Autor Wątek: Astrosat (kompendium)  (Przeczytany 17642 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #15 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:25 »
 Układ detektora w każdym wypadku ma identyczną konstrukcję, różnią się tylko rodzajem okna wejściowego i fotokatody. Każdy z nich składa się z okna wejściowego, wzmacniacza obrazu, zespołu włókien światłowodowych oraz właściwego detektora obrazującego w postaci CMOS. Wzmacniacz obrazu jest złożony z fotokatody (Photo-Cathode - PC), stosu płyty mikrokanałowej (Microchannel Plate - MCP),  anody (Anode - A) oraz fosforu. Fotony wchodzą do zespołu detektora przez okno wejściowe. W kanale FUV ma ono grubość 5 mm i jest wykonane z MgF2. W kanałach NUV i VIS ma również grubość 5 mm ale jest wykonane z krzemu. Po przejściu przez okno fotony uderzają w FC powodując powstawanie elektronów. Są one przyspieszane i powielane przez MCP. MPC dostarcza wzmocnienia rzędu 10^7. Elektrony wychodzące z MCP są przyspieszane i padają na anodę A pokrytą fosforem. Powodują one powstanie światła które jest przekazywane przez włókna światłowodowe na detektor CMOS (mapowanie topologiczne z rozdzielczością około 3:1). Odległość pomiędzy PC i MCP jest mała, wynosi 0.1 mm. Pozwala to na zminimalizowanie dryfu fotoelektronów. Tym samym wkład detektora w funkcję rozciągania źródła punktowego (Point Spread Function - PSF) jest mały, wynosi około 1'' FWHM. Wzmacniacz używa trzech wysokich napięć dostarczanych przez osobne zasilacze mieszczące się w jednostka HVU - dla PC (V-PC), MCP (V-MCP) i A (V-A). Napięcie V-PC jest używane do elektronicznego włączania i wyłączania systemu. V-MCP umożliwia kontrolowanie zysku, czyli ilości światła produkowanej przez fosfor na pojedynczy foton wchodzący do wzmacniacza.

Detektor to model Cypress STAR250 o wielkości 512 x 512 pikseli. Jego szerokość fizyczna wynosi 40 mm. Każdy piksel ma wielkość fizyczną 25 mikrometrów. Okrągłe pole widzenia teleskopu mieści się w całości w obrębie detektora. Jest on odczytywany w tempie definiowanym za pomocą instrukcji z Ziemi, wynoszącym maksymalnie 29 klatek na sekundę. Możliwe jest odczytanie całej powierzchni detektora lub jego wybranych wymiarów albo fragmentów. Przy odczycie fragmentów detektora szybkość może być zwiększona do około 600 klatek na sekundę. Pozwala to na uniknięcie nakładania się epizodów odziaływań z fotonami dla źródeł o intensywności większej od 5 fotonów/s/(10'' x 10'').

Detektor CMOS może pracować w trybie zliczania fotonów (Photon Counting Mode) lub w trybie integracji (Integration Mode). Tryb zliczania fotonów pozwala na obrazowanie z rozdzielczością około 1.8'' FWHM. Zysk MCP jest bardzo duży. W jego trakcie wykrywane są pojedyncze oddziaływania z fotonami, których centroidy są wyliczane na pokładzie a ich współrzędne wysyłane na Ziemię. Tryb integracji z niskim zyskiem nie pozwala na zliczanie pojedynczych fotonów. W jego trakcie napięcie na MCP jest relatywnie małe co redukuje jego zysk. Impulsy świetlne powodowane przez wiele fotoelektronów mogą wtedy padać na pojedynczy piksel, tak więc w każdym miejscu detektora jest mierzona ilość fotoelektronów powodujących emisję światła. Umożliwia przesłanie na Ziemię całej surowej klatki odczytanej z detektora. Rozdzielczość spada wtedy do około 3''. Normalnie kanały FUV i NUV są używane w trybie zliczania fotonów a kanał VIS - w trybie integracji. Podczas obrazowania całego pola widzenia czas ekspozycji wynosi minimalnie 34 ms, dlatego też przy uwzględnieniu tła obrazowanie za pomocą kanału VIS może powodować nakładanie się epizodów oddziaływań z fotonami. Ponadto gęstość fotonów jest na tyle duża, że mogłaby spowodować zużycie MCP w ciągu około roku. Dlatego też używanie trybu zliczania fotonów nie jest normalnie używane w tym kanale. Tryb integracji w zakresie ultrafioletu może być używany w trakcie obserwacji bardzo jasnych źródeł (zamiast stosowania bardzo szybkiego tema odczytu lub odczytu fragmentów detektora). W trybie zliczania można wybrać takie parametry jak poziom progowy sygnału i algorytm obliczający centroidy. W trybie integracji można wybrać zysk MCP poprzez zmiany wysokiego napięcia. Dla bardzo jasnych źródeł zysk jest ustawiany na poziomie bardzo niskim w celu uniknięcia nasycenia pikseli detektora. Chociaż UVIT nie jest przeznaczony do wykonywania badań zmian czasowych to możliwe jest określenie absolutnego czasu każdego epizodu oddziaływania z fotonem wraz z jego pozycją, z dokładnością < 5 ms, co definiuje rozdzielczość czasową instruemntu. W czasie analiz danych uzyskiwana jest wtedy seria czasowa obok serii pozycji fotonów na niebie.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #16 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:27 »
 Ponieważ stabilność orientacji przestrzennej satelity nie jest lepsza od 10” ekspozycje są krótkie. Są one następnie dodawane przez odpowiedni algorytm w trakcie obróbki danych na Ziemi. Uwzględnia on przesunięcia wyliczane poprzez porównanie kolejnych obrazów uzyskiwanych przez kanał VIS, np. co 1 sekundę. Typowo ilość fotonów UV zbieranych w czasie 1 sekundy jest zbyt mała aby uzyskać użyteczny obraz. Kanał VIS może jednak otrzymać obraz  w tym czasie, dlatego tylko on jest używany do obliczenia relatywnego dryfu satelity.  Powodzenie takiego sposobu obróbki danych zależy od braku wahań orientacji satelity większych od 0.3'' rms i uzyskania wolnego od wleczenia relatywnego aspektu wszystkich trzech kanałów przez okres około 1000 s. Jest to czas wystarczający na zebranie ilości fotonów umożliwiającej zbudowanie obrazu źródeł UV.

Sygnał z detektorów jest wzmacniany przez jednostki CPU umieszczono koło komór z detektorami i przesyłane do elektroniki odczytu (Readout Electronic Assembly - REA). Formatuje ona dane  z detektorów i oblicza centroidy. Znajduje się w obrębie głównej elektroniki instrumentu EU we wnętrzu satelity. Każdy kanał posiada osobny system REA. Jednostki te komunikują się również z HVU. Wszystkie komendy przesyłane z  systemu informatycznego satelity do systemów detektorów przechodzą  przez REA. Są przesyłane do nich za pośrednictwem interfejsu 1553B. Koła filtrów są natomiast zarządzane bezpośrednio przez system komputerowy satelity. Wszystkie dane z detektorów są przesyłane do jednostki gromadzącej dane (Data Handling Unit - DHU) satelity, natomiast dane z kół filtrów są dostępne w telemetrii niskiej szybkości wysyłanej w czasie rzeczywistym. Elektronika EU kontroluje również stan instrumentu, zbiera dane inżynieryjne przesyłane na Ziemię (napięcia, ładunki i temperatury) oraz wykonuje komendy z Ziemi. kanały FUV, NUV i VIS są sterowane niezależnie od siebie za pomocą instrukcji wysyłanych przez kontroler satelity.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #17 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:28 »
 System kontroli temperatury instrumentu obejmuje elementy aktywne i pasywne. Składa się z grzejników kontrolowanych przez sensory temperatury. Pozwala na utrzymywanie tuby metrycznej w stabilnej temperaturze 20ºC, z odchyleniami +/-3ºC. Pozwala to na zminimalizowanie przesunięć zwierciadeł powodowanych przez rozszerzalność cieplną tuby metrycznej. Tym samym efekty cielne są bardzo małe, dlatego też nie było konieczności zastosowania mechanizmów optymalizujących układ optyczny. Filtry i siatki dyfrakcyjne oraz detektory są utrzymywane w temperaturze 15ºC - 30ºC w celu uniknięcia zmian w ich przepuszczalności i efektywności kwantowej. Ponieważ tryb zliczania elektronów nie jest bardzo wrażliwy na zysk detektora jest on również zaburzony przez efekty termiczne w stopniu mniejszym niż tryb integracji. Cała powierzchnia instrumentu jest pokryta również izolacją wielowarstwową. W niektórych miejscach znajdują się ponadto reflektory optyczne (Optical Solar Reflector - OSR) odbijające światło słoneczne. Wewnętrznymi źródłami ciepła są: silniki kół filtrów, detektory i zasilacze wysokiego napięcia. Zewnętrznymi źródłami ciepła są: Słońce, albedo Ziemi i emisja atmosfery Ziemi. Są one modelowane według parametrów orbity. Najtrudniejsza do kontroli jest orientacja obu teleskopów względem siebie wynikająca między innymi z efektów termicznych, ponieważ jej zmiany o 1" w czasie ekspozycji trwającej typowo 1000 s mogą wprowadzić rozmazanie obrazu na poziomie około 0.3" rms. Relatywne położenie osi obu teleskopów nie może dryfować o więcej niż 0.5'' przez typowy okres obserwacji pojedynczego pola nieba, trwający 15 minut. Może się jednak zmieniać o 30'' w długich okresach czasu. Instrument posiada również odrębny zestaw grzejników pozwalających na nagrzanie niektórych elementów teleskopów w celu usunięcia ewentualnych zanieczyszczeń skondensowanych na ich powierzchniach.

Jednym ze źródeł tła są ciemne zliczenia detektorów. W temperaturze 20ºC wynoszą one 8/s dla kanału FUV, 50/s dla NUV i 1266/s dla VIS. Ponadto przy kącie 45 stopni z osią optyczną tło większe od poziomu światła zodiakalnego wprowadza również jasna krawędź tarczy Ziemi. Światło zodiakalne ma jasność około 22 mag na kwadratową sekundę kątową w paśmie VIS. Odpowiada to poziomowi tła na poziomie około 5 x10^-18 erg/(s*A*cm^2*arcsec^2) lub 0.08 wykrytego fotona na sekundę na kwadratową sekundę kątową dla obszaru efektywnego 50 cm^2 w zakresie spektralnym 5 500 - 6 500 A. Tło to spada bardzo wolno w pomiędzy 3000 a 6000 A i bardzo szybko przy falach krótszych. Linie spektralne geokorony Ziemi charakteryzują się znaczną zmiennością intensywności. Liczba zliczeń fotonów na sekundę powodowanych przez geokoronę dla kanału FUV wynosi w dzień i w nocy: 129 000 i 1290 000 w linii 1216 A (Lyman alfa), 860 i 129 000 w linii 1304 A (OI), oraz 64 i 12 900 w linii 1356 A (OI). Liczba zliczeń dla detektora NUV wynosi < 170 i < 34 000 w linii 2471 A (OII). Obserwacje z użyciem detektora FUV nie mogą być więc prowadzone w czasie dnia. Ponadto filtr CaF2 mający najszersze pasmo dla kanału FUV przepuszcza kilka procent emisji w  zakresie linii Lyman alfa, dlatego też w czasie obserwacji nocnych poziom zliczeń tła wynosi 1 000 - 5 000/s.

Główną instytucją odpowiedzialną za instrument UVIT jest Indyjski Instytut Astrofizyki (Indian Institute of Astrophysics - IIA) w Bangalore. Ponadto w projekcie uczestniczy Międzyuniwersyteckie Centrum Astronomii i Astrofizyki (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics - IUCAA) w Pune, ISRO i Kanadyjska Agencja Kosmiczna (Canadian Space Agency - CSA) z siedzibą w Longueuil.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #18 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:28 »
SXT
Teleskop obrazujący w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego (Soft X-ray imaging Telescope - SXT) jest jednym z 4 instrumentów naukowych satelity Astrosat pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego.. Jest to urządzenie pozwalające na obrazowanie rozciągłych źródeł rentgenowskich w zakresie energii 0.3 - 8.0 keV oraz na spektrometrię źródeł punktowych z rozdzielczością około 5 - 6% przy 1.5 keV oraz ok. 2.5% przy 6 keV. Ponadto instrument umożliwia wykonywanie obserwacji zmienności czasowej w skalach 2.4 s oraz 278 ms. Urządzenie umożliwa skupianie promieniowanie rentgenowskiego pozwalając na osiągnięcie około 1 000 razy lepszej czułości od instrumentów innego rodzaju pracujących w tym zakresie spektralnym. Wynosi ona około 15 μCrab (5 sigma) w czasie 10 000 s. Tym samym instrument może obserwować około 100 000 źródeł na całym niebie. Dzięki stosunkowo wysokiej rozdzielczości kątowej (rzędu 2 minut kątowych) może rozdzielać nakładające się obiekty w gęstych polach nieba oraz obrazować źródła rozmyte, takie jak pozostałości supernowych lub gorący gaz w gromadach galaktyk. Dzięki możliwości pomiarów energii fotonów rentgenowskich urządzenie umożliwia spektroskopię rozpoznawalną przestrzennie z najlepszą dokładnością wśród instrumentów rentgenowskich satelity Astrosat. Pozwala ponadto na śledzenie zmienności źródeł rentgenowskich. Do podstawowych celów naukowych instrumentu zaliczają się: rozdzielenie emisji w liniach jonów Si, S, Ar, Ca i Fe pochodzącej z gorącej termalnej plazmy koronalnej oraz rozdzielenie linii fluorescencyjnych tych pierwiastków w medium fotojonizowanym przez silne kontinuum rentgenowskie w źródłach rentgenowskich zasilanych przez akrecję (gwiazdy neutronowe, czarne dziury o masach gwiazdowych, supermasywne czarne dziury itp.); wykonanie spektroskopii gorących i cienkich skupisk plazmy w galaktykach, gromadach galaktyk, jądrach galaktyk aktywnych (Actove Galactoc Nuclei - AGN), kwazarach, pozostałościach supernowych (Supernova Remnant - SNR) i koronach gwiazd; badania fizyki szoków i dysków akrecyjnych, koron i regionów występowania gazu fotojonizowanego (gęstość, temperatura, stopień jonizacji i zawartość poszczególnych pierwiastków); badania absorpcji promieniowania o niskiej energie i natury absorberów (np czy są one zjonizowane i gorące czy też neutralne i chłodne); badania emisji w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego powstającej na zasadzie promieniowania ciała doskonale czarnego w AGN, podwójnych pulsarach rentgenowskich we współpracy z instrumentami pracującymi w zakresie wyższych energii; wykonanie rozdzielanej przestrzennie spektroskopii SNR i gromad galaktyk; oraz wykonanie jednoczesnych szerokopasmowych pomiarów spektrometrycznych i pomiarów spektrometrycznych rozdzielanych w czasie dla plazmy termalnej i nietermalnej we współpracy z instrumentami pracującymi w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #18 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:28 »

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #19 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:29 »
 Instrument SXT znajduje się częściowo we wnętrzu satelity Astrsat. Jego górna część wystaje przez otwór w panelu górnym (+X) satelity i jest do niego przymocowana. W skład instrumentu wchodzi tubus teleskopu, moduł optyki rentgenowskiej; kamera płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Camera Assembly - FPCA) oraz elektronika obórki danych (Processing Electronics - PE). Całkowita masa urządzenia wynosi 90 kg a pobór mocy - 80 W. Całkowita długość instrumentu wynosi 2465 mm a średnica części górnej - 386 mm.

Tubus teleskopu ma kształt cylindryczny. Jego górną część stanowi tuba przednia (Forward Tube). Jest ona wykonana z plastiku wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fiber Reinforced Plastic - CFRP). W jej wnętrzu w części górnej znajduje się przegroda termiczna (Thermal Baffle) wykonana ze stopu aluminium Al 6061 T6. Znajduje się ona nad zespołem optyki. Zapewnia ograniczoną ochronę optyki przed światłem słonecznym i jest miejscem montażu grzejników utrzymujących optykę w określonym zakresie temperatur. Kąt unikania Słońca z zastosowaniem przegrody wynosi około 45 stopni. Z górną częścią tuby przedniej i przegrodą termiczną połączona jest otwierana klapa chroniąca optykę przed zanieczyszczeniem w czasie prac naziemnych i startu. Została ona otwarta po starcie w celu usunięcia resztkowego gazu z teleskopu, przed otwarciem drzwi ochronnych kamery FPCA. Po otarciu tworzy ona kąt 256° z tubusem. Mogła być zamykana tylko ręcznie w czasie prac naziemnych. Tuba przednia jest połączona ze znajdującym się częściowo w jej wnętrzu cylindrem modułu optyki za pomocą pierścienia nr 2 (Ring 2). Łączy on dolną krawędź tuby przedniej z kołnierzem modułu optyki. Od dołu kołnierz ten jest połączony z pierścieniem nr 1 (Ring 1), łączącym się z drugiej strony z górną krawędzią tuby tylnej 1 (Rear Tube 1). Tym samym tuba przednia zawiera sekcję 1-alfa optyki a tuba tylna - sekcję 3-alfa. Tuba tylna 1 jest wykonana z CFRP. Ma postać rury o średnicy wewnętrznej 343 mm i średnicy zewnętrznej  347.8 mm. Jej tylna krawędź jest połączona z pierścieniem stanowiącym interfejs z panelem górnym satelity (Deck Interface Ring - DIR). Jest on wykonany ze stopu aluminium Al 6061. Posiada 8 otworów przez które przełożono śruby M8 mocujące teleskop do panelu satelity. Poza połączeniem teleskopu z satelitą łączy on również tubę tylną 1 z tubą tylną 2 (Rear Tube 2). Jest ona wykonana z CFRP. Jej górna część jest grubsza od dolnej co zwiększa sztywność. Część dolna tej tuby jest połączona z pierścieniem stanowiącym interfejs z kamerą CCD (CCD Interface Ring). Pozwala on na zachowanie stabilnej orientacji tubusu i kamery. Jest wykonany ze stopu aluminium Al 6061.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #20 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:31 »
 Moduł optyki zawiera rozbudowany zestaw zwierciadeł rentgenowskich tworzących przybliżenie układu Wolter 1. W układzie tym zwierciadła są umieszczone jedno w drogim i tworzą dwie sekcje - przednią i tylną. Promieniowanie rentgenowskie jest odbijane najpierw przez odbijające wewnętrznie zwierciadła sekcji przedniej (1-alfa) których profil ma kształt wycinka paraboli. Następnie są odbijane przez zwierciadła sekcji tylnej (3-alfa) których profil ma kształt wycinka hiperboli. Ostatecznie są skupiane na płaszczyźnie ogniskowej układu. Obszar aktywny takich zwierciadeł ma postać cienkiego pierścienia, dlatego też ich powierzchnia zbierająca jest niewielka. Dlatego konieczne jest zastosowanie dużej liczny zwierciadeł. Instrument  STX posiada 41 kompletnych zwierciadeł w obu sekcjach. Są one rozmieszczone w sposób tworzący charakterystyczny wzór pustych przestrzeni. Każde zwierciadło w pojedynczej sekcji składa się z 4 osobnych odcinków. Łącznie system zawiera łącznie 328 takich elementów. Długość każdego zwierciadła wynosi 100 mm. Średnica zwierciadła najbardziej zewnętrznego wynosi 130 mm a średnica zwierciadła najbardziej wewnętrznego - 65 mm. Najmniejsza odległość pomiędzy zwierciadłami wynosi 0.5 mm. Średnica funkcji rozciągania źródła punktowego (Point Spread Function - PSF) w osi optycznej na płaszczyźnie ogniskowej wynosi około 2'. Odnijalność rentgenowska zwierciadeł została zmierzona w zakresie kilku energii, co pozwoliło na określenie stopnia gładkości zwierciadeł na  7 - 10 A (FWHM). Obszar geometryczny ma wielkość 250 centymetrów kwadratowych. Obszar efektywny (z uwzględnieniem wydajności kwantowej detektora) na powierzchnię 128 centymetrów kwadratowych przy energii 1.5 keV i 22 centymetrów kwadratowych przy energii 6 keV. Pole widzenia ma wymiary 41.3 x 41.3'. Rozdzielczość kątowa wynosi 4.13 sekundy kątowej na piksel detektora. Dokładność pomiarów pozycji źródeł wynosi 30 sekund kątowych. Długość ogniskowej teleskopu wynosi 2 metry. Była ograniczona rozmiarami satelity i owiewki rakiety nośnej.

Każdy odcinek zwierciadła jest złożony z substratu aluminiowego o grubości około 0.2 mm. Jego wewnętrzna powierzchnia (odbijająca) jest pokryta warstwą złota. Zwierciadła te zostały wykonane przez Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w  Mumbaiu. Proces nanoszenia złota był podobny jak w przypadku optyki rentgenowskiej japońskiego satelity Suzaku. Przeprowadzono go w clearoomie klasy 3000. Złoto było napylane najpierw na gładką powierzchnię cylindra wykonanego ze szkła borokrzemianowego, którego zewnętrza średnica była zbliżona do średnicy danego zwierciadła. Równolegle z arkusza folii aluminiowej wycinano fragment o odpowiednich rozmiarach. Jego krawędzie były następnie wyrównywane. Fragment był potem czyszczony w ultradźwiękowym urządzeniu czyszczącym za pomocą acetonu. Następnie wykonywano z niego rulon o średnicy zgodniej ze średnicą wytwarzanego zwierciadła. W dalszej kolejności zarówno folia jak i pokryty złotem cylinder szklany były napylane epoksydem za pomocą atomizera  z okrągłym profilem rozpryskiwania. Folia i cylinder były łączone w komorze próżniowej (ciśnienie około 1 Torr) po krótkim czasie od zakończeniu tego procesu, co gwarantowało że we wnętrzu epoksydu nie powstaną pęcherzyki powietrza. Następnie folia i cylinder były powolnie nagrzewane w komorze grzewczej przez okres około1 dnia. Potem folia była oddzielana od szklanego cylindra. Dzięki temu złoto zostało mocno przymocowane do powierzchni folii. Następnie z tak przygotowanej folii formowano zwierciadło. Jej strona pokryta złotem stanowiła jego wewnętrzną odbijającą stronę. Ostatecznie każde zwierciadło zostało pokryte warstwą epoksydu o grubości 50 - 60 mikronów i warstwą złota o grubości 1400 A. Po wytworzeniu danego segmentu zwierciadła cylinder szklany był następnie czyszczony i używany do wytworzenia kolejnego elementu. W celu wykonania wszystkich zwierciadeł wykorzystano dużą ilość cylindrów o różnych rozmiarach. Łącznie uzyskano około 1000 segmentów zwierciadeł użytych w modelu inżynieryjnym oraz w modelu lotnym. Pracowano nad tym latach 2006 - 2010, przez 6 dni w tygodniu. Kilka zwierciadeł zostało przetestowanych za pomocą reflektometru rentgenowskiego po rygorystycznych testach podatności na adhezję i abrazję, cykle ochładzania i nagrzewania, duże poziomy naświetlenia i in.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #21 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:33 »
Zwierciadła są przymocowane do 37 przegród rozchodzących się promieniście od centralnego trzpienia mającego postać pustego w środku walca. Na zewnątrz są one przymocowane do cylindra zewnętrznego modułu optyki. W jego centrum znajduje się kołnierz połączony z pierścieniami stanowiącymi interfejs z tubą przednią oraz tubą tylną 1 tubusu teleskopu. Cały cylinder jest wykonany z aluminium.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #22 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:33 »
Kamera FCPA została zbudowana przez TIFR we współpracy z Centrum Badań Kosmicznych (Space Research Centre) Uniwersytetu w Leicester (University of
Leicester) w Wielkiej Brytanii. Znajduje się w odległości  2 metrów od płaszczyzny środkowej modułu optyki. Jej konstrukcja mechaniczna obejmuje od góry zespół z mechanizmem drzwi ochronnych otwieranych na orbicie, dolną osłonę chroniącą przed protonami, komorę kriogeniczną (kriostat) zawierającą detektor CCD umieszczony na systemie chłodzącym, górną osłonę chroniącą przed protonami i osłonę podstawową. Komora kriogeniczna jest wykonana z aluminium i pokryta złotem zapewniającym izolację termiczną. U dołu konstrukcja FCPA łączy się również z interfejsem wymiany danych oraz z modułem zaworów systemu chłodzącego i kapilarą połączoną z radiatorem.
« Ostatnia zmiana: Grudzień 06, 2015, 21:35 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #23 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:35 »
Główną częścią FCPA jest detektor CCD (CCD-22). Został on dostarczony przez firmę E2V Technologies Inc. z Chelmsford w Wielkiej Brytanii, producenta detektora kamery EPIC (European Photon Imaging Camera) satelity XMM-Newton. Detektor tego samego typu zastosowano również w instrumencie XRT (X-Ray Telescope) satelity Swift. Za przygotowanie detektora do misji odpowiedzialny był Uniwersytet w Leicester. Jest to CCD typu klatka - transfer z trójfazowym transferem klatki i otwartą strukturą elektrod pozwalającą na uzyskanie użytecznego pasma energetycznego 0.2 - 10 keV. Obszar aktywny ma wielkość 610 x 602 piksele. Pojedynczy piksel ma szerokość 40 mikronów. Obszar przechowujący klatkę ma wymiary 600 x 602 piksele a pojedynczy piksel w jego obrębie ma rozmiary 38 x 12 mikronów. Detektor pracuje w trybie zliczania pojedynczych fotonów. Każdy foton rentgenowski uwalnia 100 - 1000 par elektron - dziura w zależności od energii. Pozwala to na wykonywanie pomiarów spektroskopowych.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #24 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:36 »
Właściwa praca detektora wymaga usunięcia światła widzialnego. Dlatego przed detektorem umieszczono filtr odrzucający światło widzialne. Ma on postać grubej (1840 A) błony z polimidu pokrytej z jednej strony warstwą glinu o grubości 488 A. Typowa przepuszczalność filtra dla światła widzianego jest mniejsza od 5 x 10^-3, jest podobna do przepuszczalności filtrów użytych na satelicie XMM-Newton. Filtr przepuszcza około 0.25% światła widzialnego. Powoduje on całkiwte wytłumienie światła widzialnego ze źródeł o jasności mniejszej od 7 magnitudo.  W przypadku teleskopu XRT satelity Swift z PSF około 15" gwiazdy o jasności około 6 magnitudo powodują powstanie ładunku na poziomie kilku elektronów. Ponieważ SXT charakteryzuje się PSF większym 7 - 8 razy i 2 razy większym kątowym rozmiarem pikseli limit jasności optycznej źródeł jest zbliżony do 4 mag. Dokładnie wyznaczono go podczas pracy na orbicie, z użyciem jasnych gwiazd nie emitujących wykrywalnego promieniowania rentgenowskiego. Przepuszczalność filtra dla promieniowania rentgenowskiego jest większa od 50% przy energiach większych od 400 eV. We wnętrzu FCPA znajduje się dioda LED pozwalająca na oświetlenie całego filtra światłem rozproszonym w celu sprawdzenia jego integralności.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #25 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:36 »
Detektor może wydajnie pracować tylko w niskiej temperaturze -193K. Dlatego też mieści się w komorze kriogenicznej. Jest zainstalowany na chłodziarce termoelektrycznej (Thermo-electric Cooler - TEC). Zimna końcówka chłodziarki jest połączona z kapilarą wypełnioną etanem, która łączy się z radiatorem. Jest on umieszczony na panelu przednim (+Y) satelity, który jest stale nieoświetlony przez Słońce. Schłodzenie detektora redukuje prąd ciemny zapewniając uzyskanie dobrej rozdzielczości pomiarów energii a także zmniejsza wrażliwość detektora na uszkodzenia wywoływane przez promieniowanie. Dzięki redukcji tła rozdzielczość pomiarów energii w temperaturze operacyjnej wynosi 2% przy 6 keV. Kapilara cieplna i radiator zostały opracowane przez Centrum Satelitarne ISRO (ISRO Satellite Centre - ISAC) w Bangalore. Gwarantują, że temperatura na połączeniu zimniej końcówki i TEC wynosi maksymalnie -40°C.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #26 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:38 »
 CCD jest chroniony dwoma osłonami odrzucającymi protony - górną i dolną. Są one wykonane z aluminium. Zmniejszają uszkodzenia powodowane przez cząstki energetyczne, zwłaszcza podczas przelotów przez anomalię południowoatlantycką. Ponieważ orbita satelity Astrosat sprawia że satelita jest mniej narażony na promieniowanie niż Swift masa osłon została zredukowana w stosunku do instrumentu XRT.

Na szczycie FPCA znajdują się ponadto drzwi chroniące detektor przed zanieczyszczeniem w czasie prac naziemnych, startu i wczesnych operacji orbitalnych. Zostały one otworze w trakcie aktywacji instrumentu.

FPCA posiada 5 indywidualnych źródeł kalibracyjnych zawierających izotop 55Fe. Ich moc jest bardzo mała. Cztery z nich oświetlają detektor w jego rogach, poza polem widzenia teleskopu. Są używane do kalibracji w trakcie całej misji. Dostarczają dwóch głównych linii spektralnych - 5.9 keV i 6.5 keV. Piąte źródło znajduje się na drzwiach zamykających FPCA. Było używane tylko na początku misji, nie jest użyteczne po otwarciu kamery. Źródła produkują również kilka innych linii. Łącznie dostarczają 8 serii linii używanych do kalibracji zysku detektora, rozdzielczości pomiaru energii i efektywności transferu sygnału. Informacje te pozwalają na zbudowanie funkcji odpowiedzi detektora CCD w zależności od energii. Rozdzielczość pomiarów energii zależy od temperatury detektora. Po schłodzeniu do -80ºC zapewnia on największą rozdzielczość pomiarów promieniowania rentgenowskiego ze wszystkich instrumentów satelity Astrosat.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #27 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:38 »
 Sygnał z detektora CCD jest wzmacniany przez przedwzmacniacz znajdujący się na płycie umieszczonej w pobliżu niego (Preamplifer Board - PCB) i przesyłany do elektroniki PE instrumentu. CCD posiada dwa przedwzmacniacze i może być odczytywane począwszy od prawej lub lewej strony. PE stanowi osobną jednostkę mieszczącą się we wnętrzu satelity. Składa się z 10 płyt drukowanych (Printed Card Board - PCB) - kart elektroniki 1 - 8 i 3A (Electronics Board 01 - 08, 03A - EL-01 - 08, 03A) oraz płyty głównej. Funkcje logiczne wykonują trzy układy typu FPGA (Field Programmable Gate Array 1, 2, 3). Cała elektronika została zbudowana przez TIFR. Kontroluje pracę detektora CCD, jego temperaturę, ciśnienie we wnętrzu FPCA w początkowej fazie misji, steruje otwieraniem drzwi FPCA i zapewnia interfejs z systemem informatycznym satelity. Dane naukowe z detektora przechodzą przez kartę EL-03, która wykonuje konwersję analogowo - cyfrową. Następnie są przekazywane do pamięci 1 (Memory 1 - M1) znajdującej się na karcie EL-05 za pośrednictwem układu FPGA-1 umieszczonego na karcie EL-04. Pamięć ta posiada dwie pozycje - górną i dolną. Gdy układ FPGA-1 przechowuje dane w górnej sekcji pamięci to układ FPGA-2 mieszczący się na karcie EL-06 odczytuje poprzedni zestaw danych zgromadzony w dolnej sekcji. Następnym razem gdy FPGA-1 zapisuje dane w sekcji dolnej to FPGA-2 odczytuje dane z sekcji górnej.  W ten sposób dane ciągle przepływają z FPGA-1 do FPGA-2. Odczyt całego detektora trwa 2.4 sekundy. W celu uzyskania mapy napięcia na detektorze używany jest dedykowany tryb w czasie którego klatka odczytywana jest w czasie około 24 sekund. FPGA-2 formatuje dane w bloki o rozmiarze 2 kilobitów, które są przesyłane do układu FPGA-3 umieszczonego na karcie EL-07. Następnie układ ten przesyła dane do rejestratora satelity za pomocą łącza telemetrycznego o wysokiej szybkości (High Bit Rate Telemetry - HBT), rzędu 4 MHz. Dane inżynieryjne z FPCA są przekazywane do FPGA-3 za pośrednictwem karty EL-03A. Są one przekazywane do rejestratora satelity za pomocą łącza telemetrycznego o niskiej szybkości (Low Bit Rate Telemetry - LBT), rzędu 40 kHz. Zasilanie odbierane z sieci elektrycznej satelity się przekazywane do poszczególnych kart elektroniki poprzez kartę przekaźnikową EL-03 oraz poprzez układ DC-DC mieszczący się na karcie EL-01. Wejście na układzie DC-DC charakteryzuje się napięciem 28 - 42 V. Jest ono regulowane na wyjściu dla każdej karty z osobna. Komendy odbierane z satelity przechodzą przez różne karty i ostatecznie trafiają do FPCA za pośrednictwem kart EL-03A i EL-02.

Dane dostarczane przez instrument są przechowane na pokładzie satelity i wysyłane do stacji naziemnej jeden raz w ciągu każdego obiegu trwającego około 92 minuty. Produkcja danych wynosi około 280 megabitów na orbitę. Nakłada to duże ograniczenia na tryby zażądania danymi i sposób organizacji danych. Instrument posiada 5 trybów zarządzania danymi naukowymi oraz osobny tryb zażądania danymi inżynieryjnymi. W każdym trybie dane są organizowane w pakiety o wielkości 2 kilobitów (2K). Tak więc część pamięci satelity zarezerwowana dla instrumentu jest wypełniania około 143360 blokami danych 2K w czasie każdej orbity. Do 5 podstawowych trybów nuakowych zaliczają się: tryb zliczania fotonów (Photon Counting Mode - PC); okno zliczania fotonów (Photon Counting Window - PCW); szybkie zliczanie fotonów w oknach (Fast Windowed Photon Counting Mode - FW), wykonywanie mapy napięcia na detektorze (Bias Map - BM), oraz tryb kalibracji (Calibration Mode - Cal). Dodatkowy tryb inżynieryjny (Housekeeping Mode - HK) jest stosowany do obsługi parametrów określających stan elektroniki. W trybie PC uzyskiwane są dane z całego detektora. Następnie przesyłane są dane uzyskane tylko powyżej wybranego za pomocą komend progu energii (w zakresie 100 - 200 eV). Ponadto w trybie tym wysyłane są dane maksymalnie z 36 000 pikseli. Czas odczytu w tym trybie wynosi 2.4 s. Tryb PCW jest podobny do trybu PC, ale dane są odczytywane tylko z fragmentu detektora o kształcie prostokątnym (okna). Wielkość i lokalizacja takiego okna są wybierane za pomocą komend. Najczęściej używane jest kwadratowe okno obejmujące centrum detektora. W trybie FW  odczytywane jest okno o stałej wielkości 150 x 150 pikseli położone w centrum detektora. Czas odczytu w tym trybie wynosi około 278 ms. Używane jest takie samo wybieranie progowych wartości energii jak w trybie PC. Tryb Cal jest stosowany w trakcie kalibracji instrumentu. Dane są wysyłane bez ustawiania żadnych progów energii. Czas odczytu wynosi tu 2.4 s. Odczytywanych jest 5 małych okien scentrowanych na obszarach oświetlonych przez źródła kalibracyjne. W trybie BM odczytywany jest cały detektor a dane są wysyłane bez użycia progów energii. Wysyłanych jest 60 linii na klatkę z CCD wraz z ich koordynatami w obrębie detektora. Na Ziemi kolejno uzyskiwane linie są składane w celu uzyskania całej klatki z CCD. Potrzeba do tego danych uzyskanych w czasie 24 sekund. Tryb HK jest przeznaczony o użycia wyłącznie w przypadku awarii kanału telemetrii LBT. Pozwala on na przesyłanie danych inżynieryjnych w postaci pakietów 2K. Bloki 2K są używane w każdym trybie, ale ich zawartość nie jest taka sama. Dla trybów PC, PCW i FW obsługujących obserwacje naukowe w pakietach składowane są tylko odczyty przewyższające zadany próg energetyczny oraz koordynaty pikseli (numer kolumny i wiersza) i identyfikator klatki z CCD. Łącznie blok taki zawiera 2048 bitów. Informacje te są zawarte w bitach  15 - 2042. W bitach 1 - 14 pisany jest nagłówek a w bitach 2043 - 2048 - stopka. Sekcje te zawierają numer bloku 2K, informacje na temat trybu, czas pokładowy, lokalizację okna, oraz liczbę sprawdzeń prawidłowości bliku 2K.

Obserwacje dokonywane za pomocą SXT są ograniczone możliwościami jego pozycjonowania wynikającymi z konieczności ochrony detektora CCD, filtra blokującego światło widzialne i pokrycia odbijającego optyki rentgenowskiej. Najważniejszym ograniczeniem jest kąt unikana Słońca, większy od 45 stopni. Pozostałymi są kąty unikania Księżyca, krawędzi tarczy Ziemi oraz wektora ruchu orbitalnego. Dla obiektów słabych i rozmytych ich wartości są odpowiedni większe od 30, 30 i 12 stopni. Dla jaśniejszych źródeł punktowych (ponad 30 mCrab) dolny limit tych trzech kątów wynosi 5 - 10 stopni. Typowy czas obserwacji wynosi 0.5 - 1 dnia dla każdego celu.

Główną instytucją odpowiedzialną za instrument SXT jest Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w  Mumbaiu. W projekcie uczestniczył też Uniwersytetu w Leicester (University of Leicester) w Wielkiej Brytanii.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #28 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:39 »
LAXPC
 Ksenonowy licznik proporcjonalny o dużej powierzchni jest jednym z 4 instrumentów naukowych satelity Astrosat pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Instrument pracuje w szerokim zakresie energetycznym, 2 - 80 keV. Jego powierzchnia aktywna jest bardzo duża - sięga 6000 centymetrów kwadratowych przy energiach  3 - 20 keV i przekracza 2 400 centymetrów kwadratowych przy energiach wyższych, do 80 keV. Dzięki tym właściwością instrument jest bardzo przydatny do wykonywania badań zmienności czasowej źródeł rentgenowskich. Jest to główne urządzenie na satelicie przeznaczone do tego celu. Wraz z instrumentem SXT pracującym w zakresie energii niższych oraz CZTI wrażliwych na promieniowanie o energiach wyższych jest również bardzo przydatny do szerokopasmowej spektroskopii rentgenowskiej. Rozdzielczość energii tego instrumentu jest średnia (14 - 18%), jednak jego rozdzielczość czasowa i absolutna dokładność czasowa jest wysoka (10 ms). Po zakończeniu amerykańskiej misji RXTE jest to jedyny instrument rentgenowski pozwalający na wykonywanie badań zmian czasowych porównywalnych do wykonywanych za pomocą jego urządzenia PCA (Proportional Counter Array). Może wykonywać analizy nowych rozbłysków oraz innych źródeł przejściowych wykrytych za pomocą instrumentu SSM lub innych satelitów. Charakteryzuje się ponadto szerszym zakresem energetycznym niż wszystkie poprzednie instrumenty rentgenowskie o dużej powierzchni. Tak więc umożliwia analizy wszystkich typów zmienności czasowej w szerszym paśmie spektralnym, co umożliwia nałożenie lepszych ograniczeń na modele różnorodnych obiektów i zjawisk astrofizycznych.  Obszar efektywny w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego jest kilkakrotnie większy niż w wypadku wszystkich innych instrumentów rentgenowskich. Umożliwia to lepsze próbkowanie procesów fizycznych powodujących emisję w zakresie twardego promieniowania X, zwłaszcza procesów o charakterze czasowym. Dzięki wyposażeniu satelity w inne instrumenty rentgenowskie których zakresy energetyczne są mniejsze i większe LAXPC pozwala na szerokopasmową spektroskopię umożliwiającą nałożenie lepszych ograniczeń na modele kontinuum spektralnego. Ponieważ satelita znajduje się na orbicie zbliżonej do równikowej instrument charakteryzuje się niskim poziomem tła pozwalając na rejestrowanie słabszych źródeł niż w przypadku innych misji. Wraz z pozostałymi instrumentami znajdującymi się na satelicie pozwala na wykonywanie unikalnych, równoległych obserwacji multispektralnych. Tak więc do jego podstawowych zastosowań zaliczają się: badania czarnych dziur; badania zmian czasowych źródeł rentgenowskich; badania nietremlanych komponentów w spektrogramach rentgenowskich pozostałości supernowych (Supernova Remnant - SNR) i gromad galaktyk; spektroskopia szerokopasmowa; badania pulsarów z użyciem cechy rezonansowego rozpraszania cyklotronowego (Cyclotron Resonance Scattering Feature - CRSF); badania oscylacji kwaziperidorycznych (Quasi Periodic Oscillations - QPO) w zakresie twardego promieniowanie rentgenowskiego; badania rozbłysków powodowanych przez procesy termojądrowe oraz przekształceń promieniowania rentgenowskiego; badania nadolbrzymów wykazujących szybkie pojaśnienia w zakresie rentgenowskim (Supergiant Fast X-ray Transients - SFXT); oraz dostarczenie danych ułatwiających wykrycie fal grawitacyjnych (Gravitational Wave - GW) z gwiazd neutronowych pobierających materię na drodze akrecji w rentgenowskich układach podwójnych.

Instrument pozwala na wyszukiwanie nowych czarnych dziur poprzez wykonywanie powtarzanych przeglądów niewielkich fragmentów Drogi Mlecznej. Ponadto pozwala na szczegółowe analizy czarnych dziur o masach gwiazdowych w zakresie około 3 - 10 mas Słońca w Drodze Mlecznej i pobliskich galaktykach oraz supermasywnych czarnych dziur o masach około 10^6 - 10^9 mas Słońca w jądrach galaktyk aktywnych (Active Galactic Nuclei - AGN).

Badania zmian czasowych źródeł rentgenowskich obejmują zarówno zmiany periodyczne (pulsacje i krzywe jasności układów podwójnych) jak i aperiodyczne (flarowanie, rozbłyski, mruganie i inne zmiany chaotyczne) w przypadku bardzo różnorodnych obiektów - pulsarów rentgenowskich, rentgenowskich układów podwójnych, koronalnych źródeł rentgenowskich, zmiennych kataklizmatycznych (Cataclysmic Variable - CV) i AGN. Są to pomiary fotometryczne charakteryzujące się wysoką rozdzielczością czasową (około 10 mikrosekund).

Badania nietremlanych komponentów w spektrogramach rentgenowskich SNR i gromad galaktyk są możliwe dzięki dokładnym pomiarom spektroskopowych w zakresie 3 - 80 keV łączonymi z obserwacjami teleskopu SXT w zakresie 0.3 - 8 keV. Umożliwiają określenie intensywności pola magnetycznego. W przypadku SNR pozwalają na badania procesów przyspieszania cząstek będących źródłem promieniowania kosmicznego.

Rentgenowska spektroskopia szerokopasmowa jest bardzo przydatna w trakcie różnorodnych badań, ponieważ w przypadku wielu obiektów astrofizycznych zachodzi jednocześnie wiele procesów fizycznych powodujących powstawanie emisji. Wśród źródeł rentgenowskich można wyróżnić tylko kilka typów produkujących promieniowanie rentgenowskie na drodze pojedynczego mechanizmu. Relatywna istotność poszczególnych procesów ich wzajemne zależności mogą objawiać się w szerokim zakresie spektralnym, dlatego też dla ich badań duże znaczenie ma zmierzenie korelacji poszczególnych komponentów spektralnych i wyznaczenie ich intensywności. Wielokrotne, złożone i wzajemnie zależne od siebie procesy wysokoenergetyczne są obserwowane bardzo często w przypadku czarnych dziur i pulsarów rentgenowskich zasilanych przez akrecję. Dlatego też instrument wraz z pozostałymi urządzenia satelity Astrosat znacznie przyczynia się do szczegółowych badań wielu rodzajów źródeł rentgenowskich takich jak AGN, SNR, CV, korony gwiazd i in.

Cecha CRSF występuje w przypadku zasilanych akrecyjnie  gwiazd neutronowych o silnym polu magnetycznym (podwójnych pulsarów rentgenowskich). Charakteryzują się one silną emisją rentgenowską i indeksem fotonów ok. 1.0. Ich spektrum rentgenowskie charakteryzuje się często wyraźną przerwą przy energii 20 keV, powyżej której wykazuje spadek wykładniczy. Taki rodzaj spektrum jest produkowany przez odwrotne rozproszenie Comptona fotonów miękkiego promieniowania rentgenowskiego przez energetyczne elektrony w kolumnach akrecyjnych występujących nad  biegunami gwiazd neutronowych. Interesującą właściwością spektrum około 20 źródeł tego typu są szerokie cechy absorpcyjne będące efektem cyklotronowego rozpraszania rezonansowego fotonów przez elektrony w warunkach obecności silnego pola magnetycznego na powierzchni gwiazdy (rzędu kilku wielokrotności 10^12 Gaussów). CRSF często charakteryzuje się harmonicznością, np w przypadku źródła 4U 0115+63 wykryto kilka składowych harmonicznych jednocześnie. Ich badania wymagają zastosowania detektorów pracujących w szerokim zakresie spektralnym. Cecha CRFS jest miarą intensywności pola magnetycznego, np CRFS przy 12 keV odpowiada B ok. 10^12 Gaussów. Jest to jedyna metoda pozwalająca na bezpośrednie pomiary pola magnetycznego gwiazd neutronowych. Ponadto analizy CRFS umożliwiają scharakteryzowanie akrecji zachodzącej na gwiazdach neutronowych - towarzyszących jej złożonych procesów fizycznych i geometrii kolumn aktecyjnych. Przejściowe pulsary rentgenowskie pozwalają na badania tych procesów w zależności od tempa przepływu masy a dotychczasowe analizy energii CRSF w zależności od jasności rentgenowskiej pokazały interesującą ujemną korelację tych parametrów w przypadku niektórych źródeł i korelację dodatnią w przypadku innych. Ponadto LAXPC umożliwia rozróżnienie faz pulsacji gwiazd neutronowych pozwalając na przeprowadzenie badań rotacji i struktury magnetycznej gwiazd neutronowych pod różnymi kątami. Jest to bardzo wydajny sposób badań procesów akrecyjnych zachodzących na gwiazdach neutronowych o bardzo silnych polach magnetycznych. Do tej pory badania zależności CRSF od fazy pulsacji wykonano tylko dla kilku najjaśniejszych pulsarów (np. pulsara Vela) za pomocą japońskiego satelity Suzaku, dzięki jego szerokiemu zakresowi spektralnemu. Wykazały one występowanie silnej zależności pomiędzy fazą pulsacji a parametrami CRSF, co wykazuje na wahania w stosunku energie pomiędzy podstawą a harmonicznymi CRSF. Tego typu badania mą być wykonywane bardzo efektywnie za pomocą LAXPC.

Oscylacje QPO rentgenowskich układów podwójnych są znane od prawie 30 lat. Zostały znalezione w przypadku prawie wszystkich rodzajów takich układów. Wyróżniono wśród nich szereg odmian zależnych od rodzaju obiektu kompaktowego w układzie (czarnej dziury, gwiazdy neutronowej o stosunkowo słabym polu magnetycznym czy gwiazdy neutronowej o silnym polu magnetycznym). Nawet w przypadku jednej klasy źródeł mogą występować różne typy QPO. Jednymi z najczęściej badanych i być może najbardziej wartościowymi naukowo QPO są oscylacje kilohertzowe w przypadku rentgenowskich układów podwójnych o małych masach z gwiazdami neutronowymi o słabym polu magnetycznym. Ponadto dużą wartość mają rzadko wstępujące QPO o wysokiej częstotliwości w przypadku układów zawierających czarne dziury. QPO obserwowano również w układać o średnich masach zawierających czarne dziury oraz w AGN. Chociaż QPO są bardzo bogate w obserwowalne cechy pozostają one jednym z najsłabiej poznanych aspektów rentgenowskich układów podwójnych. LAXPC dostarcza nowego sposobu badań tych zjawisk - w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego. QPO wykazują trend we wzroście rms w zależności od wzrastającej energii, co najmniej powyżej 25 keV. Z powodu spadającej wraz z energią liczbą fotonów z rentgenowskich układów podwójnych LAXPC ze swoją dużą powierzchnią efektywną jest bardzo przydatny do takich badań. Ponadto dużą powierzchnia efektywna w połączeniu z wysoką zmiennością rms w fotonach źródeł w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego pozwala na obserwacje QPO w wysokim współczynnikiem sygnału do szumu.

Termojądrowe rozbłyski rentgenowskie wystękują w przypadku niektórych gwiazd neutronowych o słabych polach magnetycznych zasilanych akrecyjnie. Pomiary jasności oraz ewolucji spektrum rentgenowskiego w czasie takich rozbłysków są bardzo użyteczne do badań zależności pomiędzy masą a promieniem gwiazd neutronowych, co jest bardzo istnym zagadnieniem w astrofizyce. W czasie takich rozbłysków wykryto oscylacje kilohertzowe, których badania dostarczyły informacji na temat równań stanu gwiazd neutronowych oraz procesów wyzwalających rozbłyski i ich propagacji. Rozbłyski termojądrowe są również bardzo użyteczne do badań właściwości rentgenowskich układów podwójnych oraz fizyki przekształcania promieniowania rentgenowskiego w plazmie ośrodka. W przypadku rentgenowskich układów podwójnych o małych masach gwiazda towarzysząca często nie jest dominującym źródłem w zakresie optycznym. Emisja optyczna i UV częściowo pochodzi z dysku akrecyjnego (efekt tracenia energii) a częściowo jest efektem przekształcania promieniowania rentgenowskiego pochodzącego z obiektu kompaktowego. Rozbłyski termojądrowe dostarczają unikalnego, zmiennego w czasie źródła promieniowania rentgenowskiego, a jednoczesne obserwacje rozbłysków rentgenowskich oraz przekształconych rozbłysków optycznych i UV są potężnym narzędziem pozwalającym na zrozumienie przekształcania promieniowania rentgenowskiego i parametrów układów podwójnych. Dodatkowym udogodnieniem dla takich badań są znane parametry orbit w niektórych układach podwójnych oraz możliwość obserwacji niektórych źródeł w różnych fazach orbitalnych. Utrudnieniem jest jednak konieczność prowadzenia obserwacji w różnych zakresach spektralnych i relatywna rzadkość występowania takich rozbłysków (średnio w odstępach kilku godzin). LAXPC pozwala na wykonanie różnorodnych badań układów o małych masach. Poza obserwacjami cech czasowych o wysokich częstotliwościach (periodycznych i aperiodycznych) pozwala on na ścisłe ograniczenie jasności bolometrycznej, zwłaszcza w czasie szczytu rozbłysku, gdy osiągana jest temperatura przekraczająca 2 keV. Uzyskiwane jednocześnie przez instrument UVIT dane w zakresie optycznym i UV są bardzo przydatne do badań przekształcania promieniowania rentgenowskiego. Do tej pory detekcja rozbłysków ze źródła EXO 0748-676 za pomocą monitora optycznego europejskiego satelity XMM-Newton pokazała, że takie obserwacje mogą być bardzo przydatne.

SFXT są nową klasą układów podwójnych będących źródłami rentgenowskimi, która wzbudziła duże zainteresowanie w ostatnich latach. W układach takich gwiazdą towarzyszącą jest nadolbrzym a emisja rentgenowska charakteryzuje się występowaniem szybko zanikających zjawisk przejściowych, obserwowanych w skalach od kilku minut do kilku godzin. Modele próbujące wyjaśnić obserwowane zachowanie wskazują na występowanie akrecji wokół gwiazdy neutronowej o silnym polu magnetycznym, akrecji z gęstych skupisk materii w wietrze gwiazdowym nadolbrzyma i in. W czasie gdy rozbłyski nie występują SFXT charakteryzują się emisją rentgenowską słabszą o dwa rzędy wielkości od emisji typowych rentgenowskich układów podwójnych o dużych masach w których występują nadolbrzymy (np. Vela X-1). Mała średnia jasność SFXT jest tłumaczona przez występowanie szerokich orbit i długich okresów obiegu w takich układach. Istnieją jednak pewne wyjątki, np. IGR J16479-4514 o krótkim okresie orbitalnym (3.2 dnia) które stawiają takie rozwiązanie pod znakiem zapytania. Chociaż jako obiekty kompaktowy w takich źródłach rozpatrywane są gwiazdy neutronowe o silnych polach magnetycznych to pulsacje wykryto tylko w kilku przypadkach. Obserwacje LAXPC są przydatne do ostrożnych i czułych poszukiwań pulsacji w przypadku pozostałych obiektów. W przypadku ich wykrycia będą one przydatne do określenia parametrów układów podwójnych.

Gwiazdy neutronowe zasilanie akrecyjne w rentgenowskich układach podwójnych są potencjalnym źródłem fal grawitacyjnych możliwych do wykrycia za pomocą detektorów naziemnych. Dla przykładu stosy akrecyjne występujące w przypadku szybko rotujących gwiazd neutronowych mogą być źródłem fal grawitacyjnych możliwych do wykrycia. Jednak poszukiwania fal grawitacyjnych o częstotliwościach kilku Hz w zbiorach danych z kilku miesięcy lub lat są uzależnione od znajomości parametrów rotacji i orbity danej gwiazdy neutronowej oraz ich zmian w analizowanym okresie. W przeciwnym razie przestrzeń parametrów poszukiwań jest bardzo szeroka. Naturalnie źródła o wysokim tempie akrecji są najprawdopodobniej silnymi źródłami fal grawitacyjnych, ale ich parametry rotacji i orbit są słabo ograniczone. Parametry te można najlepiej określić w przypadku pulsarów milisekundowych zasilanych akresycjnie, które z drugiej strony jednak  charakteryzują niskim średnim długoterminowym tempem akrecji. Jeśli obserwacje LAXPC pozwolą na poprawienie czułości uzyskane za pomocą instrumenty PCA satelity RXTE to pozwolą na wykonanie pomiarów parametrów rotacji i orbit niektórych gwiazd neutronowych o szybszym tempie akrecji w rentgenowskich układach podwójnych o małych masach. Tym samym dostarczą danych wejściowych bardzo użytecznych podczas poszukiwań fal grawitacyjnych.
« Ostatnia zmiana: Grudzień 06, 2015, 21:41 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #29 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:41 »
 Instrument LAXPC został umieszczony na panelu górnym (+Z) satelity Astrosat. Składa się z trzech identycznych jednostek (LAXPC-1, 2 i 3). W skład każdej jednostki wchodzi kolimator pola widzenia (Field Of View Collimator - FOVC), detektor w postaci komory wypełnionego gazem i zestawu anod, zestaw elektroniki oraz system oczyszczający gaz w obrębie detektora. Ponadto instrument posiada elektronikę generującą etykiety czasowe wspólną dla wszystkich jednostek. Dane są łączone w postać pojedynczego strumienia telemetrii, z którego jednak wyprowadzane są osobno informacje dostarczane przez każdą jednostkę. Tak więc każda z nich pracuje w dużej mierze niezależnie. Całkowita masa instrumentu (detektorów i elektroniki) wynosi 414 kg. Masa pojedynczej jednostki to 135 kg. Całkowity pobór mocy wynosi 65 W.

Całkowita powierzchnia geometryczna instrumentu wynosi 10 800 centymetrów kwadratowych a powierzchnia efektywna przy energii 5 - 20 keV - 8 000 centymetrów kwadratowych. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 12% przy 22 keV. Rozdzielczość kątowa wynosi 1 - 5 stopnia i jest osiągana tylko w trybie skanowania. Rozdzielczość pomiarów czasowych wynosi 10 mikrosekund. Typowy czas obserwacji pojedynczego celu to 1 - 2 dni. Czułość wynosi 1 milliCrab (3 sigma)  w czasie 100 s. Kąt unikania Słońca to 30 stopni. Urządzenie zapewnie jednocześnie obserwacje w szerokim zakresie spektralnym, wysoką wydajność detekcji w całym zakresie, wąskie pole widzenia pozwalające na unikanie mylenia źródeł, średnią rozdzielczość pomiarów energii, małe tło wewnętrzne oraz długi okres żywotności w czasie misji. Głównymi trudnościami napotkanymi podczas prac nad instrumentem były: zbudowanie urządzenia charakteryzującego się jednorodnymi cechami na całym dużym obszarze aktywnym; opracowanie precyzyjnych obwodów określających czas detekcji fotonów i ich zintegrowanie z systemem kontroli orientacji przestrzennej satelity; zbudowanie efektywnego systemu oczyszczającego gaz; oraz kalibracja naziemna.

Konstrukcja mechaniczna każdej jednostki wchodzącej w skład instrumentu jest wykonana z aluminium. Jej panele boczne mają strukturę plastra miodu. Ma kształt prostopadłościanu o wymiarach 120 x 50 x 70 cm. Od góry obejmuje ona: strukturę nośną kolimatora, komorę detektora oraz płytę podstawową zawierającą układy elektroniczne.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #29 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:41 »