Autor Wątek: Astrosat (kompendium)  (Przeczytany 17640 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #30 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:42 »
Kolimator pola widzenia FOVC dostarcza pola widzenia o wymiarach 1 x 1 stopnia. Ma wysokość 45 cm. Jest wykonany z krzyżujących się arkuszy złożonych z cyny (grubość 50o mikronów), miedzi (25 mikronów) i aluminium (100 mikronów) umieszczonych w obrębie struktury nośnej. Jest ona wykonana z prostopadłościennych komórek aluminiowych o wymiarach 4 x 4 x 30 mm. Osłonę ścian bocznych odrzucających promieniowanie rentgenowskie stanowi warstwa cyny o grubości 1 mm pokryta warstwą miedzi o grubości 0.2 milimetra.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #31 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:44 »
Detektor ma postać komory wykonanej z pojedynczego bloku stopu aluminium o wysokiej sztywności wypełnionej gazem pod ciśnieniem 2 atmosfer (1520 torr). Jest on mieszaniną ksenonu (90%) i metanu (10%). Od góry osłonięty jest błoną złożoną z aluminiowanego mylaru, która stanowi barierę dla gazu oraz okno wejściowe dla promieniowania rentgenowskiego. Ma ona grubość 25 mikronów. Odrzuca promieniowanie rentgenowskie o energiach mniejszych od 2 - 3 keV. Błona ta jest utrzymywana przesz kolimator podtrzymujący okno wejściowe (Window Support Collimator - WSC). Jest on wykonany z prostokątnych komórek aluminiowych tworzących strukturę plastra miodu, połączonych z kolimatorem FOVC. Ma pole widzenia 5 x 5 stopni. Fotony rentgenowskie przechodzące przez okno wejściowe i kolimator WSC zderzają się z atomami ksenonu wypełniającymi komorę detektora powodując wytworzenie par jon - elektron. Liczba generowanych par jest uzależniona od energii fotonów. Jony i elektrony dryfują następnie odpowiednio do katody i anody. W pobliżu anody pole elektryczne jest na tyle silne, że powoduje powstanie kaskady Townsenda. W jej obrębie przyspieszone elektrony powodują lawinowe generowanie kolejnych elektronów poprzez zderzenia z atomami ksenonu i powstanie przepływu prądu elektrycznego w gazie. Powoduje to wygenerowanie sygnału elektrycznego który jest następnie wzmacniany. Powstający ładunek jest proporcjonalny do energii fotonu. Odpowiedni wybór wymiarów komory, wielkości elektrod i wartości przyłożonego do nich napięcia w połączeniu z kalibracją naziemną pozwala na wyznaczenie energii fotonów na podstawie zarejestrowanego sygnału elektrycznego.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #32 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:44 »
Przestrzeń detektora ma wymiary 100 x 36 x 15 centymetrów. Duża przestrzeń detekcyjna pozwala na osiągnięcie efektywności detekcji większej od 50% w paśmie energetycznym 30 - 80 keV. System anod wykrywających promieniowanie rentgenowskie kłada się z 5 warstw. Anody znajdujące się w  ich obrębie są wykonane z z drutów złożonych ze stali nierdzewnej pokrytej złotem o grubości 37 mikronów. Odpowiadające im katody są wykonane z drutów miedzianych pokrytych berylem o średnicy 50 mikronów. Każda warstwa anod składa się z 12 komórek anod, tak więc łącznie każda jednostka posiada 60 anod. Komórki te mają przekrój o wymiarach 3 x 3 cm i długość 100 cm. Precyzyjne umieszczenie anod dokładnie w centrum komórek oraz ich jednorodna średnica pozwoliły na zachowanie równomiernego zysku w obrębie całego detektora i osiągnięcie dobrej rozdzielczości pomiarów energii. Ich ustawienie w postaci 5 warstw pozwala na uzyskanie przestrzeni detekcyjnej o głębokości 15 cm. Łączna długość 12 anod w każdej warstwie wynosi 36 cm. Warstwy te są otoczone z trzech stron przez komórki odrzucające. Pozwalają one na dorzucenie epizodów powstających podczas oddziaływań cząstek wysokoenergetycznych oraz fotonów wysokoenergetycznych we wnętrzu detektora. Warstwy odrzucające otaczające anody detekcyjne składają się łącznie z 46 komórek anod o przekroju 1.5 x 1.5 cm. Łącznie instrument jest wyposażony w odrutowanie o długości około 1.4 km. Naprzemienne komórki anod w warstwach detekcyjnych 1 i 2 są połączone ze sobą tak, że z warstw tych otrzymywane są 4 sygnały wyjściowe. Komórki anod w warstwach 3, 4 i 5 są połączone tak, że otrzymywany jest z nich po jednym sygnale wyjściowym. Pozwala to na zredukowanie tła rentgenowskiego pochodzącego ze źródeł innych niż astronomiczne. Warstwa anod odrzucających jest podzielona na trzy części, dzięki czemu dostarcza trzy sygnały wyjściowe. Elementy odrzucające położone po lewej i prawej stronie jednostki są połączone ze sobą, dzięki czemu dostarczają po jednym sygnale. Trzeci sygnał pochodzi z połączonych ze sobą elementów środkowych. W celu ograniczenia tła wprowadzonego przez cząstki energetyczne wszystkie sygnały zarejestrowane przez wiele anod lub te które pobudziły anody odrzucające są odrzucane z wyjątkiem tych których energie odpowiadają linii K ksenonu. Dla promieniowania rentgenowskiego którego energie znajdują się powyżej brzegu linii K ksenonu możliwe jest wyrzucenie elektronów K a powstałe jony mogą wytworzyć promieniowanie rentgenowskie w zakresie 29.4 - 34.4 keV. Promieniowanie to może uciec z detektora lub też zostać zaabsorbowane przez różne anody w jego obrębie. W celu uwzględnienia takich wydarzeń wprowadzono odpowiednie rozwiązania w logice niejenoczesnościowej odrzucającej inne epizody oddziaływań. Jeśli przynajmniej dwie anody wyryją takie oddziaływanie i co najmniej jedna z nich wskaże energię w zakresie 25 - 35 keV wtedy energie zmierzone przez obie anody są sumowane przez elektronikę a epizod jest akceptowany. Dolny i górny próg detekcji takiego sygnału mogą być wybrane za pomocą komend. Wydajność detekcji jest bliska 100% przy energiach mniejszy od 50 keV. Przy 80 keV jest wyższa od 50%.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #33 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:45 »
 7 sygnałów z anod formujących komórki wykrywające promieniowanie rentgenowskie i 3 sygnały z anod odrzucających są kierowane do 10 przedwzmacniaczy czułych na ładunek (Charge Sensitive Preamplifier - CSPA) zlokalizowanych w obrębie zestawu elektroniki każdej jednostki instrumentu. Wysokie napięcie jest dostarczane do nich przez zasilacze wysokiego napięcia (High Volate Unit - HV) obsługiwane za pomocą komend z Ziemi pozwalających na wybranie woltażu na ich wyjściu. Sygnały z CSPA (osobne dla anod detekcyjnych i odrzucających) są następnie wysyłane do detektorów pików. Epizody oddziaływań z fotonami które nie są usuwane przez logikę niejednoczesnościową są następnie wysyłane do elektroniki obróbki sygnałów. Przetwarza je ona na zliczenia szerokopasmowe (Broad Band Counitong - BB) oraz oznacza etykietami czasowymi z dokładnością 10 mikrosekund. Dla zliczeń BB łączone są sygnały wyjściowe ze wszystkich 12 komórek anod detekcyjnych w warstwach 1 i 2. Następnie są one wysyłane do liczników. Podobnie łączone są sygnały z anod detekcyjnych 3, 4 i 5. Są one wysyłane do osobnych liczników dla każdego pasma energetycznego. Wszystkie epizody oddziaływań z anod detekcyjnych w zakresie ograniczonym progiem dolnym 3 keV i górnym 80 keV oraz wszystkie sygnały z trzech anod odrzucających są zliczane przez osobne liczniki.

Każda jednostka instrumentu może działać niezależnie w jednym z trzech trybów. Jednocześnie cały instrument może pracować w więcej niż jednym trybie. Do trybów tych zaliczają się: tryb zliczania szerokopasmowego (Broad Band Counting Mode); tryb zliczania poszczególnych epizodów (Event Mode); oraz tryb zliczania szybkiego (Fast Counter Mode). W trybie zliczania szerokopasmowego rejestrowane jest występowanie epizodów oddziaływań w różnych pasmach energetycznych w przedziałach czasowych wybieranych z zakresu 16 - 2048 ms. Instrument posiada 15 liczników dla każdego szerokiego pasma. W trybie zliczania poszczególnych epizodów czas nadejścia każdego epizodu jest oznaczany etykietą czasową z dokładnością 10 mikrosekund. Jednocześnie rejestrowana jest energia oraz identyfikator każdego epizodu. W trybie tym generowanych jest 5 bitów danych dla każdego zaakceptowanego i analizowanego epizodu. Czas martwy detektora wynosi tu 54 mikrosekundy. W trybie zliczania szybkiego tempo epizodów jest mierzone tylko w górnej warstwie detektora w 4 kanałach energetycznych w zakresie 3 - 20 keV, w stałym czasie 160 mikrosekund. Czas martwy wynosi tu około 10 mikrosekund. Każdy z 4 liczników używanych w tym trybie posiada głębię 8 bitów i pokrywa kanały energetyczne 3 - 6, 6 - 8 , 8 - 12 i 12 - 20 keV. Tryb ten jest używany do badań szybkiej zmienności czasowej związanej z krótkotrwałymi flarami i rozbłyskami źródeł rentgenowskich. Dane z różnych trybów działania są obrabiane oddzielnie. Ponadto oddzielnie obranianie są dane pomocnicze. Dane inżynieryjne są wyprowadzane niezależnie z surowych danych z detektora. Dane z LAXPC zawierają informacje na temat wykrytych fotonów rentgenowskich i zawierają: czas detekcji, energię (kanał spektralny) fotonu, oraz identyfikator elementu detekcyjnego (anoda detekcyjna lub anoda odrzucająca), w tym podwójny identyfikator w niektórych przypadkach.

Podstawowymi strategiami obserwacyjnymi instrumentu są: uzyskiwanie oznaczonych czasowo detekcji fotonów do badań periodycznej i szybkiej zmienności czasowej źródeł; uzyskiwanie cech spektralnych za pomocą pomiarów energii pojedynczych fotonów; uzyskiwanie zliczeń szybkich dla źródeł jasnych i rozbłyskowych; oraz zliczanie szerokopasmowe BB do szybkich badań zmienności czasowej źródeł. Czas integracji w przypadku BBC jest uzależniony od intensywności obserwowanego źródła i skali czasowej zmienności. Do badań zmian czasowych krótszych od 1 sekundy używany jest czas integracji 8 lub 16 ms. Dla zmienności rzędu kilku sekund używany jest czas 64 lub 128 ms. Dla wolniejszych zmian czasowych stosowany jest czas 1.024 s. W trakcie badań pulsarów o szybkiej rotacji (np 33-milisekundowego pulsara w Mgławicy Krab), pulsarów milisekundowych zasilanych akrecyjnie lub pulsarów zasilanych rotacyjnie o czasie pulsacji krótszym od 1 s używane jest czasowe oznaczanie pojedynczych fotonów. Dla bardzo jasnych źródeł takich jak Sco X-1, Cyg X-1, Mgławica Krab, jasne zjawiska przejściowe i in. używane jest tempo zliczeń na poziomie 10 k na sekundę lub wyższe. Ponadto w takim wypadku użynane jest czasowe oznaczanie fotonów przydatne dla badań zmienności czasowej oraz analiz spektralnych.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #33 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:45 »

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #34 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:46 »
 Każdy detektor instrumentu posiada pokładowy system oczyszczania gazu. Jest on uruchamiany przez komendy z Ziemi. Pozwala na usunięcie tlenu i wody gromadzących się we wnętrzu detektora na skutek uwalniania resztkowych gazów ze ścian jego komory. Składa się on z pochłaniaczy tlenu, kompresora powodującego przepływ gazu oraz odpowiednich przewodów i zaworów. System ten jest połączony z komorą detektora z dwóch stron za pomocą zaworów solenoidowych.  Kompresor jest obsługiwany przez silnik DC. System ten pobiera on dużą ilość energii, dlatego przed wykonaniem procedury oczyszczania detektory oraz ich elektronika są wyłączane.

Główną instytucją odpowiedzialną za instrument LAXPC jest Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w  Mumbaiu. W projekcie uczestniczy również Instytut Badawczy Ramana (Raman Research Institute - RRI) w Bangalore.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #35 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:47 »
CZTI
System obrazujący oparty na tellurku kadmu i cynku jest jednym z 4 instrumentów naukowych satelity Astrosat pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Pozwala na obrazowanie w paśmie twardego promieniowania rentgenowskiego (10 - 100 keV). Do podstawowych celów naukowych instrumentu zaliczają się: wykonanie pomiarów krzywizny i komponentów refleksyjnych w spektrogramach jąder galaktyk aktywnych (Active Galactic Nuclei - AGN) i rentgenowskich układów podwójnych; wykonanie badań oscylacji kwaziperiodycznych (Quasi-Periodic Oscillations - QPO) w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego dla układów podwójnych zawierających zasilane akrecyjnie gwiazdy neutronowe i czarne dziury; wykonanie spektroskopii linii cyklotronowych dla podwójnych układów rentgenowskich o dużych masach; scharakteryzowanie spektrum rentgenowskiego magnetarów; oraz wykonywanie detekcji rozbłysków gamma i umożliwienie analiz ich wczesnych krzywych jasności.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #36 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:49 »
 Instrument CZTI został umieszczony na panelu górnym (+X) powierzchni satelity Astrosat. W skład urządzenia wchodzą cztery zespoły czyli kwadraty 1, 2, 3 i 4 (Quadrat 1, 2, 3, 4 - Q1, 2, 3, 4) zbudowane z maski kodowej otworu wejściowego (Coded Aperture Mask - CAM), kolimatora i zespołu detekcyjnego złożonego z detektorów opartych na tellurku kadmu i cynku (Cadmium Zinc Telluride - CZT, CdZnTe). Każdy kwadrat jest ponadto wyposażony we własne źródło kalibracyjne. Poszczególne kwadraty są niezależne od siebie. Instrument posiada ponadto scyntylator odrzucający oparty na jodku cezu aktywowanym talem (CsI (Tl)), system chłodzący oraz główną elektronikę obróbki danych (Processing Electronics - PE). Całkowita masa instrumentu wynosi 50 kg a pobór mocy - 50 W. Produkcja danych wynosi 50 megabitów na orbitę.

Urządzenie charakteryzuje się całkowitą powierzchnią geometryczną o wielkości 976 centymetrów kwadratowych. Obszar efektywny ma wielkość 480 centymetrów kwadratowych w zakresie energii 10 - 100 keV. Pole widzenia ograniczone kolimatorem ma wielkość 4.6 x 4.6º (FWHM) dla fotonów o energiach poniżej 100 keV. Dla fotonów o wyższych energiach maska kodowa znajdująca się na kolimatorze staje się coraz bardziej przezroczysta, dzięki czemu dla rozbłysków gamma instrument działa jak monitor otwarty na całe niebo. Instrument nie może wykonywać obrazowania przy energiach powyżej 100 keV, jednak może wykonywać pomiary fotometryczne do energii 1 MeV. Z uwzględnieniem przeciekania oświetlenia pole widzenia (FWZM) ma wymiary 11.8 x 11.8º. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 8% przy 100 keV. Rozdzielczość kątowa wynosi 8 minut kątowych. Rozdzielczość czasowa wynosi 20 mikrosekund. Typowy czas obserwacji wynosi 2 dni na cel. Czułość wynosi 0.5 mCrab (3 sigma) w czasie 1000 s. Kąt unikania Słońca to 30 stopni.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #37 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:50 »
Konstrukcja mechaniczna instrumentu opiera się na obudowie podstawowej w kształcie prostopadłościanu połączonego z ze ściętym graniastosłupem czworokątnym. Wymiary jej podstawy wynoszą 482 x 482 mm a wysokość - 195 mm. Struktura ta jest wykonana z bloków złożonych ze stopu aluminium. Ściany boczne i elementy wewnętrzne mają postać listewek o minimalnej grubości. Jest ona przymocowana do panelu górnego satelity za pomocą 10 stopek. Wewnątrz jest przedzielona dwoma krzyżującymi się pod kątem prostym żebrami. Zapewniają one sztywność i przenoszenie naprężeń wprowadzanych przez kolimatory. Między nimi umieszczono przewodzące ciepło płyty podstawowe czterech zespołów detekcyjnych wchodzących w skład każdego kwadratu (płyty detektorów). Każdy taki zepsuł obejmuje 16 modułów detektorów opartych na CZT, ustawionych w formacie 4 x 4, tak więc instrument posiada 64 takie moduły. Płyta detektorów zawiera ponadto przedwzmacniacze (Preamplfer Board - PCB), płytę elektroniki przedniej (Front-end Electronics Board - FEB), oraz płytę radiatora wewnętrznego (Internal Radiator Plate) połączoną z kapilarami cieplnymi prowadzącymi do głównego radiatora instrumentu i wyrównującą temperaturę pomiędzy poszczególnymi detektorami. Bezpośrednio pod modułami detektorów CZT znajduje się układ utrzymujący scyntylator CsI (Tl). Umieszczono na nim kryształ CsI (Tl) oraz kartę zasilania (Power Board), obejmującą zasilacze wysokiego napięcia, konwertery DC-DC, przedwzmacniacz i elektronikę obsługującą zasilanie. Kryształ scyntylatora jest umieszczany na samej górze i zamocowany specjalnie zaprojektowaną klamrą. Karta zasilana znajduje się na tylnej powierzchni układu otrzymującego scyntylator. Nad detektorami, w obudowie podstawowej osadzone są źródła kalibracyjne emitujące promieniowanie o energii 60 keV, po jednym dla każdego kwadratu. Na górze obudowy podstawowej zainstalowane są cztery kolimatory, po jednym dla każdego kwadratu. Znajdują się w prostopadłościennych obudowach. Dolna krawędź kolimatorów znajduje się w odległości 8 cm od detektorów. Ich górna krawędź jest natomiast zamknięta dwuwymiarową maską kodową CAM, osobną dla każdego kwadratu. Kolimatory są połączone między sobą łącznikiem krzyżowym. Ich powierzchnie boczne są natomiast złączone listwami bocznymi. Na boku instrumentu od strony osi -Y satelity znajduje się duży radiator połączony z detektorami, który pozwala na ich utrzymywanie w temperaturze 0 - 15ºC. Całkowita wysokość instrumentu bez radiatora wynosi  603.50 mm.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #38 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:51 »
Maska kodowa CAM znajdująca się na szczycie kolimatora na wejściu instrumentu jest wykonana z płyty złożonej tantalu w której wycięto odpowiednie zaprojektowany wzór pustych przestrzeni. Tak więc posiada charakterystyczny układ elementów nieprzezroczystych i przezroczystych przestrzeni. Wzór jest zbudowany z 255-elementowych, pseudoszumowych jednorodnie redundancyjnych powierzchni Hadamarda (Hadamard Set Uniformly Redundant Array). Z 60 możliwych wzorów zastosowano 7, o czym zadecydowała możliwość ich mechanicznego podparcia. W każdym kwadracie 7 takich wzór ustawiono w formacie 4 x 4. Poszczególne kwadraty posiadają identyczny wzór, ale obrócony o 90, 180 i 270 stopni. Grubość płyty wynosi 0.5 mm. Poszczególne fragmenty o kształcie kwadratów i prostokątów odpowiadają wielkości pikseli detektorów a wielkość maski jest taka sama jak wielkość płaszczyzny detektorów. Układ taki (tzw, konfiguracja prosta) zapewnia, że ekspozycja pełnego wzoru maski jest możliwa tylko w przypadku oświetlenia pochodzącego ze środka pola widzenia. Przy innych kątach na detektor pada tylko fragment cienia maski. W obrębie wzoru znajdują się również dodatkowe mostki podpierające zapewniają sztywność maski. Promieniowanie rentgenowskie wschodzące do instrumentu rzuca cień maski na płaszczyznę detektory. Ponieważ maska posiada wiele otworów powoduje powstanie wielokrotnego obrazu źródła na detektorach. Jednak jest ona tak zaprojektowana, że każde źródło w polu widzenia rzuca unikany cień. Podczas obróbki danych odpowiednie oprogramowane umożliwia dekodowanie uzyskanego przez detektory złożonego obrazu nieba i rekonstrukcję lokalizacji źródeł rentgenowskich.
« Ostatnia zmiana: Grudzień 06, 2015, 21:53 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #39 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:53 »
Kolimator pozwala na wprowadzanie do systemu detekcyjnego prawie równoległych promieni rentgenowskich. Pozwala na uzyskanie pola widzenia o wymiarach 11.8 x 11.8 stopnia (FWZM). Składa się on z arkuszy wykonanych z tantalu o grubości 0.07 mm umieszczonych pomiędzy dwiema precyzyjnie wykonanymi płytkami ze stopu aluminium. Elementy te są ustawione w konfiguracji 3 x 3 w obudowie złożonej z płyt aluminiowych połączonych śrubami M4. Ma kształt ona prostopadłościenny i wymiary 167.5 x 167.5 x 400 mm.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #40 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:54 »
Każdy z 64 modułów detektorów w obrębie systemu detekcyjnego instrumentu jest oparty na krysztale CZT, czyli stopu tellurku kadmu i tellurku cynku. Ma on wymiary 39.06 x 39.06 mm i grubość 5 mm. Jest podzielony na piksele za pomocą punktów kontaktowych. Piksele mają wielkość 2.46 mm x 2.46 mm w środkowej części detektora. Piksele na krawędziach mają długość 2.31 mm, tak więc wymiary pikseli ustyuowanych wzdłuż krawędzi wynoszą 2.31 mm x 2.46 mm a pikseli zlokalizowanych na rogach - 2.31 x 2.31 mm. Pojedynczy moduł ma format 16 x 16 pikseli, tak więc każdy detektor posiada 256 pikseli a cały instrument - 16 384 piksele. Kryształ CZT jest osadzany na podkładce płyty przedwzmacniacza (Peamplifer Circuit Board - PCB) a ta na płycie PCB z połączeniami. Pod nią znajduje się warstwa przewodzącego epoksydu oraz płyta przewodząca. Cały układ jest wpięty w płytę podstawową systemu detektorów. Nad detektorami znajduje się błona wykonana z aluminiowanego mylaru o grubości 50 mikronów zapewniająca izolację cieplną. Przedwzmacniacze posiadają układy ASIC (Application Specific Integrated Circuit - ASIC) ze 128 kanałami. 2 takie układy są usytuowane bezpośrednio pod substratem detektora. Dostarczają sygnału cyfrowego zawierającego informację o energii fotonu rentgenowskiego oraz współrzędnych pobudzonego piksela. Sygnał z detektora jest odbierany przez jego elektronikę przednią. Ponadto detektory posiadają dedykowane zasilacze wysokiego i niskiego napięcia dostarczające odpowiednich woltaży. Efektywność wykrywania promieniowania rentgenowskiego wynosi 95% w zakresie energetycznym 10 - 120 keV. Rozdzielczość pomiarów energii jest dość dobra, rzędu około 8% przy 100 keV.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #41 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:55 »
 Scyntylator odrzucający oparty na CsI (Tl) pozwala na odrzucenie promieniowania pochodzącego spoza pola widzenia. Ma wymiary 167 x 167 mm (powierzchnia 256 centymetrów kwadratowych) i grubość 20 mm. Znajduje się bezpośrednio pod detektorami CZT Jest obserwowany przez dwa fotopowielacze (Photo-Multiplier Tube - PMT) umieszczone na jego przeciwnych stronach. Minimalny próg detekcji wynosi 50 keV. Do scyntylatora dostarczane jest wysokie napięcie na poziomie 800 V przez zalicza znajdujący się na jego strukturze nośnej.

Cztery radioaktywne źródła kalibracyjne instrumentu zawierają izotop 241Am oraz dodatkowy scyntylator w postaci kryształu CsI (Tl). Ma on formę sześcianu o boku 10 mm. Jest on obserwowany przez fotodiodę o boku długości 10 mm. Podczas rozpadu jądra 241Am powstaje foton o energii 60 keV i cząstka alfa o energii około 5 MeV. Cząstka alfa jest pochłaniana przez scyntylator CsI (Tl) generując impuls świetlny przekształcany na impuls elektryczny przez fotodiodę. Foton opuszcza natomiast źródło kalibracyjne i oddziałuje z detektorami CZT. Każdy sygnał wyjściowy z CZT skorelowany z impulsem wyjściowym z kryształu CsI (Tl) źródła kalibracyjnego jest klasyfikowany jako oddziaływanie z fotonem 60 keV. Pozwala to na wykonywanie kalibracji odpowiedzi energetycznej instrumentu.

Radiator główny instrumentu pozwala na usuwanie ciepła produkowanego przez detektory CZT (300 mW na moduł). System ten obejmuje trzy kapilary cieplne połączone z radiatorem wewnętrznym, płytę radiatora głównego oraz odstępniki i klamry. Płyta pozwala na wypromieniowanie ciepła o całkowitej mocy 50 W. Ma powierzchnię około 7 000 centymetrów kwadratowych.

Zespół elektroniki zestawu detektorów obejmuje elektronikę przednią detektorów CZT,  przedwzmacniacze i postwzmacniacze scytylatra odrzucającego CsI (Tl), analizator wysokości impulsu scyntylatora odrzucającego (Pulse Height Analyzer - PH), detektor cząstek alfa źródeł kalibracyjnych, obwody logiczne obrabiające dane, konwertery DC-DC wysokiego i niskiego napięcia oraz obwody stanowiące interfejs z główna elektroniką obróbki danych instrumentu. Cała elektronika analogowa (ASIC, wzmacniacze i in.) znajduje się w obrębie zespołu detektorów. Każdy detektor posiada 2 układy ASIC, tak więc cały pojedynczy kwadrat posiada 32 takie elementy połączone w łańcuchy. Układy cyfrowe - konwertery analogowo  cyfrowe (Analog to Digital Converter - ADC) i układ FPGA (Field Programmable Gate Array) znajdują się na osobnej płycie elektroniki bliskiej FEB. Elektronika przednia CZT odbiera i w wzmacnia sygnały z detektorów oraz przesyła je do dalszej części elektroniki instrumentu. Konwertery napięcia dostarczają odpowiednich woltaży na detektory. Elektronika przednia jest również podzielona na cztery identyczne kwadraty. Sygnały ze scyntylatora odrzucającego są również wzmacniane przez przedwzmacniacze a następnie wysyłany do FEB gdzie odbywa się jego dalsza analiza. Jest on następnie przesyłany przez komparator pracujący jako dyskryminator dolnego poziomu (Lower Level Discriminator - LLD). Jeśli sygnał przekracza dolny próg detekcji jest ucyfrawiany do 8 bitów przez konwerter ADC. Sygnał wyjściowy pozwala na odróżnienie epizodów rozpraszania Comptona i usunięcie tła detektorów CZT. Generator wysokiego napięcia obsługujący scyntylator odrzucający znajduje się na karcie zasilania umieszczonej na jego strukturze nośnej. Do fotopowielaczy dostarczane jest dodatnie napięcie około 800 V. Podobne ujemne napięcie 800 V dostarczane przez osobny konwerter DC-DC  jest używane do obsługi detektorów CZT. Karta ta dostarcza również niskiego napięcia służącego do regulacji detektorów CZT. Zawiera również wzmacniacze obsługujące scyntylator odrzucający. Sygnał z scyntylatora źródeł kalibracyjnych jest wzmacniany przez przedwzmacniacze i postwzmacniacze. Sygnał z postwzmacniaczy jest wysyłany do komparatora analogowego z niskim progiem detekcji. Jeśli sygnał przekroczy próg jest ucyfrawiany i wysyłany do FPGA. Płyta FEB zawiera obwody łączące z detektorami CZT oraz elektronikę obróbki danych. Pojedynczy układ FPGA jest używany do obróbki danych z trzech źródeł - detektorów CZT, scyntylatora odrzucającego oraz scyntylatorów źródeł kalibracyjnych. Dane są zapisywane w pamięci i wysyłane do elektroniki głównej PE co 1 sekundę. Koincydencja pomiędzy poszczególnymi detektorami jest wyznaczana na Ziemi podczas obróbki danych.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #42 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:55 »
 Głowna elektronika obróbki danych instrumentu PE znajduje się w osobnej jednostce położonej we wnętrzu satelity. Pozwala na odczytywanie, analizę i składowanie danych z detektorów oraz przysłanie ich do systemu informatycznego satelity. Ponadto kontroluje FPGA płyty FEB za pomocą 16-bitowych komend. Jest oparta na układzie FPGA. Zawiera wszystkie interfejsy z satelitą i detektorami, pamięć oraz układy pozwalające na zażądanie danymi. FPGA stanowi procesor sprzętowy. Dostarcza on sygnałów czasowych, obsługuje komunikację z detektorami oraz wykonuje komendy. Po wykryciu epizodu oddziaływania detektora z fotonem FPGA pozwala na zapisanie danych w pamięci typu ping-pong. W tym celu sprawdza ona detektory co 1 sekundę. Po wykryciu sygnału z detektora FPGA zatrzymuje zapisywanie danych w  pierwszej pamięci ping-pong, rozpoczyna gromadzenie danych w drugiej pamięci ping-pong a następnie przesyła je do dalszej części elektroniki. Dane ze wszystkich czterech kadarów są odczytywane równolegle. Całkowity transfer danych z częstotliwością 500 kHz trwa 131 ms, Następnie wykonywana jest analiza danych w sposób definiowany przez tryb działania instrumentu. W skład zestawu pamięci wchodzi RAM i EEPROM. RAM służy do składowania wszystkich rodzajów danych z detektorów oraz komend i danych telemetrycznych. EEPROM zawiera podstawowe oprogramowanie i parametry domyślne. Wszystkie ustawienia są kopiowane z EEPROM, tak więc za pomocą komend można modyfikować tylko dane zawarte w RAM. Zestaw interfejsów z detektorami obejmuje interfejsy epizodów oddziaływań z fotonami oraz interfejsy komend. Interfejsy epizodów oddziaływań pozwalają na odczyt danych z detektorów formatowanych do ramek danych 2 x 2 kilobity. Odczyt jest wykonywany co 1 sekundę. Następnie są one przysłane do formatera danych a po obróbce od systemu informatycznego satelity. Interfejsy komend umożliwiają przesyłanie instrukcji oraz sygnałów czasowych. Zestaw interfejsów z satelitą obejmuje interfejsy zasilania, komend i telemetrii. Interfejsy zasilania odbierają napięcie surowe  z przekaźnika dedykowanego dla instrumentu, wyłączanego i włączanego przez komendy z Ziemi. Po włączeniu wykonywana jest seria transferów energii do płyty głównej PE. System posiada dwie oddzielne linie zasilania - główną i zapasową. Interfejsy komend odbierają komendy 13-imulsowe oraz 32-bitowe oznaczone czasowo bloki danych. Interfejsy telemetrii pozlewają na przesyłanie danych z instrumentu do rejestratora jednoczęściowego satelity poprzez formater danych. Dane do formatera są wysyłane periodycznie, typowo co 8 ms w postaci 2-kilobajtowych ramek danych przy zegarze  2 MHz.

Instrument może działać w 16 trybach. 15 z  nich to tryby nominalne a ostatni to dodatkowy tryb spektralny (Secondary Spectral Mode) pracujący równolegle i niezależnie od nich. W trybie normalnym (Normal Mode) wysyłane są kompletne surowe dane z całego zestawu detektorów. Produkcja danych wynosi 144 megabity na orbitę. Jest to podstawowy tryb działania instrumentu. Tryb przelotu przez obszar anomalii południowoatlantyckiej (SAA Mode - SAA) jest używany podczas przejść satelity przez obszar SAA (South Atlantic Anomaly). W jego trakcie za pomocą komend wyłączane są zasilacze wysokiego napięcia detektorów CZT i scyntylatora odrzucającego. Rejestrowane są tylko nagłówki pakietów danych. Nagłówki uzyskiwane co sekundę są łączone w jeden nagłówek dla każdego kwadratu co 100 sekund. Tryb zaćmienia (Shadow Mode) jest używany w trakcie przelotów przez cień Ziemi. Odpowiednia komenda inicjującą ten tryb jest wysyłana w instrukcjach z Ziemi. W tym trybie dane nagłówkowe są uzyskiwane z okien trwających 100 sekund. Dodatkowy tryb spektralny pozwala na uzyskiwanie danych spektralnych z każdego kwadratu co 1 sekundę. Operację tą wykonuje odpowiednie oprogramowanie. Zintegrowane spektrogramy są dzielone na pakiety i wysyłane do systemu informatycznego satelity co 100 sekund. Tryb ustalonej liczby pakietów (Fixed No. of Packets Mode - FP) pozwala na uzyskanie ramki danych w formacie podobny do używanego w trybie normalnym, jednak ze stałą liczbą pakietów danych generowanych przez każdy kwadrat. Tryb z zablokowanym uzyskiwaniem spektrum odrzucającego (Veto Spectrum Disabled Mode - VSD) polega na generowaniu pakietów bez uwzględnienia danych ze scyntylatora odrzucającego. Tryb dwusłownego raportu na temat epizodów (Two Word Event Report Mode - 2WE) pozwala na zredukowanie liczny słów opisujących każdy epizod oddziaływania z fotonem z 3 do 2, kosztem ograniczenia rozdzielczości czasowej i energetycznej. Tryb zarządzania pamięcią (Memory Management Mode - MM) pozwala na rejestrowanie określonych rodzajów danych w zależności od ilości pamięci dostępnej na satelicie. Umożliwia rejestrowanie danych pełnym, danych z dodatkowego trybu spektralnego i nagłówków lub samych nagłówków. Tryby FP, VSD, 2WE i MM są uruchamianie po otrzymaniu komend z Ziemi lub na skutek ograniczonej przestrzeni pamięci przeznaczonej dla instrumentu w rejestratorze jednoczęściowym satelity. Możliwe jest stosowanie różnych kombinacji trybów, np SAA+tryb zaćmienia, VSD+2WE, VSD+FP, FP+2WE, FP+2WE+VSD, MM+SAA, MM+tryb zaćmienia i MM+tryb zaśmienia+SAA.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #43 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:56 »
 Źródłem tła jest głównie rozmyte kosmiczne promieniowanie gamma oraz promieniowanie gamma pochodzące z satelity, powstające na skutek oddziaływań z promieniowanie kosmicznym. Odrzucenie tła umożliwia scyntylator odrzucający. Rejestrowane są tylko epizody oddziaływań z detektora CZT nie rejestrowane przez  scyntylator odrzucający w paśmie genetycznym 10 - 100 keV. Typowe tło wprowadzane przez rozpraszanie Comptona zostało obliczone na 20 zliczeń na sekundę na scyntylatorze odrzucającym. Rozmyte kosmiczne promieniowanie gamma oddziałuje z tantalem tworzącym maskę kodową na drodze efektu fotoelektrycznego, tak więc powoduje powstanie fluorescencyjnej emisji rentgenowskiej w linii K-alfa. Wywołane przez nie tło obejmuje trzy komponenty. Wkład powierzchni górnej pochodzi z połowy obszaru maski kodowej (15.25 centymetrów kwadratowych, 0.2 mm rugbiści) z powodu występowania w niej otworów. Powierzchnia ta jest położona w dużej odległości od detektorów, tak więc tempo zliczeń tego komponentu to tylko 0.0025 detekcji na sekundę. Wkład górnej powierzchni bocznej o wymiarach 4 x 36 cm i grubości 0.1 mm wynosi 0.41 zliczeń na sekundę. Jest to duża powierzchnia, ale jest położona pod kątem prostym w stosunku do detektorów. Wkład dolnej powierzchni bocznej o wymiarach 20 x 14 cm jest największy, ponieważ znajduje się ona najbliżej detektorów. Jest uzależniony głównie od wysokości tej powierzchni. Został oszacowany na 5 zliczeń na sekundę.

Proces obróbki danych prowadzący do uzyskania obrazu nieba rozpoczyna się połączeniem danych w celu uzyskania obrazu płaszczyzny detektorów (Detector Plane Image - DPI), który jest skorelowany ze wzorem maski kodowej. Z obrazu wydzielana są istotne piki a następnie obraz taki jest dopasowywany metodą najmniejszych kwadratów z obliczonym teoretycznie wzorem cienia maski, co pozwala na wyznaczenie lokalizacji źródeł rentgenowskich. Pozwala to również na wyznaczenie intensywności źródeł oraz wyeliminowanie fałszywych pików. Pierwszym korkiem umożliwiającym uzyskanie takiego produktu jest ściągnięci danych z satelity. Następnie generowany jest plik interwałów czasowych z użyciem danym inżynieryjnych z satelity. Potem odczytywane są dane na temat orientacji przestrzennej satelity i obliczana jest średnia pozycja satelity w czasie obserwacji. Następnie generowany jest surowy obraz DPI. W dalszej kolejności wyznaczane są poziomy tła i martwe piksele z surowych danych z detektorów. W dalszej kolejności obraz DPI jest czyszczony z użyciem tych danych a na jego podstawie generowany jest plik maskujący zawierający piksele wykluczonych z analizy. Następnie wykonywane jest obrazowanie korelowane i wydobywane są potencjalne źródła rentgenowskie. Ostatecznie wykonywane jest dopasowanie cienia maski kodowej w celu określenia intensywności źródeł i usunięcie nieistotnych kandydatów na źródła. Jest ono powtarzane wielokrotnie aż wszystkie źródła z dopasowanymi intensywnościami znają się powyżej przyjętego progu detekcji.

Główną instytucją odpowiedzialną za instrument CZTI jest Instytut Badań Podstawowych (Tata Institute of Fundamental Research - TIFR) w  Mumbaiu. W projekcie biorą udział również Międzyuniwersyteckie Centrum Astronomii i Astrofizyki (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics - IUCAA) w Pune i ISRO.

Scorus

  • Gość
Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #44 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:56 »
SSM
Skanujący monitor nieba jest jednym z 4 instrumentów naukowych satelity Astrosat pracujących w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Jest urządzeniem umożliwiającym skanowanie i obrazowanie sfery niebieskiej. Urządzenie pracuje w zakresie energetycznym 2 - 10 keV. Jego podstawowym zadanie naukowym jest obrazowanie dużych obszarów nieba w ciągu kilku godzin w celu wykrywania nowych źródeł przejściowym znajdujących się w fazie rozbłysków. Instrument charakteryzuje się więc szerokim polem widzenia i dobrą rozdzielczością kątową dzięki czemu pozwala na określenie współrzędnych źródeł na niebie z dokładnością kilku minut kątowych. Pozwala to na podjęcie dalszych obserwacji za pomocą pozostałych instrumentów na satelicie oraz z użyciem obserwatoriów naziemnych. Ponadto detekcja znanych źródeł przejściowych w poszczególnych skanach nieba pozwala na opracowanie długoterminowych krzywych zmian ich jasności. Dotyczy to głównie rentgenowskich układów podwójnych. Dane te pozwalają na badania sposobu zachowania tych obiektów w długich okresach czasu. Instrument stwarza unikalną okazję do badań zmiennych źródeł w dużym zakresie dynamicznym w okresach trwających po kilku miesięcy. Jasność takich rozbłysków wzrasta zwykle przez kilka dni a następnie słabnie i zanika przez kilka miesięcy. Ich analizy w przypadku rentgenowskich układów podwójnych o małych masach pozwalają między na przeprowadzenie badań przepływu masy w dyskach akrecyjnych oraz scharakteryzowanie procesów powodujących powstawanie niestabilności wywołujących rozbłyski. W przypadku układów o dużych masach dostarczają informacji na temat okresu precesji gwiazdy neutronowej i dysku akrecyjnego. W przypadku pulsarów pomiary wykonywane za pomocą instrumentu umożliwiają badania faz zmniejszania i zwiększania tempa ich rotacji.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Astrosat (kompendium)
« Odpowiedź #44 dnia: Grudzień 06, 2015, 21:56 »