenie profilu zmian podstawowych parametrów fizycznych atmosfery; zebranie danych na temat bilansu cieplnego atmosfery; oraz określenie stanu fizycznego powierzchni i zmierzenie jej podstawowych parametrów. Dane z lądownika były bardzo istotne dla modeli opisujących fizykę atmosfery Tytana i jego klimat. Były też bardzo pomocne w kalibracji i interpretacji danych z instrumentów orbitera, głównie radaru i VIMS.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:11
KONSTRUKCJA
Próbnik Huygens miał masę 318 kg. Był połączony mechanicznie i elektrycznie z orbiterem za pomocą wyposażenia wspierającego (Probe Support Equipment - PSE) o całkowitej masie 30 kg. PSE pozostał przymocowany do orbitera po oddzieleniu próbnika. Sam próbnik składał się z tzw elementu wchodzącego w atmosferę (Entry Assembly - ENA) zawierającego właściwy lądownik, czyli moduł opadający (Descent Module - DM). ENA obejmował osłonę termiczną i osłonę górną,  mocowania łączące z orbiterem, oraz układy pozywające na odcięcie kabli i oddzielenie próbnika od orbitera. DM obejmował obudowę aluminiową oraz strukturę zawierającą wszystkie instrumenty i systemy lądownika, spadochrony i urządzenia kontrolujące tempo obrotów lądownika w trakcie opadania.

W skład wyposażenia wspierającego PSE na orbiterze wchodziły 4 jednostki elektroniki - awionika wspierająca próbnik (Probe Support Avionics - PSA) w dwóch egzemplarzach, odbiornik (Receiver Front End - RFE) i oscylator ultrastabilny odbiornika (Receiver Ultra Stable Oscillator - RUSO); system wyrzucający próbnik i nadający mu ruch obrotowy (Spin Eject Device - SED); oraz łącznik zawierający kable zasilania i wymiany danych pomiędzy próbnikiem a orbiterem.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:11
Osłona przednia próbnika (Front Shield Subsystem - FRSS), czyli osłona termiczna miała kształt określany jako stożkowo - sferyczny z kątem spadku 60 stopni. Jej masa wynosiła 79 kg a średnica - 2.7 m. Osłona pozwalała na zmniejszenie szybkości próbnika z 6 km/s podczas wejścia w atmosferę do szybkości odpowiadającej 1.5 Macha na wysokości około 160 km. Struktura osłony była wykonana z tworzywa sztucznego wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fibre Reinforced Plastic - CFRP). Miała postać plastra miodu. Do niej za pomocą materiału adheyzujnego CAF/730 przyłączone były płytki ablatora. Zastosowano materiał ablacyjny AQ60. Był on złożony z masy włókien krzemowych wzmocnionej żywicą fenolową. Pozwalał na ochronę przed przepływem ciepła na poziomie 1 MW na metr kwadratowy. Nie było pewności jaki dokładnie ładunek cieplny zostanie wytworzony jeśli podczas przejścia przez atmosferę zachodzić będą reakcje chemiczne. Dlatego też projekt płytek ablacyjnych zapewniał duży margines bezpieczeństwa. Po wyhamowaniu osłona była odrzucana, a dalsze zmieszenie szybkości DM zapewniał tzw system kontroli opadania (Descent Control Subsystem - DCSS). Wejście w atmosferę z osłoną przednią ustawioną pod odpowiednim kątem gwarantowała stabilność lądownika zapewniona przez ruch obrotowy nadany w trakcie oddzielenia od orbitera.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:12
Osłona tylna (Back Cover Subsystem - BCSS) ochraniała DM podczas wejścia w atmosferę. Pozwalała też na rozhermetyzowanie próbnika po starcie oraz na utrzymywanie DM we właściwej temperaturze podczas lotu dzięki pokrywającej ją izolacji wielowarstwowej (Multi-layer Insulation - MLI). Nie musiała ona spełniać sztywnych wymogów aerotermicznych, więc została zbudowana jako prosta osłona aluminiowa o minimalnej masie (11.4 kg) chroniona przez zewnętrzną warstwę z prosialu (o masie 5 kg). Prostal składał się z drobnych kulek krzemowych. Był nanoszony poprzez napylanie. Osłona tylna zawierała drzwi pozwalające na dostęp do wnętrza próbnika w trakcie końcowej fazy montażu oraz na jego chłodzenie za pomocą zimnego powietrza w trakcie prac. Ponadto zawierała otwór przez który wypuszczany był pierwszy spadochron oraz mocowanie z osłoną przednią.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:12
System kontroli opadania DCSS pozwalał na zmniejszenie szybkości DM do poziomu pozwalającego na wykonanie zaplanowanych pomiarów naukowych. Pozwalał tez na utrzymywanie DM w orientacji umożliwiającej transmisję danych do orbitera oraz wykonywanie zdjęć za pomocą kamer wchodzących w skład instrumentu DISR. DCSS był aktywowany na wysokości około 160 km, przy szybkości .15 Macha. Aktywację rozmoczyła system rozkładania spadochronów (Parachute Deployment Device - PDD) wyrzucający spadochron pilotujący przez otwór w osłonie górnej. Spadochron pilotujący miał średnicę 2.59 m i był rozkładany w odległości 27 m od DM. Pozwalał na oddzielenie osłony górnej od reszty ENA. Oddzielenie osłony górnej powodowało następnie wyciągnięcie spadochronu głównego o średnicy 8.3 metra. Spadochron ten pozwalał na zmniejszenie szybkości dalszego opadania i ustabilizowanie ruchów próbnika. Pozwała on na zmniejszenie szybkości do poziomu w którym osłona przednia mogła być prawidłowo oddzielona (około 0.6 Macha). Spadochron ten był na tyle duży, że nie pozwoliłby na osiągnięcie powierzchni w wymaganym czasie 2.5 godzin. Czas ten był narzucony przez okres działania baterii lądownika. Dlatego też spadochron główny musiał zostać odrzucony po około 15 minutach. Na jego miejsce rozkładany był spadochron pilotujący o średnicy 3.03 metra. Wszystkie spadochrony były wykonane z tkaniny nylonowej i linek z klevaru. Spadochrony główny i stabilizujący znajdowały się w pojedynczym pojemniku na górnej platformie DM.

System spadochronów został dokładnie przetestowany. Testy spadochronów przy szybkościach naddźwiękowych prowadzono w tunelach aerodynamicznych. W celu zweryfikowania funkcjonowania systemu rozkładającego spadochrony wykonano zrzut  modelu Huygensa z dużej wysokości. Test ten odbył się w maju 1995r w Kiruna w Szwecji. Model został wyniesiony na wysokość 37.5 km przy pomocy balonu. Po odzieleniu modelu od gondoli wykonana została procedura rozkładania spadochronów i odrzucania osłon. Była ona dokumentowana przez czujniki i kamery. Spadochron stabilizacyjny był zbyt mały aby umożliwić miękkie lądowanie w atmosferze Ziemi. Dlatego też w trakcie testu zastosowano czwarty, większy spadochron. Test zakończył się pełnym sukcesem, udowadniając prawidłowe funkcjonowanie DCSS w naturalnych warunkach.

Mechaniczne i elektryczne połączenie z orbiterem, oddzielenie od orbitera oraz przejście z konfiguracji wejścia w atmosferę do konfiguracji opadania DM na spadochronach zapewniał system separacyjny (Separation Subsystem - SEPS). SEPS obejmował 3 mechanizmy łączące się z jednej strony z wewnętrzną struktura DM a z drugiej ze strukturą mocującą próbnik na orbiterze. Każdy mechanizm zawierał ładunek pirotechniczny pozwalający na oddzielenie próbnika, urządzenie przecinające mocowanie z osłoną tylną, oraz urządzenie przecinające mocowanie z osłoną przednią. Mechaniczne obdzielenie próbnika od orbitera umożliwiał system wyrzucający i nadający ruch obrotowy (Spin Eject Device - SED). W jego skład wchodziły 3 sprężyny ze stali nierdzewnej dostarczające siły wyrzucającej próbnik, trzy urządzenia przewodnie z dwoma rolkami poruszającymi się po śrubowym szlaku zapewniające kontrolowane wyrzucenie próbnika (nawet w przypadku degradacji powodującej duże tarcie), pierścień z włókna węglowego przyłączający próbnik do orbitera, oraz 3 złącza mocujące próbnik do odbiera. Dodatkowo SED zawierał mechanizm oddzielający kable (Umbilical Separation Mechanism). Odłączał on trzy 19-szpilowe wtyczki łączące elektrycznie orbiter i lądownik.

Struktura DM (Inner Structure Subsystem - ISTS) podbierała wszystkie systemy i instrumenty DM. Była w pełni zamknięta z wyjątkiem małego otworu w górnej części o powierzchni około 6 centymetrów kwadratowych. Pozwalał on na wyrównywanie ciśnienia. W skład ISTS wchodziła platforma instrumentów (Experiment Platform), platforma górna (Top Platform), stożek tylny  (After Cone), kopuła przednia (Fore Dome), oraz struktura drugorzędowa (Secondary Structure). Platforma instrumentów była wykonana z aluminium o strukturze plastra miodu. Jej grubość wyniosła 73 mm. Podbierała większość instrumentów oraz systemów lądownika. Platforma górna miała grubość 25 mm. Również była wykonana z aluminium o strukturze plastra miodu. Podpierała elementy DCSS oraz anteny lądownika. Stanowiła jego górną powierzchnię. Stożek tylny i kopuła przednia stanowiły zewnętrzną obudowę lądownika. Były wykonane z aluminium. Były połączone ze sobą za pomocą centralnego pierścienia. W jego obrębie 3 radialne tytanowe łączniki stanowiły interfejsy z SEPS. 3 pionowe łączniki łączyły platformę górna i dolną i pozwalały na przenoszenie naprężeń powstających podczas rozkładania spadochronów. 36 płaskich ostrzy na powierzchni kopuły przedniej pozwalały na uzyskanie właściwego tempa wirowania DM w trakcie opadania. Elementy struktury drugorzędowej pozwalały na przyłączenie do odpowiednich platform poszczególnych instrumentów i systemów.

System kontroli temperatury (Thermal Subsystem - THSS) pozwalał na utrzymywanie wszystkich instrumentów i podsystemów próbnika we właściwych temperaturach we wszystkich fazach misji. Częściowo izolował on próbnik od orbitera i dopuszczał tylko do niewielkich zmian temperatury wewnętrznej pomimo znacznych wahań przepływu ciepła z zewnątrz (od 3800 W/m^2 w pobliżu Wenus do 17 W/m^2 przed wejściem w atmosferę Tytana). Powierzchnie zewnętrzne osłony przedniej i tylnej były pokryte izolacją wielowarstwową MLI. Ogrzewanie zapewniało 35 radioizotopowych jednostek grzewczych (Radioisotope Heater Unit - RHU) o mocy około 1 W każdy. Były one rozmieszczone na platformie instrumentów oraz platformie górnej ISTS. Na przedniej powierzchni osłony górnej znajdował się fragment blachy nie pokrytej MLI, a pomalowanej jedynie białą farbą. Miał on powierzchnię 0.17 metra kwadratowego. Było to oko cieplne pozwalające na utratę ciepła z wnętrza próbnika na kontrolowanym poziomie (około 8 W w okresie od oddzielenia próbnika do wejścia w atmosferę). Dzięki temu charakterystyki cieplne próbnika znajdowały się w zakresie wydajności MLI. Po wejściu w atmosferę izolacja MLI bardzo szybko ulegała spaleniu lub oderwaniu. Dalsza ochrona przed temperaturą była zapewniana przez osłony górną i dolną pokryte odpowiednimi do tego celu materiałami (AQ60 i prosial). Podczas opadania temperatura wewnętrzna DM była utrzymywana na odpowiednim poziomie dzięki izolacji piankowej. Lekka izolacja Basotect pokrywała wewnętrzne powierzchnie obudowy DM oraz platformy górnej.

System zasilania (Electrical Power Subsystem - EPSS) składał się z zestawu 5 baterii oraz jednostki kontroli i dystrybucji mocy (Power Conditioning and Distribution Unit - PCDU). Baterie dostarczały zasilania od czasu odłączenia od orbitera. Były zaprojektowane do zasilania DM przez co najmniej 30 minut od osiągnięcia powierzchni Tytana. Każda bateria składała się z dwóch modułów. Każdy z modułów był zbudowany z 13 komórek LiSO2 (7.6 A/h). PCDU dostarczał regulowane zasilanie do wszystkich systemów i instrumentów poprzez szynę główną. Pozwalał na nieprzerwane działanie nawet z pojedynczą awarią na zewnątrz lub wewnątrz PCDU. Podczas lotu międzyplanetarnego próbnik był zasilany przez orbiter i PCDU izolował baterie. 5 obwodów łączyło system zasilania próbnika  z przełącznikami mocy orbitera (Solid State Power Switches - SSPSs). Interfejs ten pozwała na regulację napięcia pomiędzy wyjściem SSPS a wejściem regulatora rozładowywania baterii (Battery Discharge Regulator - BDR) wchodzącego w skład PCDU. BDR regulował napięcie z orbitera albo baterii do 28 V. Następnie zasilanie było porozprowadzane do poszczególnych systemów. Jednostka pirotechniczna (Pyro Unit - PYRO) była natomiast bezpośrednio podłączona do dwóch baterii. Składała się z dwóch redundancyjnych zestawów 13 linii aktywujących ładunki pirotechniczne.

W czasie lotu międzyplanetarnego EPSS był wyłączony przez większość czasu. Był aktywny tylko w okresach testów systemów lądownika. W ich trakcie orbiter dostarczał do lądownika 210W mocy. Przed odłączeniem próbnika wykonana została depasywacja baterii pozwalająca na uniknięcie strat energii wynikających z ich starzenia się w czasie lotu. Przed oddzieleniem i przygotowaniem zegara na próbniku zasilanie z orbitera zostało wyłączone. W czasie lotu do Tytana baterie zasilały tylko zegar na lądowniku. Pod koniec fazy lotu do Tytana zegar uruchamiał lądownik poprzez pełną aktywację EPPS. Automatycznie włączane było też zasilanie systemów pirotechnicznych. W czasie wejścia w atmosferę i lądowania EPPS dostarczał 300 W mocy (maksymalnie 400 W). W odpowiedniej kolejności uruchamiane były tez systemy pirotechniczne. Kontrolował je system komend i zażądania.

System wymiany danych (Probe Data Relay Subsystem - PDRS) obrabiał dane i pozwała na ich wysyłanie do orbitera. Na orbiterze dane odebrane z próbnika były przejmowane przez PSE a następnie wysyłane do systemu komend i zażądania danymi orbitera (Command And Data Handing Subsystem - CDS) poprzez jednostkę sprzęgającą z magistralą (Bus Interface Unit - BIU). PDRS był również odpowiedzialny za przesyłanie danych do lądownika podczas testów naziemnych i testów w trakcie lotu międzyplanetarnego. Elementy PDRS na próbniku obejmowały dwa redundancyjne nadajniki pasma S oraz dwie anteny transmisji danych (Probe Transmitting Antennas - PTAs) emitujące sygnał spolaryzowany kołowo. Na orbiterze składnikami PDRS były dwa odbiorniki (Receiver Front End - RFE) zawierające dwa niskoszumowe wzmacniacze i dipleksery, oraz dwie jednostki awioniki (Probe Support Avionics - PSA). Jako antena odbiorcza na orbiterze służyła antena wysokiego zysku (High Gain Antenna - HGA). Dodatkowo w systemie komunikacyjnym zastosowano oscylatory ultrastabilne. Były one częścią eksperymentu pomiarów dopplerowskich wiatrów (Doppler Wind Experiment - DWE). Emitowały sygnał odniesienia pozwalający na prawidłowe pomiary przesunięć dopplerowskich w sygnale z próbnika. Na próbniku znajdował się oscylator ultrastabilny nadajnika (Transmitter Ultra Stable Oscillator - TUSO), a na orbiterze - oscylator ultrastabilny odbiornika (Receiver Ultra Stable Oscillator - RUSO).

System komend i zarządzania danymi (Command and Data Management Subsystem - CDMS) automatycznie kontrolował działanie próbnika po oddzieleniu oraz zarządzał transferem danych z instrumentów i systemów do nadajników próbnika. Na orbiterze przesyłane dane były gromadzone nienależnie na dwóch rejestratorach jednoczęściowych (Solid State Recorders - SSRs) do późniejszej transmisji na Ziemie, po reorientacji orbitera do normalnej pozycji z antena HGA zwróconą na Ziemię. Podczas testów w czasie lotu międzyplanetarnego dane z próbnika były wysyłane na Ziemię na bieżąco (jeśli dostępna była łączność ze stacjami DSN). Misja lądownika była krótkotrwała, a po odłączeniu niemożliwa była z nim łączność. Dlatego też CDMS charakteryzował się wysoką redundancją. W jego skład wchodziły: dwie jednostki zażądania rozkazami i danymi (Command and Data Mangament Unit - CDMU), 3 niezależne jednostki zegara (Mission Timer Unit - MTU), 3 mechaniczne przełączniki będące rezerwą na wypadek utraty MTU, oraz 3 niezależne centralne sensory przyspieszenia (Central Acceleration Sensor Unit - CASU). W skład CASU wchodziła jednostka sensora przyspieszenia w kierunku radialnym (Radial Acceleration Sensor Unit - RASU) zawierająca dwa przyspieszeniomierze, oraz dwa wysokościomierze radarowe określające odległość do powierzchni (Radar Altimeter Proximity Sensors). Każdy z wysokościomierzy radarowych posiadał nienależną elektronikę, antenę nadawacza oraz antenę odbiorczą. Dwa systemu DCMU działały niezależnie od siebie tworząc dwa niezależne łańcuchy/kanały telemetryczne (łańcuch A i łańcuch B). Do wykonania misji potrzebny był tylko jeden łańcuch. Oba były prawie identyczne. Różnice między nimi były niewielkie, ułatwiały jednoczesne działanie. Dane w łańcuchu B były wysyłane z opóźnieniem 6 sekund w stosunku do łańcucha A. Zapobiegało to utracie danych w przypadku chwilowej utarty łączności, np. na skutek oscylacji próbnika pod spadochronem.

Oprogramowanie pracujące na próbniku w obrębie CDMS było określane jako oprogramowanie pokładowe próbnika (Probe Onboard Software - POSW), a oprogramowanie pracujące na orbiterze w obrębie PSA - jako oprogramowanie awioniki wspierającej próbnik (Support Avionics Software - SASW). Telemetria wysyłana dzięki POSW była odbierana przez SASW, a następnie przesyłana na Ziemię za pośrednictwem systemu CDS orbitera. Zapasowe jednostki próbki danych CDMU i PAS posiadały identyczne kopie oprogramowania POSW oraz SASW. Oprogramowanie było oparte na konfiguracji HOOD (Hierarchical Object-Oriented Design) i było kodowane w ADA za wyjątkiem niektórych modułów niskiego poziomu. Składało się z synchronicznych procesów kontrolowanych przez zegar 8 Hz. Procesy używały tablic danych na tyle na ile było to możliwe. Rekonfiguracje profilu misji lub sposobu działania instrumentów były możliwe wyłącznie poprzez zmiany tych tablic. Było to możliwe poprzez EEPROM. Oprogramowanie POSW komunikowało się z SASW na różnych drogach w zależności od fazy misji. W czasie lotu międzyplanetarnego komunikacja odbywała się poprzez złącze kablowe, pozwalające zarówno na przesyłanie poleceń jak i na odbieranie danych. Po odłączeniu komendy do lądownika nie mogły być przesyłane, a orbiter mógł jedynie odbierać od niego dane.

Zasada pracy oprogramowania zakładała, że rozpocznie ono wykonywanie nominalnej misji od czasu uruchomienia, bez sprawdzania konfiguracji sprzętu lub przyłączenia/odłączenia próbnika od orbitera. Dlatego też określone działania oprogramowania podczas testów naziemnych i w trakcie lotu międzyplanetarnego wymagały specjalnych procedur aktywowanych przez rozkazy dostarczane do oprogramowania. W celu osiągnięcia takiej autonomii modyfikacje POSW w trakcie lotu były automatycznie wprowadzane po włączeniu zasilania poprzez EEPROM. Po uruchomieniu POSW zatwierdzał strukturę CDMU EEPROM a następnie zatwierdzał łaty oprogramowania zgromadzone w EEPROM przed wykonaniem programów. Jeśli EEPROM nie był prawidłowy po włączeniu poprawki nie były wprowadzane i praca oprogramowania przebiegała zgodnie z programami zgromadzonymi w CDMU ROM. Po uruchomieniu wykonywane były też inne sprawdzenia, np sprawdzany był DMA i ROM, jednak oprogramowanie uruchamiało się nawet jeśli te sprawdzenia kończyły się niepowodzeniami.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:13
WYPOSAŻENIE
W skład instrumentów naukowych lądownika Huygens wchodziły: kolektor aerozoli i pirolizer (Aerosol Collector and Pyrolyser - ACP); chromatograf gazowy i spektrometr masowy (Gas Chromatograph and Mass Spectrometer - GCMS); system obrazujący podczas lądowania i radiometr spektralny (Descent Imager and Spectral Radiometer - DISR); instrument do badań struktury atmosfery (Huygens Atmosphere Structure Instrument - HASI); oraz pakiet do badań powierzchni (Surface Science Package - SSP). Lądownik miał ponadto wykonać eksperyment radiowy - eksperyment dopplerowskich pomiarów wiatrów (Doppler Wind Experiment - DWE), co jednak zakończyło się niepowodzeniem.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:14
ACP
Kolektor aerozoli i pirolizer był urządzeniem pozwalającym na pobranie próbek aerozoli atmosferycznych za pomocą filtra wystawianego na zewnątrz lądownika. Następnie przygotowywał on próbki do badań za pomocą chromatografu gazowego i spektrometru masowego GCMS poprzez odparowanie i rozkład termiczny. Następnie dostarczał uzyskane w ten sposób produkty gazowe do GCMS. Do celów naukowych ACP zaliczało się: określenie składu chemicznego aerozoli atmosferycznych pod kątem zawartości wodoru, węgla, azotu i tlenu; określenie względnej zawartości kondensatów organicznych w niższej stratosferze (zawierających C2, H2, C2, H, HC3N, HCN); oraz określenie względnych zawartości kondensatów organicznych w troposferze (głównie CH4, C2H6). Do dodatkowych celów wypełnianych wraz z dodatkowymi informacjami z innych instrumentów (głównie DISR) zaliczały się: określenie absolutnych zawartości wszystkich kondensujących substancji w obrębie stratosfery i wyższej troposfery; określenie wielkości drobin aerozoli będących jądrami kondensacji większych kompleksów w obrębie stratosfery i porównanie tego parametru z wielkościami drobin w wyższej troposferze; oraz określenie zawartości niekondensujących substancji uwięzionych we wnętrzu zbieranych drobin (głównie CO2).

Instrument ACP znajdował się na platformie instrumentów lądownika. Jego rurka wlotowa wystawała z otworu w kopule przedniej lądownika, blisko wlotu gazu atmosferycznego GCMS i otwarcia SSP. Masa urządzenia wynosiła 6.7 kg a pobór mocy - 13.3 W.

System pobierający próbki instrumentu ACP (Sampling Tube - ST) musiał zostać wystawiony poza warstwę graniczą gazu wokół próbnika, wstawiając kolektor bezpośrednio w strumień przepływającego gazu. Grubości tej warstwy była szacowana na kilka milimetrów. Zastosowana rurka ST wystawała na 28 mm ponad przednią kopułę struktury próbnika. Była to rurka aluminiowa o długości 70 mm i średnicy zewnętrznej  45 mm. Górna część rurki łączyła się z zaworem wejściowym (patrz dalej).

Dolny (zewnętrzny) koniec rurki ST  był chroniony przez pokrycie ochronne (Sealing Cover - SC). Zostało ono otworzone w początkowym okresie opadania próbnika. Na zewnętrznym końcu rurki znajdowała się płaska uszczelka ze stali nierdzewnej zapewniająca ścisłe przyleganie filtra (patrz dalej). W czasie zbierania próbek temperatura kolektora musiała być jak najbliższa temperaturze atmosfery Tytana. Pozwało to na zachowanie w możliwie nie zmienionym składzie bardziej lotnych drobin aerozoli i drobin budujących chmury.

Kolektorem aerozoli był filtr (Filter - FIL) wykonany ze stali nierdzewnej Beckaert ST10. Był on przesuwany wzdłuż rurki ST przed odpowiedni mechanizm (Filter Mechanism - FIM). Przed lądowaniem filtr znajdował się w pozycji wyjściowej we wnętrzu komory grzewczej (Oven - OV). Po pobraniu pierwszej próbki filtr był ponownie przemieszczany na koniec ST, a następnie ponownie wprowadzany do OV. W czasie pobierana próbki wystawał on na 4 mm z otworu wejściowego ST. Filtr składał się z metalowych włókien o średnicy około 0.4 mm tworzących siatkę. Z powodu jego podgrzewania do wysokiej temperatury zastosowanie metalu było konieczne. Filtr charakteryzował się porowatością 80% i grubością 0.4 mm. Miał kształt cylindra do którego laserowo przylutowany był dysk. Wewnętrzna średnica wynosiła 10 mm, wysokość - 28 mm, a powierzchnia - 10 centymetrów kwadratowych. Dysk był bezpośrednio wystawiony na działanie strumienia gazu atmosferycznego. Dolna część filtra była przymocowana do mechanizmu FIM. Mechanizm ten składał się z zębatek.

Jednostka pompy (Pump Unit - PU) powodowała przepływ gazu przez filtr. Pompa powodowała zasysanie aerozoli poprzez zasypywanie gazu atmosferycznego na wysokościach 80 - 32.5 km i 22 -17 km. Na dużych wysokościach (135 - 80 km), gdy pompa nie była jeszcze w pełni sprawa cząstki aerozoli były zbierane na drodze bezpośrednich uderzeń w kolektor. Konstrukcja PM była oparta na dwóch kołach obracających się w tempie 19000 - 25000 rpm. Były umieszczone w metalowej oprawie i obsługiwane przez silnik elektryczny. PU był małą jednostką o masie około 850 gramów i wymiarach  100 x 80 x 100 mm. Element ten został dostarczony przez firmę Technofan.

Po zebraniu próbki filtr był przemieszczany ponownie do komory grzewczej OV. Komora ta miała kształt cylindryczny. W niej próbka była poddawana odparowaniu w temperaturze 250°C oraz pirolizie w temperaturze 600°C. Podgrzewanie zapewniał grzejnik (Heating Element - OH) dostarczony przez firmę Thermocoax. Ciepło było wytwarzane na skutek oporu podczas przepływu prądu przez tarczę ze stali nierdzewnej. Zastosowano dwa takie dyski. Jeden z nich był wsuwany do OV, a drugi jednocześnie wsuwany. Do kontroli środowiska cielnego służyły dwa obwody termoelektryczne - jeden dla grzejnika a drugi dla wewnętrznej ściany OV.  Całkowita objętość OV wynosiła 6 centymetrów sześciennych. W celu zminimalizowania reakcji chemicznych ze ścianami komory jej wewnętrzne powierzchnie zostały pokryte warstwą złota o grubości kilku mikronów. Przed podgrzewaniem  komora była zamykana poprzez aktywację zmotoryzowanego zaworu wejściowego (Gate Valve - GV). Zapewniał on dobrą szczelność komory przy ciśnieniach do 3 barów. Po otwarciu pozwalał na wysunięcie filtra. W skład tego systemu wchodził zawór, mechanizm (Gate Valve Mechanism - GV), oraz silnik (Gate Motor - GM). W czasie zamykania zawór był przesuwany z pozycji otwartej do zamkniętej przez śrubę poruszaną przez silnik. Uszczelnienie zapewniała uszczelka wykonana z kalrezu. Zawór był zamykany w czasie 5 sekund. Na konstrukcji OV zamontowane były też trzy zawory (V1, V2 i VT), normalnie zamknięte. V1 wprowadzała do komory gazowy azot 15N, który przenosił gazowe produkty rozkładu aerozoli do linii transferowej poprzez zawór V2. Zastosowanie izotopu 15N zapobiegało reakcją z azotem z atmosfery Tytana. Zawór VT pozwalał na usunięcie reszty zawartości komory OV do atmosfery Tytana. VT służył też do oczyszczania komory przed pobraniem próbki oraz do kontroli ciśnienia przed transferem gazu. VT mógł zostać też otworzony w dowolnym czasie w czasie lądowania, gdyby ciśnienie w OV wzrosło powyżej 2.7 bara. Rurka wyjściowa (Exhaust Tube - ET) wraz z zaworem izolującym P2 wyrzucała gaz na zewnątrz. Gaz po dotarciu do zaworu GV przepływał równolegle w stosunku do układu GV/OV. Dzięki temu cyrkulacja gazu była nienależna od tego, czy GV był otwarty czy zamknięty.

System dostarczający gaz 15N2  rozpoczynał się zbiornikiem gazu (Gas Tank - GT) pod ciśnieniem 30 barów. Jego objętość wynosiła 55 centymetrów sześciennych. Miał postać cylindra o średnicy 32 mm. Jego ściany były wykonane ze stali nierdzewnej. Miały grubość 1 mm. System dostarczający gaz był zaprojektowany do działania pod ciśnieniem maksymalnym 40 barów w temperaturze 120°C oraz przy krótkotrwałych wzrostach ciśnienia do 160 barów. Napełnianie komory OV gazem było kontrolowane przez przetwornik ciśnienia (Pressure Transducer - PS) związany z zaworem Vl. Zawór odciążający (Relief Valve - RV) chronił GCMS przed przypadkowymi wzrostami ciśnienia w ACP.

Ciśnienie w całym wewnętrznym obiegu zostało podniesione w czasie prac naziemnych i podczas wczesnego etapu lotu międzyplanetarnego. Po przelocie koło Jowisza został opróżniony poprzez otwarcie zaworu P2. Ponadto zawory V1, V2 i VT były otwierane na krótki czas podczas każdego testu w trakcie lotu. Mechanizm zaworu wejściowego GVM był zamknięty w czasie startu i został otworzony wkrótce po nim. Został następnie zamknięty na krótki okres przed odłączeniem próbnika, podczas ostatniego testu w trakcie lotu.

Produkty pirolizy były przenoszone do GCMS poprzez linię transferu produktu (Product Transfer Line - PTL). Była ona odizolowana od wewnętrznego obiegu ACP przez zawór Pl. Zawór ten został jednorazowo otworzony w początkowym okresie opadania (T0+2 min) w celu wstępnego przewietrzenia wewnętrznej linii wyjściowej (Internal Exit  Transfer Line - ITL) oraz linii wyjściowej zewnętrznej (External Exit Transfer Line - ETL). Jednokrotnie otwierany zawór IVA izolował PLT od GCMS. Zawory specjalne T1, T2 i T3 były używane tylko podczas testów naziemnych. Elektrozawory V1, V2 i VT, a także Pl i rurka PTL były ogrzewane przez odpowiednie grzejniki (HV1 dla zaworu V1, HV2 dla zawory V2, HVT dla VT, HP1 dla P1 i HPTL dla PTL). Grzejnik HV1 był włączany przez termostat gdy temperatura spadała poniżej -5°C. Zapobiegało to powstaniu wycieków, które mogły zostać spowodowane przez niską temperaturę w atmosferze Tytana.

Podczas lądowania Huygensa ACP zebrał dwie próbki - podczas przejścia rzez tropopauzę (na wysokości 160 - 40 km ponad powierzchnią) oraz w warstwie chmur (na wysokościach 23 - 17 km). W czasie lądowania instrument pracował według precyzyjnie określonego czasu. GCMS wykonywał zarówno bezpośrednią spektrometrię masową zebranych próbek jak i spektrometrię masową sprzężoną z chromatografią gazową. Ponieważ czas na pobranie próbek i ich analizy był krótki (około 120 minut), do pełnej analizy jednej próbki były potrzebne trzy transfery gazu do GCMS a jedna analiza gazu w GCMS trwała około 10 minut, produkty rozkładu próbki zebranej w niższej części atmosfery czekały na zbadane do czasu zakończenia badań próbki zebranej w górnej części atmosfery.

Instrument powstał przy współpracy Francji (Service d'Aéronomie du Centre National de la Recherche Scientifique - SA/CNRS) i Austrii (Space Research Institute, Graz). W SA/CNRS we współpracy z CNES opracowane zostały komponenty mechaniczne i pneumatyczne. W Austrii powstały komponenty elektroniczne. W testach kwalifikacyjnych i kalibracji brały udział: Laboratory for Planetary Atmospheres (Goddard Space Flight Center); Laboratoire Interuniversitaire Systemes Atmospheriques (LISA) w Creteil; oraz ONERA/CERT w Tuluzie. Finansowanie zapewniły głównie CNES i CNRS we Francji oraz SRI i Ministerstwo Badań Naukowych w Austrii. Głównymi kontrahentami przemysłowymi były  SEP (Melun Villaroche, Francja), Joanneum Research Institute (Graz, Austria), oraz Austrian Aerospace (Vienna, Austria).
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:16
GCMS
Chromatograf gazowy i spektrometr masowy służył do badań składu chemicznego gazu atmosferycznego od wysokości około 160 km (ciśnienie około 1 mbar) do powierzchni (ciśnienie około 1.5 bar) oraz do określenia stosunków izotopowych głównych składników lotnych. Ponadto badał skład chemiczny aerozoli zebranych i rozłożonych termicznie przez APC.

Bezpośrednie analizy składu gazu atmosferycznego wchodziły w skład jednego z najważniejszych celów naukowych misji Cassini - Huygens, jakim były badania chemizmu atmosfery Tytana. Zakres tego tematu był bardzo obszerny, zawierał określenie zawartości gazów szlachetnych, stosunków izotopowych głównych składników, oraz zidentyfikowanie wysokocząsteczkowych związków organicznych występujących w ilościach śladowych. Przed misją nawet względne zawartości głównych gazów były słabo poznane. Możliwości występowania różnorodnych substancji w małych ilościach były na tyle bogate, że niemożliwe było określenie jakie dokładnie związki wymagają poszukiwań. Dlatego też zarówno na orbiterze jak i na lądowniku zastosowano duży zestaw instrumentów wykonujący różnorodne pomiary w tym zakresie. GCMS był kluczowy dla powodzenia tej strategii. Z zasięgiem dynamicznym 108 instrument ten pozwalał na identyfikację substancji chemicznych o masach cząsteczkowych w przedziale 2 - 146 Daltonów. Rozdzielczość pomiarów masywnych wynosiła 10^-6 przy 60 Daltonach. Z uwzględnieniem najdokładniejszych modeli atmosfery Tytana przewidywano, że będzie też mógł określić stosunki izotopowe węgla, azotu, tlenu i argonu. Mógł ponadto wykryć neon i inne gazy szlachetne występujące w koncentracji  10 - 100 ppb. Ponadto pozwalał na określenie koncentracji tlenku węgla eliminując niepewności w modelach zmian koncentracji tego gazu wraz z wysokością. Było to istotne dla określenia źródeł tego gazu i sposobów jego zaniku. Podobnie informacje na temat pionowych zmian w koncentracji różnych zwidów organicznych pozwalały na badania procesów prowadzących do ich powstania. Poszukiwania nowych składników atmosfery (nawet wcześniej nieprzewidywalnych) były prowadzone do koncentracji 10 ppb. Pozwała na to cyfrowa baza spektrogramów masowych tysięcy związków organicznych i ich mieszanin. Poprzez badania składu produktów rozkładu aerozoli z APC badane były końcowe produkty reakcji chemicznych zachodzących w atmosferze Tytana. Informacje te dostarczyły wglądu w mechanizmy przekształceń substancji chemicznych na Tytanie i odniesienie ich do modeli syntezy substancji prebiotycznych na wczesnej Ziemi.

W przypadku badań powierzchni instrument pozwolił też na oszacowanie jej składu. W tym celu zaraz po lądowaniu ogrzany został system do pobierania próbek, co spowodowało odparowanie części materiału z którym się stykał.

System GCMS był największym instrumentem Huygensa pod względem masy. Masa wynosiła 19.5 kg, a pobór mocy - 44.5 W. Znajdował się na platformie instrumentów, a wlot gazu atmosferycznego był zlokalizowany w dnie kopuły przedniej lądownika. Instrument składał się z chromatografu gazowego (Gas Chromatograph - GC) zawierającego 3 kolumny oraz z kwadrupolowy spektrometru masowego (Mass Spectrometer - MS) wyposażonego w system detekcyjny z powielaczem wtórnych elektronów. Instrument bezpośrednio pobierał próbki gazu z atmosfery, a ponadto analizował produkty rozkładu aerozoli dostarczane przez APC poprzez niezależną linię transferu gazu. W instrumencie zastosowano spektrometr kwadrupolowy, ponieważ mógł on przetrwać ekstremalne wahania temperatur oraz spodziewane podczas misji wibracje.

Spektrometr MS masowy składał się z układu źródeł jonów, analizatora masy, oraz detektora jonów. Zastosowano w nim pięć źródeł jonów (Ion Source 1 - 5, IS1 - IS5) dostarczających jony do wspólnego analizatora masowego. Źródła jonów jonizowały dostarczany gaz, analizator sortował je według masy, a detektor rejestrował. Wynikiem było spektrum względnej koncentracji jonów o różnych masach, które pozwalało na identyfikację początkowego związku chemicznego.

Gaz był wprowadzany  do źródeł jonów poprzez zestaw mikroskopijnych kanałów szklanych. Miały one średnicę 2 mikronów i długość 7 mm. Każde źródło posiadało zestaw 7 takich kanałów. Zapewniało to funkcjonalność źródła w przypadku zatkania jednego z kanałów, co nie było trudne z uwagi na ich niewielką średnicę. Zastosowanie kanałów pozwalało na dostarczenie do źródła tylko niewielkiej, określonej ilości gazu. Zbyt wysokie ciśnienie zakłócałoby analizę jonów. Gaz był wprowadzany do komory próżniowej. W celu wytworzenia próżni przy ograniczonym zasilaniu zastosowano dwa rodzaje pomp. Pomba chemiczna (Getter Pump) stosowała reakcje chemiczne w celu usunięcia gazu z komory. Była aktywna przez cały okres misji. Dwie pompy jonizacyjne (Ion Pump) jonizowały gaz, który był następnie przyspieszany przez pole magnetyczne, a jego cząsteczki grzęzły w ścianach komory. Pompy te pracowały tylko przez określone okresy w czasie misji i pozwały na usunięcie niepożądanych śladów gazów. Zastosowanie tych pomp zrodziło serię problemów. Pompa chemiczna nie działała przy wszystkich substancjach. Część jonów wytwarzanych przez pompę jonizacyjną mogła wracać do komory fałszując wyniki pomiarów. W celu uniknięcia przekłamań przedziały czasowe pracy pompy jonizacyjnej były precyzyjnie zaplanowane. W komorze pozostawała jednak zawsze pewna ilość gazów, głownie najlżejszych (wodoru i helu) tworzących tło. Po uruchomieniu GCMS pierwsze 50 sekund pomiarów było więc przeznaczonych na wykonanie pomiarów tła.

Gaz dostarczony do komory próżniowej źródła jonów był jonizowany poprzez bombardowanie wiązką elektronów. W instrumencie zastosowano dwie energie wiązek, co zwiększało ilość substancji które mogły zostać zarejestrowane.

Pierwsze źródło jonów MS, IS1 było połączone z wlotem gazu atmosferycznego. Źródło IS2 było połączone z woltem gazu z ACP. Źródła IS3, IS4 i IS5 łączyły się z wlotami gazu z trzech kolumn chromatograficznych układu GC. Działanie poszczególnych źródeł jonów było przypisane do określonych wysokości nad powierzchnią. Przez większość czasu pracowały jednak źródła związane z kolumnami chromatograficznymi. W przedziałach czasu w których pracowały źródła dla GC poszukiwane były szczytowe koncentracje gazu na wyjściu, określane poprzez pomiary całkowitej zawartości gazu o masie cząsteczkowej większej od gazu rozwijającego. Po wykryciu takiego piku dla danej kolumny priorytet uzyskiwało źródło związane z daną kolumną. W przypadku braku takiego piku automatycznie wybierane było źródło związane z wlotem gazu atmosferycznego. W czasie bezpośredniej analizy produktu z ACP pracowało źródło IS2. W okresie analizy chromatograficznej produktu z ACP pierwszeństwo w wyborze źródeł IS3, IS4 lub IS5 było automatycznie ustalane w ten sam sposób jak w przypadku analizy chromatograficznej gazu atmosferycznego.

Jony były kierowane do analizatora kwadrupolowego za pomocą soczewek. Miały one postać cylindrów metalowych przez które przepuszczany był prąd. Analizator składał się z czterech prętów o przekroju hiperbolicznym. Częstotliwość napięcia przyłożonego do prętów decydowała czy jon o określonym stosunku masy do ładunku przejdzie przez analizator do detektora, czy też uderzy w pobliską powierzchnię. Dzięki temu w danym przedziale czasu do detektora przechodziły tylko jony o określonych masach.

MS posiadał dwa detektory - o czułości wysokiej i niskiej. Detektor o wysokiej czułości pozwał na zarejestrowanie gazów występujących w ilościach śladowych. Oba detektory były powielaczami elektronów. Jon uderzający w materiał detektora powodował emisję wtórnych elektronów. W MS zastosowano powielacz mikrokanałowy. Miał on postać rury złożonej ze szkła o ograniczonej przewodności elektrycznej. Użyto szkła krzemionkowego z domieszką ołowiu. W jego obrębie wytworzone były mikroskopijne kanały. Jon uderzający w wewnętrzną powierzchnię kanału wytwarzał elektrony, które były przyspieszane przez pole magnetyczne i przemieszczały się w dół kanału. Uderzały tam w jego ściany powodując emisję dalszych elektronów. Proces powtarzał się i prowadził do wygenerowania wymiernego przepływu prądu. Detektory były zakrzywione. Zapobiegało to generowaniu sygnałów przez przypadkowo jonizowane cząsteczki resztkowych gazów w pobliżu detektorów.

Chromatograf gazowy GC pozwał na rozdzielenie próbek pobieranych na określonych wysokościach na składniki różniące się właściwościami chemicznymi przed ich analizą za pomocą MS. Gaz rozwijający był używany zarówno do rozdzielania mieszaniny jak i do oczyszczania kolumny chromatograficznej po analizie. W instrumencie zastosowano zapas 3 litrów wodoru. Po rozpoczęciu pracy gaz stale przepływał przez chromatograf. Użyta ilość swobodnie wystarczała na 3 godziny pracy z 50% marginesem. GC posiadał trzy kolumny w postaci kapilar. Kolumna 1 pozwalała na  rozdzielenie tlenku węgla, wodoru i innych stabilnych gazów. Kolumna 2 rozdzielała nitryle i różnorodne związki organiczne zawierające do trzech atomów węgla. Kolumna 3 rozdzielała wielkocząsteczkowe związki organiczne. Drugość kolumn wynosił 10 - 20 metrów. Były one ciasno zwinięte. Ich wewnętrzną powierzchnię pokrywała warstwa chemiczna tworząca fazę nieruchomą pozwalającą na rozdzielanie określonych substancji w przepływającym przez nie gazie. Próbka gazu była wprowadzana do kolumn poprzez otrawcie odpowiednich zaworów. Po ich zamknięciu kolumny były ogrzewane. Rozdzielone substancje przechodziły następnie do źródeł jonów NS. Cykl pracy kolumn trwał około 13 minut. 10 minut trwała analiza próbki, a następnie 3 minuty oczyszczanie kolumny.

Instrument był wyposażony dodatkowo w komórkę wzbogacającą (Enrichment Cell - EC). Był to układ nienależny od chromatografu gazowego, połączony ze spektrometrem masowym. Pozwalał na detekcję gazów śladowych i rzadkich związków organicznych dzięki zwiększeniu zdolności detekcji MS na drodze fizycznej i chemicznej obróbki próbki. Komórka ta była komorą z wewnętrznymi ścianami pokrytymi węglem wchłaniającym substancje zawarte we wprowadzanej do niej mieszaniny gazów. Węgiel pozwalał na wychwycenie związków organicznych. Koncentracja gazów śladowych była natomiast zwiększana przez pompę chemiczną. Usuwała ona składniki występujące w najmiększej ilości, głównie azot. Usuwała również pozostałe w gazie węglowodory oraz wodę. Po obróbce próbka była przekazywana do obszaru jonizacji MS. W czasie analizy tej próbki w obrębie komórki włączane były grzejniki, które powodowały uwolnienie substancji zaabsorbowanych na jej ścianach, głównie związków organicznych. Próbka ta była następnie przekazywana do MS.

Instrument GCMS został opracowany przez Goddard Space Flight Center i Space Physics Research Laboratory (University of Michigan). Był to najbardziej skomplikowany instrument do badań atmosfery jaki opracowano w GSFC.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:17
DISR
System obrazujący podczas lądowania i radiometr spektralny był zestawem kamer, spektrometrów oraz radiometrów przeznaczonych do badan atmosfery i powierzchni Tytana. Do głównych obszarów badawczych instrumentu zaliczały się: bilans cielny i dynamika atmosfery; rozkład oraz właściwości aerozoli i drobin budujących chmury; natura powierzchni; oraz skład atmosfery. Instrument był zoptymalizowany do badań atmosfery, jednak jego dane były również bardzo przydatne do badań powierzchni.

W przypadku bilansu cieplnego atmosfery instrument pozwalał na bezpośrednie zmierzenie pionowego profilu ogrzewania atmosfery przez promieniowanie słoneczne. Oszacowania przepływu ciepła w górę oraz w dół były prowadzone od wysokości 160 km do powierzchni z pionową rozdzielczością około 2 km. Różnica pomiędzy przepływem ciepła w kierunku do góry a przepływem w kierunku do dołu dawała przepływ netto. Różnica pomiędzy tym parametrem na dwóch wysokościach dawała pomiar ilości energii słonecznej pochłanianej w analizowanej warstwie atmosfery. Była to istotna informacja dla badań nad bilansem cieplnym atmosfery Tytana. Wraz z innymi pomiarami dotyczącymi profili temperatury i składu gazów pozwalało to na modelowanie utraty ciepła na drodze promieniowania w zakresie podczerwieni cieplnej. Ważny wkład do tych obliczeń miały oszacowania wielkości, kształtu, właściwości optyczny i rozkładu pionowego aerozoli i cząstek chmur wykonywane na podstawie innych rodzajów pomiarów DISR. Kombinacja ogrzewania atmosfery przez Słońce i tempa utraty ciepła przez nią dawała bilans radiacyjny netto używany do badań dynamiki atmosfery. Za pomocą modelowania na podstawie bilansu radiacyjnego prowadzone były oszacowania parametrów wiatrów. Na podstawie obrazów pokazujących powierzchnię wykonywane były też pomiary szybkości i kierunków wiatrów w funkcji wysokości. Parametry te były otrzymywane co kilka kilometrów. Obrazy pokazywały bezpośrednio dryf sondy nad powierzchnią Tytana. Oszacowane w ten sposób parametry wiatrów były porównywane z wynikami uzyskanymi na podstawie bilansu radiacyjnego netto.

W przypadku właściwości aerozoli instrument pozwała na oszacowanie kilku parametrów istotnych dla ich oddziaływań z promieniowaniem słonecznym i promieniowaniem cieplnym. Wielkość drobin w stosunku do długości fali była istotna dla poznania ich właściwości rozpraszających. Pomiary zarówno właściwości rozpraszających jak i polaryzacyjnych aerozoli pozwalały na potwierdzenie, że drobiny nie mają kształtu sferycznego (kuliste cząstki nie mogły wywołać tych dwóch zjawisk jednocześnie). Instrument pozwalał w ten sposób na ocenę kształtu i wielkości cząstek. Pionowy rozkład cząstek był istotny dla poznania zmian ich wpływu na profil pochłaniania promieniowania słonecznego wraz z wysokością. Szereg właściwości optycznych cząstek w funkcji długości fali był istotny dla dokładnych obliczeń charakteryzujących oddziaływania cząstek z promieniowaniem. W skład tych parametrów wchodziła głębokość optyczna, albedo pojedynczego rozpraszania, oraz kształt funkcji rozproszenia. Te właściwości wraz z oszacowaniami wielkości i kształtów cząstek pozwalały na określenie modelowego współczynnika załamania i nałożenie ograniczeń na wartość faktycznego współczynnika załamania. To natomiast nakładało ograniczenia na skład cząstek aerozoli. Parametry optyczne były określane na podstawie rozpraszania pod małym kątem (Small-angle Scattering - SAS) w kierunku aureoli wokół słońca na niebie w dwóch zakresach spektralnych, oraz poprzez pomiary rozpraszania w dwóch zakresach spektralnych i w dwóch polaryzacjach. Ponadto wykonywane były oszacowania wygaszania w funkcji długości fali w zakresie od błękitu do bliskiej podczerwieni poprzez pomiary transmisyjności i parametrów odbiciowych poszczególnych poziomów atmosfery.

W przypadku badań powierzchni instrument powoził na uzyskanie jej bezpośrednich obrazów w skalach od setek metrów do dziesiątek centymetrów. Dzięki temu możliwe było bezpośrednie określenie, czy powierzchnia w miejscu lądowania jest stała czy też pokryta płynem. Gdyby znalezione zostały obszary pokryte płynem zdjęcia pozwoliły na określenie jaki ułamek powierzchni w strefie lądowania one zajmują. Ponadto zdjęcia pozwalały na badania topografii miejsca lądowania i określenie zjawisk kształtujących powierzchnię. Dane te były też istotne dla badań oddziaływań powierzchni z atmosferą. Instrument dostarczył ponadto spektrogramów światła odbitego od różnych typów terenu w zakresie od błękitu do bliskiej podczerwieni. Dane te nałożyły ograniczenia na skład różnych rodzajów powierzchni.

Jeśli chodzi o badania składu atmosfery DISR dostarczał spektrogramów światła słonecznego przepływającego w dół atmosfery w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni. Spektrogramy pokazywały cechy absorpcyjne metanu, najbardziej prawdopodobnego dla atmosfery Tytana związku chemicznego tworzącego kondensaty. Ponadto dane te były istotnymi informacjami uzupełniającymi bezpośrednie pomiary składu atmosfery wykonywane przez spektrometr masowy i chromatograf gazowy GCMS. W przypadku tego instrumentu wyniki mogły być w pewnym stopni zafałszowane przez kondensaty, takie jak drobiony chmur wpadające do układu pobierającego próbkę a następnie wolno odparowujące.

W skład DISR wchodziła głowica sensorów (Sensor Head Box - SH) zawierająca optykę i detektory oraz osobna jednostka elektroniki (Electronics Assembly - EA). Obie części były połączone przez okablowanie. Masa instrumentu wynosiła 8.5 kg a pobór mocy - 31 W.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:18
Głowica SH znajdowała się na platformie instrumentów lądownika. Odsiadała odrzucane ochronne pokrycie. Po jego usunięciu była bezpośrednio wystawiony na atmosferę Tytana. Łącznie zawierała 12 systemów pomiarowych - 3 systemy obrazujące, spektrometr  światła widzialnego, spektrometr podczerwieni, 2 fotometry światła fioletowego, 4 kamery aureoli słonecznej, oraz sensor słońca. Składała się z 15 układów optyki (patrzących w górę, w dół i w bok) oraz z zestawu detektorów - jednego detektora CCD o wymiarach 512 x 520 pikseli (obszar do obrazowania 512 x 256 pikseli, reszta służąca do przenoszenia informacji), dwóch liniowych zestawów 132 fotodiod InGaAs dla spektrometrów podczerwieni, dwóch diod krzemowych PIN dla fotometrów światła fioletowego, oraz osobnego detektora słońca z diodą PIN. Światło zebrane przez optykę przednią było doprowadzane na detektory za pomocą światłowodów. W obrębie SH znajdowała się ponadto lampa do oświetlania powierzchni oraz wewnętrzny system kalibracyjny.

Dzięki zbieraniu światła z różnych kierunków, w różnych zakresach spektralnych i wykonywaniu różnorodnych, starannie dobranych pomiarów DISR pozwalał na przeprowadzenie szeregu badań dotyczących natury powierzchni i jej składu, meteorologii, bilansu cieplnego atmosfery, oraz fizyki chmur i aerozoli. Na Huygensie nie można było zastosować wielu instrumentów optycznych. DISR jednak był jednak złożonym, kompaktowym urządzeniem pozwalającym na wykonanie bardzo wszechstronnych badań za pomocą niewielu detektorów i z użyciem tylko jednego ruchomego elementu.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:19
Detektor CCD był wspólny dla wszystkich układów pomiarowych pracujących w świetle widzialnym (trzech systemów obrazujących, czterech kamer do pomiarów jasności aureoli słońca, oraz spektrometru). Każdy z 9 zestawów pikseli był przypisany dla danego układu pomiarowego. Dzięki temu do uzyskania każdego z zestawu danych (obrazów w trzech kierunkach, spektrogramów w świetle widzialnym i pomiarów jasności aureoli słońca) nie były potrzebne złożone ruchome mechanizmy. Wielkość detektora była ściśle dopasowana do zdolności transmisji danych do orbitera w czasie rzeczywistym w trakcie trwania misji. Zastosowane CCD było czułe na światło w zakresie 400 - 1000 nm. Detektora nie wyposażono w mechaniczną migawkę. Czas ekspozycji był kontrolowany poprzez szybkie (0.5 ms) przesunięcie ładunku z górnej połowy chipu do połowy dolnej. W tym celu detektor był pokryty metalowym filmem. Ekspozycja była wykonywana pomiędzy takimi przesunięciami. Trwała od 10 ms dla obrazowania do 50 ms dla spektrometrii. Jednorazowo odczytywana i ucyfrawiana była pełna klatka z CCD, co zajmowało 2.2 s. W czasie gdy uzyskiwane były tylko spektrogramy i pomiary aureoli słonecznej ucyfrawiano tylko pierwsze 49 kolumn detektora, co skracało ten czas do 300 ms. Sygnał z pikseli był wzmacniany w obrębie SH, co zmniejszało poziom szumu. Następnie sygnał był przesyłany do EA poprzez kabel. Tam sygnały z pikseli były ucyfrawiane przez szybki konwerter 12-bitowy, a następnie redukowane przez odpowiedni algorytm do 8 bitów na piksel. Obrazy były kompresowane stratnie przez kompresor sprzętowy. Czynnik kompresji był programowalny, wynosił od 3:1 do 8:1 dla różnych obrazów. Dane ze spektrometru i kamer aureoli słonecznej były kompresowane bezstratnie przez oprogramowanie z 12 do około 6 bitów i przesyłane do transmisji. Prąd ciemny CCD był mierzony za pomocą kolumny zakrytych pikseli wzdłuż krawędzi detektora. Dane z tej kolumny były odczytywane w każdym cyklu odbioru danych (od 1.5 do 3 minut). Pełna pojemność detektora wynosiła około 125 000 elektronów.

3 systemy obrazujące DISR posiadały osobne soczewkowe układy optyczne, skierowane w górę, w dół i w bok. Światło było następnie doprowadzane na odpowiednie fragmenty CCD przez światłowody dostarczone przez Collimated Holes Inc. Materiał z którego wykonano światłowody był specjalny, nie wykazywał ciemnienia pod wpływem energetycznych cząstek. Aktywny obszar pikseli (17 x 23 mikrometrów) był mały w porównaniu z włóknami światłowodowymi. Każdy piksel był więc "zasilany" przez około 6 światłowodów. Kamery pracowały w zakresie od 660 nm do 1000 nm. Granica przy falach długich była określona przez zakres pracy CCD. Granica przy falach krótkich została wybrana w celu uniemożliwienia rejestrowania rozpraszania Rayleigha w atmosferze poniżej próbnika. W przeciwnym razie światło rozproszone dominowałoby nad światłem odbitym od powierzchni. Wszystkie kamery pracowały w tym samym zakresie spektralnym. Obrazy były monochromatyczne, ale informacje o barwie zbierał spektrometr światła widzialnego. Możliwe było skorelowanie kilku tysięcy pikseli z barwą określaną spektrometrycznie, co dawało bibliotekę kolorów różnych typów terenu. Pozwalało to na opracowanie obrazów barwnych. Maksymalna rozdzielczość kątowa wynosiła 0.06 stopnia na piksel, co było porównywalne z ludzkim wzrokiem. Przy wielkości piksela około 1 mrad rozdzielczość przestrzenna wynosiła około 160 metrów na piksel na początku opadania oraz 20 centymetrów na piksel na wysokości 200 metrów. Początkowa rozdzielczość pokrywała się z rozdzielczością obrazów uzyskiwanych przez orbiter, a końcowa była wyższa o 3 rzędy wielkości. Przy ograniczeniu wielkości fragmentu CCD do 256 pikseli pojedynczy obraz obejmował tylko 15 stopni. W celu umożliwienia obserwacji jak największego fragmentu powierzchni konieczne było więc zastępowanie 3 kamer wykonujących zdjęcia w różnych kierunkach.

Spektrometr światła widzialnego pozwalał na pomiary profilu absorpcji promieniowania słonecznego, pionowego profilu zawartości metanu, parametrów optycznych aerozoli i cząstek chmur, oraz na badania składu i natury powierzchni. Był pojedynczy, ale zawierał dwa zestawy optyki patrzące w dół i w górę i korzystał z dwóch fragmentów CCD. Optyka zbierająca światło z góry różniła się od optyki zbierającej światło z dołu. Światło do systemu spektrometrycznego było doprowadzane przez światłowody.  W spektrometrze zastosowano transmisyjną siatkę dyfrakcyjną. Zakres spektralny wynosił 480 - 960 nm. Był określony przez filtr.  Spektrogramy były uzyskiwane co około 2 kilometry w czasie opadania.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:20
Do uzyskiwania spektrogramów w podczerwieni służył pojedynczy spektrometr z siatką dyfrakcyjną wyposażony w dwa detektory InGaAs, do obserwacji w kierunku w dół i w kierunku w górę za pomocą odpowiednich układów optyki. Detektory zostały dostarczone przez firmę Thomson-TCS (Saint Egreve, Francja). Każdy detektor obejmował 150 fotodiod. Detektory te znajdowały się na substratach szafirowych. Wraz z CCD były umieszczone na ceramicznej odstawie i zamknięte hermetyczną obudową tytanową ze szklanym oknem. Do ceramicznej podstawy dołączony był miedziany przewód pozwalający na odprowadzanie ciepła na zewnątrz lądownika. Temperatura takiego układu płaszczyzny ogniskowej była mierzona przez diodę krzemową przyłączoną do podstawy ceramicznej. Detektory podczerwoni były podłączone do płyty drukowanej połączonej z ich przedwzmacniaczami w obrębie SH za pomocą kabli. Powierzchnia aktywna każdego piksela InGaAs miała wymiary 38 x 300 mikrometrów. Ładunek powstający na detektorach pomiędzy odczytami był ucyfrawiany za pomocą konwertera 14-bitowego. Odczytywanie samego prądu ciemnego oraz prądu ciemnego i właściwego sygnału umożliwiała migawka umieszczona w szczelinie wejściowej spektrometru, jedyna ruchoma część DISR. Oba spektrogramy były wysyłane do transmisji, a sygnał wywoływany przez strumień fotonów był odzyskiwany poprzez odjęcie jednego spektrogramu od drugiego. Światło z optyki przedniej (osobnej do zbierania światła z góry i z dołu) było doprowadzane przez światłowody na osobne szczeliny wejściowe dla dwóch kanałów, ustawione jedna za drugą. Miały one wymiary 104 x 300 mikrometrów. Wiązka była skupiana na siatce dyfrakcyjne przez soczewkę kolimacyjną f/2.

Cztery kamery aureoli słonecznej pozwalały na pomiary indeksu odbijalności aerozoli oraz na badania ich kształtu i wielkości. Pracowały w dwóch długościach fali (500 nm i 935 nm) i w dwóch polaryzacjach (wertykalnej i horyzontalnej). Dzięki temu mogły prowadzić pomiary na różnych wysokościach i dla drobin o różnych wielkościach. Kamery używały osobnych miniaturowych soczewek oraz polaryzatorów. Światło było doprowadzane na CCD za pomocą odpowiednich zestawów światłowodów.

Dwa fotometry światła fioletowego pozwalały na rejestrowanie promieniowania poniżej 480 nm, silnie pochłanianego przez aerozole w górnej części atmosfery. Detekcji takiej nie mogły wykonać inne detektory. W tym obszarze spektralnym znajdowało się tylko jedno pasmo metanu, więc wysoka rozdzielczość spektralna nie była potrzebna. Fotometry były wyposażone w osobne detektory w postaci diod PIN. Pracowały w zakresie 350 - 480 nm określonym przez filtr na każdym detektorze. Fotometry te współdzieliły płytkę dyfuzyjną i 12-bitpwy konwerter A/D ze spektrometrem światła widzialnego. Wspólny był też monitoring temperatury i woltażu.

Sensor słońca pozwalał na wyznaczenie kierunku do słońca, który był istotny dla innych systemów pomiarowych. Od niego był uzależniony czas wykonywania poszczególnych pomiarów. Sensor składał się z okna, systemu soczewek, filtra, siatki w płaszczyźnie ogniskowej, pary soczewek skupiających światło na detektorze, pojedynczej fotodiody krzemowej, oraz elektroniki odzyskiwania informacji. Siatka tworzyła trzy szczeliny. W czasie przejścia słońca przez pole widzenia na detektor dostawały się przez szczeliny trzy duże impulsy światła. Centralna szczelina wyznaczała kąt zerowy. Pierwsza i trzecia były w stosunku do niej nachylone i pozwalały na wyznaczenie kąta pomiędzy słońcem a zenitem. Ponadto mierzona była jasność w centralnej szczelinie, dająca bezpośredni pomiar światła słonecznego przy 939 nm w funkcji wysokości.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:20
SH można było podzielić na sekcję patrzącą w górę (Upward Looking Instrument) oraz sekcję patrzącą w dół (Downward Looking Instrument).

W skład sekcji SH patrzącej w górę wchodził fotometr, dwa kanały spektrometrów, cztery kamery do pomiarów jasności aureoli wokół słońca na niebie, oraz sensor słońca. Fotometr światła fioletowego (Upward Looking Violet Photometer - ULV) pracował w zakresie 350 - 480 nm. Jego pole widzenia obejmowało 170° w azymucie i 5 - 8° w zenicie. Jego detektorem była pojedyncza dioda PIN zaopatrzona w odpowiedni filtr. Kanał patrzący w górę spektrometru światła widzialnego (Upward Looking Visible Spectrometer - ULVS) pracował w zakresie 480 - 960 nm. Używał on fragmentu CCD o wymiarach 8 x 200 pikseli (skala spektralna 2.4 nm na piksel). Kanał patrzący w górę spektrometru podczerwieni (Upward Looking Infrared Spectrometer - ULIS) wykonywał pomiary w zakresie 870 - 1700 nm. Posiadał detektor w postaci liniowego zestawu fotodiod InGaAs. Wykorzystywał 132 piksele (skala spektralna 6.3 nm). Pola widzenia  ULVS i ULIS były takie same jak w przypadku fotometru ULV. Kamera aureoli słonecznej 1 (Solar Aureole Camera 1 - SA1) pracowała w polaryzacji wertykalnej przy 500 +/- 25 nm. Kamera aureoli słonecznej 2 (Solar Aureole Camera 2 - SA 2) prowadziła pomiary w polaryzacji horyzontalnej również przy 500 +/- 25 nm. Kamera aureoli słonecznej 3 (Solar Aureole Camera 3 - SA 3) działała przy 935 +/- 25 nm w polaryzacji wertykalnej. Kamera aureoli słonecznej 4 (Solar Aureole camera 4 - SA 4) pracowała również przy 935 +/- 25 nm, ale w polaryzacji horyzontalnej. Pola widzenia tych kamer we wszystkich przypadkach obejmowały 6° w azymucie i 25 - 75° w zenicie. Kamery te (we wszystkich przypadkach) używały fragmentu CCD o wymiarach 6 x 50 pikseli. Sensor słońca (Sun Sensor - SS) rejestrował promieniowanie słoneczne przy 939 +/- 6 nm. Jego pole widzenia miało postać stożka 64°. Obejmowało 64° w azymucie i 25 - 75° w zenicie.

W skład sekcji patrzącej w dół wchodził fotometr, dwa kanały spektrometrów oraz trzy systemy obrazujące. Fotometr światła fioletowego (Downward Looking Violet Photometer - DLV) działał w zakresie spektralnym 350 - 480 nm, podobnie jak ULV. Pole widzenia obejmowało 170° w azymucie i 5 - 88° w zenicie. Detektorem była 1-pikselowa dioda PIN zaopatrzona w filtr. Kanał patrzący w dół spektrometru światła widzialnego (Downward Looking Visible Spectrometer - DLVS) prowadził pomiary w zakresie 480 - 960 nm. Pole widzenia obejmowało 4° w azymucie i 10 - 50° w zenicie. Wykorzystywał on fragment CCD o wymiarach 20 x 200 pikseli (skala spektralna 2.4 nm na piksel). Kanał patrzący w dół spektrometru podczerwieni (Downward Looking Infrared Spectrometer - DLIS) pracował w zakresie 870 - 1700 nm (czyli takim samym jak kanał ULIS). Pole widzenia obejmowało 3° w azymucie i 15.5 - 24.5° w zenicie. Liniowy detektor w postaci zestawu fotodiod InGaAs posiadał 132 aktywne piksele, podobnie jak w przypadku kanału ULIS. System obrazujący wysokiej rozdzielczości (High Resolution Imager - HRI) charakteryzował się polem widzenia obejmującym 9.6° w azymucie i 6.5 - 21.5° w zenicie. Korzystał z fragmentu CCD o wymiarach 160 x 256 pikseli. System obrazujący średniej rozdzielczości (Medium Resolution Imager - MRI) wykonywał zdjęcia w polu widzenia obejmującym 21.1° w azymucie i 15.8 - 46.3° w zenicie. Używał sekcji CCD o wymiarach 176 x 256 pikseli. System obrazujący patrzący w bok (Side Looking Imager - SLI) wykonywał obserwacje w polu obejmującym 25.6° w azymucie i 45.2 - 96° w zenicie. Obraz był wytwarzany na najmniejszym fragmencie CCD, o wielkości 128 x 256 pikseli. Wszystkie 3 kamery (HRI, MRI i SLI) pracowały w zakresie spektralnym 660 - 1000 nm. Dostarczyły bezpośrednich obrazów powierzchni Tytana, zarówno ogólnych zdjęć terenu podczas opadania jak i zdjęć krajobrazu po lądowaniu.

Instrument posiadał ponadto lampę do badań powierzchni (Surface Science Lamp - SSL) pozwalającą na uzyskiwanie dobrych spektrogramów powierzchni w świetle odbitym. Oświetlała ona powierzchnię w zakresie spektralnym, w którym silna absorpcja atmosferyczna nie pozwalała na dotarcie światła słonecznego do powierzchni. Lampa charakteryzowała się mocą 20 W. Była wyposażona w reflektor paraboliczny oświetlający powierzchnię w polu widzenia 3 x 9 stopni. Lampa została aktywowana na wysokości 400 m na podstawie danych w wysokościomierzy radarowych. Pracowała przez ostatnie minuty lądowania, gdy spektrometry wykonywały ciągłe pomiary.

Urządzenie było wyposażone w wewnętrzny system kalibracyjny zlokalizowany w obrębie SH. Pomiary musiały być wykonywane w jednolitej skali fotometrycznej, co było trudne do osiągnięcia w przypadku instrumentu tak złożonego jak DISR. Kalibracja wszystkich układów pomiarowych była wykonywana za pomocą zestawu trzech lamp halogenowo - wolframowych o mocy 1 W. Tworzyły one pojedyncze źródło kalibracyjne. Światło z lamp było doprowadzane do wszystkich układów pomiarowych za pomocą światłowodów. Każda z lamp oświetlała jeden gruby pęk włókien kwarcowych. Włókna doprowadzały światło na pierwszy element optyczny każdego z układów. Następnie było odbijane do wnętrza danego systemu przez jego układ optyczny lub przez dodatkowy element odbiciowy. Analizy odebranego światła pozwalały na śledzenie zmian w czułości pikseli i przepustowości światłowodów oraz innych elementów optycznych w czasie lotu międzyplanetarnego. Operacja kalibrowania była tez wykonana kilkakrotnie w czasie opadania. W układzie kalibracyjnym nie było ruchomych elementów. Dlatego też światło z lamp kalibracyjnych łączyło się wtedy ze światłem z atmosfery Tytana, ale wysoce przewyższało je. Ponadto pomiar kalibracyjny był wykonywa z lampami włączonymi, potem wyłączonymi i ponownie włączonymi w tym samym azymucie. Pozwalało to na dobre odseparowanie sygnału generowanego przez lampy od sygnału generowanego przez światło z atmosfery.

Optyka i detektory SH były umieszczone na odpowiedniej strukturze podpierające. Jej zaprojektowanie stwarzało wiele problemów. Struktura mechaniczna musiała utrzymać wszystkie elementy w precyzyjnie ustalonej pozycji w zakresie zmian temperatur około 150 stopni i w warunkach wibracji przez okres 10 lat. Ponadto konieczna była kontrola temperatury detektorów i ich ochrona przed promieniowaniem. Masa tego układu była też mocno ograniczona. Powierzchnia CCD znajdowała się w odległości 20 mikrometrów do optyki światłowodowej. Układ CCD oraz układ sensorów podczerwoni były chronione przed promieniowaniem odpowiednimi osłonami. Ochraniały one detektor przed protonami o energiach poniżej 64 MeV, w dużym stopniu redukując dawkę promieniowania. Elementy optyczne były umieszczone na strukturze złożonej z tytanu, zamocowanej w dolnej części SH przez 4 łączniki. Ciepło z detektorów było bezpośrednio doprowadzane do atmosfery. Konieczne było ich szybkie schłodzenie z 260K przy wejściu w atmosferę w celu zmniejszenia wpływu prądu ciemnego na pomiary. Później małe grzejniki stabilizowały temperaturę detektorów w przedziale 160 - 220 K.  Cała jednostka SH była przyłączona do platformy instrumentów lądownika przez strukturę aluminiową. Część SH wystawiona na działanie atmosfery była pokryta izolacją o niskiej gęstości oraz pomalowana farbą przewodzącą.

W SH z komponentów elektronicznych umieszczono tylko układy bezpośrednio obsługujące detektory. Były to trzy małe karty. Pierwsza zawierała przedwzmacniacz dla CCD, druga - przedwzmacniacz dla detektorów podczerwieni, a trzecia - przedwzmacniacz dla sensora słońca i sensorów fotometrów fioletu oraz diodę testową dla sensora słońca.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:22
System elektroniki EA mieścił się w prostopadłościennej jednostce. Był przymocowany do platformy instrumentów lądownika za pomocą bolców w narożach i na środku długości. Składał się z 6 kart elektroniki o wymiarach 12.7 x 20.8 cm ustawionych pionowo co 1.5 cm. Zawierał ponadto zasilacz, interfejs elektryczny z lądownikiem, czujniki inżynieryjne. Poszczególnymi kartami elektroniki były: elektronika CCD, elektronika kompresji danych, elektronika detektorów podczerwieni, elektronika EA, CPU wraz z pamięcią, oraz płyta pomocnicza. Masa EA wraz z osłonami przed promieniowaniem dla poszczególnych elementów elektroniki wynosiła 4.4 kg. Karty elektroniki były integralnymi elementami jej struktury i były przymocowane do jej ścian bocznych i ściany tylne. Na karcie CPU znajdowało się 128 kb RAM dla programów i 64 kb RAM dla danych. Ponadto karta ta posiadała 128 kb PROM i 64 kb EEPROM który mógł być modyfikowany przez komendy z Ziemi. Procesorem był MA31750 12 MHz. Mógł wykonywać 1.6 miliona instrukcji na sekundę (MIPS). Do działania DISR potrzebne było około 1.2 MIPS. Płyta elektroniki EA zawierała duży (1.5 Mb) RAM dostępny dla CPU i każdego z 3 kanałów systemu zarządzania danymi (Data Management Assembly - DMA).

Zbierane dane były poddawane kompresji zarówno na poziomie sprzętowym jak i na poziomie oprogramowania. Sprzętowy kompresor danych pozwalał na uzyskanie kompresji obrazu 6:1 w czasie 750 ms. Pracował tylko przez krótki czas w trakcie lądowania.

Instrument DISR został opracowany przez naukowców z USA, Francji i Niemiec. Głównymi ośrodkami odpowiedzialnymi za instrument były: Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona (koordynacja prac nad instrumentem); Max Planck Institute for Solar System Resarch (zaprojektowanie i wstępna kalibracja detektora CCD i jego elektroniki); Jet Propulsion Laboratory (opracowanie oprogramowania do kompresji danych i programów modelujących); United States Geological Survey (opracowanie sprzętu i oprogramowania do obróbki i analizy obrazów); Departement de Recherche Spatiale, Observatoire de Paris (opracowanie detektorów dla spektrometru podczerwieni i ich elektroniki, zebranie danych laboratoryjnych i opracowanie oprogramowania do analizy spektrogramów); Technische Universität Braunschweig, Institut für Datenverarbeitung (opracowanie elektroniki kompresji obrazów z CCD); oraz Lockheed Martin Astronautics (integracja instrumentu).
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:24
HASI
Instrument do badań struktury atmosfery był zestawem sensorów rejestrujących parametry fizyczne atmosfery. Pozwała na pomiary temperatury, ciśnienia, turbulencji i przewodnictwa, a  ponadto na poszukiwania śladów wyładowań atmosferycznych. W przypadku powierzchni dostarczył informacji na temat jej topografii w dużej skali oraz właściwości dielektrycznych. Do podstawowych celów naukowych instrumentu zaliczało się: określenie gęstości, ciśnienia i temperatury górnej części atmosfery, zwłaszcza w rejonie gdzie formują się warstwy mgieł; zmierzenie gęstości stratosfery, określenie profilu temperatury i ciśnienia w stratosferze, oraz określenie składu tej warstwy pod względem substancji kondensujących występujących w ilościach śladowych; wykonanie pomiarów temperatury i ciśnienia w niższej troposferze oraz potwierdzenie istnienia i określenie zasięgu strefy konwekcji; określenie przewodnictwa elektrycznego atmosfery i zbadanie procesów jonizacji, pola elektrycznego i możliwych wyładowań atmosferycznych; wykonanie detekcji hałasu akustycznego podczas turbulencji i możliwych grzmotów; scharakteryzowanie właściwi elektrycznych, przewodnictwa i przenikalności elektrycznej materiału powierzchniowego; oraz scharakteryzowanie topografii rejonu lądowania i dostarczenie informacji pozwalających na odróżnienie powierzchni stałej od płynnej przed wylądowanie. Bezpośrednie pomiary z HASI pozwoliły też na kalibrację pomiarów wykonywanych przez niektóre instrumenty na orbiterze oraz przez inne instrumenty lądownika.

W skład systemu HASI wchodziły cztery podsystemy: system przyspieszeniomierzy (Accelerometers - ACC); system rozkładanych wysięgników (Deployable Boom System - DBS); oś (STUB); oraz jednostka obróbki danych (Data Processing Unit - DPU). Pomiary wykonywały trzy pakiety sensorów: przyspieszeniomierze ACC; system do pomiarów przenikalności elektrycznej, fal i wysokości ponad powierzchnią (Permittivity, Wave and Altimetry Package - PWA); instrument do pomiarów profilu ciśnienia (Pressure Profile Instrument - PPI); oraz sensory temperatury (Temperature Sensors - TEM). Masa systemu wynosiła 6.7 kg a pobór mocy - 20 W.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:25
System przyspieszeniomierzy ACC pozwał na rejestrowaniem zmian przyspieszenia lądownika w czasie opadania i zarejestrowanie uderzenia w grunt. Znajdował się na platformie eksperymentów w okolicach środka ciężkości sondy w konfiguracji wejścia w atmosferę. Stanowił niewielką jednostkę. Układ ten składał się z czterech przyspieszeniomierzy - jednego opartego na serwomechanizmie i trzech przyspieszeniomierzy piezoelektrycznych. Poza tym jednostka ACC zawierała dwa czujniki temperatury i elektronikę odbierającą dane z sensorów. ACC rejestrował przyspieszenie wzdłuż trzech osi. Przyspieszeniomierz mechaniczny mógł pracować z rozdzielczością wysoką lub niską. Pomiary dokonywał wzdłuż osi X (osi wirowania próbnika). Każdy z przyspieszeniomierzy piezoelektryczny rejestrował przyspieszenie wzdłuż jednej z 3 osi. Cały układ pracował więc we wszystkich 3 osiach. ACC charakteryzował się dokładnością pomiarów 1% i rozdzielczością <1 µg.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:26
Dwa wysięgniki DBS zawierały sensory pakietu PWA. Początkowo wysięgniki były złożone. Automatycznie rozpostarły się po obu stronach próbnika na początku fazy opadania na spadochronie. Odpowiadał za to siłownik elektromagnetyczny (Micro Ectromagnetic Actuator - MCA) oraz układ sprężyn.

System do pomiarów przenikalności elektrycznej, fal i wysokości ponad powierzchnią PWA składał się z  próbnika impedancji wzajemnej (Mutual Impedance Probe - MI); próbnika relaksacji (Relaxation Probe - RL); sensora akustycznego (Acoustic Sensor - ACU); oraz jednostki obróbki sygnału radarowego (Radar Signal Processing). Próbnik impedancji wzajemnej MI służył do pomiarów przewodnictwa elektrycznego atmosfery oraz do poszukiwań fal pola elektrycznego i wyładowań atmosferycznych. Jego czułość wynosiła 10%, a rozdzielczość- 10^-11(Ωm)^-1. Składał się on z dwóch elektrod mających postać pierścieni umieszczonych na każdym DBS. Był to odbiornik (Mutual Impedance Receiver - MI RX) i nadajnik (Mutual Impedance Transmitter - MI TX). Były one połączone kablem z przedwzmacniaczem. MI mierzył częstotliwość zmian impedancji prądu płynącego pomiędzy nadajnikiem a odbiornikiem. Zmierzona częstotliwość dostarcza informacji na temat właściwości elektrycznych otoczenia. Próbnik relaksacji RL rejestrował przewodnictwo jonowe oraz pole elektryczne z czułością 10%. Sensor ten był elektrodą o kształcie dysku Elektroda taka była umieszczona na każdym wysięgniku DBS. Była ona połączona z przedwzmacniaczem za pomocą kabla. Sensor akustyczny ACU był mikrofonem rejestrującym hałasy powstające podczas możliwych burz lub wyładowań atmosferycznych. Jego czułość wynosiła 5% a rozdzielczość- 10 mPa. Jednostka obróbki sygnałów radarowych, wchodząca w skład elektroniki HASI przetwarzała echa radarowe z wysokościomierzy radarowych próbnika poniżej wysokości 60 km. Poniżej ostatnich 30 km próbnik dryfował ponad powierzchnią na skutek wiatrów i dane te pozwały na oszacowanie ukształtowania powierzchni nad którą przelatywał. Czułość wynosiła tutaj 1.5 dB, a rozdzielczość - 40 metrów na wysokości 24 km. Analiza spektralna echa radarowego dostarczała ponadto informacji na temat właściwości powierzchni takich jaj jej szorstkość, parametry mechaniczne oraz elektryczne.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:26
STUB był podporą zamocowaną w strukturze lądownika.  Umieszczono na nim sensory pakietu TEM, sensor akustyczny ACU pakietu PWA oraz próbnik Kiela pakietu PPI. Pozwalał na prawidłowe zorientowanie zamontowanych na nim sensorów w stosunku do strumienia gazu w czasie pomiarów.

Instrument do pomiarów profilu ciśnienia PPI składał się z próbnika Kiela na STUB oraz wskaźnika objętościowego umieszczonego wewnątrz lądownika i połączonego ze środowiskiem przewodem wlotowym. W przypadku sensora objętościowego zmiany ciśnienia zewnętrznego powodowały wgniatanie cienkiej błony krzemowej i zmiany objętości głowicy sensora. Zmiana objętości rejestrowana przez elektronikę była miarą ciśnienia. PPI pozwolił na zaobserwowanie zmian ciśnienia w trakcie opadania. Dokładność pomiarów wynosiła 1% a rozdzielczość- 0.01 hPa.

W skład sensorów temperatury TEM wchodziły dwa dwuelementowe termometry platynowe. Był to sensor główny oraz sensor rezerwowy, który mógł przejąć rolę sensora głównego w przypadku jego awarii. Rdzenie tych sensorów składały się z podwójny drutów platynowych na ramie wykonanej z platyny. W celu włączenia sensorów w skład klatki Faradarya utworzonej przez strukturę lądownika były one pokryte warstwą parylenu o grubości 25 µm i złota o grubości 0.1 µm. Dokładność pomiarów wynosiła 0.5 K, a rozdzielczość - 0.02 K.

Jednostka elektroniki DPU kontrolowała pracę instrumentu oraz przygotowywała uzyskiwane przez niego dane do transmisji.

System HASI został opracowany przy współpracy 17 instytucji z 11 krajów. Były to: Universite de Paris VII / Dept. de Recherche Spatiale (DESPA); Observatoire de Paris-Meudon (OPM) we Francji; Center of Studies and Activities for Space, University of Padova (UPD) we Włoszech; Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Tel Aviv w Izraelu; NASA/AMES w USA; Solar System Division (SSD), ESTEC w Holandii; Agenzia Spaziale Italiana (ASI) we Włoszech; Laboratoire de Physique et Chimie de l'Environnement (LPCE) we Francji; Finnish Meteorological Institute (FMI) w Finlandii; Instituto de Astrofisica de Andalucia (IAA-CSIC) w Hiszpanii; Planetary and Space Sciences Research Institute, The Open University (PSSRI /OU) w Wielkiej Brytanii; Institut fuer Geophysik und Meteorologie, University of Cologne (UKK) w Niemczech; University of Oslo w Norwegii; University "La Sapienza" we Włoszech; Osservatorio Astrofisico di Catania we Włoszech; Space Research Institute w Austrii; oraz ESA Science Directorate we Francji.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:28
SSP
Pakiet do badań powierzchni był zestawem 9 niezależnych układów sensorów przeznaczonych do określenia właściwości fizycznych materiału powierzchniowego po lądowaniu. Podczas opadania dostarczył też wielu przydatnych informacji na temat atmosfery. Do celów naukowych instrumentu zaliczało się: scharakteryzowanie natury powierzchni w miejscu lądowania; nałożenie ograniczeń na skład materiału powierzchniowego pod względem głównych składników; określenie cieplnych, optycznych, akustycznych i elektrycznych właściwości powierzchni, w tym cieczy w przypadku lądowania w zbiorniku; określenie właściwości fal i sposobu oddziaływań z atmosferą ewentualnego zbiornika cieczy; oraz dostarczenie bezpośrednich danych ułatwiających interpretację danych z radaru orbitera i informacji z innych instrumentów lądownika.

Początkowe założenia misji Huygens nie przewidywały bezpośrednich badań powierzchni. Jednak wraz z postępem prac, pod koniec fazy A (w 1988r) stwierdzono, że próbnik może przetrwać lądowanie i zdecydowano o dodaniu do niego małego pakietu sensorów do badań powierzchni. Planowano też zastosowanie spektrometru promieniowania rentgenowskiego do bezpośrednich badań składu powierzchni. Konfiguracja SSP została wybrana w 1990r. Zrezygnowano wtedy ze spektrometru, głównie z przyczyn finansowych. Ostateczny zestaw sensorów był jednak większy niż przewidywała pierwotna koncepcja i pozwalał na określenie dużej ilości parametrów fizycznych powierzchni. W myśl istniejących wtedy modeli występowanie rozległego oceanu na Tytanie było bardzo możliwe. SSP został więc zoptymalizowany do pomiarów właściwości cieczy. Zestaw nadal pozostawał jednak przydatny w przypadku lądowania na materiale stałym. Ilość mierzonych parametrów była maksymalna przy dostępnej masie i poziomie zasilania.

W skład systemu SSP wchodziły: przyspieszeniomierz zewnętrzny (Accelerometer External - ACC-E); przyspieszeniomierz wewnętrzny (Accelerometer Internal - ACC-I); wskaźnik nachylenia (Tiliometer - TIL); sensor właściwości cieplnych (Thermal Properties Sensor - THP); sensor do pomiarów właściwości akustycznych - sensor do pomiaru szybkości dźwięku (Acoustic Properties Sensor - Velocitmeter - API-V); sensor do pomiarów właściwości akustycznych - sonar (Acoustic Properties Sensor - Sonar - API-S); sensor przenikalności elektrycznej cieczy (Permittivity Sensor - PER); sensor gęstości cieczy (Density Sensor - DEN); oraz refraktometr (Refractometer - REF). 7 sensorów (ACC-E, THP, API-V, API-S, PER, DEN i REF) wymagało kontaktu z materiałem powierzchniowym. Znajdowały się one w cylindrycznej wnęce (tzw Top-Hat) rozciągającej się od platformy instrumentów do dolnej części lądownika, otwartej do otoczenia w dnie kopuły przedniej struktury lądownika. Miała ona przekrój o wymiarach 100 x 100 mm. Przednia część instrumentu była przyłączona do kopuły przedniej za pomocą łącznika z metalu i kaptonu, zapobiegającego nadmiernemu chłodzeniu wnętrza lądownika. Izolacja piankowa dookoła struktury SSP zapobiegała przenikaniu nadmiaru ciepła z lądownika do wnętrza instrumentu. Przewietrzanie wnętrza cylindra było zapewnione przez rurkę przebiegającą od jego górnej części poprzez strukturę lądownika do jego platformy wyposażenia. Dzięki niej gaz oraz ciecz z ewentualnego zbiornika mogły kontaktować się z odpowiednimi sensorami a następnie zostać odprowadzone. Użyta konfiguracja pozwalała na uniknięcie stosowania skomplikowanych mechanizmów lub wykorzystania dużej części przedniej powierzchni lądownika. Dzięki temu SSP nie przeszkadzał anteną wysokościomierza radarowego, kolektorowi ACP i wlotowi gazu atmosferycznego GCMS. 2 sensory nie wymagające kontaktu z materiałem powierzchniowym (ACC-I oraz TIL) umieszczono w pobliżu parketu elektroniki SSP, na platformie instrumentów lądownika. Masa całego systemu wynosiła 4.2 kg, a pobór mocy - 15 W.

Podczas prac na instrumentem wszystkie sensory modelu lotnego zostały poddane kalibracji w warunkach kriogenicznych (75K) z użyciem mieszanin symulujących atmosferę Tytana (azotu, metanu, etanu i argonu) oraz możliwego oceanu na jego powierzchni (ciekłego metanu i etanu). Później w testach z sensorami zapasowymi stosowano bardziej złożone mieszaniny. Cały zestaw był bardzo plastyczny. W przypadku lądowania w cieczy przydatne były sensory ACC-I, API-S, API-V, DEN, PER, REF, THP i TIL. Przy lądowaniu na gruncie przesyconym cieczą przydatne były ACC-E, ACC-I, API-S, PER (częściowo) i TIL (częściowo). Przy lądowaniu na powierzchni stałej użytecznych danych dostarczały ACC-E, ACC-I, API-S i TIL. Dla badań atmosfery istotne były ACC-I (częściowo), API-S (częściowo), API-V, PER (częściowo), REF (częściowo), THP i TIL.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:29
Przyspieszeniomierz wewnętrzny ACC-I znajdował się wewnętrzna lądownika, przy pakiecie elektroniki SSP umieszczonym na platformie instrumentów. Był przyspieszeniomierzem piezoelektrycznym. Mierzył zmiany przyspieszeń podczas opadania próbnika oraz zarejestrował jego uderzenie w powierzchnię. W przypadku uderzenia lądownika w powierzchnię stałą sensor ten pozwalał na określenie parametrów powierzchni związanych z jej ściśnięciem pod wpływem uderzenia. Sensor pozwalał też na niezależne określenie czy powierzchnia jest stała czy ciekła. Parametry opisujące wyhamowanie sondy znacznie różniłyby się pomiędzy dwoma skrajnymi przypadkami - pionowym uderzeniem w ciało stałe o doskonałej sztywności lub ukośnym uderzeniem w powierzchnię cieczy o niskiej gęstości i niskiej lepkości. Chociaż oba przypadki były bardzo mało prawdopodobne (w pierwszym doszłoby do znacznych uszkodzeń struktury lądownika) zasięg dynamiczny sensora był duży (od −100 g do +100 g). Rozdzielczość wynosiła  0.5 m/s^2.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:29
Przyspieszeniomierz zewnętrzny ACC-E znajdował się na iglicy wystającej z cylindra SSP. Był sensorem piezoelektrycznym. Ceramiczny element piezoelektryczny znajdował się pomiędzy przednią kopułką wykonaną z tytanu a trzonkiem iglicy. Rejestrował on siłę przykładaną do iglicy. Sensor ten pełnił rolę penetrometru. Wbił się w całości powierzchnię, aż do podstawy kopuły przedniej struktury lądownika. Dokonana w ten sposób rejestracja wyhamowania pozwoliła na określenie właściwości mechanicznych podłoża. W czasie uderzenia pomiary były wykonywane z częstotliwością 10 kHz, co dostarczało rozdzielczości pionowej 1 mm przy spodziewanej szybkości uderzenia 5 m/s. Dzięki małej masie tytanowej głowicy sensor charakteryzował się wysoką czułością. Dzięki temu dane z niego pozwalały na zaobserwowanie struktury ziarnistej materiału stałego. Można było rozróżnić drobny piasek, drobny żwir oraz gruby żwir. Chociaż pomiar taki był dokonywany tylko w jednym punkcie, jego połączenie z obrazami miejsca lądowania z DISR pozwalało na uogólnienie właściwości powierzchni.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:30
Wskaźnik nachylenia TIL składał się z dwóch sensorów - TIL-X i TIL-Y. Sensory te wykorzystywały zasadę elektrolityczną. Składały się z płytek platynowych i cieczy opartej na metanolu zamkniętych w szczelnym szklanym pojemniku. Pojedynczy sensor był bardzo mały. Był on czuły na kierunek do pionu wzdłuż jednej osi. Mógł rejestrować wychylenia próbnika do +/-60 stopni. Kierunki pomiarów nie były zgodne z osiami X i Y sytemu współrzędnych lądownika. Dane z obu sensorów pozwalały na określenie kąta nachylenia próbnika. Oba elementy znajdowały się na jednostce elektroniki SSP. W czasie lądowania częstotliwość pomiarów wynosiła 1 Hz. TIL był jednym z sensorów lądownika pozwalających na rekonstrukcję ruchów sondy w czasie lądowania (zmian orientacji, ruchów wahadłowych pod spadochronem i dynamiki uderzenia w powierzchnię). Innym instrumentem przeznaczonym do tego celu był HASI a ponadto eksperyment DWE. TIL był jednak jedynym sensorem dostarczającym jednoznacznej informacji na temat orientacji sondy w stosunku do lokalnego kierunku pionowego, a nie w stosunku do wektora przyspieszenia. Informacja na temat orientacji sondy była istotna dla interpretacji danych z instrumentów. Ponadto dostarczała wglądu w dynamikę atmosfery wzdłuż trajektorii lądowania. Historia zmian orientacji lądownika była też ważna dla oceny jego właściwości aerodynamicznych, które były używane podczas rekonstrukcji profilu lądowania. Po uderzeniu w powierzchnię pomiary były wykonywane 2 razy na sekundę. Była to dolna granica okresu fal na powierzchni ewentualnego zbiornika cieczy którą TIL mógł zarejestrować. W przypadku lądowania na powierzchni cieczy pozwoliłoby to na dobre scharakteryzowanie występujących na nim fal. Ponadto charakterystyka ruchów wirowych w cieczy nałożyłaby ograniczenia na głębokość i zasięg przestrzenny zbiornika.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:30
Sensor właściwości cieplnych THP służył do pomiarów temperatury i przewodnictwa cieplnego dolnej części atmosfery oraz ewentualnej cieczy na powierzchni. Mógł prawidłowo pracować zarówno w gazie jak i w cieczy. Znajdował się we wnętrzu Top-Hat. Składał się z dwóch kompletów sensorów, z których jeden był zapasowy. Rdzeń każdego sensora stanowił drut platynowy. W każdej parze sensorów zastosowano drut o średnicy 10 oraz 25 mikronów. Cienkie druty służyły do pomiarów stosunkowo niskiego przewodnictwa cieplnego atmosfery, a druty grube - do pomiarów przewodnictwa powierzchni. Każdy z drutów miał długości 5 cm. Pojedyncze druty były umieszczone w cylindrycznych osłonach. Technika pomiaru przewodnictwa cieplnego polegała na przepuszczaniu przez druty prądu o stałej wartości w danym przedziale czasu, co podgrzewało je oraz ośrodek. Tempo przenikania ciepła do ośrodka było uzależnione od jego parametrów cieplnych. Co 0.1 sekundy wykonywane były pomiary oporu. Takie pomiary w funkcji czasu przed i po impulsie podgrzewającym ośrodek pozwalały na zmierzenie tempa jego ogrzewania i wykrycie początku konwekcji. Sensor pozwalał na pomiary przenikalności cieplnej w zakresie 0 - 400 mW m^-1 K^-1. Podczas opadania pomiary miały rozdzielczość czasową około 1 minuty. Sensor dostarczył więc stosunkowo precyzyjnego profilu zmian parametrów cieplnych atmosfery. Pozwalał też na pomiar temperatury w zakresie 65 - 100 K. Dane te uzupełniły pomiary wykonywane przez system HASI.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:31
Sensor do pomiaru szybkości dźwięku API-V składał się z dwóch elementów piezoelektrycznych. Oba elementy znajdowały się po przeciwnych stronach Top-Hat i były zwrócone ku sobie. Jeden z elementów był nadajnikiem fali dźwiękowej, a drugi odbiornikiem. Mierzony był czas propagacji fali dźwiękowej pomiędzy nadajnikiem a odbiornikiem. Używany był krótki sygnał akustyczny o częstotliwości 1 MHz. Przedział czasu pomiędzy transmisją a odbiorem był mierzony z precyzją 250 ns. Odległość 0.125 m pomiędzy nadajnikiem a odbiornikiem dawała rozdzielczość pomiaru szybkości dźwięku 8 cm/s podczas pracy na powierzchni. Szybkości mogły być mierzone w zakresie 150 - 2000 m/s. Podczas opadania sensor wykonywał 1 pomiar na sekundę, dostarczając szczegółowego profilu zmian szybkości dźwięku wzdłuż trajektorii opadania. Szybkość dźwięku w połączeniu z pomiarami temperatury pozwalała na oszacowanie masy cząsteczkowej gazu przy założeniu że atmosfera jest gazem doskonałym. Był to pomiar kontrolny dla znacznie dokładniejszych, ale wykonywanych z mniejszą częstotliwością pomiarów instrumentu GCMS. Podczas minięcia tropopauzy i dalszego opadania API-V mógł wykrywać zmiany szybkości dźwięku powodowane przez obecność populacji stałych lub ciekłych aerozoli. W przypadku lądowania w cieczy API-V mógł pozwolić na określenie stosunku metan/etan z dokładnością 1.6%.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:32
Sonar API-S był sensorem piezoelektrycznym, składającym się z jednego elementu, używanego zarówno w charakterze nadajnika jak i odbiornika. Znajdował się w obrębie Top-Hat i był zwróconym ku dołowi. Nadawał falę dźwiękową i odbierał ją po odbiciu. Odbierał echo dźwiękowe przy długości około 13 mm. Częstotliwość próbkowania dla każdego echa wynosiła 1 kHz. Sensor ten rejestrował echo z powierzchni w trakcie lądowania. Był również w stanie zarejestrować echo z dna ewentualnego zbiornika cieczy. Wraz z danymi z API-V teoretycznie możliwe było zmierzenie głębokość zbiornika do 500 - 1000 m. W przypadku lądowania w cieczy sensor ten mógł więc dostarczyć dolnego ograniczenia na głębokość zbiornika. Spekulowano ponadto, że mógł wykryć zmiany w profilu echa wynikające z obecności w cieczy takich obiektów jak pęcherzyki gazów czy osady. Po zanurzeniu w cieczy wydajność sensora była wyższa niż w atmosferze z powodu wyższej gęstości cieczy. Sensor sondował też atmosferę. Nie mógł wykrywać typowych cząstek aerozoli złożonych z kondensujących związków organicznych z powodu ich zbyt małych rozmiarów, ale mógł wykrywać lokalnie występujące większe drobiny, takie jak krople deszczu. W końcowym etapie lądowania API-S pozwalał ponadto na określenie topografii miejsca lądowania z precyzją pionową około  0.1 m. Analiza echa uzyskiwanego w czasie ostatnich kilkuset metrów opadania pozwalała ponadto na oszacowanie morfologii powierzchni z rozdzielczością około 10 m.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:32
Sensor przenikalności elektrycznej cieczy PER składał się z prostych elektrod umieszczonych wewnątrz przestrzeni Top-Hat. Jako elektrody zastosowano 22 równoległe do siebie płytki ułożone w stóg. tworzyły one kondensator, a jego pojemność elektryczna zmieniała się w zalewności od przenikalności elektrycznej ośrodka w którym elektrody były zanurzone. Sensor ten wykonywał też pomiary przewodności elektrycznej. Umożliwiało to pulsacyjne przykładanie napięcia do niego. Mógł w ten sposób dostarczyć detekcji cząsteczek polarnych w ewentualnym zbiorniku i umożliwić nałożenie ograniczeń na populację rozpuszczalnych jonów w otoczeniu. W obrębie PER znajdował się też termometr mający postać diody krzemowej. Wykonywał on pomiary temperatury z precyzją lepszą od 0.5K. System PER nie mógł rejestrować przewodności i przenikalności elektrycznej atmosfery. Teoretycznie jednak w tropopauzie (na wysokości 40 km) na sensorze mógł chwilowo skraplać się azot i metan. Skroplina mogła połączyć dwie elektrody i jej przewodność mogła zostać zarejestrowana.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:34
Sensor gęstości cieczy DEN został przygotowany głównie z myślą o zmierzeniu gęstości ewentualnego oceanu na Tytanie. Był sensorem pływalności Archimedesa. Mierzone miało być przesunięcie pływaka umieszczonego ma mostku w obrębie Top-Hat. Mostek złożony był z dwóch belek epoksydowych. Pomiar przesunięcia pływaka miał polegać na detekcji zmiany naprężenia belek za pomocą czterech tensometrów. Pomiary pozwalały na oszacowanie gęstości cieczy w przedziale 400 - 700 kg/m^3. DEN był sensorem uzupełniającym SSP. Charakteryzował się bardzo małą objętością, masą i poborem energii. Pomimo mniejszych osiągów niż oryginalnie planowano mógł on zarejestrować szereg zjawisk. Mógł np obserwować wpływanie i wypływanie cieczy z Top-Hat. Rejestracja ruchów cieczy nałożyłaby ograniczenia na jej lepkość, parametr który nie był bezpośrednio mierzony przez żaden z sensorów.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:35
Refraktometr REF służył do pomiary współczynnika załamania cieczy. Układ pomiarowy był odpowiednio ukształtowanym (cylindrycznym) pryzmatem z dwoma diodami LED. Diody dostarczały oświetlenia 635 nm zakrzywionej powierzchni pryzmatu od wewnątrz oraz z zewnątrz. Światło było doprowadzane na pryzmat za pomocą światłowodów. Następnie światło przechodzące przez górną powierzchnię pryzmatu było odbierane przez detektor w postaci liniowego zestawu 512 fotodiod. Detektor ten był przymocowany do jednej ze ścian pryzmatu. Gdy REF był zanurzony w ośrodku o danym współczynniku załamania światło dostające się do granicy pomiędzy cieczą a pryzmatem doświadczało efektu kąta granicznego i ulegało refrakcji lub całkowitemu wewnętrznemu odbiciu. Zarówno dla oświetlenia wewnętrznego jak i zewnętrznego tylko część wiązki świetlnej ulegała refrakcji lub odbiciu na detektor. Współczynnik załamania ośrodka był obliczany na podstawie pozycji przejścia pomiędzy oświetloną i ciemną częścią detektora. Porównanie profilu  oświetlenia przyjmowanego przez detektor z diody zewnętrznej i wewnętrznej pozwalało na ocenę nieprzezroczystości ośrodka. Wszystkie komponenty REF znajdowały się w obrębie Top-Hat. Sensor pozwalał na pomiary współczynnika załamania w zakresie 1.250 - 1.450 z jednostką  0.001. Podczas opadania sensor nie dostarczał istotniejszych danych, podobnie jak PER i DEN. Teoretycznie możliwe było jednak zarejestrowanie kondensatów formujących się na sensorze w tropopauzie. Zewnętrza powierzchnia pryzmatu mogła pokryć się kondensującymi substancjami stałymi lub ciekłymi, a REF mógł określić grubość i współczynnik załamania tej warstwy.

Pakiet SSP został opracowany przez Space Sciences Department na University of Kent oraz Rutherford Appleton Laboratory Space Science Department. Sensor THP powstał w Centrum Badań Kosmicznych w Warszawie.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:36
DWE
Eksperyment dopplerowskich pomiarów wiatrów (Doppler Wind Experiment - DWE) był doświadczeniem radiowym. Miał polegać na precyzyjnym śledzeniu przesunięć dopplerowskich w sygnale lądownika w trakcie opadania na spadochronie. Jego podstawowym celem było określenie profilu zmian szybkości wiatrów w atmosferze na wysokościach od 160 km do powierzchni z dokładnością około 1 m/s. Pozwała na wyznaczenie zarówno kierunków jak i szybkości wiatrów. Do dodatkowych celów zaliczało się: wykonanie pomiarów fluktuacji przesunięć dopplerowskich w celu określenia poziomu i indeksu spektralnego turbulencji i możliwych struktur falowych w atmosferze Tytana; oraz zmierzenie zmian poziomu sygnału w trakcie lądowania w celu odtworzenia dynamiki lądowania (np tempa rotacji próbnika pod spadochronem, wahadłowych ruchów pod spadochronem i pozycji po lądowania). Eksperyment zakończył się niepowodzeniem z powodu utraty jednego z kanałów telemetrycznych w trakcie lądowania. Jego cele jednak udało się osiągnąć z dokładnością pozwalającą na wykonanie zaplanowanych badań dzięki śledzeniu sygnału lądownika za pomocą radioteleskopów.

W eksperymencie DWE wykorzystany miał być sygnał radiowy próbnika. Jedynymi urządzeniami przygotowanymi specjalnie na potrzeby eksperymentu były dwa oscylatory ultrastabilne (Ultra Stable Oscillator - USO) - jeden na lądowniku i jeden na orbiterze. Na próbniku znajdował się oscylator ultrastabilny nadajnika (Transmitter Ultra Stable Oscillator - TUSO), a na orbiterze - oscylator ultrastabilny odbiornika (Receiver Ultra Stable Oscillator - RUSO). Oscylatory charakteryzowały się masą 1898 g (wraz z osłonami przed promieniowaniem o masie 150 g). Miały wymiary 170 x 117 x 119 mm. Wytwarzały sygnał wyjściowy o częstotliwości 10  +/- 0.1 Hz. Pobór mocy wynosił 15W.

Oscylatory USO emitowały sygnał odniesienia pozwalający na prawidłowe pomiary przesunięć dopplerowskich w sygnale z próbnika. Sygnał TUSO miał być transmitowany w jednym z dwóch kanałów telemetrycznych. Kanał ten jednak uległ awarii.

USO były oscylatorami rubidowymi. W przypadku TUSO duże przeciążenie podczas wejścia w atmosferę Tytana (16.1 g) powodowało, że normalny oscylator kwarcowy mógł nie dostarczać stabilnego sygnału. Ponadto dalsze niestabilności mogła spowodować gwałtowana zmiana ciśnienia z 0 do 1.5 bara w czasie lądowania.

USO składał się z pakietu fizycznego generującego sygnał oraz z kilku kart drukowanych zawierających elektronikę. Komponenty te były umieszczone w obudowie aluminiowej zbudowanej jako klatka Faradaya, co zapobiegało uszkodzeniom powodowanym przez ładunki elektryczne. Zewnętrza powierzchnia była pokryta niklem i materiałem Chemglaze Z 306. Zarówno elektronika jak i pakiet fizyczny były otoczone metalowymi osłonami niwelującymi wahania pola magnetycznego, które mogły spowodować przesunięcie częstotliwości. Elementy wrażliwe na promieniowanie były przed nim zabezpieczone. Mogły opracować przy promieniowaniu do 10 krad. Dla TUSO maksymalne promieniowanie wyniosło około 5 krad, ale dla RUSO około 18 krad. Dlatego też jego krytyczne komponenty były dodatkowo chronione czapeczkami z tantalu o grubości około 1 mm. Zabezpieczenia przed promieniowaniem stanowiły około 10% masy obu USO.

TUSO znajdował się na platformie instrumentów lądownika. Był do niej przyłączony przez cztery metalowe bolce. Pomiędzy obudową a platformą była szczelina wypełniona powietrzem, co zapobiegało nadmiernej utracie ciepła z wnętrza oscylatora. Dzięki temu ogrzewanie zużywało mniej energii.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Scorus w Wrzesień 27, 2010, 21:37
PRZEBIEG MISJI
Huygens wystartował połączony z sondą Cassini dnia 15.10.1997r, godz. 08:43:00 UTC za pomocą rakiety Titan 4/Centaur. Miejscem startu był przylądek Canaveral.

W czasie lotu międzyplanetarnego większość systemów Hyugensa była wyłączona. Testy sprawności były wykonywane co 6 miesięcy.

Podczas lotu inżynierowie w Darmstadt zauważyli, że testy łączności pomiędzy lądownikiem a orbiterem przed starem nie zostały przeprowadzone w należycie realistycznych warunkach. Przeprowadzone zostały dodatkowe testy, w których Cassini odbierał sygnał z Ziemi symulujący sygnał z lądownika z różnymi przesunięciami dopplerowskimi. Okazało się wtedy, że orbiter nie jest w stanie odebrać danych z lądownika. Przesunięcie dopplerowskie w sygnale lądownika w czasie lądowania było uwzględnione w zakresie częstotliwości odbiorach orbitera, ale odpowiednie poprawki nie zostały dokonane w oprogramowaniu. Zmiany w oprogramowaniu nie mogły zostać przeprowadzone w trakcie lotu, więc konieczna była zmiana trajektorii lotu lądownika do Tytana. Odłączenie lądownika było pierwotnie planowane na listopad 2004r. Nowy plan zakładał odłączenie w grudniu 2004r. Dzięki temu ścieżka sygnału radiowego w czasie lądowania przebiegała prostopadle do kierunku ruchu lądownika względem orbitera, co znacznie zmniejszało przesunięcie dopplerowskie. Wprowadzono też pewne zmiany w oprogramowaniu instrumentów lądownika, co zmniejszyło szanse na utratę danych.

Huygens został odłączony od orbitera 25 grudnia 2004r o godzinie 02:00 UTC. Lądowanie odbyło się 14 stycznia 2005r. Tego dnia o godzinie 5.41:19 UTC zegar sondy uruchomił jej elektronikę. Orbiter uruchomił odbiornik o godzinie 06:50 UTC, a następnie o godzinie 07:02 UTC rozpoczął nakierowywanie anteny HGA na Tytana. O godzinie 07:14 UTC proces ten został zakończony, a 3 minuty później zakończona została transmisja na Ziemię w paśmie X. Huygens uruchomił swój nadajnik w trybie małej mocy o godzinie 08:44 UTC. O godzinie 09:05:56 UTC pojazd dotarł do wysokości 1 270 kilometrów nad powierzchnią, gdzie miało miejsce wejście w atmosferę. W ciągu 3 minut od wejścia w atmosferę szybkość sondy spadła z 22 000 do 1400 km/h. Maksymalna zmiana przyspieszenia nastąpiła o 09:09 UTC. O 09:01 UTC otwarty został spadochron pilotujący. Sygnałem do jego otwarcia było zmniejszenie szybkości do 400 km/s, na wysokości około 180 kilometrów ponad powierzchnią. Jedynym celem tego spadochronu było oderwanie górnej pokrywy chroniącej sondę podczas wejścia w atmosferę. 2.5 sekundy po jego otworzeniu pokrywa została oderwana. Wtedy, o 09:10:24 UTC otworzył się główny spadochron. O godzinie 09:11 UTC Hyugens rozpoczął transmisję do orbitera Cassini, nadajnik pracował w trybie dużej mocy. W tym samym czasie lądownik odrzucił osłonę termiczną. Nastąpiło to na wysokości około 160 kilometrów. Od tego czasu instrumenty naukowe rozpoczęły pomiary. 42 sekundy po otworzeniu spadochronu zostały otwarte porty wejściowe chromatografu gazowego GCMS i kolektora aerozoli ACP, oraz rozłożone dwa wysięgniki instrumentu do badań struktury atmosfery HASI. Instrument DISR rozpoczął także wykonywanie pierwszych zdjęć. Zestaw sensorów do badan powierzchni SSP został także włączony w celu wykonania badań właściwości atmosfery. O godzinie 09:25:21 UTC główny spadochron został odrzucony, i rozłożył się mały spadochron stabilizujący. Zdarzyło się to na wysokości 125 kilometrów. Na tym poziomie główny spadochron zwolnił próbnik na tyle, że baterie nie wystarczyłyby na lot do powierzchni. Mały spadochron pozwolił na schodzenie z większą szybkością, pozwalającą na zebranie maksymalnej ilości danych. Wysokościomierze radarowe zostały uruchomione o 09:42 UTC, na wysokości około 60 km. Przedtem wszystkie operacje były oparte na działaniu zegarów. Sonda rozpoczęła także monitorowanie tempa wirowania i wysokości, oraz rozpoczęła wysyłanie tych informacji do instrumentów naukowych. Dane te były istotne dla części pomiarów. O 09:50 UTC spektrometr masowy i chromatograf gazowy GCMS rozpoczął pomiary składu atmosfery. Był to ostatni instrument, który został w pełni aktywowany. Sonda dalej opadała przez około 137 minut. W tym czasie obracała się w tempie 1 - 20 obrotów na minutę, dzięki czemu kamery wchodzące w skład DISR mogły wykonać pełną panoramę. Orbiter zbliżył się do Tytana na najmniejszą w czasie lądowania odległość 59 996 km o godzinie 11:12 UTC. Leciał z szybkością 5401 m/s. Kąt fazowy wynosił 93 stopnie, co odpowiadało widoczności orbitera ze strefy lądowania na wysokości 33 stopni ponad horyzontem w azymucie 278 stopni. O godzinie 11:23 UTC uruchomiono lampę DISR. W ten sposób na powierzchnię Tytana zostało dostarczone oświetlenie, umożliwiające uzyskanie jej spektrogramów. O godzinie 11:38:11 UTC pojazd osiadł na powierzchni. Miejsce lądowania znajdowało się w okolicach punktu o współrzędnych 10.2936S, 163.1775°E, blisko skraju jasnego w podczerwieni rejonu Xandau. Wszystkie instrumenty przetrwały uderzenie w grunt i nadal wykonywały pomiary. Kamery DISR w dalszym ciągu wykonywały zdjęcia. O godzinie 13:37 UTC sonda Cassini zakończyła zbieranie danych, ponieważ miejsce lądowania znalazło się pod horyzontem Tytana. Misja została więc zakończona. O 15:55 UTC sygnał utracono także w obserwatorium radioastronomicznym w Parkes. Tymczasem orbiter wykonał obrót pozwalający na ponownie zwrócenie anteny HGA na Ziemię i o godzinie 14:10 UTC rozpoczął transmisję danych. Sygnał podróżował na Ziemię przez 67 minut. Przesyłanie pierwszej kopii danych zakończyło się o godzinie 16:50 UTC, a drugiej - o 21:00 UTC.

Lądowanie Hyugensa trwało 2 godziny, 37 minut, i 57 sekund. Próbnik kontynuował transmisję z powierzchni przez 1 godzinę i 12 minut. Jego misja trwała 3 godziny i 44 minuty. Pojazd dostarczył ponad 474 megabitów danych.

W czasie lądowania orbiter nie odebrał danych z kanału telemetrycznego A lądownika. Było to spowodowane pomyłką w oprogramowaniu komunikacyjnym. Oprogramowanie nie uruchomiło jednego z odbiorników. Błąd ten powstał w ESA. Brakująca komenda zawierała się w oprogramowaniu orbitera, ale była częścią pakietu opracowanego przez ESA dla misji Huygens.

Podczas misji instrument DISR wykonał 367 trójek zdjęć podczas lądowania. Była to połowa z planowanej ilości, ponieważ stracono jeden z kanałów telemetrycznych. DISR obok DWE był jedynym instrumentem którego dane były dzielone na dwa kanały. Powierzchnia była wyraźnie widoczna dopiero poniżej 25 km. Zdjęcia pokazały ciemne, nisko położone obszary oraz jasne tereny wzniesione, pokryte korytami, wygalającymi na systemy rzeczne. Pojazd wylądował na ciemnym obszarze, będącym nagromadzeniem osadów. Zdjęcia z powierzchni pokazały otoczone kamienie zbudowane z lodu, których kształt wskazywał na erozję przy udziale cieczy. Powierzchnia okazała się ciemniejsza niż szacowano.

Instrument GCMS z powodzeniem wykonał szczegółowe badania składu atmosfery. W stratosferze znajdowała się jednolita mieszanina metanu i azotu. Po 90 minutach schodzenia stosunek metanu do azotu zaczął się zmieniać, co wskazywało na obecność chmur.

Dane zebrane przez instrument HASI pozwoliły na opracowanie pełnego profilu właściwości fizycznych atmosfery. Temperatura zmierzona na powierzchni wynosiła 93.8 K. Mikrofon z powodzeniem zarejestrował dźwięki podczas opadania.

Zestaw do badań powierzchni SSP zarejestrował 3 godziny i 37 minut danych,  w tym 1 godzinę i 10 minut na powierzchni. Żadne dane z jego 9 systemów pomiarowych nie zostały utracone. Zmniejszenie szybkości sondy podczas uderzenia w powierzchnię wyniosło 15 G w czasie 40 milisekund. Pomiary wykonane przez przyspieszeniomierz pełniący funkcję penetrometru wskazały na obecność cienkiej zmrożonej skorupy na powierzchni gleby. Dalsza część gleby miała jednorodną konsystencję przypominającą glinę. Pomiary sonarowe zostały wykonane z wysokości 12 metrów nad powierzchnią. Szybkość uderzenia w powierzchnię wyniosła 4.5 metra na sekundę. Pomiary zmiany przyspieszenia wskazały, że sonda wbiła się w grunt na głębokość 10 - 15 centymetrów.

Podczas misji nie udało się wykonać eksperymentu radiowego DWE, z powodu utraty kanału A. Jednak jego cele, czyli pomiary wiatrów w pełni wykonano z użyciem danych  z radioteleskopów. Z zastosowaniem techniki VLBI lądowanie Hyugensa obserwowało 18 obserwatoriów radiowych na całym świecie. Największymi użytymi antenami były Green Bank Telescope (GBT) w USA oraz Parkes Radio Telescope w Australii. W celu odebrania bardzo słabego sygnału lądownika zastosowano specjalnie przygotowane na tą okazję oprzyrządowanie. Pomiary te pozwoliły na wyznaczenie pozycji Hyugensa z dokładnością 1 kilometra, i jego szybkości z dokładnością do kilku metrów na sekundę. Była to dokładność mniejsza niż w przypadku DWE, ale nadal wystarczająca do wykonania zaplanowanych badań.
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: wini w Wrzesień 27, 2010, 22:00
Scorus masz jakiś fanclub?:P 2 strony materiałów o małym próbniku - to jest niesamowite:)

Podnosisz poprzeczkę baaardzo wysoko:) Daje słowo, że jutro to wszystko przeczytam:P
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Matias w Wrzesień 28, 2010, 00:28
Też chcę do tego fanclubu..
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Rafał w Październik 14, 2015, 10:16
Odtworzenie lądowania Huygensa. Perełka dla miłośników obcych światów :)
http://www.youtube.com/watch?v=HtYDPj6eFLc
Tytuł: Odp: Huygens (kompendium)
Wiadomość wysłana przez: Pojmen w Październik 16, 2015, 16:03
Fantastyczne, szkoda, że na razie nie ma co liczyć na kolejny lądownik Tytana :)