Autor Wątek: Astrosat (kompendium)  (Przeczytany 17639 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
Astrosat (kompendium)
« dnia: Grudzień 06, 2015, 21:08 »
WPROWADZENIE
Satelita Astrosat jest pierwszym indyjskim (ISRO) satelitą astronomicznym. Satelita pozawala na multispektralne obserwacje różnorodnych obiektów astronomicznych w skalach czasowych od milisekund do kilku godzin a nawet dni. Obserwacje obejmują zarówno przeglądy jak i badania pojedynczych obiektów. Instrumenty naukowe satelity pracują zakresie światła widzialnego (320 - 530 nm) bliskiego ultrafioletu (180 - 300 nm), dalekiego ultrafioletu (130 - 180 nm), miękkiego promieniowana rentgenowskiego (0.3 - 8 keV i 2 - 10 keV) oraz twardego promieniowania rentgenowskiego (3 - 80 keV i 10 - 150 keV). Satelita pozwala na obrazowanie w zakresie optycznym i UV z wysoką rozdzielczością kątową, wykonywanie szerokopasmowej spektroskopii rentgenowskiej, śledzenie zmienności czasowej źródeł rentgenowskich, monitorowanie całego nieba w zakresie rentgenowskim pozwalające na szybkie wyrycie obiektów przejściowych i umożliwienie ich dalszych obserwacji, oraz precyzyjne wyznaczenie poziomu tła rentgenowskiego dzięki orbicie położonej w płaszczyźnie równikowej zapewniającej niskie i stabilne tło X. Satelita stanowi obserwatorium ogólnego przeznaczenia. Obserwacje są planowane według propozycji opracowywanych przez członków zespołów poszczególnych instrumentów, pracowników instytucji zaangażowanych w projekt oraz innych astronomów.

Do podstawowych, ogólnych celów naukowych misji zaliczają się: zebranie nowych informacji na temat procesów wysokoenergetycznych zachodzących w rentgenowskich układach podwójnych złożonych z gwiazd oraz czarnych dziur i gwiazd neuronowych (spektroskopia rentgenowska w zakresie 0.3 - 100 keV o niskiej i średniej rozdzielczości w celu zbadania emisji termicznych i nietremicznych, odbić i in.); wykonanie multispektralnych obserwacji aktywnych jąder galaktyk (Active Galactoc Nucle - AGN), pozostałości supernowych (Supernova Remnant - SNR), rentgenowskich układów podwójnych, gromad galaktyk i koron gwiazd; wykonanie badań pół magnetycznych gwiazd neutronowych poprzez detekcjię linii cyklotronowych w zakresie rentgenowskim; przeprowadzenie badań gorących plam w atmosferach gwiazd; przeprowadzenie badań zmian czasowych, zarówno okresowych (pulsacji, krzywych jasności układów podwójnych, oscylacji kwaziperiodycznych i in.) jak i nieokresowych (mruganie i flarowanie układów podwójnych, zmienności emisji pulsarów rentgenowskich oraz krótkookresowych i długookresowych zmian w  jasności AGN) zmienności źródeł rentgenowskich (fotometria w zakresie 0.3 - 100 keV z rozdzielczością czasową około 10 mikrosekund); wykonanie poszukiwań nowych źródeł przejściowych (skanowanie nieba rentgenowskiego); oraz wykonanie umiarkowanie głębokiego przeglądu nieba w zakresie ultrafioletu. Do podstawowych źródeł galaktycznych badanych w czasie misji zaliczają się: gwiazdy aktywne takie jak T Tauri (badania roli rotacji i pół magnetycznych w aktywności gwiazd); gorące białe karły i podkarły w gromadach gwiazd; zmienne kataklizmatyczne i rentgenowskie układy podwójne (badania rozkładu spektralnego energii); gwiazdy typu Beta Cephei i Wolfa-Rayeta (badania krzywych jasności w zakresie UV); oraz mgławice emisyjne i pozostałości supernowych (mapowanie struktury jonizacji poprzez obrazowanie w zakresie UV). W zakresie astronomii pozagalaktycznej satelita przyczynia się głównie do badań struktury i rozkładu spektralnego energii w przypadku bliskich i odległych galaktyk oraz AGN. Obrazowanie w zakresie UV pozwala na wykrycie obszarów występowania zjonizowanego gazu i wysokiej aktywności gwiazdotwórczej. Obserwacje takie wykonane dla galaktyk lokalnych mogą zostać porównane z analogicznymi obserwacjami przeprowadzonymi dla galaktyk o dużym przesunięciu ku czerwieni. Multispektralne obserwacje galaktyk w zakresie UV pozwalają również na określenie właściwsi pyłu w galaktykach normalnych i gwiazdotwórcznych.

Możliwość wykonywania obserwacji w bardzo szerokim zakresie spektrum elektromagnetycznego jest unikalną cechą satelity. W przypadku prawie wszystkich obiektów astrofizycznych występują istotne procesy nietermiczne powodujące emisję w szerokim zakresie spektralnym. Nawet na gwiazdach występują flary będące procesami nietremicznymi. Dlatego też obserwacje multispektralne są niezbędne dla kompletnego zrozumienia różnorodnych obiektów i procesów astrofizycznych. Najważniejszymi przykładami obiektów promieniujących w bardzo szerokim zakresie spektralnym są rentgenowskie układy podwójne i AGN. Najczęściej większa część emisji tych źródeł występuje w zakresie optycznym i rentgenowskim. Ponadto źródła takie, których emisja jest uzależniona od akrecji wykazują zmienność emisji w różnorodnych skalach czasowych, od milisekund (czas potrzebny na okrążenie gwiazdy neutronowej o słabym polu magnetycznym w układzie podwójnym) do lat (w przypadku supermasywnych czarnych dziur w jądrach najbardziej aktywnych galaktyk). Zmiany w emisji rentgenowskiej mogą być periodyczne, kwaziperiodyczne, losowe (z flarami i rozbłyskami) lub też może występować mieszanina dwóch lub więcej typów zmienności. Emisja w zakresie optycznym i ultrafioletowym również wykazuje intensywne zmiany czasowe, nie są one jednak aż tak silne i ostro zdefiniowane jak w przypadku emisji rentgenowskiej. Chociaż w przypadku niektórych obiektów źródła zmienności i ich przejścia jedno w drugie są znane w pewnym stopniu szczegółowości,  to istnieje wiele obiektów w przypadku których natura zmienności i jej związek z pozostałymi komponentami emisji nie są poznane. Jednoczesne obserwacje w wielu zakresach spektralnych są bardzo przydane do zrozumienia mechanizmów emisji ANG i rentgenowskich układów podwójnych oraz relacji zachodzących pomiędzy wieloma procesami powodującymi powstawanie emisji w obrębie pojedynczego obiektu. Jednoczesne obserwacje w zakresie optycznym, UV i rentgenowskim są jednak bardzo trudne do osiągnięcia. Zwykle wymagają ściśle skoordynowanych obserwacji z użyciem obserwatoriów naziemnych i kilku satelitów. Problemy takie nie występują przy zastosowaniu kilku instrumentów na pojedynczej platformie satelitarnej. Astrosat posiada trzy skierowane wzdłuż wspólnej osi instrumenty do obserwacji w zakresie rentgenowskim i jeden do obserwacji w zakresie optycznym i UV , co czyni go niezwykle przydatnym do tego typu badań.

Jak do tej pory tylko dwa satelity posiadają ograniczone możliwości obserwacji w zakresie optycznym i UV w czasie stosowania potężnych teleskopów rentgenowskich - europejski XMM-Newton (X-ray Multimirror Mission, umieszczony na orbicie 10 grudnia 1999 r) i amerykański Swift (umieszczony na orbicie 20 listopada 2004 r). Ich instrumenty optyczne i UV charakteryzują się jednak ograniczaną czułością. Czułość zbliżoną do teleskopu UVIT (Ultraviolet Imaging Telescope) satelity Astrosat posiadał jedynie teleskop amerykańskiego satelity GALEX (Galaxy Evolution Explorer, umieszczony na orbicie 28 kwietnia 2003 r i użytkowany do 28 czerwca 2013 r). Jego rozdzielczość kątowa była jedna znacznie mniejsza (5'' w stosunku do 1.8''). UVIT pozwala ponadto na obserwacje jednocześnie w trzech pasmach spektralnych. Może też wykonywać obserwacje fragmentów nieba o dużej gęstości obiektów, co było dużym ograniczeniem w trakcie misji GALEX.

Na polu czystej astronomii rentgenowskiej Astrosat pozwala na poprawę dotychczasowych obserwacji dzięki prowadzeni badań w szerokim zakresie spektralnym (zwłaszcza 15 - 80 keV) oraz na precyzyjne śledzenie zmienności czasowej. Do tej pory najszersze pokrycie spektralne w zakresie rentgenowskim oferował japoński satelita Suzaku (umieszczony na orbicie 10 lipca 2005 r i użytkowany do 2 września 2015 r). Jego instrumenty pracujące w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego miały mały obszar efektywny ale charakteryzowały się niskim poziomem tła, dlatego też były bardziej przydatne do spektroskopii źródeł słabych niż do badań zmienności czasowej. W przeciwieństwie do nich instrument LAXPC (Large Area X-ray Proportional Counter) satelity Astrosat posiada bardzo duży obszar aktywny przy relatywnie wyższym poziomie tła, dlatego też jest bardziej przydany do badań zmienności czasowej oraz szybkiej spektroskopii źródeł jasnych. Satelitą umożliwiającym szerokopasmowe obserwacje w zakresie rentgenowskim o porównywalnych możliwościach był duńsko - włoski Beppo-SAX (Satellite per Astronomia a Raggi X, umieszczony na orbicie 30 kwietnia 1996 r i użytkowany do 30 kwietnia 2002 r). Najważniejszymi satelitami pozwalającymi na badania zmienności źródeł rentgenowskich były natomiast: europejski EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite umieszcziny na orbicie 26 maja 1983 r i zdeorbitowany 5 maja 1986 r), japoński Ginga (umieszczony na orbicie 5 lutego 1987 r i zdeorbitowany 1 listopada 1991 r), oraz amerykański RXTE (Rossi X-Ray Timing Explorer, umieszczony na orbicie 30 grudnia 1995 r i użytkowany do 4 stycznia 2012 r). RXTE  z obszarem efektywnym 6 000 centymetrów kwadratowych swojego głównego instrumentu PCA (Proportional Counter Array) i wysoką rozdzielczości czasową był pionierskim osiągnięciem w zakresie analiz szybkich zmian w czasie. Po zakończeniu misji tego satelity LAXPC jest jedynym instrumentem pozwalającym na kontynuowanie tego typu badań. Ma on ponadto kilkakrotnie większy obszar efektywny niż PCA w paśmie twardego promieniowania rentgenowskiego. Dzięki temu pozwala na wykonanie unikalnych obserwacji, związanych np. z oscylacjami kwaziperidycznymi (Quasi Periodic Oscillations - QPO) w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego i badań rozróżniającej fazy pulsacji cechy spektralnej związanej z rezonansowym rozpraszaniem cyklotronowym (Cyclotron Resonance Scattering Fearure - CRSF) w przypadku pulsarów o silnym polu magnetycznym pobierających materię na drodze akrecji i podobnych obiektów. Obserwacje takie pozwalają również na wykrycie nowych milisekundowych układów podwójnych oraz na badania ewolucji pulsacji i okresów obiegów w układach podwójnych.

W program Astrosat zaangażowane są: Indyjska Agencja Badań Kosmicznych (Indian Space Research Organization - ISRO) z siedzibą w Bangalore; Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w  Mumbaiu; Indyjski Instytut Astrofizyki (Indian Institute of Astrophysics - IIA) w Bangalore; Instytut Badawczy Ramana (Raman Research Institute - RRI) w Bangalore; Międzyuniwersyteckie Centrum Astronomii i Astrofizyki (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics - IUCAA) w Pune; Laboratorium Badań Fizycznych (Physical Research Laboratory) w Ahmedabadzie, Centrum Badań Jądrowych (Bhabha Atomic Research Centre) w Mumbaju; Centrum Badań Podstawowych im. S. N. Bosea (S. N. Bose National Centre for Basic Sciences) w Kalkucie; Kanadyjska Agencja Kosmiczna (Canadian Space Agency - CSA) z siedzibą w Longueuil; oraz Uniwersytet Leicester (University of Leicester) z Wielkiej Brytanii.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #1 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:09 »
KONSTRUKCJA
Satelita Astrosat ma kształt prostopadłościenny. Jego wymiary bez paneli słonecznych i instrumentów naukowych wynoszą 1.69 x 1.75 x 1.30 m. Całkiwta masa startowa wynosi 1 513 kg a masa bez paliwa - 1470 kg. Masa instrumentów naukowych wynosi 868 kg. Konstrukcja satelity opiera się na busie IRS (Indian Remote Sensing Satellite) używanym od 1988 r, głownie w misjach polegających na obserwacjach teledetekcyjnych Ziemi takich jak kartografia, obrazowanie i monitoring oceanów.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #2 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:12 »
Konstrukcja mechaniczna satelity jest wykonana ze stopu aluminium oraz tworzywa kompozytowego - plastiku wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fiber Reinforced Plastic - CFRP). Jej podstawowym elementem jest kompozytowy cylinder centralny. Umieszczono w nim zbiornik paliwa, zbiornik gazu podnoszącego ciśnienie w systemie paliwowym oraz przewody paliwowe. Jego dolna część jest połączona z łącznikiem z górnym stopniem rakiety. Z cylindrem łączy się 8 prostokątnych paneli wewnętrznych - po 2 od strony osi +Z i -Z (odchylenia) oraz +Y i -Y (pochylenia). Panele wewnętrzne są równoległe do siebie. Para paneli od strony osi +Y podtrzymuje teleskop SXT, panele te są położone blisko siebie. Pozostałe panele wewnętrzne charakteryzują się szerokim rozstawem. Są wykonywane z CFRP. Narożniki konstrukcji mechanicznej są wykonywane z podłużnic łączących między sobą panele zewnętrzne. Podobne podłużnice są połączone z krawędziami paneli wewnętrznych. Panele zewnętrzne są wykonane ze stopu aluminium. Mają strukturę plastra miodu. Panel dolny (w osi przechylenia -X) ma wymiary 1.69 m x 1.75 m. Umieszczono na nim koła reakcyjne systemu kontroli orientacji przestrzennej, jeden ze szperaczy gwiazd oraz silniki systemu napędowego. Od wewnątrz jest zamocowany do niego instrument UVIT, którego system płaszczyzny ogniskowej wystaje przez wycięcie w panelu. Panel górny (w osi +X) ma analogiczne rozmiary. Znajdują się na nim instrumenty CZTI i LAXPC. Ponadto w otworze w tym panelu jest zamocowany instrument SXT którego optyka wystaje na zewnątrz satelity a pozostała część znajduje się w jego wnętrzu. Przez otwory w panelu górnym wystają również przegrody główne teleskopów instrumentu UVIT. Panele przedni (w osi +Y) i tylny (w osi -Y) mają wymiary 1.75 x 1.30 m. Na panelu przednim umieszczono drugi szperacz gwiazd systemu nawigacyjnego, antenę wysokiego zysku, pierwszą antenę niskiego zysku oraz instrument SSM. Na panu tylnym znajduje się druga antena niskiego zysku. Panele boczne (w osiach +Z i -Z) mają wymiary 1.69 x 1.30 m. Umieszczono na nich skrzydła paneli słonecznych oraz radiatory. Jednostki elektroniki umieszczono na wewnętrznej stronie paneli zewnętrznych oraz na panelach wewnętrznych. Panele te są również miejscem przebiegu kabli łączących poszczególne podsystemy.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:12 »
System zasilania (Electrical Power Subsystem - EPS) obejmuje dwa skrzydła paneli słonecznych umieszczone na panelach bocznych +Z i -Z. Każe skrzydło składa się z dwóch prostokątnych paneli fotowoltaicznych wyłożonych komórkami słonecznymi złożonymi z arsenku galu (GaAs). W czasie startu system ten był złożony na panelach bocznych, rozłożono go po wejściu na orbitę. Skrzydła paneli słonecznych mogą obracać się w celu śledzenia Słońca. Produkcja energii wynosi 2100 W z czego instrumenty naukowe zużywają 488 W. Wyprodukowana energia jest zużywana na bieżąco a także ładuje baterię litowo - jonową o pojemności 36 A/h. Jest ona używana na nocnej część orbity. Za dystrybucję energii odpowiada dedykowana jednostka elektroniki.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:12 »

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #4 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:13 »
System napędowy służy jedynie do usuwania nadmiaru momentu pędu z kół reakcyjnych systemu kontroli orientacji przestrzennej. Obejmuje zbiornik paliwa (hydrazyny), zbiornik helu podnoszącego ciśnienie w systemie paliwowym, 8 silników oraz orurowanie, zawory i system elektroniczny kontrolujący pracę. Zbiorniki mieszczą się w cylindrze centralnym. Masa paliwa wynosi 43 kg. Silniki znajdują się w narożnikach panelu dolnego (-Z). W każdym rogu umieszczono po 2 sztuki. Mają ciąg 11 N każdy. Wszystkie silniki wykorzystują katalityczny rozkład hydrazyny pozwalający na uzyskanie gazu bez stosowania utleniacza.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #5 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:13 »
System kontroli orientacji przestrzennej (Attitude and Orbit Control Subsystem - AOCS) obejmuje dwa szperacze gwiazd (Star Tracker - ST), sensor Słońca (Sun Sensor - SS), trzy żyroskopy, zestaw kół reakcyjnych oraz zwojnice magnetyczne. Pozwala na trójosiwią kontrolę orientacji przestrzennej z dokładnością 0.05º. Tempo dryfu wynosi 0.2''/s. System ten pozwala na stabilne utrzymywanie orientacji satelity w czasie obserwacji określonych obiektów oraz wydajne zmienianie orientacji w czasie przejścia z jednego celu na drugi. Zaburzenia orientacji przestrzennej wprowadzane przez obrotową platformę instrumentu SSM są niwelowane przy użyciu specjalistycznego algorytmu. Ponadto satelita posiada wyspecjalizowany algorytm pozwalający na unikanie wycelowania instrumentów na Słońce w czasie zmiany celu obserwacji.

Zestaw dwóch szperaczy gwiazd ST jest głównym źródłem danych nawigacyjnych w czasie normalnej pracy. Jeden ze szperaczy znajduje się na panelu dolnym -Z a drugi - na panelu przednim +Y. Uzyskują one obrazy nieba na których pozycje gwiazd są porównywane z katalogiem odniesienia. Pozwala to na wyznaczenie orientacji przestrzennej satelity względem sfery niebieskiej. Każdy szperacz stanowi pojedynczą jednostkę złożoną z soczewkowego układu optycznego, przegrody chroniącej przez zabłąkanym światłem, zespołu detektora oraz systemu elektronicznego.

Sensor Słońca SS służy do pozycjonowania satelity na Słońce po nagłym wznowieniu pracy (np. po starcie) oraz w przypadku wejścia w tryb bezpieczny. Ponadto dostarcza danych umożliwiających obrót skrzydeł paneli słonecznych w odpowiednim tempie w celu stałego śledzenia Słońca.

Zestaw trzech żyroskopów pozwala na pomiary przyspieszeń kątowych, dostarczając danych używanych w czasie usuwania nadmiaru momentu pędu z kół reakcyjnych.

Koła reakcyjne pozwalają na kontrolę tempa obrotu satelity wokół trzech głównych osi - pochylenia, odchylenia i przechylenia. Satelita posiada 4 koła - po jednym dla każdej osi oraz jedno zapasowe. Są one umieszczone na panelu dolnym (-Z), na zewnątrz konstrukcji mechanicznej.

Zwojnice magnetyczne są używane do usuwania nadmiaru momentu pędu z kół reakcyjnych. Są elektromagnesami oddziaływującymi z polem magnetycznym Ziemi. Ponadto okresowo do rozładowywania kół reakcyjnych używane są silniki wchodzące w skład systemu napędowego.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #6 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:13 »
System komend i zarządzania danymi (Bus Management Unit - BMU) jest oparty na analogicznym systemie satelity teledetekcyjnego CartoSat-2 umieszczonego na orbicie 10 stycznia 2007 r. Pozwala na obróbkę danych z sensorów systemu nawigacyjnego, monitorowanie orientacji przestrzennej satelity, wykonywanie komend z Ziemi, monitorowanie stanu systemów i instrumentów satelity, oraz przygotowanie danych do transmisji. Dane naukowe mogą być zapisywane przed transmisją na rejestratorze jednoczęściowym (Solid-State Recorder - SSR) o pojemności 160 gigabitów.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #7 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:13 »
System komunikacyjny satelity obejmuje antenę wysokiego zysku (High Gain Antenna - HGA), dwie anteny niskiego zysku (Low Gain Antenna - LGA) oraz system nadawczo - odbiorczy.

Antena wysokiego zysku HGA znajduje się na panelu przednim (+Y). Służy do transmisji danych naukowych z szybkością 105 Mbps w przypadku danych transmitowanych w  czasie rzeczywistym lub 210 Mbps w przypadku danych zgromadzonych w rejestratorze SSR. W tym celu używane jest pasmo X. Jest to antena fazowana (Phased Array Antenna - PAA) skanująca elektronicznie. Oznacza to, że wiązka jest kierowana na Ziemię elektronicznie a antena nie posiada żadnych ruchomych części. Składa się z serii elementów promieniujących oraz systemu przesuwającego fazę sygnału dostarczanego do każdego elementu. Przesuwanie fazy pozwala na uzyskanie interferencji umożliwiającej pozycjonowanie wiązki w wybranym kierunku. Interferencja konstruktywna daje pik we wzorze interferencyjnym. Interferencja destruktywna pozwala na poprawienie ostrości wiązki.

Dwie anteny niskiego zysku LGA znajduje się na panelach przednim (+Y) i tylnym (-Y). Służą do transmisji danych inżynieryjnych oraz do odbierania komend z Ziemi. Pracują w paśmie S.

System nadawczo - odbiorczy moduluje i wzmacnia sygnał przeznaczony o wysłania na Ziemię. Ponadto odbiera sygnał pochodzący z anten, wzmacnia i demoduluje go a następnie przesyła odebrane dane do systemu komputerowego satelity.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #8 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:14 »
Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają elementy pasywne i aktywne. Temperatura we wnętrzu pojazdu jest kontrolowana przez grzejniki elektryczne. Ich pracą sterują sensory temperatury rozmieszczone w różnych punkach satelity. Nadmiar ciepła produkowanego przez elektronikę jest usuwany za pomocą radiatorów, rozmieszczonych głównie na panelach bocznych (+X i -X).

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #9 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:15 »
WYPOSAŻENIE
W skład zestawu instrumentów naukowych satelity Astrosat wchodzą:
- teleskop obrazujący w ultrafiolecie (Ultraviolet Imaging Telescope - UVIT);
- teleskop obrazujący w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego (Soft X-ray imaging Telescope - SXT);
- ksenonowy licznik proporcjonalny o dużej powierzchni (Large Area Xenon Proportional Counters - LAXPC);
- system obrazujący oparty na tellurku kadmu i cynku (Cadmium Zinc Telluride Imager - CZTI);
- skanujący monitor nieba (Scanning Sky Monitor - SSM).
Ponadto satelita posiada jeden instrument inżynieryjny - monitor cząstek naładowanych (Charged Particle Monitor - CPM).

Instrumenty UVIT i SXT znajdują się we wnętrzu satelity a ich otwory wejściowe wystają przez otwory panelu górnym (+X). LAXPC, CZTI i CPM znajdują się na panelu +X. SSM jest zlokalizowany na oborowej platformie umieszczonej na panelu przednim (+Y). UVIT, SXT, LAXPC i CZTI są skierowane wzdłuż wspólnej osi a ich pola widzenia pokrywają się dzięki czemu mogą wykonywać wspólne obserwacje astronomiczne. SSM wykonuje ciągłe skanowanie nieba niezależnie od pracy innych instrumentów. CPM pozwala na wyłączanie zasilaczy wysokiego napięcia instrumentów w czasie przelotu przez obszary o wysokiej gęstości cząstek energetycznych.
« Ostatnia zmiana: Grudzień 06, 2015, 21:18 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #10 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:19 »
UVIT
 Teleskop obrazujący w ultrafiolecie jest instrumentem pozwalającym pozwala na obserwacje różnorodnych źródeł astronomicznych w zakresie dalekiego ultrafioletu (Far Ultraviolet - FUV, 130 - 180 nm), bliskiego ultrafioletu (Near Ultraviolet - NUV, 200 - 300 nm)  i światła widzialnego (Visible Light - VIS, 300 - 550 nm). Instrument pozwala na prowadzenie bardzo różnych obserwacji astronomicznych. Jest bardzo przydatny dla różnorodnych programów badawczych dzięki szerokiemu polu widzenia i dużej rozdzielczości kątowej. Do jego podstawowych, szeroko pojmowanych celów naukowych zaliczają się: badania podobieństw pomiędzy Słońcem a innymi gwiazdami ciągu głównego (chromosfera, linie obszaru przejściowego, młode gwiazdy typu T-Tauri); badanie misji zórz polarnych planet w Układzie Słonecznym (głownie Jowisza i Saturna w linii Lyman-alfa i H2); badania gwiazd gorących takich jak białe karły,  zmienne kataklizmatyczne, gwiazdy typy Wolfa-Rayeta, jasne niebieskie gwiazdy zmienne (Luminous blue variables - LBV) i gwiazdy typu Beta Cephei, w tym zmienności emisji w czasie; badania gwiazd gorących w gromadach kulistych; obrazowanie mgławic emisyjnych, planetarnych i pozostałości supernowych (Supernova Remnant - SNR); badania gorących gwiazd w pobliskich galaktykach - LMC, SMC, M31 i M33; badania procesów gwiazdotwórczych w galaktykach oddziałujących, badania morfologii galaktyk w zakresie UV, głównie niebieskich kompaktowych galaktyk karłowatych (Blue Compact Dwarf Galaxy - BCD) o przesunięciu ku czerwieni z > 0.5; badania kwazarów i jąder galaktyk aktywnych (Actove Galactic Nuclei - AGN), w tym wykonywanie głębokich przeglądów w celu znalezienie słabych kwazarów; wykonanie przeglądów w zakresie linii Lyman-alfa w celu zbadania gazu wyrwanego z galaktyk w gromadach galaktyk; wykonanie głębokich przeglądów w celu określenia zmian  w tempie powstawania gwiazd w różnych okresach istnienia wszechświata (przesunięci ku czerwieni 1.3 < z < 2); monitorowanie źródeł rentgenowskich obserwowanych przez inne instrumenty satelity oraz poświat rozbłysków gamma; oraz wykonywanie przeglądów fragmentów nieba o średniej wielkości (do 5000 stopni kwadratowych) i do jasności 20 magnitudo. Do podstawowych obiektów i zjawisk obserwowanych za pomocą instrumentu zaliczają się: pojedyncze gwiazdy gorące; pojedyncze gwiazdy chłodne; młode obiekty gwiazdowe (Young Stellar Obiect - YSO), egzotyczne obiekty gwiazdowe; mgławice planetarne; tłumienie promieniowania przez pył międzygwiazdowy; galaktyki bliskie; oraz galaktyki odległe.

W przypadku pojedynczych gwiazd gorących instrument pozwala na badania głównie gwiazd masywnych, o masach większy od 20 mas Słońca. Są one bardzo rzadkie, średnio w Drodze Mlecznej na 100 000 gwiazd podobnych do Słońca przypada tylko jedna taka gwiazda. Jednak jednocześnie są one jednymi z najważniejszych gwiazd wpływających na ewolucję galaktyk, ponieważ ich szybkie wiatry gwiazdowe oraz eksplozje supernowych w których kończą życie dostarczają większą część energii mechanicznej obecnej w ośrodku międzygwiazdowym. Ponadto wytwarzają większość jonizującego promieniowania UV oraz wywołują emisję w zakresie dalekiej podczerwieni nagrzewając pył międzygwiazdowy. Są również głównym źródłem wzbogacających ośrodek międzygwiazdowy w pierwiastki ciężkie. Ich ewolucja jest trudna do modelowania z powodu szybkiej rotacji i znacznej utraty masy następującej w krótkim czasie. Ponadto są one wysoce niestabilne i zmienne. Ponieważ promieniują one głównie w zakresie UV instrument może obserwować dużą ilość takich gwiazd (głównie typu spektralnego O i B) w pobliskich młodych gromadach gwiazd, np w mgławicy Carina. Dzięki szerokiemu polu widzenia instruemnt może obserwować wiele gwiazd jednocześnie poszukując periodycznych zmian w ich jasności.

Pojedyncze gwiazdy chłodne obserwowane za pomocą instrumentu obejmują gwiazdy flarujące, karły typu spektralnego G i K oraz inne gwiazdy podobne do Słońca. Gwiazdy flarujące są aktywnymi karłami typu spektralnego M, wykazującymi rozbłyski obserwowane w zakresie światła widzialnego, UV i promieniowania rentgenowskiego w skalach czasowych od minut do godzin. UVIT pozwala na uzyskiwanie krzywych ich jasności i kontynuowanie w ten sposób badań prowadzonych za pomocą satelity GALEX. Niektóre kary typu G i K wykazują cykle aktywności podobne do 22-letniego cyklu słonecznego. Było one badane za pomocą fotometrii w zakresie linii spektralnych Ca II, H i K. Linie te dostarczają jednak często dwuznacznych informacji z powodu dość słabej emisji, znikającej u dołu głębokich cech spektralnych. UVIT pozwala na prowadzenie obserwacji w zakresie silniejszych linii Mg II, h i k w zakresie bliskiego ultrafioletu, gdzie kontinuum spektralne jest znacznie słabsze. Zebrane dane są przydatne podczas opracowywania empirycznych zależności pomiędzy cyklami aktywności a cechami gwiazd, takimi jak okres rotacji czy temperatura efektywna. UVIT przyczynia się również do badań koron gwiazd. W 1979 r na podstawie danych z amerykańko - brytyjsko - europejskiego satelity IUE (International Ultraviolet Explorer, umieszczony na orbicie 26 stycznia 1978r i użytkowany do 30 września 1996 r) i amerykańskiego satelity Einstein (High Energy Astrophysical Observatory 2 - HEAO-2, umieszczony na orbicie 13 listopada 1978 r i użytkowany do 17 kwietnia 1981 r) odkryto, że na diagramie Hertzsprunga-Russella gwiazdy podobne do Słońca rozkładają się wzdłuż dwóch linii, różnicujących gwiazdy posiadające korony oraz gwiazdy pozbawione koron i emitujące chłodny, ciężki wiatr gwiazdowy. Badania tych klas wymagają obserwacji w zakresie UV i promieniowania rentgenowskiego, dzięki czemu satelita Astrosat jest dla nich bardzo przydatny.

Młode obiekty gwiazdowe (YSO) w fazie akrecji materii są jasne w zakresie UV. Obecnie uważa się, że młode gwiazdy typu T-Tauri pobierają materię na drodze akrecji magnetosferycznej. W tym procesie pole magnetyczne gwiazdy ściąga materię z dysku okołogwiazdowego w pobliże powierzchni, gdzie formuje się szok akrecyjny. Spektrum emisji szoku akrecyjnego wykazuje pik w zakresie UV, dlatego też jego intensywność emisji przeważa emisję samej gwiazdy pozwalając na uzyskanie najbardziej bezpośrednich pomiarów zależności pomiędzy akrecją a jasnością z czego można wyprowadzić tempo akrecji masy. Gwiazdy te posiadają również aktywne chromosfery wytwarzające emisję UV. Wkład tych dwóch źródeł w całkowitą emisję gwiazdy jest funkcją ewolucji dysku aktecyjnego. Inne wykładniki aktywności chromosfery, takie jak emisja w zakresie rentgenowskim pozostają w przybliżeniu stałe w przypadku gwiazd o wieku 1 - 10 mln lat, gdy następuje znaczna ewolucja dysków akrecyjnych. Dzięki posiadaniu wielu filtrów w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu UVIT pozwala na znacznie lepsze próbkowanie emisji niż satelita GALEX, co znacznie ułatwia modelowanie akrecji magnetosferycznej oraz aktywności chromosfer gwiazd T-Tauri. Obserwacje YOS w różnych fazach formowania pozwala na śledzenie ewolucji ich nadmiarowej emisji UV. Kompletne próbki YOS w konkretnych obszarach gwiazdotwórczych uzyskiwane za pomocą UVIT są istotne dla zrozumienia zachowania YOS oraz do nałożenia ograniczeń na modele akrecji materii. Filtry pracujące w zakresie bliskiego ultrafioletu pozwalają na rozdzielenie YOS znajdujących się w różnych fazach ewolucji. Użycie obserwacji multispektralnych w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu pozwala na uzyskanie wielu narzędzi diagnostycznych dla gwiazd T-Tauri i YOS przydatnych w planowaniu dalszych obserwacji i interpretacji ich wyników. Spektrogramy UV gwiazd T-Tauri w połączeniu z fotometrią stanowią np. potężne narzędzie przydatne w badaniach nadwyżki ich emisji UV.

W przypadku innych obiektów gwiazdowych UVIT pozwala na kontynuowanie obserwacji gwiazd nietypowych i końcowych produktów ewolucji gwiazd w centrum Drogi Mlecznej prowadzone przez Teleskop Hubblea (Hubble Space Telescope - HST, wynesiony na orbitę 24 kwietnia 1990 r)  i GALEX, np niebieskich gwiazd atypowych (Blue Stragglers), oddziałujących układów podwójnych białych karłów oraz gwiazd gałęzi horyzontalnej diagramu Hertzsprunga - Rusella (Horizontal Branch Stars). W przypadku pulsujących białych karów pozwala na badania amplitudy zmian jasności  zakresie UV i świtała widzialnego. UVIT jest również przydatny do badań źródeł rentgenowskich obserwowanych przez inne instrumenty satelity. Jest zwłaszcza bardzo pomocny podczas obserwacji rentgenowskich układów podwójnych. Pozwala na wykonywanie analiz oddziaływania materii pobieranej na drodze akrecji z magnetosferami gwiazd neutronowych oraz przepływu materii z dysku akrecyjnego na powierzchnie gwiazd neutronowych.

Mgławice planetarne emitują promieniowanie w zakresie charakterystycznych linii UV a UVIT posiada zestaw filtrów pozwalających na jego wyizolowanie i otrzymanie skalibrowanych obrazów takich obiektów. Centralne gwiazdy takich mgławic również stanowią dogodny cel badań za pomocą instrumentu.

Badania tłumienia emisji przez pył międzygwiazdowy są niezwykle istotne zarówno dla badań spektroskopwych jak i fotometrycznych. Większa część zmienności w krzywych tłumienna świata w różnych częściach Drogi Mlecznej może być wyjaśniona za pomocą pojedynczego parametru RV, określających stopień stromości stoku tłumienia jasności na wykresie. Jest on bliski 3.1 dla większości linii widzenia, jednak może się wahać w zakresie 2 - 5.5, przyjmując największe wartości w niektórych regionach H II. Interesującą cechą spotykaną w zależnościach opisujących tłumienie światła jest wyraźny spadek przy długości fali 2175 A, związany prawdopodobnie z małymi ziarnami węgla. Poza Drogą Mleczną tłumienie światła badano również w Obłokach Magellana. W zakresie UV krzywe tłumienia światła otrzymano dla Małego Obłoku Magellana (Small Magellanic Cloud - SMC) w kierunku do czterech niebieskich nadolbrzymów za pomocą danych z satelity IUE. Wykazały one liniowy wzrost następujący od zakresu widzialnego do UV, bez wyraźnego spadku przy 2175 A. Jest to zwykle tłumaczone specyficznym składem pyłu w tej galaktyce, charakteryzującej się niską metalicznością (Z = 0.1 Z Słońca). Dane z IUE pozwoliły też na badania tłumienia światła w Wielkim Obłoku Magellana (Large Magellanic Clouds - LMC). W tej galaktyce dla niektórych grup gwiazd wykazano bardzo słaby spadek przy 2175 A. Leżały one blisko warstwy nadolbrzymów LMC 2, na południowo - wschodniej stronie galaktyki w stosunku do Mgławicy Tarantula (30 Doradus - 30 Dor). Krzywe tłumienia światła uzyskane wewnątrz i na zewnątrz LMC 2 wykazywały bardzo istotne różnice w tłumieniu przy 2175 A, ale tłumienie w zakresie dalekiego ultrafioletu było bardzo podobnie. Za pomocą instrumentu UVIT możliwe jest znaczne poprawienie modeli tłumienia światła w zakresie ultrafioletu. Pozwala on na zebranie konformacji na temat tłumienia światła w pobliskich galaktykach, pozwalając na badania wpływu metaliczności i składu pyłu obecnego w różnych środowiskach.

Obserwacje bliskich galaktyk pozwalają na badania ich morfologii. Dane z satelity GALEX pokazały, że morfologia galaktyk w zakresie ultrafioletu znacznie różni się od obserwowanej w zakresie optycznym. Jest to łatwe do wyjaśnienia - promieniowanie UV pozwala na obserwację młodych populacji gwiazd a fale dłuższe umożliwiają rejestrowanie gwiazd starszych oraz gwiazd mniej masywnych. Większość galaktyk w Grupie Lokalnej ma rozmiary kątowe mniejsze od pola widzenia UVIT. Nielicznymi wyjątkami są np. M31 oraz Obłoki Magellana. UVIT pozwala więc na wykonanie kompletnego przeglądu galaktyk Grupy Lokalnej w zakresie ultrafioletu z rozdzielczością kątową 4 razy większą niż osiągnięta za pomocą satelity GALEX. Obserwacje te pozwalają na zmapowanie rozkładu gwiazd gorących przy jednoczesnym braku czułości na gwiazdy chłodne występujące w bardzo dużym zagęszczeniu w obrębie galaktyk. Niektóre grupy gwiazd gorących, takie jak bliskie asocjacje OB i regiony H II mogą zostać rozdzielone przestzennie. Pozwala to na badania tema powstawania gwiazd oraz określenie funkcji masy gwiazd w galaktykach.

Obserwacje galaktyk odległych pozwalają na badania populacji gwiazd poprzez analizy charakterystycznych cech w całkowitej ich emisji. Obserwacje UVIT mogą być połączone z takimi syntetycznymi wskaźnikami jak LavalSB i Starburst99 w celu wyprowadzenia właściwości galaktyk, takich jak tempo powstawania gwiazd, początkowa funkcja masy gwiazd, wiek, masa i metaliczność. Niektóre galaktyki wykazują również wyraźne cechy związane z obecnością gromad kulistych. Mogą one być badane za pomocą różnych technik w zakresie spektralnym od ultrafioletu do podczerwieni. Niektóre  z takich galaktyk mają właściwości odrębne od galaktyk podobnych nawet pod kątem metaliczności. Większość ich obserwacji w zakresie UV została wykonana za pomocą HST i GALEX. UVIT pozwala na kontynuowanie tych badań. Satelita GALEX pokazał również, że niektóre galaktyki spiralne posiadają rozszerzenia swojego dysku widoczne tylko w zakresie bliskiego i dalekiego ultrafioletu. Są one związane z obecnością młodych gwiazd występujących w asocjacjach o małych masach zlokalizowanych w dużych odległościach od centrów galaktyk. UVIT pozwala na kontynuowanie badań tych struktur dostarczając obserwacji o większej rozdzielczości kątowej. Ponadto instrument przyczynia się do innych badań odległych galaktyk, takich jak analizy właściwości emisji UV galaktyk młodych, zależności pomiędzy wiekiem a metalicznością w galaktykach eliptycznych, oraz badania karłowatych galaktyk ultrakompaktowych, kwazarów i AGN.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #11 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:20 »
 Instrument UVIT znajduje się częściowo we wnętrzu satelity Astrosat. W skład instrumentu wchodzą dwa teleskopy: teleskop dla światła widzialnego i bliskiego ultrafioletu (Visible and Near Ultraviolet Telescope - VIS/NUV), oraz teleskop dla dalekiego ultrafioletu (Far Ultraviolet Telescope - FUV). Mają one zbliżoną konstrukcję. Elektronika główna ((Electronics Unit - EU) stanowi odrębną jednostkę umieszczoną we wnętrzu satelity.

Teleskopy są przymocowane do jego panelu dolnego (-X), po jego wewnętrznej stronie za pomocą kołnierza montażowego o unikalnym kształcie przypominającym stożek. Ma on szerokość 877 mm i wysokość 283.5 mm. Posiada dwa otwory dla teleskopów których środki znajdują się w odległości 430 mm od siebie. Jest on wykonany ze stopu tytanu Ti6Al4V-Grade5. Stop ten charakteryzuje się wysoką sztywnością, małą masą i korzystnymi właściwości cieplnymi. Cały kołnierz został wykuty z pojedynczego bloku metalowego. Z jednej strony łączy się również z cylindrem centralnym satelity. Do konstrukcji satelity jest przykręcona za pomocą śrub M6 przełożonych przez otwory utworzone pomiędzy 18 wypustkami o wysokości 108.5 mm znajdującymi w dolnej części łącznika. Śruby są  zabezpieczone nakrętkami. Na łączniku umieszczono również kostkę odniesienia używaną w czasie montażu urządzenia na satelicie. Obudowa zespołu płaszczyzny ogniskowej wystaje przez wycięcie w panelu dolnym. Przegrody główne teleskopów wystają natomiast przez otwory w panelu górnym (+X) satelity.  Całkowita masa instrumentu wynosi 230 kg. Masa zespołu teleskopów i kołnierza montażowego wynosi 202 kg, a masa elektroniki głównej umieszczonej we wnętrzu satelity - 28 kg. Pobór mocy wynosi 85 W (szczytowo 117 W).

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #12 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:21 »
Obie jednostki mają całkowitą długość 3.1 metra. Zasadniczym elementem konstrukcji mechanicznej każdej z nich jest tuba metryczna o długości 1.5 metra. Na jej dolnym końcu umieszczono pierścień podpierający zwierciadło główne teleskopu (Telescope Ring - TR) wykonany z invau 36 a na końcu górnym - pierścień osiowa podpierającą zwierciadło wtórne (Spider Ring - SPDR) wykonany również z invaru 36. Zwierciadło wtórne jest umieszczone w centrum SPDR, na czterech ostrzach. Jest otoczone przegrodą zwierciadła wtórnego. Sama tuba metryczna jest także wykonana z invaru 36. Jest to tworzywo o bardzo niskim współczynniku rozszerzalności cieplnej, dzięki czemu tuba pozwala na utrzymywanie stałej odległości pomiędzy zwierciadłem głównym i wtórnym. Tuba ta składa się  trzech sekcji - 1, 2 i 3 (Telescope Tube 1, 2, 3 - TT1, 2, 3). Są one połączone bolcami wykonanymi z tytanu. Do pierścienia TR przymocowana jest od góry przegroda zwierciadła głównego, przechodząca przez otwór w jego wnętrzu. Jest ona elementem układu chroniącego przed zabłąkanym światłem. Przegroda ta jest również podparta czterema rozporami o tubę metryczką. Dolna strona TR jest połączona z pozostałą instrumentu za pomocą trzech pionowych rozpór (Focal Plane Rods - FR) wykonanych z invaru 36. Obejmuje ona układ złożony z kół filtrów (jednego dla FUV i dwóch dla VIS/NUV), cylindrycznych aluminiowych komór z detektorami - jednego dla FUV i dwóch dla VIS/NUV, zasilaczy wysokiego napięcia i jednostek obróbki danych. Wszystkie te elementy te są umieszczone na aluminiowej klamrze przymocowanej do komór detektorów. Są one umieszczone w obudowie wspólnej dla obu teleskopów, stanowiącej też osłonę termiczną. Jest ona wykonana z arkuszy aluminiowych. Ma wysokość 600 mm i wystaje na zewnątrz satelity poprzez otwór w jego panelu dolnym. Z górną częścią tuby metrycznej jest natomiast połączona również główna. Ma ona postać tuby o wysokości 910 mm. Jest wykonana z aluminium. Wystaje na zewnątrz satelity. Z jej górnym końcem połączona jest otwierana aluminiowa klapa chroniąca wnętrze teleskopu przed zanieczyszczeniem w czasie startu. Stanowi ona też osłonę przeciwsłoneczną. Na osłonie znajdują się również porty pozwalające na usunięcie resztek gazu z teleskopu po starcie. Wszystkie elementy aluminiowe wykonano ze stopu Al 6061T6 / IS:64430 charakteryzującego się wysoką sztywnością i małą masą.
« Ostatnia zmiana: Grudzień 06, 2015, 21:23 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #13 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:24 »
 Każdy teleskop obejmuje układ optyczny w postaci reflektora Richteya - Chretaina, zespół koła filtrów, zespół detektora, zasilacze wysokiego napięcia (High Volatge Unit - HVU) oraz centralną jednostkę obróbki sygnałów z detektorów (Central Processing Unit - CPU). Średnica zwierciadła głównego w obu wypadkach wynosi 375 mm, średnica otworu zwierciadła głównego - 155 mm, średnica zwierciadła wtórnego -  140 mm, długość ogniskowej - 4750 mm, stosunek ogniskowej - f/12. Obszar geometryczny ma wielkość około 880 centymetrów kwadratowych. Obszar efektywny ma wielkość około 15 centymetrów kwadratowych dla teleskopu FUV oraz 50 centymetrów kwadratowych dla VIS/NUV. Pole widzenia ma szerokość 28 minut kątowych w każdym wypadku. Rozdzielczość spektralna jest mniejsza od 1000 A w każdym wypadku i zależy od wybranego filtra. Rozdzielczość kątowa wynosi 1.8'' na piksel dla kanałów FUV i NUV oraz 2.2'' dla kanału VIS. Rozdzielczość czasowa dla każdego kanału wynosi 1.7 ms. Typowy czas obserwacji wynosi 30 minut na cel dla każdego kanału. Czułość to 20 magnitudo (5 sigma) dla obserwacji w paśmie 130-180 nm trwających 200 sekund. Dokładność pomiarów fotometrycznych wynosi w każdym wypadku 10%.

Oba zwierciadła mają postać jednorodnych monolitów. Są wykonane z zeroduru. Ich pokrycie składa się z warstwy glinu oraz warstwy odbijającej złożonej z MgF2. Błędy występujące na powierzchni są mniejsze od λ/50 rms a mikronierówności są mniejsze od 15 A rms. Powierzchnia zwierciadła głównego ma profil wklęsłej osiowo hiperboli z promieniem krzywizny 3541 mm i stożkiem -1.129. Zwierciadło to jest zamocowane do pierścienia TR za pomocą mocować bocznych - dwójnogu którego rozpory znajdują się w odległości 120 stopni. Rozpory te są przyklejone do zwierciadła. Zwierciadło wtórne ma powierzchnię o profilu wypukłej osiowo hiperboli z promieniem krzywizny 1867 mm i stożkiem -6.3565. Jest zamocowane na czterech ostrzach struktury SPDR za pomocą kleju. Błędy występujące na powierzchni i mikronierowności mają taką samą wielkość jak w przypadku zwierciadła głównego. Średnia odbijalność obu zwierciadeł jest taka sama, wynosi około 60% dla zakresu spektralnego FUV (130 - 180 nm), jest lepsza od 70% dla zakresu NUV (180 - 200 nm) i lepsza od 80% dla VIS (200 - 600 nm).

Zespół trzech przegród każdego teleskopu pozwala na usuwanie światła pochodzącego spoza osi optycznej. Światło pochodzące ze źródeł znajdujących się w odległości 45 stopni od osi optycznej jest dzięki nim atenuowane o czynnik 10^9. Dzięki temu np poziom światła pochodzącego z Księżyca w pełni znajdującego się w odległości 54 stopni od osi optycznej które dociera do detektora jest słabsze od tła nieba. Ponadto klapy zamykające teleskopy działają jako osłony przeciwsłoneczne do czasu gdy Słońce znajduje się dalej niż 45 stopni od osi optycznej. Unikane jest również wprowadzanie bardzo jasnych obiektów do pola widzenia. W celu uniknięcia powstawania zanieczyszczeń związanych z reakcjami chemicznymi zachodzącymi pod wpływem UV jasna krawędź tarczy Ziemi jest utrzymywana w odległości większe niż 12 stopni od osi optycznej a Słońce poza zasięgiem osłon przeciwsłonecznych, nawet gdy obserwacje astronomiczne nie są prowadzone. Linie spektralne geokorony Ziemi są bardzo silne na dziennej części orbity, a ponadto znaczna część światła słonecznego mogłaby zostać rozproszona przez inne instrumenty naukowe satelity znajdujące się w pobliżu i przejść przez przegrodę główną. Dlatego też zasadnicze obserwacje astronomiczne wykonywane są na nocnej części orbity. Niektóre specjalistyczne obserwacje mogą być jednak prowadzone również na części dziennej.  W celu zminimalizowania wpływu tlenu atomowego na pokrycia zwierciadeł kąt pomiędzy osią X satelity (i instrumentu) oraz wektorem ruchu orbitalnego nie może być mniejszy od 12 stopni.

W układzie optycznym teleskopu VIS/NUV światło po odbiciu od zwierciadła głównego i wtórnego oraz przejściu przez otwór w centrum zwierciadła głównego przechodzi przed dychromiczny rozdzielacz wiązek. Rozszczepia on wiązkę na dwie, kierowane następnie do dwóch kanałów - bliskiego ultrafioletu (Near Ultraviolet Channel - NUV) i światła widzialnego (Visible Channel - VIS). W kanale NUV światło przechodzi przez koło filtrów i przechodzi do układu detektora. W kanale VIS wiązka przechodzi przez korektor w postaci cylindrycznej soczewki. Usuwa on aberracje powstające podczas przesyłania wiązki poprzez rozdzielacz. Dzięki jego zastosowaniu są one mniejsze od 2” FWHM. Następnie wiązka przechodzi osobne koło filtrów a następnie wchodzi do osobnego układu detektora.

W układzie optycznym teleskopu FUV światło wchodzące przez otwór wejściowy pada na zwierciadło główne, jest odbijane na zwierciadło wtórne, przechodzi przez otwór centralny zwierciadła głównego a następnie przechodzi przez koło filtrów i wchodzi do układu detektora.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:25 »
 Każdy zespół koła filtrów obejmuje właściwe koło i jego silnik (Filter Wheel-Motor Assembly - FWMA) oraz elektronikę kontrolującą pracę silnika (Filter Wheel Drive Electronics - FWDE). Koła są usytuowane tak, że ich elementy optyczne znajdują się w odległości około 40 mm od okien wejściowych zespołów detektorów. FWMA mieści się natomiast w obrębie elektroniki głównej instrumentu. Jednostki te są połączone kablami o długości 4.5 m.

Koła filtrów zawierają filtry optyczne, układy siatki dyfrakcyjne umożliwiające spektroskopię o niskiej rozdzielczości ok. 100, oraz zaślepkę pozywającą na ochronę detektora przed radiacją. Koło kanału FUV posiada 8 pozycji - 5 filtrów, 2 siatki i zaślepkę. Po kolei poszczególne pozycje to: 0 - zaślepka aluminiowa; 1 - filtr złożony z fluorku wapnia nr 1 (grubość 2.50 mm, pasmo >125 nm), 2 - filtr złożony z fluorku baru (2.40 mm, >135 nm), 3 - okno szafirowe (2.00 mm, >142 nm), 4 - siatka dyfrakcyjna nr 1 (4.48 mm), 5 - filtr krzemowy (2.70 mm, > 159 mm), 6 - siatka dyfrakcyjna nr 2 (4.48 mm), oraz 7 - filtr złożony z fluorku wapnia nr 2 (2.50 mm, >125 mm). Koło kanału NUV posiada również 8 pozycji - 6 filtrów, 1 siatkę dyfrakcyjną i zaślepkę. Są to: 0 - zaślepka aluminiowa; 1 - okno złożone ze spiekanego krzemu (3.00 mm, >159 nm), 2 - krzemowy filtr NUVB15 (2.97 mm, 200 - 230 nm), 3 - krzemowy filtr NUVB13 (3.15 mm, 230 nm - 260 nm), 4 - siatka dyfrakcyjna (4.48 mm), 5 - krzemowy filtr NUVB4 (3.33 mm, 250 nm - 280 nm), 6 - krzemowy filtr NUVN2 (3.38 mm, 275 nm - 285 nm), oraz 7 - okno złożone ze spiekanego krzemu (3.30 mm, >159 nm). Koło kanału VIS jest wyposażone w 6 pozycji - 5 filtrów i zaślepkę. Są to: 0 - zaślepka aluminiowa, 1 - filtr wykonany z materiału UBK7 VIS3 (3.00 mm, 400 nm - 530 nm), 2 - filtr z UBK7 VIS2 (3.00 mm, 370 - 410 nm), 3 - filtr z UBK7 VIS1 (3.00 mm, 320 - 360 nm); 4 - filtr neutralnej gęstości (3.00 mm), oraz 5 - okno wykonane z materiału UBK7 (3.00 mm). Wszystkie siatki dyfrakcyjne instrumentu są wytworzone na substracie złożonym z CaF2 o grubości 4.52 mm. Obszar pokryty szczelinami ma wielkość 36 x 36 mm. Gęstość siatek wynosi 400 szczelin na milimetr. Rozproszenie na płaszczyźnie detektora dla pierwszego i drugiego rzędu wynosi odpowiednio  1.2 nm / sekundę kątową i 0.6 nm / sekundę kątową przy 136 nm. Średnica siatek nr 1 i 2 kanału FUV wynosi odpowiednio 52.00 mm i 51.95 mm, centralna długość fali dla rozproszenia pierwszego rzędu - 190 nm i 240 nm, a centralna długość fali dla rozproszenia drugiego rzędu - 140 nm i 156 nm. Średnica siatki kanału NUV wynosi natomiast 51.99 mm, centralna długość fali dla rozproszenia pierwszego rzędu - 210 nm, a centralna długość fali dla rozproszenia drugiego rzędu - 154 nm.

Zmiana pozycji na kole filtrów trwa 30 sekund. Ponadto przed każdą zmianą napięcie na detektorze jest zmniejszane do zera, co trwa również 30 sekund. Tak więc obserwacje pobliskich wielokrotnych źródeł (oddalonych od siebie o  mniej niż 10' rejestrowanych w oknie o wielkości 6 x 6') są wykonywane za pomocą jednego filtra poprzez zmiany w pozycjonowaniu satelity. Następnie dokonywana jest zmiana filtra i obserwacje są ponawiane. W przypadku obiektów znacznie oddalonych od siebie wykonywane są obserwacje za pomocą kolejnych filtrów a następnie zmieniany jest cel obserwacji.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:25 »