Autor Wątek: Rosetta (kompendium)  (Przeczytany 13817 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
Rosetta (kompendium)
« dnia: Lipiec 20, 2010, 00:24 »
WPROWADZENIE
Rosetta jest trzecią misją wytypowaną przez ESA w ramach programu Horizon 2000 (obejmującego też ISO, SOHO i Cluster). Jest przeznaczona do wykonania spotkania z kometą 67P/Churyumov-Gerasimenko, umieszczenia próbnika Philae na jej powierzchni, oraz badań komety z orbity. Założenia misji mówiły też o przelocie koło co najmniej jednej planetoidy w trakcie lotu do komety. Do głównych zadań naukowych sondy należą: poznanie pochodzenia komet; badania oddziaływania materii kometarnej z ośrodkiem międzyplanetarnym; badania struktury jadra komety; oraz wszechstronne zbadanie otoczenia plazmowego i pyłowego wokół jądra kometarnego.  Informacje te zostaną zastosowane w modelach opisujących formowanie się Układu Słonecznego. Spełnienie tych celów umożliwią: globalne badania jądra; badania właściwości dynamicznych, morfologii, skład chemicznego, mineralogicznego i izotopowego jądra (głównie jego powierzchni); poznanie właściwości fizycznych i oddziaływań gazów kometarnych z jądrem; badania rozwoju aktywności kometarnej oraz procesów w warstwie powierzchniowej jądra i w wewnętrznej komie (oddziaływania pomiędzy gazem a pyłem); oraz globalne scharakteryzowanie mijanych planetoid, w tym określenie ich właściwości dynamicznych (np. rotacji) oraz morfologii i składu ich powierzchni. Jest to najbardziej ambitna misja kosmiczna prowadzona przez ESA i jeden z najbardziej ambitnych projektów w dziedzinie badań Układu Słonecznego.

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #1 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:25 »
KONSTRUKCJA
Główna struktura sondy ma postać prostopadłościanu o wymiarach 2.8 m x 2.1 m x 2.0 m wykonanego z aluminiowego szkieletu, strukturą przypominającego plaster miodu. Całkowita masa startowa wyniosła 3 000 kg, w tym 100 kg lądownika, 1 670 kg paliwa, oraz 165 kg instrumentów naukowych. Statek składa się z dwóch zasadniczych sekcji: modułu instrumentów naukowych (Payload Support Module - PSM) zawierającego całe wyposażenie naukowe i zajmującego górną część sondy; oraz modułu serwisowego (Bus Support Module - BSM) zawierającego wszystkie podsystemy statku kosmicznego i zajmującego część dolną.

Platforma instrumentów jest zainstalowana na szczycie próbnika, i podczas badań komety będzie skierowana w stronę jądra. Antena i panele słoneczne będą w tym czasie nakierowane na Ziemię i Słońce. Elementy układu kontroli temperatury - radiatory i żaluzje są zainstalowane naprzeciw paneli, na ścianie, która będzie znajdować się z daleka od Słońca i jądra kometarnego, co zapewni odpowiednie schłodzenie tych elementów i zmniejszy niekorzystny wpływ pyłu kometarnego. Przed zamarznięciem w dużych odległościach od Słońca chronią pokładowe grzejniki.

Wewnątrz statku, w jego centrum zainstalowano rurę ciśnieniową wykonaną ze wzmocnionych, aluminiowych pierścieni. Zawiera ona system napędowy statku. Ma średnicę 1194 milimetrów, co odpowiada interfejsowi łączącemu próbnik z rakietą nośną Ariane 5. Umieszczono w niej dwa zbiorniki paliwa o objętości 1106 litrów - niższy zawierający utleniacz, oraz wyższy zawierający właściwe paliwo. W sumie statek posiada 660 kg paliwa (hydrazyny monometylowej) i 1060 kg czterotlenku azotu. Umożliwi on osiągnięcie wymaganej całkowitej zmiany szybkości wynoszącej 2200 m/s. Pojazd posiada dodatkowo cztery zbiorniki gazu podnoszącego ciśnienie paliwa.

Statek jest stabilizowany trójosiowo z użyciem 10 silniczków o ciągu 24 N i kół rekakcyjnych. Układ nawigacyjny składał się z dwóch szperaczy gwiazd, sensora Słońca, 2 kamer nawigacyjnych oraz laserowej jednostki żyroskopowej.
Energii elektrycznej dostarczają dwa skrzydła paneli słonecznych o powierzchni 64 metrów kwadratowych każdy i całkowitej rozpiętości  32 metrów. Pojedyncze skrzydło ma długość 14 metrów. Każde skrzydło składa się z 5 paneli i może być obracane w kierunku Słońca o kąt +/- 180 stopni. Wyprodukowana energia jest zużywana na bieżąco, a także ładuje baterie chemiczną, używaną w czasie, gdy sonda jest zasłaniania przez obserwowany obiekt (w początkowym etapie misji, w czasie przelotów koło planet, i na orbicie jądra kometarnego), lub w czasie, gdy panele znajdują się w dużej odległości od Słońca. Panele są zbudowane z  niskotemperaturowych komórek słonecznych GaAs. Dostarczą one mocy 400 W w największej odległości 5.2 AU od Słońca, oraz  850 W w odległości 3.4 AU, kiedy zakończą się zaplanowane badania komety. Energia produkowana przez panele ładuje cztery baterie NiCd o pojemności 10 A/h. Dostarczają one potem prądu o napięciu 28 V.

Łączność z Ziemią zapewnia głównie kierunkowa antena paraboliczna dużego zysku (High Gain Antenna - HGA) o średnicy 2.2 m. Jest zainstalowana na przeciwległej ścianie statku niż lądownik. Na wyposażeniu sondy jest także antenie średniego zysku (Medium Gain Antenna - MGA) o sernicy 0.8 m, oraz dwa omnikierunkwer anteną małego zysku (Low Gain Antenna - LGA). W łączu Ziemia - sonda używane jest pasmo S (dwie częstotliwości jednocześnie - 2.1 GHz i 2.3 GHz). W łączu sonda - Ziemia dane inzynoeryjne i naukowe są transmitowane w pasma S (częstotliwości jak w łączu nadrzędnym) i X (8.4 GHz) z szybkościami 5 kilobitów na sekundę. Osprzęt komunikacyjny zawiera też transponder TWTA RF o mocy 28 W pracujący w paśmie X, oraz podwójny transponder RF o mocy 5 W pracujący w pasmach S i X.

Lądownik sondy Rosetta, Philae jest przymocowany do jednej ze ścian próbnika, naprzeciw osi dwuosiowej anteny wysokiego zysku. Jest połączony z głównym statkiem za pomocą systemu wsparcia mechanicznego (Mechanical Support System - MSS). Wymianę danych, oraz ładowanie baterii lądownika przed jego oddzieleniem zapewnia system wsparcia elektrycznego (Electrical Support System – ESS). Lądownik zostanie umieszczony na powierzchni jądra komety, gdy Rosetta wejdzie na orbitę wokół niego.

Zaprojektowanie i zbudowanie sondy było skomplikowanym przedsięwzięciem, ponieważ musiała ona spełniać wiele bardo surowych wymagań. Zaliczały się do nich:
- konieczność zainstalowania bardzo wielu instrumentów na jednej stronie statku (skierowanej do jądra przy obserwacjach naukowych) i ogrzewania nieaktywnych instrumentów podczas bardzo długiego lotu międzyplanetarnego;
- zdolność do bardzo dokładnej nawigacji w pobliżu nieregularnego ciała niebieskiego o nieregularnym polu grawitacyjnym spowitym dodatkowo gazami i pyłami;
- zdolność do utrzymania przy życiu lądownika przez okres 10 lat lotu;
- konieczność zapewnienia odpowiedniej temperatury wewnętrznej zarówno w głębokiej przestrzeni kosmicznej jak i w pobliżu aktywnej komety;
- zdolność do nawigacji autonomicznej według gwiazd podczas badań komety (zbyt duże opóźnienie w łączności z Ziemią);
- dokładność kontrolowania prędkości względnej podczas badań komety większa niż 1 mm/s;
- zapewnienie możliwości działania statku przez ponad 11 lat.

Rosetta została sfinansowana przez Europejską Agencję Kosmiczną. W jej budowie uczestniczyło  ponad 50 kontrahentów z 14 krajów Europy i ze Stanów Zjednoczonych. Głównym konstruktorem była firma Astrium Germany. Głównymi podwykonawcami były: Astrium UK (główna struktura statku), Astrium France (awionika), oraz Alenia Spazio (montaż podzespołów oraz testy). Łączne koszty misji wraz ze starem i planowanymi operacjami wynosiły ok. 900 mln dolarów przed opóźnieniem misji.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:46 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #2 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:26 »
WYPOSAŻENIE
Sonda Rosetta posiada 15 instrumentów naukowych:
- Spektrometr obrazujący w ultrafiolecie (Ultraviolet Imaging Spectrometer - ALICE; analizator wtórnych jonów kometarnych (Cometary Secondary Ion Mass Analyzer - COSIMA).
- Analizator uderzeń cząstek pyłu i akumulacji pyłu (Grain Impact Analyser and Dust Accumulator - GIADA).
- Analizator pyłu wykonujący mikrofotografie (Micro-Imaging Dust Analysis System - MIDAS).
Instrument mikrofalowy orbitera Rosetta (Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter - MIRO).
- Chromatograf gazowy i spektrometr masowy MODULUS Berenice (Methods of Determining and Understanding Light Elements From Unequivocal Stable Isotope Compositions "Berenice").
- System obrazujący w zakresie optycznym i podczerwonym, oraz spektroskop (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System - OSIRIS).
- Spektrometr do analizy jonów i gazu neutralnego orbitera sondy Rosetta (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis - ROSINA).
- Spektrometr obrazujący zakresu widzialnego i podczerwonego (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer - VIRTIS).
- Analizator składu jonów (Ion Composition Analyser - ICA).
-  Sensor jonów i elektronów (Ion and Electron Sensor - IES).
- Próbnik Langumira (Langmuir Probe - LAP).
- Magnetometr transduktorowy (Fluxgate Magnetometer - MAG).
- Próbnik impedancji (Mutual Impedance Probe - MIP).
- Anteny eksperymentu sondowania jądra kometarnego poprzez transmisje radiowe (Comet Nucleus Sounding Experiment by Radiowave Transmission - CONSERT) wykonywanego wraz z lądownikiem Philae.

Przyrządy ICA, IES, LAP, MAG, oraz MIP tworzą system do badań plazmy sondy Rosetta (Rosetta Plasma Consortium - RPC). Na sondzie znajdują się Ponadto pojazd wykona eksperyment radiowy (Radio Science Investigations - RSI), w którym zastosowane zostaną elementy układu komunikacyjnego.

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:26 »
ALICE
Spektrometr obrazujący w ultrafiolecie jest spektrografem obrazującym typu okręgu Rolanda zaprojektowanym do wykonania pomiarów spektrometrycznych w dalekim ultrafiolecie, w zakresie widmowym 0.07 - 0.205 mikrometrów. Do celów naukowych tego instrumentu należą:
- Określenie zawartości gazów szlachetnych w oparach sublimujących z powierzchni jądra kometarnego  w celu zdobycia informacji o temperaturze w której formowała się kometa i o jej cieplnej historii.

- Scharakteryzowanie tempa produkcji i przestrzennego rozkładu wokół jądra gazów takich jak woda, dwutlenek węgla, oraz tlenek węgla, w celu bezpośredniego zaobserwowania związków jądro - koma i jego zmierzenie w wielu skalach czasowych. Umożliwi to badania chemicznego zróżnicowania jądra i jego związków z komą.
- Wykonanie pomiarów zawartości atomów C, H, O, N, S w gazie z dala od jądra, celem lepszego wyznaczenia składu pierwiastkowego komy i procesów odpowiedzialnych za emisję tych gazów.
- Zbadanie początków aktywności kometarnej podczas zbliżania się komety do Słońca w funkcji czasu i rotacji jądra z bezprecedensową dokładnością.

Do dodatkowych celów naukowych zaliczają się:
- Wykonanie spektralnej mapy powierzchni jądra w dalekim ultrafiolecie w celu określenia rozkładu substancji pochłaniających ultrafiolet na powierzchni jądra.
- Wykonanie fotometrycznych pomiarów stosunku lód/skały w małych ziarnach pyłu w komie w celu zrozumienia rozkładu wielkości ziaren pyłu w komie i jego zmian w czasie.
- Zbadanie zmienności w czasie zawartości jonów O+, N+ i prawdopodobnie S+, C+ w komie i warkoczu kometarnym w celu połączenia aktywności jadra ze zmianami morfologii warkocza;
- Określenie oddziaływań warkocza z wiatrem słonecznym.

Dzięki teledetekcji instrument ALICE umożliwi:
- Otrzymanie informacji na temat morfologii i składu powierzchni jądra przed wejściem na jego orbitę w celu zaplanowania obserwacji za pomocą instrumentów wykonujących bezpośrednie pomiary.
- Zmapowanie przestrzennego rozkładu głównych gazów i drobnych cząstek pyłu w komie w funkcji czasu podczas zbliżania się komety do Słońca.
- Określenie składu i tempa emisji materii w dżetach komety, nawet gdy statek nie będzie znajdował się w pobliżu tych struktur.
- Otrzymanie pewnych pomiarów obfitości jonów w pobliżu peryhelium, w celu połączenia aktywności jądra ze zmianami morfologii warkocza.
- Połączenie tych informacji z danymi na temat wiatru słonecznego.

Instrument pozwoli na mapowanie jądra w ultrafiolecie z rozdzielczością kilkuset metrów. Obserwacje zakryć gwiazd przez komę pozwolą na zmapowanie rozkładu w niej cząsteczek wody, co pozwoli na określenie miejsc na powierzchni jądra wydzielających wodę.

Instrument ALICE ma kształt prostopadłościanu o wymiarach 32.6 x 14.6 x 9.0 cm. Instrument składa się z teleskopu ALICE (ALICE Telescope), oraz ze spektrografu ALICE (ALICE Spectrograpf). Rozdzielczość spektralna instrumentu dla źródeł rozciągłych wynosi 1.0 nm (przy 70 nm), oraz 1.3 nm (przy 205 nm), natomiast dla źródeł punktowych - 0.3 - 0.5 nm. Rozdzielczość kątowa wynosi 0.1 x 0.5 stopnia. Pozycjonowanie jest zgodne z instrumentami OSIRIS i VIRITIS.

Światło przechodzi przez otwór wejściowy o wymiarach 40 x 40 mm oraz przez zestaw przegród teleskopowych, które mają wyeliminować zabłąkane światło i ochronić główne zwierciadło przed małymi cząstkami pyłu. Światło następnie jest skupiane na pozaosiowym zwierciadle parabolicznym f/3 o wymiarach 40 x 40 mm, zamontowanym na szczelinie wejściowej o polu widzenia 0.1° x 6°. Wiązka wchodzi następnie do rurki detektora, gdzie trafia na elipsoidalną, holograficzną siatkę dyfrakcyjną, będącą głównym elementem spektrografu obrazującego. Zarówno zwierciadło, jak i siatka dyfrakcyjna są pokryte warstwą SiC, która polepsza współczynnik odbicia. Siatka dyfrakcyjna następnie rozprasza światło na detektorze w postaci dwuwymiarowej płyty z mikrokanałami o wymiarach 512 x 32 pikseli, w którym zastosowano fotokatody zbudowane z bromku potasu (kanał 700 - 1500 angstremów) oraz z jodku cezu (kanał 1500 - 2050 angstremów). Obszar aktywny ma wymiary 35 mm w kierunku rozpraszania. Pole widzenia IFOV ma wymiary 0.1 x 6.0 stopni, a rozdzielczość kątowa 0.1 x 0.6 stopnia. Spektrograf używa siatki dyfrakcyjnej podczas skanowania całego obserwowanego pasma spektralnego 700 - 2050 angstremów. Rozdzielczość widmowa wynosi 9.8 i 12.5 angstrema.

Instrument ALICE jest efektem współpracy USA i Francji. W późniejszym czasie, jego trochę większa i bardzie zaawansowana wersja została zastosowana na amerykańskiej sondzie New Horizons do Plutona. Na instrumencie tym bazuje również przyrząd LAMP sondy LRO.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:47 wysłana przez Scorus »

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:26 »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #4 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:26 »
COSIMA
Analizator wtórnych jonów kometarnych został zaprojektowany w celu łapania cząstek pyłu i analizowania ich składu chemicznego za pomocą spektrometru masowego. Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Zbadanie pierwiastkowego składu stałych cząstek emitowanych przez kometę i określenie stanu budujących je cząsteczek.
- Określenie składu izotopowego głównych pierwiastków w stałych cząstka kometarnych (H, C, Mg, Ca, Ti) w celu nałożenia ograniczeń na modele pochodzenia i ewolucji komet a tym samym Układu Słonecznego.
- Określenie stanu chemicznego pierwiastków w pyle.
- Określenie różnic w składzie chemicznym i izotopowym pomiędzy pojedynczymi cząstkami pyłu.
- Określenie zmian składu pierwiastkowego i izotopowego pyłu w funkcji czasu (zmiany krótkoterminowe) i pozycji orbitalnej.
- Określenie różnic w ich składzie pomiędzy różnymi kometami, poprzez porównanie danych otrzymanych podczas misji Giotto i Wega do komety Halleya, oraz Satrdust do Wild 2.
- Wykonanie poszukiwań materii organicznej nie przemieszanej ze skalną fazą ziaren.
- Określenie składu organicznej i skalnej fazy stałych cząstek kometarnych;
- Określenie stanu chemicznego materiału organicznego poprzez określenie jego stopnia nasycenia tlenem oraz typów wiązań.

Dane zdobyte przez instrument pomogą w:
- Znalezieniu ograniczeń na modele formowania się komet i całego Układu Słonecznego.
- Porównaniu składu pierwiastkowego i izotopowego cząstek pyłu do składu neutralnej i zjonizowanej atmosfery komety.
- Znalezieniu ograniczeń na skład pierwotnej materii organicznej występującej na Ziemi w okresie powstania życia.
- Określeniu relacji pomiędzy fazą organiczną i mineralną cząstek pyłu a możliwymi sposobami formowania się prebiotycznych struktur na Ziemi.
Rdzeniem instrumentu COSIMA jest spektrometr masowy czasu lotu cząstki (Time-of-Flight - TOF) wtórnych jonów (Secondary Ion Mass Spectrometer - SIMS); zaopatrzony w kolektor pyłu (Dust Collector); główny pistolet jonowy (Primary Ion Gun); oraz w mikroskop optyczny (COSIMA Optical Microscope - COSISCOPE).

Urządzenie zawiera kolektor pyłu w postaci obrotowego koła, na którym ulokowało  25 celów służących do chwytania pyłu. Mogą one być wystawione na działanie pyłu kometarnego, a po pobraniu jego próbki skierowane do instrumentu. Kamera mikroskopowa następnie fotografuje cel w oświetleniu dostarczanym przez diody emitujące światło. Dzięki temu, po analizie obrazu na pokładzie, przed pomiarami zostanie określona obecność i położenie schwytanych drobin pyłu o średnicach ponad kilka µm, ora obliczona ich pozycja względem punktu odniesienia. Po tych operacjach cel wraz z drobinami pyłu jest przesuwany do przedniej części spektrometru masowego. Następnie wybrane ziarna pyłu są bombardowane trwającymi 3 nanosekundy pulsami jonów indu-115 z głównego pistoletu jonowego. Pulsy te mają energię 10 keV i średnicę około 10 µm. Umożliwia to wybicie wtórnych jonów z próbek. Wtórne jony są następnie wciągane przez soczewkę wydobywającą wtórne jony (Secondary Ion Extraction Lens - SIL) do sekcji TOF spektrometru masowego, gdzie są analizowane. Po minięciu płytek odchylających służących do kierowania wiązką jonów, jony przelatują przez sekcję tzw wolnego pola, gdzie jony swobodnie przelatują. Następnie przechodzą one przez dwustopniowy reflektor, i powracają przez tzw sekcję napięciową do detektora jonów. Jego głównym elementem jest jednostopniowa płyta mikrosferyczna, gdzie jony są wykrywane. Czas wejścia każdego jonu do detektora jest mierzony z dokładnością około 2 ns. Jony mają taką samą energie, a czas ich przelotu przez instrument zależy od ich masy. To umożliwia określenie ich masy, i wyprowadzenie składu pierwiastkowego próbki. W celu osiągnięcia wysokiej rozdzielczości masowej instrumentu COSIMA konieczna była precyzyjna synchronizacja głównych pulsów jonów, poprawna selekcja napięć na spektrometrze masowym, oraz dokładne pomiary czasu przelotu jonów.

Instrument COSIMA powstał przy współpracy Niemiec, Francji, Finlandii, Włoch, Austrii, Szwecji, USA oraz państw ESA.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:47 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #5 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:27 »
GIADA
Analizator uderzeń cząstek pyłu i akumulacji pyłu został zaprojektowany w celu wykonani badań cząstek pyłu i środowiska pyłowego wokół jądra komety Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Badania rozkładu cząstek pyłu o różnych wielkościach wokół jądra.
- Monitorowanie wypływu cząstek pyłu z różnych kierunków i pierwsze w historii odróżnienie dwóch populacji pyłu - pochodzącej bezpośrednio z jadra oraz pyłu przemieszczonego do wnętrza komy przez ciśnienie promieniowania słonecznego;
- Wykonanie analiz rozkładu szybkości cząstek pyłu;
- Wyprowadzenie takich parametrów jak zależność wielkości cząstek pyłu od szybkości wyrzucania cząstek z jądra, relacji pomiędzy najbardziej prawdopodobnymi kierunkami ruchu cząstek i ich masą, rozkładu szybkości dla każdej masy cząstek pyłu, i związku pomiędzy rozpraszaniem wektorów szybkości i masą pyłu poprzez wykonywanie pomiarów szybkości i pędu dla ziaren pochodzących z kierunku jądra (poprzez określenie masy i kierunku uderzenia każdego analizowanego ziarna pyłu).
- Wykonanie badań ewolucji pyłu w komie poprzez określenie zmian w rozkładzie wielkości ziaren pochodzących bezpośrednio z kierunku jądra i niezmienionych przez inne procesy (takie jak np. rozbijanie ziaren), i porównanie tych pomiarów ze zmianami w rozkładzie wielkości ziaren w różnych odległościach od jądra;
- Określenie stosunku pyłu do gazu w atmosferze komety (jednego z podstawowych parametrów jądra) poprzez porównanie pomiarów wypływu pyłu z wynikami badań innych instrumentów sondy.
- Określenie rozwoju środowiska pyłowego w funkcji odległości komety od Słońca i stanu rotacji jądra poprzez ciągłe wykonywanie pomiarów pyłu i jego właściwości dynamicznych.
- Określenie tempa utraty masy przez pył; oraz zbadanie właściwości dynamicznych pyłu.
Instrument wykona także wspólne operacje z innymi instrumentami na pokładzie sondy. Do dodatkowych zadań instrumentu zaliczają się:
- Umożliwienie poprawnej interpretacji obrazów komy i jądra oraz pomiarów spektrometrycznych dzięki dokładnym pomiarom wypływu pyłu i właściwości dynamicznych ziaren pyłu.
- udzielenie pomocy w wyborze miejsca lądowania Philae poprzez scharakteryzowanie emisji pyłu nad różnymi obszarami i prawdopodobnej populacji pyłu w różnych obszarach aktywnych. Jest to konieczne dla osiągnięcia właściwego stosunku między bezpieczeństwem strefy lądowania a jego potencjałem naukowym.
- umożliwienie ochrony różnych elementów statku przed pyłem, dzięki pomiarom wypływu pyłu w kilku kierunkach. Pozwoli to na takie planowanie misji, aby jak najmniej zanieczyścić pyłem takie elementy jak panele słoneczne i powierzchnie radiatorów.

Instrument GIADA znajduje się w obudowie w kształcie sześcianu, i składa się z trzech modułów: systemu wykrywania ziaren pyłu i sensora ich uderzeń (GIADA-1); głównego podsystemu elektronicznego (GIADA-2); oraz zestawu 5 systemów mikrowagowych służących do badań gęstości i masy pyłu (GIADA-3). Instrument ma wymiary 230 x 270 x 250 mm.

System detekcji pyłu GIADA-1 będzie skierowany w stronę jądra z kątem odbiorczym około 40 stopni. Składa się z dwóch równoległych powierzchni detekcyjnych. Górna powierzchnia, czyli system wykrywania ziaren pyłu (Grain Detection System - GDS) służy do optycznego wykrywania cząstek pyłu. Zawiera cztery diody laserowe tworzące zasłony ze światła (o grubości 3 mm i powierzchni 100 centymetrów kwadratowych), oraz dwa serie detektorów, z których każda zawiera po cztery detektory fotodiodowe. Są one  usytuowane pod kątem 90 stopni w stosunku do źródła odniesienia. Te ostatnie służą do wykrywania efektów rozpraszania lub odbijania światła diod laserowych przez cząstki pyłu wpadające do sensora. Z przodu każdej fotodiody umieszczono stożek Winstona, w celu osiągnięcia jednolitej wrażliwości w obszarze wykrywania. Maksymalna szybkość cząstek wykrywanych przez ten detektor wynosi 130 m s-1. Dolna powierzchnia GIADA-1, czyli sensor uderzeń pyłu (Impact Sensor - IS) jest cienką (grubość 0.5 mm), kwadratową (obszar wrażliwy 100 centymetrów kwadratowych) błoną aluminiową z 5 przetwornikami piezoelektrycznymi umieszczonymi w jej centrum i pod kątem. Służy do wykrywania uderzeń drobin pyłu i mierzenia ich pędu.  Gdy cząstka pyłu uderza w płytę detekcyjną, wytwarza na niej fale, które są wykrywane przez kryształy piezoelektryczne. Maksymalne przesuniecie tych ostatnich jest bezpośrednio proporcjonalne do impulsu wywoływanego na płycie przez cząstkę pyłu. Przesuniecie się kryształu powoduje powstanie proporcjonalnego potencjału. Szybkość, pęd i masa cząstek może zostać określona poprzez mierzenie czasu ich przelotu pomiędzy oboma elementami GIADA-1. Pole widzenia wynosi 35 - 48 stopni. Urządzenie może wykrywać ziarna o wielkości powyżej około 10 mikrometrów.

System elektroniki GIADA-2 jest umieszczony na dnie instrumentu GIADA, i zawiera główną elektronikę instrumentu (Main Electronics - ME). Kontroluje proces gromadzenia danych oraz działanie innych podsystemów instrumentu. Dostarcza także interfejsu łączącego instrument ze statkiem, i zasilającego go.

System GIADA-3 mierzy łączy wypływ pyłu z różnych kierunków, Zawiera 5 sensorów mikrowagowych (Micro-Balance Sensors - MBS). Został zainstalowany na szczycie instrumentu. W czasie badań komety jeden z sensorów będzie skierowany na jądro, a pozostałe cztery w przeciwnych kierunkach, w najszerszym możliwym kącie. Pył będzie uderzał w nie pod kątem około 40 stopni. Każdy sensor składa się z kwarcowego kryształu wykrywającego akumulację drobin pyłu oraz z kryształu odniesienia. Sensory MBS bazują na materiałach piezoelektrycznych, wprawianych w drgania, i z tego powodu wytwarzających ładunek elektryczny. Akumulacja pyłu na kryształach służących do detekcji będzie powodowała drobne zmiany ich masy, i związane z tym zmiany częstotliwości drgań, co umożliwi wyznaczenie wypływu pyłu. Kryształy odniesienia, odizolowane od pyłu i utrzymywane w stałej temperaturze, dostarczą niezakłóconego sygnału porównawczego. Użyte kryształy odniesienia wykazują niezmiernie małą zależność od temperatury i wahań mocy, zapewniając wysoką czułość. Częstotliwość drgań kryształów wynosi 15 MHz. Kryształy wykrywające mają powierzchnię detekcyjną kilkudziesięciu centymetrów kwadratowych, a częstotliwość ich drgań jest przesuniętą o około 1 kHz w stosunku do kryształów odniesienia. MBS mogą wykrywać cząstki o minimalnej masie 7 – 10^-11 g. Pole widzenia tego komponentu ma szerokość 40 stopni.

W budowie instrumentu GIADA brały udział: Włochy, Hiszpania, Wielka Brytania, Hiszpania, Francja, Niemcy i USA.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:47 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #6 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:28 »
MIDAS
Analizator pyłu wykonujący mikrofotografie służy do pobierania próbek pyłu kometarnego oraz zobrazowania ich w trzech wymiarach w skalach manometrów za pomocą mikroskopu sił atomowych. Do głównych celów naukowych tego instrumentu należą:
- Dostarczenie obrazów cząstek pyłu z rozdzielczością 4 nm.
- Poszukiwania materiałów ferromagnetycznych w pyle.
- Umożliwienie wykonania ocen statystycznych kształtów, wielkości i objętości cząstek pyłu.
- Scharakteryzowanie rozkładu wielkości cząstek o wymiarach od w przybliżeniu 4 nm do kilku mikrometrów.
- Przeanalizowanie kształtu, wielkości, oraz budowy powierzchni pojedynczych cząstek.
- Opracowanie profilu czasowych i przestrzennych zmian w strumieniu cząstek.
Podczas fazy lotu do komety instrument ten posłuży do:
- Scharakteryzowania środowiska pyłowego wokół mijanych planetoid.
- Zobrazowania i umożliwienia wykonania analiz statystycznych mikrokraterów wybijanych przez międzyplanetarne cząstki pyłu.
MIDAS dostarczy globalnych obrazów, tzn obrazów pełnego pola skanowania, oraz zobrazuje pojedyncze cząstki pyłu w wysokiej rozdzielczości. MIDAS został zaprojektowany do wykonywania analiz cząstek pyłu bez względu na ich przewodnictwo elektryczne i kształt.

MIDAS znajduje się w pojedynczej obudowe w kształcie prostopadłościanu. Instrument znajduje się pod poszyciem statku, a jego otwór wejściowy kontaktuje się ze środowiskiem zewnętrznym. Urządzenie składa się z kolektora pyłu (Dust Collector), oraz z mikroskopu sił atomowych (Atomic Force Microscope - AFM). Górna część obudowy instrumentu zawiera elementy mikroskopu oraz system zbierający i transportujący pył a także elektronikę regulująca, która musi znajdować się blisko sensora mikroskopu. Dolna część instrumentu zawiera pozostałe komponenty elektroniczne cyfrowe i analogowe, oraz interfejs łączący go ze statkiem kosmicznym. W skład instrumentu MIDAS wchodzi tylko jedna ruchoma część mechaniczna. Instrument ma wymiary 248 x 340 x 276 mm.

Pył będzie wchodził do instrumentu przez otwór wejściowy, który w czasie startu był chroniony osłoną, odrzuconą za pomocą odpowiedniego mechanizmu. Następnie przechodzi przez lejek i wpada do głównego rozcięcia wejściowego głównej obudowy instrumentu, pod którą znajduje się migawka umożliwiająca kontrolę czasu ekspozycji kolektora. W dalszej kolejności pył będzie uderzał w powierzchnię kolektora. Jest to koło z zestawem celów, w postaci 64 wypolerowanych krzemowych fasetek o powierzchni 3.5 milimetra kwadratowego każda. Koło może się obracać. Po wystawieniu na działanie pyłu, przez obrót koła fasetka zostanie skierowana do pola mikroskopu sił atomowych AFM. Przed wykonywanie skanów wysokiej rozdzielczości próbka zostanie zobrazowana ogólnie. Mikroskop składa się z pięciu funkcjonalnych części: pokrywy i lejka chroniących otwór wejściowy podczas prac naziemnych i podczas startu; migawki służącej do zdefiniowania czasu wystawienia kolektora na działanie pyłu; systemu robotycznego służącego do manipulowania cząstkami pyłu; głowicy skanującej; oraz elektroniki. Sensor AFM składa się z ramienia o długości 600 µm, połączonego ze skrajnie ostrą igłą o długości 7 µm, która podczas pomiarów będzie przesuwała się ponad próbką, lub z nią kontaktowała. W najprostszym przypadku - trybie kontaktowym (Contact Mode) igła będzie przesuwana na powierzchni próbki w stałym kontakcie z nią, według zmian jej wysokości,  z mechanizmem regulującym który będzie utrzymywał stałą siłę na wskazówce. Instrument może też pracować w dwóch trymach dynamicznych: trybie niekontakowym (Non-Contact Mode), w którym igła będzie przesuwana ponad powierzchnią na wysokości kilkudziesięciu nanometrów; oraz w trybie „pukającym” (Tapping Mode). Oddziaływania pomiędzy próbką a igłą (elektryczne, magnetyczne, van der Waalsa, międzyatomowe,  i/lub mechaniczne) będą mierzone przez system piezoelektryczny czuły na ruch, co dostarczy informacji na temat ukształtowania powierzchni oraz własności próbek na poziomie atomowym. Dane będą miały postać obrazów, które umożliwią badania wielkości, kształtu i budowy indywidualnych cząstek. Igła musi przesuwać się nad próbką w odtwarzalny sposób, który można łatwo osiągnąć dzięki system piezoelektrycznym w trzech niezależnych kierunkach. Igła, podpierający ją wspornik, oraz systemy piezoelektryczne tworzą głowicę skanującą. Z powodu konieczności zapewnienia długiego czasu działania i niezawodności zastosowano kilka igieł.

AFM zbada cząstki o wymiarach od 10 nanometrów do kilku mikrometrów. Na wykonanie jednej mikrofotografii instrument będzie potrzebował 600 sekund. Pierwotnie zakładano większą wydajność, co jednak spotkało się z trudnościami finansowymi. Mniejsza wydajność nie zmniejszy jednak wartości naukowej obrazów oraz ilości zebranych danych.

W czasie lotu instrument przeszedł wszechstronne testy, które objęły: kompletne testy elektroniki, otwarcie pokrycia otworu wejściowego przez mechanizm piezoelektryczny, otwarcie wszystkich złożonych mechanizmów, weryfikacja wszystkich silników i mechanizmów, weryfikacja wszystkich 16 sensorów poprzez poszukiwanie rezonansu między nimi, weryfikacja mikroskopu poprzez fotografowanie powierzchni kalibracyjnej, oraz scharakteryzowanie wewnętrznego szumu. Wszystkie te procedury zakończyły się pełnym sukcesem.

Instrument MIDAS powstał przy współpracy Austrii, Francji, Niemiec, Norwegii, Holandii, Wielkiej Brytanii, oraz państw ESA.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:48 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #7 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:28 »
MIRO
Instrument mikrofalowy jest spektrometrem promieniowania mikrofalowego. Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Zmierzenie całkowitej zawartości najliczniej występujących substancji lotnych i kluczowych stosunków izotopowych w lodach jądra.
- Określenie tempa odgazowywania powierzchni jądra i procesów z nim związanych (określenie tempa odgazowywania takich substancji jak woda, tlenek węgla i inne lotne składniki, użycie tych danych w korelacji z cieplnymi właściwościami jądra do przetestowania modeli formowania się, transportu, i uciekania gazu z jądra).
- Określenie procesów kontrolujących formowanie się wewnętrznej komy poprzez zmierzenie gęstości, temperatury i kinetycznej szybkości w obszarze przejściowym blisko jądra. Pomiary te umożliwią przetestowanie modeli istotnych procesów dynamicznych w wewnętrznej komie, i zrozumienie powstawania struktur gazowych i pyłowych.
- Sumaryczne scharakteryzowanie warstwy podpowierzchniowej jądra poprzez zmierzenie temperatury warstwy podpowierzchniowej jądra oraz skorelowanie cech tak małych jak 5 metrów z obrazami stref odgazowywania. Informacje te połączone z globalnymi danymi na temat odgazowywania z pomiarami temperatury warstwy podpowierzchniowej z bezpośrednimi danymi z lądownika Philae dostarczą ważnych informacji na temat pochodzenia obszarów odgazowywania i cieplnej bezwładności materiału podpowierzchniowego.
- Zmierzenie temperatury powierzchni planetoid podczas przelotów koło tych ciał w celu wykonania poszukiwań lodu i określenie wstępowania lub nie grubego regolitu na tych ciałach.
- Wykonanie poszukiwań bardzo rozproszonego gazu wokół planetoid.
Dane z tego instrumenty, w połączeniu z informacjami zebranymi przez inne urządzenia orbitera i lądownika umożliwią opracowanie dokładniejszych modeli formowania i ewolucji komet. MIRO zbada naturę jadra kometarnego, jego odgazowywanie, oraz rozwój komy.

Instrument MIRO ma wymiary 476 x 300 x 681 mm. Jest to odbiornik heterodynowy. Instrument składa się z czterech modułów, połączonych okablowaniem, są to: moduł sensorów (Sensor Unit), moduł elektroniki seniorów (Sensor Backend Electronics Unit), moduł elektroniki (Electronics Unit), oraz moduł oscylatora ultrastabilnego (Ultra Stable Oscillator Unit). W skład modułu sensorów wchodzi: teleskop oraz płyta podstawowa. Jest on umieszczony na powierzchni statku kosmicznego. Interfejsem łączącym ją ze statkiem jest płyta podstawowa. Kierunek patrzenia teleskopu jest zgody z kierunkiem patrzenia innych instrumentów orbitera. Wewnątrz statku znajdują się sensory oraz cele kalibracyjne. Część elektroniki sensorów zawiera procesor częstotliwości pośrednich (Intermediate Frequency Processor - IFP), pętlę zamykającą fazy, oraz źródło częstotliwości. Jest umieszczona wewnątrz statku, w pobliżu grzejnika. Część elektroniki zawiera spektrometr przekształcający (Chirp Transform Spectrometer - CTS), komputer kontrolujący instrument i przetwarzający dane, oraz obwody dostarczające energii. Moduł oscylatora ultrastablinego zawiera oscylator o kontrolowanej temperaturze, który dostarczy częstotliwości odniesienia.

W skład sensorów wchodzą dwa radiometry heterodynowe, z których jeden służy do odbioru fal milimetrowych (190 GHz, ok. 1.6 mm), a drugi od odbiory fal sublimimetrowych (562 GHz, ok. 0.5 mm). Oba komponenty są skonfigurowane z szerokopasmowym detektorem promieniowania ciągłego, służącym do badań temperatury jądra kometarnego oraz powierzchni planetoid. Odbiornik submilimetrowy może także działać jako spektrometr o bardzo dużej rozdzielczości widmowej, natomiast odbiornik milimetrowy może pracować tylko w zakresie ciągłym. Odbiornik fal submilimtetrwoych pozwala na równoczesne spektroskopowe pomiary 6 cząsteczek występujących w kometach. Obserwowane tu linie widmowe zawierają rotacyjne przejście wody 1(10)-1(01) przy 557 GHz, linie dwóch izotopów wody, oraz rotacyjnej linii amoniaku J(1-0) przy 572 GHz. Są to najprawdopodobniej najsilniejsze linie w warunkach kometarnych. Odbiornik submilimetrowy może także zaobserwować linię CO J(5-4), oraz trzy linie metanolu.

MIRO może zaobserwować 10 cząsteczek, w tym wodę, tlenek węgla (wybrane z powodu obfitości występowania w kometach), amoniak (jego zawartość jest ważna, ponieważ ma poważne konsekwencje dla stanu pobudzenia azotu w mgławicy protosłonecznej), oraz alkohol metylowy (jest on dobrym wskaźnikiem wzbudzenia gazu kometarnego). Może także obserwować izotopy  H217O i H218O, a pomiary stosunków izotopowych mogą rzucić nowe światło na pochodzenie komet. Najważniejszymi informacjami są obfitość, szybkość i temperatura każdej substancji, wraz z przestrzennymi i czasowymi zmiennościami tych parametrów. Umożliwi to wywnioskowanie struktury komy i procesów jej powstawania, a tym samym określenie natury powiązań jądro - koma. MIRO umożliwia także określenie temperatury warstwy podpowierzchniowej jądra do głębokości kilku centymetrów albo głębiej, dzięki użyciu kanałów promieniowania ciągłego w falach milimetrowych i submilimetrowych. Modelowanie odnoszące te pomiary do elektrycznych i cieplnych właściwości jądra pozwoli na określenie sublimacji lodów, grubości warstwy pyłowej, oraz formowania się dżetów pyłowych. MIRO zbierze pierwsze dane na temat temperatury warstwy podpowierzchniowej, które umożliwią przetestowanie cieplnych modeli jądra, do tej pory luźno ograniczonych przez dane. MIRO uzupełni pomiary systemu obrazującego w podczerwieni, który ma podobną rozdzielczość przestrzenną, ale umożliwia głębsze penetrowanie warstwy podpowierzchniowej. Przestrzenna rozdzielczość instrumentu wynosi około 5 m przy 562 GHz w odległości 2 kilometrów od jądra. Rozdzielczość widmowa wystarczy do rozróżnienia kształtu indywidualnych, rozszerzonych termalnie linii widmowych we wszystkich temperaturach do 10 K.

W budowie urządzenia MIRO brały udział USA, Francja i Niemcy.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:48 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #8 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:29 »
MODULUS Berenice
Instrument MODULUS Berenice jest chromatografem gazowym połączonym ze spektrometrem masowym. Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Określenie zawartości oraz stosunków izotopowych podstawowych składników komy komety, w tym wody, tlenku węgla, oraz dwutlenku węgla; wykonanie takich pomiarów dla składników występujących w małych ilościach lub śladowo (metan, amoniak, HCN).
- Badania zmian w składzie izotopowym materii kometarnej podczas zbliżania się komety do Słońca.
Inna wersja tego instrumentu - MODULUS Ptolemy jest także obecna na lądowniku Philae.

Instrument MODULUS Berenice składa się z urządzenia pobierającego próbki gazu wokół sondy, chromatografu gazowego, układu przechowującego i dostarczającego gaz przenoszący (hel), modułów przetwarzających substancje chemiczne, spektrometru masowego, oraz systemu elektronicznego. Próbki będą zbierane za pomocą specjalnego substratu wystawianego na działanie środowiska. Następnie zostaną zapieczętowane w małych kapsułkach, a substrat podgrzany. Podczas ogrzewania będą wydzielały się opary, które będą kierowane do odpowiednich kanałów analitycznych. Mieszanina może przejść przez kanały analityczne zawierające kolumny chromatograficzne, oraz reaktory chemiczne dodatkowo przetwarzające próbki, lub może być skierowana bezpośrednio do spektrometru masowego. Gaz przechodzący przez kanały analityczne będzie kierowany do spektrometru masowego za pomocą gazu przenoszącego (helu). Spektrometr masowy służy do określania składu pierwiastkowego oraz izotopowego próbek. Głównymi badanymi stosunkami izotopowymi będą tlen 18/16 i 17/16; węgiel 13/12; azot 15/14; oraz wodór D/H.

Instrument MODULUS Berenice jest efektem współpracy Wielkiej Brytanii i Francji.

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #9 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:30 »
OSIRIS
System obrazujący w zakresie optycznym i podczerwony oraz spektroskop jest głównym systemem obrazującym sondy Rosetta działającym w zakresie optycznym, bliskiej podczerwieni, i w bliskim ultrafiolecie. Podstawowe cele naukowe tego systemu można podzielić na 5 grup: badania jądra kometarnego, badania pyłu w pobliżu jądra, badania gazu w pobliżu jądra, badania planetoid, oraz cele różne.

Do badań jądra zaliczane są:
- Określenie rotacji jądra, oraz wykrycie precesji;
- Wyznaczenie objętości i gęstości jądra z dokładnością do 1% oraz wyprowadzenie konfiguracji pola grawitacyjnego i momentu bezwładnościowego na powierzchni.
- Porównanie ogólnych właściwości komety Churimova - Gierasjenko z kometą Halleya badaną podczas misji Giotto.
- Poszukiwanie mechanizmów akrecji materii kometarnej na powierzchnię jądra.
- Zobrazowanie w wysokiej rozdzielczości cech topograficznych i morfologicznych na powierzchni jądra oraz zidentyfikowanie procesów odpowiedzialnych za ich powstanie.
- Określenie parametrów fizycznych regolitu pokrywającego powierzchnię.
- Zmapowanie rozkładu różnych rodzajów lodów na powierzchni.
- Zbadanie koloru i mineralogii powierzchni oraz stopnia niejednorodności jądra.
- Zbadanie struktury, rozwoju i dynamiki obszarów aktywnych i porównanie ich z powierzchnią nieaktywną.
- Badania procesów erozyjnych w obszarach aktywnych.
- Określenie tempa utraty masy przez jądro oraz określenie działających na niego sił niegrawitacyjnych.
- Określenie stopnia skraterowania powierzchni nieaktywnych.
- Scharakteryzowanie miejsca lądowania Philae, porównanie go z pozostałymi obszarami jądra, oraz wyszukanie skutków uderzenia lądownika w grunt.

Do badań pyłu w pobliżu jądra można zaliczyć:
- Zidentyfikowanie wszystkich źródeł pyłu i określenie ich całkowitego wkładu do ogólnej produkcji pyłu oraz jego zmian w czasie.
- Określenie przestrzennego rozkładu pyłu w pobliżu jądra, jego tempa produkcji i zmian tego parametru w czasie.
- Zbadanie zmian emisji pyłu w zależności od odległości od Słońca.
- Wykonanie poszukiwań dowodów fragmentacji cząstek pyłu, ich przyspieszania, kondensacji w pobliżu źródeł, i zmian głębokości optycznej środowiska z tym związanych.
- Określenie parametrów strumienia pyłu w pobliżu powierzchni, oraz określenie wpływu na ten strumień cech topograficznych jądra.
- Obserwowanie i określenie dynamiki struktur pyłowych w komie.
- Wykonanie poszukiwań materiałów związanych grawitacyjne z jądrem, szczególnie dużych orbitujących wokół jądra fragmentów skalno – lodowych.
- Zbadanie optycznych i fizycznych właściwości pyłu.

Badania gazu w pobliżu jądra obejmą:
- Określenie parametrów emisji i przestrzennego rozmieszczenia macierzystych cząstek emitujących gaz.
- Określenie całkowitego tempa emisji gazu, stosunku gazu do pyłu, oraz zmian tych parametrów z czasem i odległością od Słońca.
- Wykonanie badań efektów inercji cieplnej towarzyszących emisji i nierównomiernemu rozkładowi cząstek potomnych i macierzystych w celu określenia przydatności rejestrowania cząstek potomnych jako wskaźnika rodzaju cząstek pierwotnych.
- Określenie wielkości i rozmieszczania dużych cząstek macierzystych i potomnych, oraz wykonanie oceny ich wpływu na strukturę wewnętrznej komy.
- Zbadanie chemicznej niejednorodności obszarów aktywnych; oraz badanie zmienności struktur gazowych w krótkich okresach i erupcji gazu.
Do badań planetoid są zaliczane:
- określenie wielkości, objętości, oraz cech rotacji mijanych planetoid.
- Zbadanie topografii, morfologii i wieku ich powierzchni;
- Wykonanie badań składu mineralogicznego, rozdrobnienia i budowy ich powierzchni.
- Wykonanie poszukiwań księżyców planetoid.

Do celów różnych zaliczane są:
- badania Marsa podczas przelotu koło tej planety. Objęły one: obrazowanie powierzchni, badania globalnej meteorologii przez okres 2 dni, zbadanie pionowej struktury aerozoli w atmosferze, zbadanie globalnych różnic chemicznych powierzchni Phobosa i Deimosa.
- wykonanie badań układu Ziemia - Księżyc podczas przelotów. Objęły one określenie rozkładu emisji tlenu atomowego w górnych warstwach atmosfery Ziemi, zbadanie globalnych różnic chemicznych powierzchni Księżyca, wykonanie poszukiwań dowodów odgazowywania na Księżycu, wykonanie kalibracyjnych obrazów układu.
- Znalezienie bezpiecznej strefy lądowania dla Philae na powierzchni jądra kometarnego.
- Obserwowanie zachowania się lądownika Philae przed lądowaniem;
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:49 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #10 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:31 »
System OSIRIS składa się z dwóch kamer: kamery szerokokątnej (Wide Angle Camera - WAC) zaprojektowanej do zobrazowania dużych fragmentów wewnętrznej komy i emisji pyłu i gazu bezpośrednio ponad powierzchnią jądra kometarnego; oraz kamery wąskokątnej (Narrow Angle Camera - NAC), zaprojektowanej do obrazowania jądra, w tym jego powierzchni w wysokiej rozdzielczości. Osobną częścią systemu jest wspólny moduł elektroniki (Common Electronics Box), wspólny dla obu kamer. Kamery są odizolowane termalnie od statku, i umieszczone na jego zewnętrznej powierzchni. Główny moduł elektroniki znajduje się wewnątrz statku, i wyposażony w żaluzje chłodzącą w ścianie pojazdu. Każda kamera posiada także osobną jednostkę elektroniki odzyskiwania informacji z detektorów, umieszczonych wewnątrz statku, ale tak blisko kamer jak to możliwe, w celu zmniejszenia długości połączeń.

Kamera szerokokątna WAC jest systemem pozaosiowym F/5.6, wyposażonym w dwa zwierciadła.  Zwierciadło główne ma kształt silnie spłaszczonej elipsoidy i jest wypukłe. Zwierciadło wtórne ma kształt silnie spłaszczonej elipsoidy i jest wklęsłe.  Przegroda, oraz konfiguracja optyki pozwalają na wydajne odrzucenie zabłąkanego światła. Do wytwarzania obrazów służy detektor CCD o wymiarach 2048 x 2048 pikseli, gdzie jeden piksel ma szerokość 14 mikronów. Dane z CCD są odbierane przez 14 bitowe przetworniki analogowo - cyfrowe, a następnie przekazywane do procesora danych. Pole widzenia WAC ma wymiary 12.1 x 12.1 stopni, z rozdzielczością kątową 100 mikroradianów na piksel. Długość ogniskowej wynosi 140 mm, a jedna klatka jest wykonywana w czasie 3.5 s. Całkowity zakres widmowy tej kamery wynosi 250 - 1000 nm. Jest wyposażona w 16 filtrów umieszczonych na dwóch obrotowych kołach, i pokrywających odpowiednie linie emisji gazów. Na kole 1 znajdują się następujące filtry (w nawiasach po kolei: centralna długość fali w nm, szerokość przepuszczanego pasma w nm, oraz procentowa wartość przepuszczonego promieniowania, przed nazwą pozycja na kole): 0 - dziura (650, 800, 100% - wolne miejsce przepuszczające cały zakres promieniowania); 1 - UV245 (245, 15, 35%); 2 - CS (257.5, 4, 25%); 3 - UV295 (295, 10, 35%); 4 - OH (308.5, 4, 25%); 5 - UV325 (325, 10, 35%); 6 - NH (335.5, 4, 25%); 7 - Zielony (535, 60, 70%). Na kole 2 znajdują się następujące filtry (wszystko jak wyżej): 0 - dziura (650, 800, 100%); 1 - UV375 (375, 10, 50%); 2 - CN (387.5, 4, 25%); 3 - NH2 (571.5, 10, 25%); 4 - Na (589, 4, 25%); 5 - VIS610 (610, 10, 50%); 6 - OI (630, 4, 25%); 7 - R (640, 160, 90%).

Kamera wąskokątna NAC jest  systemem anastygmatycznym wyposażonym w trzy zwierciadła. Zwierciadło główne ma kształt wklęsły hiperboliczny, zwierciadło wtórne  ma kształt wypukły paraboliczny, a zwierciadło trzeciorzędowe - wypukły sferyczny. Przegroda pozwala na dobre odrzucanie zabłąkanego światła. Do wytwarzania obrazów służy detektor CCD o wymiarach 2048 x 2048 pikseli, gdzie jeden piksel ma wymiarach 14 mikronów. Dane z CCD są odbierane przez 14 bitowe przetworniki analogowo - cyfrowe, a następnie przekazywane do procesora danych. Pole widzenia NAC wynosi 2.35 x 2.35 stopnia, z rozdzielczością kątową 20 mikroradianów na piksel. Sługość ogniskowej wynosi 700 mm, a jeden obraz jest uzyskiwany w 3.5 s. Ogólny zakres widmowy tej kamery wynosi 250 - 1000 nm. Jest wyposażona w 16 filtrów umieszczonych na dwóch obrotowych kołach, i pokrywających odpowiednie linie minerałów i kolory. Na kole 1 znajdują się następujące filtry (wszystko jak w przypadku WAC): 0 - dziura (650, 800, 100%); 1 - linia dla gazów neutralnych (650, 800, 2%); 2 - soczewka skupiająca (650, 800, 90%); 3 - daleki ultrafiolet (270, 50, 50%); 4 - linia wody (700, 20, 50%); 5 - linia ortopiroksenów (800, 40, 50%); 6 - linia żelaza (930, 40, 50%);  7 - daleka podczerwień (990, 40, 50%). Na kole 2 zgadują się następujące filtry (wszystko jak zwykle): 0 - dziura (650, 800, 100%); 1 - bliski ultrafiolet (359, 60, 50%); 2 - światło niebieskie (480, 80, 70%); 3 - światło zielone (535, 60, 70%); 4 - filtr czysty (600, 400, 90%); 5 - światło pomarańczowe (645, 94, 80%); 6 - światło czerwone (740, 60, 70%); 7 - bliska podczerwień (880, 60, 70%).

Do kamery NAC jest dołączony ponadto system obrazujący w podczerwieni. Jest on wyposażony w osobny zestaw optyki. Światło jest do niego kierowane poprzez zmianę pozycji jednego ze zwierciadeł w NAC. Światło przechodzi następnie przez oddzielne dla tego systemu koło filtrów i jest odbierane w zimnej komorze schłodzonej biernie za pomocą radiatora o powierzchni 0.5 metra kwadratowego do temperatury 130 K. Koło filtrów używane przez ten system jest podobne do kół używanych w kamerach NAC i WAC, jednak jest dostosowane do niskich temperatur i zawiera filtry scentrowane między innymi na linie emisyjne wody i dwutlenku węgla. Obraz jest uzyskiwany na chłodzonym detektorze o wymiarach 640 x 480 pikseli zbudowanego z HgCdTe. Każdy piksel ma powierzchnię 27 mikronów kwadratowych, co podpowiada rozdzielczości kątowej 38.6 mikroradianów na piksel. Zakres widmowy tego komponentu wynosi nominalnie 1 - 3.5 mikronów, ale może dojść do 4.8 mikronów.
Moduł elektroniki, zawiera system przetwarzania danych (Data Processing Unit - DPU). DPU składa się z dwóch cyfrowych procesorów sygnałowych (Digital Signal Processors - DSP), pamięci wchodzącej w skład statku kosmicznego, oraz interfejsów łączących go z kamerami. Centralnym mikroprocesorem jest TSC21020, 20 MHz, 60 MFLOPS. DPU dysponuje pamięcią masową 4 gigabitów opartą na DRAM. Umożliwia autonomiczną kontrolę całego instrumentu, oraz wykonywanie i sprzęganie obrazów z obu jego komponentów.

System OSIRIS jest efektem współpracy Niemiec, Francji, Włoch, Hiszpanii, Szwecji, Wielkiej Brytanii, oraz USA.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:49 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #11 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:32 »
ROSINA
Spektrometr do analizy jonów i gazu neutralnego orbitera sondy Rosetta jest kombinacją trzech urządzeń: skupiającego magnetycznego spektrometru masowego, spektrometru masowego czasu lotu, oraz monitora dynamiki jonów i gazu neutralnego. Do jego podstawowych celów naukowych należą:
- Określenie pierwiastkowego, izotopowego, oraz cząsteczkowego składu neutralnej i zjonizowanej atmosfery komety.
- Wykonanie pomiarów składu neutralnych i zjonizowanych składników atmosfery komety charakteryzujących się wysoką szybkością.
- Wykonanie badań jednorodnych i niejednorodnych reakcji chemicznych z udziałem jonów i gazów neutralnych.
- Wykonanie globalnych badań składu cząsteczkowego, pierwiastkowego, izotopowego, składu jądra i jego stanu fizycznego, chemicznego i morfologicznego.
- Zidentyfikowanie procesów odpowiedzialnych za powstawanie atmosfery pyłowej i jonosfery komety. Ponadto scharakteryzowanie dynamiki tych elementów w funkcji czasu i odległości heliocentrycznej oraz pozycji względem centrum komety.
- Wykonanie badań początków komet, ich relacji z materią międzygwiazdową, i wynikających z tego implikacji dla początków Układu Słonecznego.
- Zbadanie możliwego odgazowywania planetoid podczas przelotów koło tych ciał, i wyprowadzenie z tego relacji pomiędzy niektórymi planetoidami i kometami, jeśli taka istnieje.

Instrument zbada skład neutralnej i zjonizowanej atmosfery komety, zmierzy temperaturę i szybkość gazu neutralnego i jonów, oraz określi reakcje w których biorą one udział, oraz zmierzy gęstość i ciśnienie gazu, w celu określenia tempa radialnego przepływu gazu.
ROSINA składa się z trzech komponentów. Żaden pojedynczy instrument nie mógł sprostać wszystkim postawionym celom naukowy. Te komponenty to: skupiający magnetyczny spektrometr masowy (Double Focusing Magnetic Mass Spectrometer - DFMS); spektrometr masowy czasu przelotu (Reflectron Time-of-Flight Spectrometer - RTOF), oraz monitor dynamiki jonów i gazu neutralnego (Neutral and Ion Dynamics Monitor - NIDM). Zostały one zainstalowane na górnej powierzchni orbitera, która w trakcie badań komety będzie skierowana w stronę jej jądra. System ten charakteryzuje się: bardzo szerokim zakresem masowym - od 1 u (wodór) do 300 u (cząsteczki organiczne); bardzo wysoką rozdzielczością masową - umożliwiającą odróżnienie CO od N2 oraz 13C od 12CH; bardzo szerokim zasięgiem dynamicznym i wrażliwością przy dużych zmianach w koncentracji jonów i gazu neutralnego oraz ich wypływie w czasie zbliżania się komety do Słońca.

DFMS jest spektrometrem masowym, który posłuży do określania mas atomowych i cząsteczkowych,  a zarazem identyfikowania substancji w zakresie masowym 12 - 100 u. Charakteryzuje się wysokim zasięgiem dynamicznym i dobrą wrażliwością. Komponent ten składa się z dwóch otworów wejściowych (jednego z polem widzenia 20 x 20 stopni, i drugiego z polem widzenia 2 x 2 stopni); kompletu namagnesowanych płytek odchylających; systemu elektrostatycznego; analizatora ze źródłem jonów, oraz detektora masy. Masy jonów będą określane poprzez wykonanie pomiarów stopnia odchylenia toru ich ruchu w polu magnetycznym. Gaz neutralny przed analizą będzie jonizowany. DFMS był hermetycznie zamknięty przed startem w próżniowej obudowie. Został otwarty podczas lotu do komety, w tym czasie uruchomione zostały także analizatory. Region źródła jonów został otworzony poprzez usunięcie pokrywy ochronnej. DFMS może działać w dwóch trybach: pomiarów jonów kometarnych (Ion Mode), oraz pomiarów neutralnego gazu kometarnego (Gas Mode). Przełączanie między trybami wymaga tylko zmian potencjałów w źródle jonów, i zniesienia emisji elektronów, która jest używana do jonizowania gazu. Wszystkie inne operacje są identyczne dla obu trybów.

RTOF składa się z dwóch podobnych, ale niezależnych systemów, z których każdy zwiera źródło jonów oraz detektor. Jeden z nich posłuży do wykonywania badań składu jonów kometarnych, a drugi do takich analiz gazu neutralnego. Urządzenie składa się ze źródeł jonów, optyki jonowej, reflektronu, i detektorów. Neutralny gaz wchodzący do instrumentu przez wlot gazów jest jonizowany i gromadzony, a następnie wysyłany przez optykę jonową za pomocą płytek odchylających do reflektronu, który skupia jony na dwóch oddzielnych detektorach. Każdy z nich składa się z anody, płyty z mikrokanałami (Micro-Channel Plate - MCP) i siatki. Ponieważ jony są wyrzucane ze źródła jonów z jednakową energią, różnice w czasie ich przelotu przez instrument umożliwiają wyznaczenie ich mas. Jony wchodzące do urządzenia przez wlot gazu są przyspieszane przez optykę jonową, i kierowane do tego samego reflektronu co zjonizowany gaz neutralny. Są także skupiane na tych samych detektorach, a pomiar ich masy odbywa się na tej samej zasadzie. Jedno ze źródeł jonów jest zoptymalizowane do pomiarów gazu neutralnego, który jest jonizowany przez uderzenia elektronów (tryb gazu - Gas Mode), a drugie do bezpośrednich pomiarów jonów kometarnych (tryb jonów - Ion Mode). Komponent RTOF może wykonywać pomiary w zakresie masowym do 1 do ponad 300. Urządzenie to charakteryzuje się niezwykle wysoką rozdzielczością masową i rozdzielczością czasową. Elektronika RTOF generuje różne poziomy napięcia dla komponentów urządzenia, wykonywania pomiarów i pozyskiwania danych o jego funkcjonowaniu, kontroluje silnik zwijający osłonę chroniącą źródła jonów i detektory MCP (podczas prac naziemnych, w czasie startu, oraz przed gazem z silników podczas manewrów statku kosmicznego), i mierzy dokładnie czas lotu jonów. Aby osiągnąć bardzo wysoką rozdzielczość masową pomiary różnic czasu pomiędzy wygenerowaniem jonów a ich zatrzymaniem muszą być bardzo dokładne. Elektronika ROSINA pozwala na rozdzielczość czasową 550 ps.

Monitor dynamiki jonów i gazu neutralnego NIDM składa się z dwóch sensorów ciśnienia gazu kometarnego (Comet Pressure Sensors - COPS) zaprojektowanych do wykonania pomiarów szybkości neutralnych i zjonizowanych gazów kometarnych w zakresie szybkości od 0.5 do 4 machów, oraz temperatur tych gazów w zakresie 50 - 500 K. Całkowita gęstość (ciśnienie) jest mierzona z zastosowaniem techniki Bayarda - Alperta. Pomiary ciśnienia ulepszą istniejące modele wewnętrznej komy, a także pozwolą na ochronę innych instrumentów Rosetty. Jeśli ciśnienie będzie podnosić się ponad poziom wymagany dla prawidłowego działania innych instrumentów (np podczas niskich przelotów nad powierzchnią jądra) będą one wyłączane.

Instrument ROSINA powstał przy współpracy Szwajcarii, Francji, Belgii, USA, oraz Niemiec.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:49 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #12 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:33 »
VIRITIS
Spektrometr obrazujący zakresu widzialnego i podczerwonego (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer - VIRTIS) jest urządzeniem do badań spektrometrycznych jądra kometarnego. Do jego podstawowych celów naukowych należą: wykonanie badań jądra kometarnego i jego środowiska w podczerwieni; określenie składu stałych materiałów powierzchniowych; określenie składu substancji lotnych; określenie temperatury powierzchni jądra; oraz określenie warunków fizycznych w komie wewnętrznej. Do dodatkowych celów należą:   zebranie pomocniczych danych podczas selekcji miejsca lądowania lądownika Philae; dostarczenie danych uzupełniających pomiary innych instrumentów; oraz wykonanie badań planetoid podczas przelotu koło tych ciał.
Instrument VIRTIS składa się z dwóch podsystemów optycznych: podsystemu mapującego (VIRITIS Mapping Subsystem - VIRTIS-M), dostarczającego obrazów o wysokiej rozdzielczości przestrzennej i niewielkiej rozdzielczości widmowej w zakresie widzialnym i podczerwonym w przedziale długości fal 0.25 - 5 mikrometrów; oraz  podsystemu wysokiej rozdzielczość (VIRITIS High-Resolution Subsystem - VIRTIS-H), dostarczającego wyłącznie dane widmowe wysokiej rozdzielczości w zakresie 2 - 5 mikrometrów.

VIRTIS jest zainstalowany na płycie podstawowej instrumentu. Ogólnie dzieli się na cztery podsystemy: główny moduł elektroniki (Main Electronics Module), zasilacza (Power Supply); dwa dodatkowych modły elektroniki, po jednym dla każdego podsystemu  (Proximity Electronics Modules); dwa moduły optyki (Optics Modules) zawierający detektory i systemy optyczne zamknięte w chłodzonej obudowie; oraz dwie chłodziarki cykliczne  (Cycle Cryocoolers) po jednej dla każdego systemu. Chłodziarki zostały umieszczone w części instrumenty przymocowanego do powierzchni statku kosmicznego i są odizolowane od obudowy  z detektorami. Służą do utrzymywania detektorów  w temperaturze około 130 K, oraz rozpraszania ciepła produkowane przez statek. Obudowa z detektorami jest połączona z płytą podstawowa za pomocą 8 prętów wykonanych  z tytanu. Zarówno VIRTIS-M jak i  VIRTIS-H mają pokrycia ochronne, które chronią je przed zanieczyszczeniami i stanowią wewnętrzne źródło kalibracyjne.

Podsystem VIRTIS-M jest spektrometrem obrazującym. Jego głównym celem jest wykonywanie obserwacji jądra. W skład systemu optycznego wchodzi teleskop Shafera, (odwrócony teleskop Burcha). Otwór wejściowy ma średnicę 50 mm. Teleskop jest połączony przez szczelinę wejściową ze spektrometrem z siatką dyfrakcyjną. Główne zwierciadło jest zwierciadłem skanującym, obarczanym przez silnik. Spektrometr składa się ze zwierciadła zbierającego, oraz sferycznej wypukłej siatki dyfrakcyjnej. Oba te elementy są wykonane ze szkła optycznego. Spektrometr jest wyposażony w dwa detektory. Pierwszym jest detektor CCD o wymiarach 256 x 388 pikseli, służący do wykonywania obrazów w zakresie 0.25 - 1.05 mikrometrów (zakres widzialny). Drugim jest detektor w postaci powierzchni czułej na podczerwień w płaszczyźnie ogniskowej (Infrared Focal Plane Array - IRFPA) wykonanej z HgCdTe o wymiarach 256 x 412 pikseli, obrazujący w zakresie 1 - 5 mikrometrów (podczerwień). Ten ostatni jest umieszczony w płaszczyźnie ogniskowej systemu optycznego, i schłodzony do temperatury 70 K przez chłodziarkę. Zimny koniec układu chłodzącego jest połączony z  IRPA przez miedziany uchwyt.  Detektor CCD jest obsługiwany w temperaturze 155 K, i jest umieszczony bezpośrednio na spektrometrze. Stosunek ogniskowej F/# dla detektora optycznego wynosi 5.8, a dla detektora podczerwonego - 3.2.

Podsystem VIRTIS-H jest wysokorozdzielczym spektrometrem podczerwieni Echelle. Jego głównym celem jest wykonywanie obserwacji emisji gazu w komie z wysoką rozdzielczością widmową, a także wykonywanie obserwacji jądra. W pierwszym wypadku nacisk zostanie położony głównie na linie emisyjne wody i tlenku węgla przy 3 mikrometrach. Obserwacje jądra obejmą obserwacje emisji PAH oraz alkoholu metylowego (jeśli będzie obecny). Urządzenie pracuje w całkowitym zakresie widmowym 2 - 5 mikrometrów (podczerwień). Otwór wejściowy ma średnicę 36 mm. Światło wchodzące do urządzenia jest kierowane do dwóch głównych zwierciadeł parabolicznych, następnie jest kolimowane przez inne zwierciadło paraboliczne, przed wejściem do rozpraszającego poprzecznie pryzmatu wykonanego z fluorku litu. Po wyjściu z pryzmatu światło pada na płaską siatkę dyfrakcyjną, która rozprasza światło w kierunku prostopadłym do kierunku rozpraszania pryzmatu, i służy do uzyskiwania spektrogramów. Siatka dyfrakcyjna o niskiej gęstości bruzd pozwala na osiągnięcie bardzo wysokiej rozdzielczości spektralnej. Detektor jest powierzchnią IRPA wykonaną z  HgCdTe i ma wymiary 240 x 640 pikseli. Jest chłodzony za pomocą chłodziarki. Jest umieszczony w płaszczyźnie ogniskowej układu optycznego.  Stosunek osikowej tego systemu optycznego wynosi  F/1.67.

Instrument VIRITIS jest efektem współpracy Włoch, Niemiec, Francji, Polski, oraz USA.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:50 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #13 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:34 »
ICA
Analizator składu jonów (Ion Composition Analyser - ICA) został zaprojektowany w celu określenia kierunku i energii wiatru słonecznego oraz jonów kometarnych, przy różnych ich rodzajach poprzez mierzenie stosunku ich ładunku do masy. ICA jest jednym z 5 instrumentów wchodzących w skład systemu do badań plazmy sondy Rosetta (Rosetta Plasma Consortium - RPC). Poza nim w skład tego zestawu wchodzą: próbnik Langumira (Langmuir Probe - LAP); sensor jonów i elektronów (Ion and Electron Sensor - IES); magnetometr transduktorowy (Fluxgate Magnetometer - MAG), oraz próbnik impedancji (Mutual Impedance Probe - MIP). Do podstawowych celów naukowych systemu RPC należą:
- Badania struktury komy wewnętrznej - jej dynamiki, termodynamiki, fal szokowych i aeronomii poprzez obserwacje cząstek naładowanych łącznie z danymi na temat środowiska pyłowego wewnętrznej komy.
- Badania rozwoju aktywności kometarnej podczas zbliżania się jądra do Słońca, w tym procesu formowania się warkocza plazmowego.
- Badania oddziaływań materii kometarnej z wiatrem słonecznym w tym mikro i makroskalowych struktur w obszarze oddziaływania materii kometarnej z wiatrem słonecznym.
- Określenie właściwości fizycznych jądra i jego powierzchni, w tym elektrycznych właściwości skorupy, jej szczątkowego magnetyzmu, oraz zmian powierzchni powodowanych przez wiatr słoneczny. Ponadto Wczesne wykrycie aktywności kometarnej.
- Badania oddziaływań planetoid z wiatrem słonecznym podczas dwóch przelotów koło tych ciał.

Pomiary systemu RPC pozwolą na dokładniejsze zrozumienie procesów łączących pył, gaz i plazmę, oraz procesów związanych z oddziaływaniem z wiatrem słonecznym. RPC ma także doskonałe zdolności dla szczegółowych badań fizyki oddziaływań planetoid z wiatrem słonecznym, a także pozwoli na pomiary przewodnictwa elektrycznego i magnetycznego planetoid.
ICA składa się z elektrostatycznego systemu określającego kąt wejścia jonów do instrumentu (Electrostatic Entrance Angle Aystem); elektrostatycznego analizatora cylindrycznego (Electrostatic Tophat Analyzer); oraz z cylindrycznego analizatora pędu (Cylindrical Momentum Analyzer).

Analizator elektrostatyczny jest analizatorem toroidalnym, i ma pole widzenia 360 stopni. Analizator pędu jest analizatorem stosunku masa/ładunek, mierzącym szybkość cząstek dzięki pomiarom czasu ich przelotu przez sensor. Jego konstrukcja bazuje na magnesie stałym. Cząstki są wykrywane przez dużą płytę z mikrokanałami (Micr-Channel Plate - MCP), i dwuwymiarową powierzchnię anod. Instrument ICA dostarczy danych na temat azymutu toru lotu jonów, oraz stosunku masa/ładunek. Może mierzyć kąty w 16 zakresach i masy cząstek w 32 zakresach. Zakres masowy wynosi 1 – 10^12 u, co umożliwi uwzględnienie w pomiarach naładowanych elektrycznie cząstek pyłu o wielkości poniżej mikrona. Rozdzielczość masowa wystarcza, aby rozróżnić główne rodzaje cząstek, takie jak protony, hel, tlen, jony molekularne, oraz jony ciężkie pochodzące z pyłu. Stosunek masa/ładunek będzie mierzony w rozdzielczości 7% w zakresie 1 eV/q - 40 eV/q. Dane na temat rozmieszczenia jonów w 2 wymiarach są jednorazowo otrzymywane w  4 s, w trzech wymiarach w 64 s.

Instrument jest kontrolowany przez układ sprzęgający pomiary plazmy (Plasma Interface Unit - PIU) - wspólny interfejs statku kosmicznego i wszystkich instrumentów RPC. Dostarcza wspólnej ścieżki dla transmisji danych naukowych i informacji na temat funkcjonowania instrumentów na Ziemię, oraz dla przyjmowania i przetwarzania rozkazów z Ziemi. PIU przejmuje także moc elektryczną ze statku kosmicznego, i przekształca ją na potrzeby poszczególnych instrumentów RPC. Wykonuje także częściowe pokładowe przetwarzanie danych z sensora instrumentu MAG, który nie może przetwarzać produkowanych przez siebie danych.

System RPC jest efektem współpracy Francji, Szwecji, Wielkiej Brytanii, USA, Węgier, Niemiec, oraz państw ESA.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:50 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:34 »
IES
Sensor jonów i elektronów (Ion and Electron Sensor - IES) jest analizatorem elektrostatycznym zaprojektowanym do wykonania równoczesnych pomiarów gęstości jonów i elektronów w wietrze słonecznym i plazmie kometarnej.

IES składa się z dwóch analizatorów elektrostatycznych: analizatora elektronów (Electron Analyzer) ustawionego na szczycie analizatora jonów (Ion Analyzer). Oba analizatory współdzielą jeden otwór wejściowy. Elektrostatyczne odchylanie kątów pod którymi cząstki chodzą do instrumentu pozwala na uzyskanie pola widzenia 90 x 360 stopni. Optyka magnetyczna kierująca cząstkami naładowanymi jest oparta na geometrii toroidalnej. IES umożliwia wykonywanie pomiarów rozkładu jonów i elektronów w zakresie 3 eV/e - 30 keV/e, z rozdzielczością 4%. Rozdzielczość kątowa dla elektronów wynosi 5 x 22.5 stopnia, dla jonów kometarnych 5 x 45 stopni, a dla jonów wiatru słonecznego 5 x 5 stopnia. Dane na temat rozmieszczenia cząstek w 3 wymiarach są uzyskiwane jednorazowo w  65.5 s.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 20, 2010, 00:51 wysłana przez Scorus »

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Rosetta (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Lipiec 20, 2010, 00:34 »