Autor Wątek: Gaia (kompendium)  (Przeczytany 19073 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #15 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:39 »
System kontroli orientacji przestrzennej i parametrów orbity (Attitude and Orbit Control Subsystem - AOCS) umożliwia zarówno stabilizację obrotową (w fazie lotu do punktu L2) jak i bardzo precyzyjną stabilizację trójosiową (w trakcie realizacji programu naukowego). W trybie stabilizacji obrotowej danych nawigacyjnych dostarczają trzy sensory Słońca oraz jeden żyroskop. Sensory Słońca składają się z układu optycznego o polu widzenia 128 x 128 stopni oraz kwadratowej fotodiody krzemowej. Gdy satelita jest stabilizowany trójosiowo na orbicie wokół punktu L2 danych nawigacyjnych dostarcza pojedynczy szperacz gwiazd o szerokim polu widzenia oraz system mapujący niebo zestawu naukowego. W trybie pozycjonowania precyzyjnego podczas obserwacji naukowych głównym źródłem danych nawigacyjnych na temat orientacji i tempa obrotów satelity jest  system mapujący niebo. Przy szybkich zmianach orientacji przestrzennej w tym trybie używany jest precyzyjny żyroskop. System ten pozwala na uzyskanie bardzo wysokiej precyzyjni w kontroli tempa obrotu satelity, z całkowitym błędem na poziomie rzędu 10 mas * s^1 3δ  w czasie 1 s. Zapobiega to rozmywaniu obrazu gwiazd rzutowanego na płaszczyznę ogniskowej systemu pomiarowego. Ponieważ program obserwacji naukowych wymaga uzyskania środowiska wolnego od wibracji na satelicie nie mogły znajdować się żądne ruchome części. Żyroskopy nie były tutaj wyjątkiem. Nie zastosowano więc typowych żyroskopów z rotującymi kołami, ale żyroskopy z optyką światłowodową (Fibre-Optics Gyroscope - FOG). Mierzą one rotację satelity poprzez pomiary interferencji światła. Korekty orientacji przestrzennej podczas obserwacji naukowych umożliwia system mikronapędowy MPS. W trybie bezpiecznym orientacja jest kontrolowana za pomocą silników systemu CPS.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #16 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:40 »
System kontroli temperatury jest w większości pasywny. Utrzymywanie bardzo stabilnej temperatury wewnętrznej umożliwia pokrycie powierzchni satelity warstwą o charakterze reflektora optycznego oraz izolacją wielowarstwową oraz pomalowanie komponentów wewnętrznych na czarno. Wewnątrz konstrukcji znajduje się sieć kapilar cieplnych. Większa część ciepła dopływającego wraz z promieniowaniem słonecznym jest znoszona przez osłonę przeciwsłoneczną. W razie potrzeby temperatura jest regulowana przez grzejniki. Moduł serwisowy jest odizolowany termicznie od modułu wyposażenia naukowego. Przepływ ciepła na drodze promieniowania i przewodnictwa pomiędzy oboma modułami (w tym również osłoną przeciwsłoneczną) jest znacznie ograniczony poprzez zastosowanie izolacji wielowarstwowej i odczepienie wsporników podpierających moduł PM w czasie startu po wejściu na orbitę. Ponadto stabilność termiczna jest gwarantowana przez stały kąt między satelitą a Słońcem oraz unikanie cyklicznego włączania i wyłączania poszczególnych komponentów pojazdu w trakcie obserwacji naukowych.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #17 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:41 »
Moduł wyposażenia naukowego PLM stanowił górną, wyższą cześć statku. Ma masę 524 kg. W jego wnętrzu znajdzie się cały sprzęt naukowych statku Gaia.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:44 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #18 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:41 »
Zasadniczym składnikiem konstrukcji mechanicznej modułu PLM jest tzw. torus mający w istocie postać rury zwiniętej na planie ośmiokąta. Stanowi on ławę optyczną, na której zainstalowano zwierciadła oraz system płaszczyzny ogniskowej układu pomiarowego satelity. Ma on średnicę około 3 metrów. Składa się z 17 cylindrów wykonanych z węglika krzemu (SiC). Proces łączenia poszczególnych sekcji polegał na zaaplikowaniu pasty lutowniczej rozgrzanej następnie do temperatury 1000°C. Zastosowanie węglika krzemu zapewniło małą masę jak i dużą sztywność torusa. Niska wartość współczynnika rozszerzalności cieplnej tego materiału i duża przewodność cieplna sprawiła, powoduje że jest bardzo stabilny i szybko niweluje gradient cieplny. Dzięki temu komponenty optyczne rozmieszczone na torusie nie zmieniają położenia względem sienie, co umożliwia prowadzenie pomiarów astrometrycznych z dokładnością rzędu mikrosekundy kątowej. Torus został zbudowany przez specjalizujący się w strukturach z węglika krzemu wydział BOOSTEC grupy Mersen Group z siedzibą w  La Défense we Francji, na mocy kontraktu z EADS-Astrium.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:46 wysłana przez Scorus »

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #18 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:41 »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #19 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:46 »
Torus jest połączony z kołnierzem górnym konstrukcji mechanicznej modułu serwisowego za pomocą trzech dwójnogów. Każdy z nich składa się z dwóch par belek zestawionych w kształcie litery V. W każdej parze jedna z belek służy do podtrzymywania torusa w trakcie prac naziemnych i w czasie startu. Jest ona wykonana z CFRP. Jest zwalniana po wejściu na orbitę. Druga belka służy do podtrzymywania torusa w trakcie misji. Jest wykonana z polimeru wzmocnionego włóknem szklanym. Takie podejście pozwoliło na zminimalizowanie przepływu ciepła pomiędzy SVM i PLM.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #20 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:49 »
Cały moduł instrumentów naukowych jest osłonięty pokryciem termicznym (Thermal Tent Structure - TTS). Element ten chroni sprzęt naukowy przed ciepłem i światłem rozproszonym. Zmniejsza też tło promieniowania. TTS ma kształt cylindra ze stożkowatym zwieńczeniem. Jego struktura złożona z paneli wykonanych z CFRP. Ich powierzchnia zewnętrzna jest pokryta arkuszami izolacji wielowarstwowej. W TTS znajduje się sześciokątne wycięcie na radiator systemu płaszczyzny ogniskowej zestawu naukowego oraz dwa prostokątne wycięcia tworzące otwory wejściowe teleskopów. TTS jest przymocowany do górnej powierzchni SVM a nie do torusa PLM, co zapobiega wprowadzaniu ciepła do układu optycznego.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #21 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:51 »
WYPOSAŻENIE
W skład wyposażenia naukowego pojazdu wchodzi pojedynczy, zintegrowany system pomiarowy (Gaia Scientific Package). Jego cele naukowe pokrywają się z celami całej misji. System ten obejmuje układ optyczny (Optical Assembly); układ płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Assembly - FPA); detektor frontu fali (Wave-Front Sensor - WFS); monitor kąta bazowego (Basic-Angle Monitor - BAM); oraz system elektroniczny. Można podzielić go funkcjonalnie na trzy części: system astrometryczny (Astrometric Subsystem - ASTRO); fotometr o średniej szerokości pasm (Medium Band Photometer - MBP); oraz spektrometr szybkości radialnych (Radial Velocity Spectrometer - RVS). Każda funkcja jest wykonywana przez osobny zestaw detektorów w płaszczyźnie ogniskowej, jednak wszystkie te bloki współdzielą wspólny układ optyczny. Elementy afokalne używane do pomiarów fotometrycznych i spektrometrycznych są umieszczone blisko płaszczy ogniskowej rozpraszając światło gwiazd wzdłuż kierunku skanowania. Dzięki temu funkcje spektrometryczne i fotometrczne mogą wykorzystywać dwa kierunki widzenia instrumentu i duży otwór wejściowy systemu ASTRO, działając na polach nieba o dużej gęstości obiektów.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #22 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:52 »
Układ optyczny całego instrumentu jest złożony z dwóch trójzweirciadlanych teleskopów astygmatycznych (Three-Mirror Anastigmat - TMA) kierujących światło na pojedynczą płaszczyznę ogniskowej. Oba teleskopy są identyczne. Ich pola widzenia mają wymiary 0.7 x 0.7 stopnia (wzdłuż kierunku skanowania nieba x w poprzek skanowania). Są rozdzielone kątem 106.5° (tzw. kąt bazowy). W skład każdego teleskopu wchodzą trzy zwierciadła zasadnicze (Mirror 1 - 3, M1 - M3 i Mirror '1 - 3 - M'1 - M'3). kierują one światło na układ dwóch dalszych zwierciadeł (M4 i M'4), czyli kombinator wiązek (Beam Combiner) łączący obie wiązki. Światło wychodzi z niego jaklo pojedyncza wiązka i wchodzi do optyki kierującej (Foling Optics - FO) będącej wspólną częścią ścieżki optycznej obu teleskopów. Obejmuje ona dwa zwierciadła (M5 i M6) kierujące światło na płaszczyznę ogniskowej. Tak więc na wyjściu układu optycznego znajduje się jedna wiązka światła a obrazy dostarczone przez optykę obu teleskopów są nałożone i rzutowane na płaszczyznę ogniskowej jako pojedynczy obraz.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:54 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #23 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:54 »
Wszystkie zwierciadła mają kształt prostokątny. Są wykonane z arkuszy złożonych ze spiekanego węglika krzemu (SiC), materiału o bardzo wysokiej stabilności termicznej. Z tego samego materiału wykonany jest torus modułu wyposażenia naukowego satelity. Dzięki temu rozmiar całego systemu optycznego nie podlega zmianą w czasie trwania misji. Wraz ze złożonym systemem kontroli temperatury gwarantuje to zachowanie stabilnego kąta pomiędzy oboma teleskopami. Arkusze zostały dostarczone przez firmę wydział BOOSTEC grupy Mersen Group z siedzibą w  La Défense we Francji. Zostały wytworzone z proszku SiC. Po zmieszaniu ze środkiem wiążącym proszek został sprasowany pod ciśnieniem 1 400 barów. Takiemu blokowi nadano odpowiedni kształt mechanicznie. Następnie został on zapieczony poprzez podgrzanie do temperatury 2 000°C. Proces ten pozwolił na połączenie ziaren SiC bez ich stopienia. Następnie powierzchni zwierciadeł nadano wymagany płaski kształt. Ponieważ spiekany SiC nie jest jednorodny uzyskanie optymalnej powierzchni optycznej nie mogło odbyć się na drodze bezpośredniego szlifowania. Powierzchnia odbijająca została więc pokryta warstwą węglika krzemu naniesionego na drodze chemicznego osadzania par (Chemical Vapour Deposition - CVD). Napylanie zostało wykonane przez firmę by Schunk Kohlenstofftechnik z Heuchelheim w Niemczech. Ostatecznie odpowiedni kształt zwierciadeł został uzyskany podczas końcowego szlifowania za pomocą precyzyjnych urządzeń strenowanych komputerowo. Odpowiadała za to firma Sagem z Paryża. Precyzja polerowania wyniosła 10 nanometrów. Następnie naniesiono warstwę odbijającą złożoną ze srebra oraz warstwę zapobiegającą matowieniu srebra. Zwiększyło to odbijalność zwierciadeł w wymaganym zakresie spektralnym 320 - 1000 nm.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #24 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:55 »
Zwierciadła M1 i M'1 mają wymiary 1.49 x 0.5 metra i masę. Zwierciadła M2 i M'2 oraz M3 i M'3 mają identyczne wymiary - 0.65 x 0.275 metra. Wymiary zwierciadeł M4, M'4 i M5 wynoszą 0.54 x 0.36 m. Zwierciadła M1 i M'1, M2 i M'2 oraz M3 i M'3 są zainstalowane na torusie za pomocą dedykowanych montaży optycznych wykonanych z węglika krzemu. Zwierciadła M4, M'4, M5 i M6 znajdują się na współnej strukturze montażowej optyki kombinującej (Folding-Optics Structure - FOS) przyłączonej to torusa po jego wewnętrznej stronie.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 16:57 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #25 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:58 »
Światło z układu optycznego trafia częściowo bezpośrednio na detektory FPA (dla systemu ASTRO), a częściowo przechłodzi przez moduły optyczne systemu fotometrycznego i systemu RVS. Ostatecznie jest rejestrowane przez zestaw detektorów CCD FPA, stanowiący pojedynczą jednostkę dla całego instrumentu. Oba teleskopy charakteryzują się otworami wejściowymi o wymiarach 1.45 x 0.5 m. Dłuższy wymiar jest skierowany zgodnie z kierunkiem skanowania nieba w celu uzyskania najwęższej funkcji rozmycia źródła punktowego (Point Spread Function - PSF) w kierunku prowadzenia pomiarów przy zachowaniu kompatybilności z wymaganą jakością optyki, dostępną przestrzenią na komponenty optyczne, wymaganym rozmiarem obserwowanego pola nieba i wymogami radiometrycznymi. Powierzchnia zbierająca otworów wejściowych jest dobrana tak, aby całkowita liczba zebranych fotonów na każdą gwiazdę dopowiadała dokładności określania jej pozycji na poziomie 10 μas po 5 latach, dla obiektów o jasności do 15 mag. Długość ogniskowej wynosi 35 m. Pozwala to na prawidłowe próbkowanie przy poziomie dyfrakcji odpowiadającej 4 pikselom na detektorze w kierunku skanowania nieba (przy szerokości piksela detektora 10 μm w kierunku skanowania). Zniekształcenie obrazu jest niewielkie, kompatybilne z integracją TDI detektorów trwającą 3.3 s. Wszystkie elementy optyczne są umieszczone na torusie modułu wyposażenia naukowego stanowiącym ławę optyczną o średnicy około 3 metrów. Umieszczenie wszystkich zwierciadeł i płaszczyzny ogniskowej na pojedynczej strukturze zapewniło, ze cały system jest symetryczny a jego rozmiary są wysoce stabilne. Ponadto ułatwiło montaż całego instrumentu.

Pomimo że układ optyczny jest w pełni refleksyjny (oparty wyłącznie na zwierciadłach) dyfrakcja spowodowana przez aberracje rezydentne wywołuje systematyczne przesunięcie chromatyczne piku dyfrakcji, a tym samym obrazów. Utrudnia to pomiary położenia obiektów. Ten efekt, zwykle pomijalnie mały w tradycyjnych systemach optycznych jest bardzo istotny w misji Gaia. Chromatyczne przesunięcie obrazu zależy od położenia w polu widzenia i rozkładu spektralnego energii emisji gwiazdy, ale nie od jej jasności. Zminimalizowanie przesunięcia chromatycznego do zadowalającego poziomu nie było możliwe w wybranej konfiguracji instrumentu. Efekt ten jest usuwany z danych podczas analizy wykonywanej na Ziemi, na podstawie kalibracji wykonywanej z użyciem informacji z systemu fotometrycznego, dla każdego obserwowanego obiektu.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #26 dnia: Styczeń 01, 2014, 16:58 »
Światło z układu optycznego i znajdujących się za nim modułów optycznych trafia ostatecznie na detektory CCD znajdujące się w systemie płaszczyzny ogniskowej FPA. System ten obejmuje ponadto elektronikę detektorów, radiatory oraz odpowiednie struktury podpierające. Jest przymocowany do torusa PLM za pomocą dwóch par rozpór w kształcie litery V.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #27 dnia: Styczeń 01, 2014, 17:00 »
Przednią powierzchnię FPA tworzy zespół detektorów CCD zainstalowanych na strukturze podpierającej CCD Support Structure - CSS) mającej postać ażurowej płyty o masie około 20 kg. Jest wykonana z węglika krzemu co zapewnia bardzo wysoką stabilność termiczną i mechaniczną. Detektory są ustawione na niej na planie prostokąta. Są nieznacznie obrócone w celu skompensowania zniekształceń wprowadzanych przez układ optyczny. Odległość między nimi to około 1 mm. Do CSS przymocowany jest również radiator chłodzący detektory. Poniżej CSS znajduje się zestaw 106 modułów elektroniki bliskiej (Proximity Electronics Module - PEM), po jednym dla każdego detektora CCD. Są one zainstalowane na osobnej strukturze mechanicznej (Electronics Support Structure - ESS). Płyta ta jest odizolowana mechanicznie od CSS. Ponadto między nią a CSS znajduje się dwuwarstwowa osłona termiczna. Gwarantuje to wysoką stabilność termiczną układu detektorów. Poniżej, również w połączeniu z ESS znajduje się zestaw elektroniki obsługującej mechanizmy (Mechanism Drive Electronics - MDE), a pod nim zestaw modułów łączących (Interconnection Module - IM) przekazujących sygnały z PEM do dalszej części elektroniki instrumentu. Instrument posiada 7 modułów IM dla zestawu ASTRO, 7 osobnych dla MBP i 4 dla RVS, generalnie po jednym dla każdego rzędu detektorów dla każdego zestawu pomiarowego. Od tyłu jednostka FPA jest zamykana przez  radiator elektroniki, przymocowany do ESS.

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #28 dnia: Styczeń 01, 2014, 17:02 »
Zespół detektorów CCD jest największym jaki kiedykolwiek opracowano na potrzeby misji kosmicznej. Obejmuje 106 detektorów o łącznym rozmiarze prawie 1 gigapiksela. Ma wymiary fizyczne 104.26 x 42.35 cm. Detektory CCD tworzą grupy pełniące pięć funkcji. Są to (w kolejności wykonywania podczas skanowania nieba): detektor frontu fali WFS; monitor kąta bazowego BAM; system mapujący niebo (Sky Mapper - SM) automatycznie wykrywający obiekty wchodzące w pola widzenia i powiadamiający o tym dalsze detektory; pole astrometryczne (Astrometric Field - AF) służące do pomiarów astrometrycznych (system ASTRO); pole dla fotometrów światła niebieskiego (Blue Photometer - BP) i czerwonego (Red Photometer - RP) będące częścią systemu fotometrycznego MBP; oraz pole dla spektrometru RVS rejestrującego spektrogramy wszystkich obiektów jaśniejszych od 17 magnitudo. Układ dla WFS obejmuje 2 detektory, położone przed początkiem pola SM i na końcu pola AF. Układ BAM jest złożony z 2 detektorów, przed polem  SM. Pole SM składa się z 14 detektorów (po 7 dla każdego teleskopu) tworzących układ 2 x 7 detektorów. Pole AF jest złożone z 62 detektorów. 56 z nich tworzy zwarty układ 8 x 7. Ostatnia kolumna w AF jest złożona z 6 detektorów ustawionych w trójki (1 x 3) na górze i na dole pola zwartego. Między tymi trójkami znajduje się detektor WFS. Zestaw detektorów dla systemu fotometrycznego obejmuje łącznie 14 CCD, tworzących dwie kolumny 1 x 7 detektorów, oddzielne dla kanałów BP i RP. Pierwsza kolumna od końca AF jest przeznaczona dla BP, a druga - dla RP. Zestaw dla spektrometru RVS obejmuje 12 detektorów, ustawionych w prostokąt w konfiguracji 3 x 4. Na sferze niebieskiej rzędy detektorów CCD dla ASTRO, systemu fotometrycznego i RVS są zorientowane równolegle. Ponieważ oś rotacji satelity jest prostopadła do kierunku widzenia, podczas rotacji obrazy gwiazd przesuwają się wzdłuż płaszczyzny ogniskowej. Dzięki temu pomiary astrometryczne, fotometryczne i spektrometryczne są wykonywane dla każdego obserwowanego obiektu prawie jednocześnie. Jest to korzystne dla analiz zmian jasności źródeł, poszukiwania układów podwójnych wykrywalnych spektrometrycznie, szybkiego informowania o źródłach przejściowych itp.
« Ostatnia zmiana: Styczeń 01, 2014, 17:03 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #29 dnia: Styczeń 01, 2014, 17:04 »
Detektory CCD zostały wyprodukowane przez firmę e2v Technologies z Chelmsford w Wielkiej Brytanii, jednego z czołowych producentów CCD do zastosowań naukowych. Każdy ze 106 detektorów ma powierzchnię efektywną o wielkości 45 x 59 mm. Poszczególne detektory stanowią osobne jednostki. Każdy z nich jest umieszczony na osobnym substracie z węglika krzemu przymocowanym do CSS. Posiada własny zestaw elektroniki bliskiej PEM, znajdujący się pod nim. Elektronika ta jest połączona z detektorem za pomocą elastycznego obwodu. Pozwoliło to na zminimalizowanie rozmiaru powierzchni martwej. Obwód charakteryzuje się bardzo niską przewodnością cieplną, dzięki czemu detektor jest odizolowany termicznie od elektroniki. PEM obejmuje generator kształtu fali oraz przedni koniec łańcucha obróbki sygnału wideo. W celu zapewnienia działania zsynchronizowanego do wszystkich PEM dostarczany jest sygnał z zegara TDI pozwalający na generowanie kształtu fali.

Obszar aktywny każdego detektora CCD jest złożony z 4500 linii i 1966 kolumn pikseli. Rozmiar pojedynczych detektorów wynika z przyjęcia kompromisu pomiędzy ograniczeniami występującymi podczas ich wytwarzania, poziomem zniekształcenia obrazu i wymaganym czasem integracji. Wszystkie detektory są odczytywane w trybie integracji opóźnionej (Time-Delayed Integration - TDI) w tempie 982.8 μs. Jest to czas w którym obiekt przechodzi przez pojedynczą kolumnę CCD przy nominalnym tempie rotacji satelity. Gwiazda przechodzi przez detektor w czasie 4.4 s (4500 pikseli x 982.8 μs). Tak więc odczyt jest dokonywany w tempie skanowania nieba, dzięki czemu obraz gwiazdy jest integrowany aż do czasu odczytu sygnału z detektora. W celu uniknięcia nasycania pikseli przy rejestrowaniu jasnych obiektów zastosowano elektroniczne bramki TDI. Pozwalają one na zredukowanie czasu integracji. W tym celu sumują piksele wzdłuż kierunku skanowania (zmniejszają efektywną liczbę pikseli). Łącznie użyto 12 bramek. Ich użytkowanie został zoptymalizowane tak aby uzyskać optymalny sygnał dla jasnych gwiazd przy minimalnym zredukowaniu poziomu sygnału dla gwiazd słabych. W celu uniknięcia stałego używania bramek TDI pojemność całego detektora jest duża, większa niż 190 000 elektronów.

 Detektory są odczytywane pełnoklatkowo. Posiadają 4-fazową strukturę elektrod w obszarze obrazowania i strukturę 2-fazową w obszarze odczytu. Formuje to pojedynczy, wysokosprawny buforowany węzeł wyjściowy. Poziom szumu jest lepszy od 10 elektronów RMS. Detektory są schłodzone do temperatury -115°C za pomocą radiatora. Minimalizuje to prąd ciemny i efekt chwytania elektronów. Instrument obserwuje obiekty o bardzo różnej jasności. Dlatego też detektory musiały pracować w bardzo szerokim zakresie dynamicznym poziomu sygnału. W celu obserwowania wszystkich obiektów tak efektywnie jak to tylko możliwe wydajność kwantowa detektorów została zoptymalizowana przy zachowaniu akceptowalnej funkcji modulacji transferu. Wymiary pojedynczego piksela wynoszą 10 x 30 μm.  Wielkość taka została dobrana w celu zapewnienia właściwego próbkowania funkcji PFS w systemie ASTRO w kierunku skanowania nieba i prostopadle do niego. Ponadto na wielkość piksela miały wpływ takie czynniki jak wykonalność, zdolność gromadzenia ładunku i zdolność detekcyjna. Efektywność kwantowa detektorów systemu ASTRO została zoptymalizowana do uzyskania dobrej całkowitej odpowiedzi w centralnej części używanego pasma spektralnego. W detektorach dla fotometru światła niebieskiego wydajność kwantowa została zoptymalizowana tak, aby uzyskać dobrą dopowiedź przy niebieskim końcu spektrum. Dla detektorów fotometru światła czerwonego i spektrometru RVS optymalizacja wydajności kwantowej pozwoliła na przesunięcie dobrej odpowiedzi w kierunku czerwonego skraju spektrum. Optymalizację dokonano poprzez wybór odpowiedniego procesu pasywacji powierzchni detektorów i doboru warstw antyodbiciowych. Dla fotometru światła czerwonego i RVS konieczne było ponadto wyprodukowanie grubszych detektorów z krzemu o wysokiej rezystywności. Detektory są wyposażone w kanały SBC (Supplementary Buried Channel) zmniejszające wpływ promieniowania kosmicznego. Obudowa FPA i pokrycie modułu PLM satelity zmniejszają poziom promieniowania jonizującego do 5 krad, jednak poziom innych rodzajów promieniowania jest nadal wysoki.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Gaia (kompendium)
« Odpowiedź #29 dnia: Styczeń 01, 2014, 17:04 »