Akatsuki / Venus Climate Orbiter - VCO (kompendium)

[Scorus]

WPROWADZENIE
Venus Climate Orbiter (VCO, PLANET-C) jest przygotowywaną japońską (JAXA) sonda przeznaczoną do badań atmosfery Wenus. Będzie to pierwsza japońska misja do Wenus. Pojazd wejdzie na orbitę wokół tej planety. Do podstawowych celów naukowych misji należą: wykonanie badań dynamiki atmosfery, zwłaszcza superrotacji jej górnych warstw w dużej skali (rotacji atmosfery z szybkością znacznie wyższą od szybkości rotacji planety); zmierzenie temperatury atmosfery i jej dynamicznych zmian; wykonanie poszukiwań aktywności wulkanicznej; oraz wykonanie poszukiwań wyładowań atmosferycznych. Sonda ta będzie pierwszym orbiterem innej planety przeznaczonym prawie wyłącznie do obserwacji meteorologicznych (nie licząc Mars Climate Orbiter).

Stosunek do innych misji
Pomimo wielu wcześniejszych misji wiele zagadnień dotyczących atmosfery Wenus pozostaje niejasnych. VCO pozwoli na szczegółowe badania atmosfery, a dodatkowo również powierzchni planety w pewnym stopniu. W czasie lotu do Wenus wykona obserwacje światła zodiakalnego. Misja jest nastawiona na szczegółowe badania atmosfery za pomocą obrazowania mulispektralnego, co uzupełni wyniki badań Venus Express skoncentrowanego na całościowych badaniach środowiska planety. Główną różnicą w stosunku do Venus Express jest zdolność do globalnego, ciągłego obrazowania atmosfery i powierzchni z orbity równikowej. Misja Venus Express kładzie nacisk na spektroskopię z orbity polarnej, chociaż VMC pozwala na obrazowanie globalne półkuli południowej, a VIRITS ma zdolność do mapowania tarczy w trybie tworzenia mozaik. Różne podejścia obu misji znacznie się nawzajem uzupełniają w wielu dziedzinach badań. Informacje o pionowym rozkładzie chmur i związków chemicznych występujących w małych stężeniach zbierane przez Venus Express są istotne dla interpretacji obrazów z VCO. VCO może zebrać takie informacje tylko w niewielkim stopniu, chociaż obrazowanie multispktralne pozwala na badania kilku poziomów atmosfery. Profile pionowe wykonywane przez instrumenty SPICAV i VIRITIS sondy Venus Express (mógł je uzyskiwać również PWS, który uległ awarii) będą miały kluczowe znaczenie dla badań za pomocą VCO. Dzięki odpowiedniej orbicie kamery VCO będą obrazować obie półkule z naciskiem na szerokości geograficzne małe i średnie. VMC i VIRITS dostarczają natomiast globalnych obrazów półkuli południowej w regionie szerokości dużych. Dzięki temu VCO pozwoli na wykrywanie fal symetrycznych lub asymetrycznych w skali globalnej. Venus Express natomiast pozwala na badania wiru polarnego i dipolu polanego. Metoda obrazowania powierzchni w oknach podczerwoni w misjach VCO i Venus Express jest nieznacznie różna  Kamera IR1 VCO pozwoli na mapowanie powierzchni globalnie i ciągle razem z przyległymi chmurami w zakresie 1.01 mikrona. Dzięki ciągłemu obrazowaniu cechy powierzchni będą mogły zostać łatwo oddzielone od przemieszczających się i zmieniających kształty chmur. Venus Express posiada natomiast więcej kanałów pozwalających na obrazowanie powierzchni, i tym samym dostarcza informacji spektralnych o właściwościach materiału powierzchniowego. Porycie powierzchni w zależności od długości geograficznej różni się pomiędzy oboma misjami podobnie jak obserwacje atmosfery. Długoletnie obserwacje prowadzone przez  Venus Express w połączeniu z dalszymi danymi z VCO pozwolą na wykrycie zmian w atmosferze w skali kilku lat lub więcej. Ich występowanie sugeruje śledzenie chmur wykonane podczas misji Pioneer Venus Orbiter, jak również przez zmiany zawartości SO2 ponad chmurami. Obserwacje wspólne dla tych misji obejmują badania w zakresie UV i śledzenie chmur na półkuli południowej, obserwacje rozkładu niższych chmur, oraz profile temperatur i zawartości H2SO4 uzyskiwane dzięki eksperymentowi radiowemu. Ponadto długoterminowy monitoring jest korzystny dla poszukiwań wulkanizmu.

Badania superrotacji
Podstawowym wzorem cyrkulacji atmosferycznej Wenus jest strefowa superrotacja wsteczna. Szybkości wiatrów rosną wraz z wysokością i osiągają szybkość około 1 100 m/s blisko szczytów chmur (na wysokości około 65 kilometrów ponad powierzchnią), chociaż planeta obraca się bardzo powoli, z okresem 243 dni ziemskich, co odpowiada szybkości rotacji na równiku 1.6 m/s. Do tej pory zostały zaproponowane różne mechanizmy wyjaśniające superrotację. Zakładają one wkład cyrkulacji południowej i wielkoskalonych wirów transportujących moment kątowy, pływy cieplne osiągające maksimum w warstwie chmur i propagujące pionowo, a także fale wywoływane przez pole grawitacyjne lub Kelwina osiągające maksimum w dolnej atmosferze i propagują w górę. Wykryto pewną ilość wirów, takich jak 4-dniowa fala równikowa i 5-dniowa fala w średnich szerokościach. Są one widoczne w postaci zmian albedo chmur. W strukturze temperatur ponad chmurami znaleziono też pływy cieplne, a próbniki balonowe Wega pozwoliły na wykrycie fal wywoływanych przez pole grawitacyjne. Jednak niedostateczne informacje o strukturze trójwymiarowej wirów nie pozwalają na zadowalające wyjaśnienie ich pochodzenia i ocenę transferu momentu kątowego w głębokich warstwach atmosfery. Oceny momentu kątowego w obrębie wirów wykonane na podstawie ruchów chmur wykazały zmniejszenie szybkości ruchów atmosfery równikowej i przyspieszanie atmosfery biegunowej. Wynik taki mógł być jednak wywołany bakiem pomiarów wektorów wiatru na nocnej stronie planety i niewystarczającej częstości próbkowania. Struktura cyrkulacji południowej jest wysoce niejasna. Identyfikacja mechanizmów odpowiadających za superrotację wymaga bardziej szczegółowych informacji o falach atmosferycznych i cyrkulacji południowej pod i nad warstwą chmur w szerokim zakresie długości geograficznych.

Badania cyrkulacji atmosferycznej
Cyrkulacja południowa jest ważnym elementem nie tylko transferu pędu w warunkach superrotacji, ale także ma znaczenie dla bilansu cieplnego i cyklu chemicznego atmosfery. Do tej port na podstawie danych z sond Pioneer Vernus 2 proponowano model komórek cyrkulacyjnych ustawionych pionowo jedna nad drugą. Jednak aktualne symulacje numeryczne wskazują występowanie jednej komórki na każdej półkuli. Na drodze śledzenia ruchów chmur po dziennej stronie planety wykryto silny ruch gazu w kierunku biegunów. Jednak wzór cyrkulacji jest niepewny z powodu braku danych po stronie nocnej i niedostatecznych pomiarów pod szczytami chmur. Cyrkulacja południkowa w szczytach chmur mogłaby dostarczać moment kątowy do regionów polarnych, i w ten sposób podtrzymywać wiry biegunowe oraz wywoływać dipol polarny poprzez wywoływanie pewnych niestałości. Dipol polarny jest charakterystyczną cechą w regionie polarnym i może odgrywać kluczową rolę w bilansie pędu środowej części atmosfery i wymianie gazu w obrębie warstwy chmur. W termosferze natomiast rolę cyrkulacji południowej może ogrywać krążenie między półkulą oświetloną i nieoświetloną. Prawdopodobnie w formowaniu struktury cyrkulacji odgrywają tu role fale wywoływane przez pole grawitacyjne. Badania cyrkulacji termosferycznej pozwolą na stwierdzenie, dlaczego cyrkulacja strefowa dominuje na tak wolno obracającej się planecie.

[Scorus]

Badania chemizmu atmosfery
Bilans cieplny i cykl chemiczny atmosfery pozostają w ścisłym związku z warstwą chmur H2SO4-H2O na wysokości 45 - 65 kilometrów. Sądzi się, że H2SO4 może zostać wyprodukowany fotochemicznie blisko szczytów chmur poprzez utlenianie SO2, ponieważ chmury mają zasadnicze cechy aerozoli fotochemicznych. Z drugiej strony musi istnieć silny związek pomiędzy chmurami i ruchami atmosfery w dolnej części powłoki chmur. W warstwie tej stabilność statyczna jest niewielka i występuje szybka kondensacja oraz parowanie kropelek budujących chmury podczas ruchów konwekcyjnych. Badania teledetekcyjne rozkładu przestrzennego i właściwości mikrofizycznych chmur w połączeniu z innymi obserwacjami meteorologicznymi dostarczą informacji na temat tych zjawisk w warstwie chmur. Ponadto obserwacje pozwolą na wyjaśnienie pochodzenia słabo poznanych struktur widocznych w ultrafiolecie, takich jak wielkoskalowa struktura komórkowa i pasy równikowe.

Poszukiwania błyskawic
Wyładowania atmosferyczne mogą być ściśle związane z formowaniem chmur i mogą być wskaźnikiem silnej aktywności konwekcyjnej. Występowanie wyładowań w atmosferze Wenus sugerują liczne obserwacje, jednak nadal stanowią one przedmiot dyskusji, ponieważ standardowy model wyładowań wymaga drobin lodu wodnego, które nie mogą powstać na Wenus. Występowanie dużych cząstek stałych o nieznanym składzie sugerują dane z misji Pioneer Venus. Mogłyby one odrywać rolę cząstek lodu. Jednak w celu potwierdzenia występowania błyskawic i określenie rozkładu wytwarzających je chmur potrzebne jest zastosowanie nowych technik obserwacyjnych.

Badania związków z powierzchnią
Skład atmosfery Wenus może być kontrolowany przez substancje związane z powierzchnią. Obszary o niskiej emisyjności w obrębie wyżyn zaobserwowane radiowo w zakresie fal wytwarzanych przez zależne do temperatury reakcje termodynamiczne między składnikami atmosfery a minerałami na powierzchni mogą być odpowiedzialne za powszechność występowania SO2. Związek ten kontroluje albedo chmur i tym samym zmienia temperaturę powierzchni stabilizując klimat Wenus. Jednak natura minerałów powierzchniowych i powyższe reakcje są wysoce kontrowersyjne. W celu poznania cyklu siarki w środowisku Wenus konieczne jest zbadanie aktualnego stanu wulkanizmu. Jest to też istotne dla badań klimatu i struktury wewnętrznej planety.

Obserwacje światła zodiakalnego
Obserwacje światła zodiakalnego, wytwarzanego przez chmury pyłu międzyplanetarnego (Interplanetary Dust - IPD) będą ważnym zadaniem podczas lotu międzyplanetarnego. Dużym problemem dotyczącym chmur IPD jest ich pochodzenie, ponieważ czas życia cząstek pyłu jest znacząco krótszy od weku Układu Słonecznego. IPD mogą być badane kilkoma metodami, a obrazowanie jest  bardzo efektywną metodą badań ich pochodzenia, ponieważ morfologia chmur pyłu zależy od ich źródła. Początkowe obserwacje światła zodiakalnego w zakresie emisji widzialnej prowadzone z Ziemi charakteryzowały się niska rozdzielczością przestrzenną i niepewnościami w kalibrowaniu. Obecne mapy rozkładu światła zodiakalnego na całym niebie w zakresie emisji widzialnej osiągnęły dokładność lepszą od 10% i rozdzielczość kątową 2' dzięki projektowi WIZARD. Satelita IRAS zmienił postrzeganie obłoków IPD jako jednorodnych dzięki wykryciu licznych skupisk pyłu pochodzącego z planetoid, kilku smug pyłu kometarnego, oraz pierścienia złożonego ze skupisk pyłu. Satelita ten znacznie poprawił dokładność i rozdzielczość obserwacji światła zodiakalnego. Satelita COBE również wykonał przegląd całego nieba z dużo dokładniejszą kalibracją. Jednym z  jego najważniejszych rezultatów w dziedzinie badań IPD było potwierdzenie rezonansowych ruchów pierścienia pyłu.

[Scorus]

KONSTRUKCJA
Sonda Venus Climate Orbiter ma kształt prostopadłościanu. Masa statku bez paliwa wynosi 320 kilogramów. Masa paliwa wynosi równierz 320 kilogramów. Masa instrumentów naukowych wynosi 34 kg. Korpus pojazdu ma kształt prostopadłościanu o wymiarach 1.6 x 1.6 x 1.25 metra.

Energii elektrycznej (na poziomie 1200 W na orbicie Wenus) dostarczają dwa skrzydła fotoogniw słonecznych, zainstalowane symetrycznie po przeciwnych stronach pojazdu (na ścianach +Y i -Y). Skrzydła mają zdolność obracania się za Słońcem. Posiadają jeden stopień swobody, mogą obracać się w kierunku północy i południa. Pozwala na to na utrzymywanie ich w świetle w słonecznym nienależnie od orientacji korpusu sondy. W czasie startu panele będą złożone po boku statku, i zostaną rozłożone po wejściu na orbitę. Wyprodukowana energia może być zużywana na bieżąco, a także ładuje baterie chemiczne które będą wykorzystywane w czasie gdy statek będzie znajdować się w cieniu Wenus, i nie będzie otrzymywać promieniowania słonecznego, lub w czasie gdy panele słoneczne będą znajdować się daleko od Słońca.

Podsystem napędowy składa się z silnika głównego służącego do wejścia na orbitę Wenus, oraz z mniejszych silniczków kontroli orientacji, które służą do zmian orientacji przestrzennej pojazdu. Zbiornik paliwa, oraz zbiornik gazu używanego do podwyższania ciśnienia paliwa zostały umieszczone w cylindrze wewnątrz statku. Silnik główny znajduje się na ścianie -X statku. Jego dysza ma długość 0.45 metra. Silnik ten charakteryzuje się ciągiem 500 N. Używał paliwa dwuskładnikowego (hydrazyny i czterotlenku azotu). W skład układu napędowego wchodzą także silniczki kontroli orientacji. Statek został wyposażony w 12 takich silników, używających paliwa jednoskładnikowego (hydrazyny). Osiem z nich charakteryzuje się ciągiem 23N, a 4 - ciągiem 3N.

Pojazd jest stabilizowany trójosiowo. W skład sensorów nawigacyjnych wchodzą sensory Słońca, szperacze gwiazd, oraz bezwładnościowe jednostki odniesienia. W skład urządzeń sterujących wchodzą: silniki kontroli orientacji, oraz koła reakcyjne. Dwa z kół reakcyjnych charakteryzują się zdolnością pędu 20 Nms, a dwa - 4 Nms.

W skład podsystemu kontroli temperatury wchodzą: radiatory, wielowarstwowa izolacja, oraz grzejniki. Wypromieniowywanie ciepła odbywa się głównie poprzez powierzchnie na których zainstalowano panele słoneczne. Na orbicie Wenus będą one zawsze zwrócone na północ i południe.

Podsystem komunikacji radiowej składa się z anteny wysokiego zysku (High-Gain Antenna - HGA), anteny średniego zysku (Medium-Gain Antenna - MGA), anteny niskiego zysku (Low-Gain Antennas - LGA), a także wzmacniaczy oraz transponderów. Antena wysokiego zysku została umieszczona na ścianie +X. Ma średnicę 1.6 metra, nie będzie mogła być obracana w stronę Ziemi. Podczas sesji łączności będzie zwrócona na Ziemię dzięki odpowiedniej orientacji przestrzennej sondy. Transponder pasma X (8 GHz) charakteryzuje się mocą 20 W. Dla większości danych telemetrycznych używa anteny wysokiego zysku. Ponadto sonda może używać dwóch anten średniego zysku umieszczonych w rogach statku kosmicznego do transmisji danych na temat funkcjonowania statku kosmicznego w łączu sonda - Ziemia gdy antena wysokiego zysku nie będzie skierowana w stronę Ziemi. Sonda dysponuje także dwoma antenami niskiego zysku dla przyjmowania rozkazów w łączu Ziemia - sonda. Szybkość telemetrii wyniesie 4 kbps w odległości 1.5 AU, 8 kbps w odległości 1.1 AU, 16 kbps w odległości 0.7 AU i 32 kbps w odległości 0.5 AU od Ziemi.

WYPOSAŻENIE
W skład aparatury naukowej sondy wchodzą: kamera podczerwieni 1 (Infrafed Camera 1 - IR1); kamera podczerwieni 2 (Infrafed Camera 2 - IR2); kamera do obrazowania błyskawic i poświaty nieba (Lightning and Airglow Camera - LAC); kamera podczerwieni fal długich (Longwave Infrared Camera - LIR); oraz system do obrazowania w ultrafiolecie (Ultraviolet Imager - UVI). Sonda wykona też eksperyment radiowy (Radio Science Experiment - RS).

Za kontrolę wszystkich 5 kamer i ich elektroniczne połączenie ze statkiem kosmicznym opowiada jednostka elektroniki sensorów (Sensor Digital Electronics Unit - DE). Ma ona masę 4.6 kilogramów i pobiera 20W mocy. W tej samej obudowie zainstalowano też rejestrator danych o pojemności 512 megabitów. Na początku nominalnej sekwencji obserwacji, powtarzanej co 2 godziny system obróbki danych (Data Handling Unit) będący głównym kontrolerem sondy wywołuje DE. System ten następnie wprowadza w życie instrukcje kolejnych obserwacji, obejmujące kolejność działania poszczególnych kamer, ustawienia koła filtrów, czasu ekspozycji i szybkości transmisji danych. DE jest też odpowiedzialny za odbieranie surowych danych z kamer, przetwarzanie danych i ich kompresowanie, oraz formatowanie danych do transmisji na Ziemię. Obróbka danych na pokładzie obejmuje odjęcie sygnału tła produkowanego przez nieoświetlony detektor, oraz usuwanie fragmentów obrazów nie obejmujących planety. Ilość danych która może być przesłana na Ziemię jest ograniczony przez czas trwania połączenia sonda - Ziemia (około 6 - 7 godzin na dzień), oraz szybkość transmisji (4 - 32 kpbs). W celu zmniejszenia ilości danych możliwe jest odwoływanie części okazji do obrazowania za pomocą określonych filtrów lub kamer, powiększenie odstępów między obserwacjami do 4 godzin lub więcej, dzielenie danych na pakiety, łączenie sąsiednich pikseli, oraz kompresowanie danych. Określanie wektorów wiatrów na różnych wysokościach w atmosferze wymaga obrazów o wysokiej jakości. Z tego powodu do kompresji obrazów zastosowano bezstratną technikę JPEG2000. Jednak w okresie niskiej szybkości telemetrii (4 kbps) w odległości ponad 2.2 AU od Ziemi możliwe jest zastosowanie kompresji stratnej.

[Scorus]

IR1
Kamera podczerwieni 1 przeznaczona jest do obrazowania atmosfery w zakresie promieniowana około 1 mikrona. Pozwala na badania najgłębszej części atmosfery, sięgającej prawie do powierzchni. Do jej podstawowych celów naukowych zaliczają się: badania właściwości chmur; badania rozmieszczenia pary wodnej w powłoce chmur; poszukiwania możliwej aktywności wulkanicznej; oraz badania emisyjności powierzchni. Po nocnej stronie planety kamera może obserwować chmury oświetlone światłem słonecznym. Chociaż w okolicach 1 mikrona tracza planety wydaje się pozbawiona szczegółów, uważa się, że w niskiej atmosferze będzie można zaobserwować małe cechy o kontraście około 3%. Ich śledzie pozowoli na badania wiatrów w niskiej części atmosfery w obrębie całej półkuli. Wektory wiatrów zostaną oszacowane z dokładnością kilku m/s. Po nocnej stronie planety kamera pozwoli na rejestrowanie promieniowania podczerwonego głównie z powierzchni i w małym stopniu z atmosfery. Oszacowanie zwartości wody pod chmurami będzie możliwe dzięki obrazowaniu przy długości fali 0.97 mikrona. Zakres ten jest pochłaniany przez parę wodną. Porównanie jasności przy tej długości fali z innymi zakresami pozwala na oszacowanie zawartości wody. Badania materiału powierzchniowego i poszukiwania gorącej lawy będą możliwe dzięki obrazowaniu przy długościach fal 0.90 i 1.01 mikrona. W tym celu zostanie wykorzystana zależność stosunku jasności przy 0.90 mikrona do 1.01 mikrona od temperatury. W tym regionie długości fal sama jasność jest też wysoce zależna od temperatury.

Kamera ma masę bez elektroniki 2.3 kg. Masa elektroniki wynosi 3.7 kg, a pobór mocy - 9.4 W. W kład kamery wchodzi system przegród (Baffling System); koło filtrowe (Filter Wheel); system optyczny (Optical System); oraz system detektora (Detector Assembly).

System przegród chroni przed zabłąkanym światłem. Koło filtrowe pozwala na obrazowanie przy długościach fal 0.90, 0.97 i 1.01 mikrona. W skład zestawu filtrów wchodzi jeden filtr 1.01 mikrona (szerokość pasma 0.04 mikrona), jeden filtr 0.97 mikrona (szerokość pasma 0.04 mikrona), oraz 3 filtry 0.90 mikrona. Jeden z filtrów 0.90 mikrona charakteryzuje się niską transmisją i służy do obrazowania dziennej strony planety. Szerokość pasma wynosi tu 0.01 mikrona. Drugi filtr 0.90 mikrona jest używany po stronie nocnej, a szerokość pasma wynosi 0.04 mikrona. Trzeci filtr 0.90 mikrona służy do wykonywania flatfieldów. Szerokość pasma wynosi tu 0.01 mikrona. Pozostałe filtry służą również do obserwacji nocnej strony Wenus. W obserwowanym zakresie atmosfera jest prawie przezroczysta i możliwe jest obserwowanie jej dolnych części. System optyczny charakteryzuje się stosunkiem ogniskowej F/4 i długością ogniskowej  84.2 mm. Skupia on światło na detektorze w postaci Si-CSD (Charge Sweeping Device)/CCD o wymiarach 1040 x 1040 pikseli. Rozstaw pikseli detektora wynosi 17 mikronów. Detektor i optyka pozwalają na osiągnięcie efektywnego pola widzenia o szerokości 12 stopni. Rozdzielczość przestrzenna wynosi około 16 kilometrów na piksel podczas obserwacji w apocentrum orbity (około 13 promieniu Wenus) i około 6 kilometrów na piksel w odległości 6 promieni Wenus od planety. Detektor jest chłodzony do temperatury 260 K, co pozwala na osiągnięcie stosunku sygnału do szumu rzędu około 300 na dziennej stronie Wenus i około 100 na stronie nocnej. Detektor ma wiele cech podobnych do detektora kamery IR2. Elektronicznie kamery te są prawie identyczne i współdzielą 16-bitowy konwerter A/D.

[Scorus]

IR2
Kamera podczerwieni 2 pozwala na badania zmienności górnych części chmur. Do głównych celów kamery zalicza się: śledzenie ruchów środkowej i dolnej części atmosfery; badanie rozmieszczenia tlenku węgla; oraz badania mikrofizyki chmur. Dodatkowym zadaniem są obserwacje światła zodiakalnego. Kamera pozwala na obserwacje w zakresie długości fal w okolicach 2 mikronów (1.73, 2.26 i 2.32 mikrona). Jest to zakres relatywnie wolny od absorpcji, dzięki czemu pozwala na badania głębszych części atmosfery po nocnej stronie planety. Badania zawartości CO na wysokości 35 - 50 km są możliwe dzięki analizie stosunku jasności w zakresie 2.26 i 2.32 mikrona (okolice 2.32 mikrona zawierają zespół absorpcyjny tlenku węgla). Badania zawartości tlenku węgla pozwolą na badania tworzenia, cyrkulacji i rozkładu tego związku w atmosferze Wenus. Badania rozmieszczenia CO dostarczą dodatkowych informacji na temat krążenia atmosfery, ponieważ CO jest wytwarzany fotochemicznie ponad chmurami a potem transportowany do głębszych części atmosfery (miejsca takie nie zostały jeszcze dobrze zidentyfikowane). Kamera jest wrażliwa na emisję podczerwoną powstająca na wysokości 35 - 50 kilometrów. W celu śledzenia ruchów chmur kamera może wykonywać szybkie serie obrazów w zakresie 2.26 mikrona. Ponieważ uważa się, że nieregularności w atmosferze występują przeważnie na wysokości 50 - 55 kilometrów kamera ta powinna pozwolić na opracowanie map wiatrów w tym regionie. Badania mikrofizyki chmur będą możliwe dzięki badaniu nieprzejrzystości chmur w zakresie 2.26 i 1.73 mikrona wraz z obrazami z IR1 w zakresie 1.01 mikrona i 0.90 mikrona za pomocą kalkulacji transferu promieniowania. Taka analiza pozwoli na zebranie informacji na temat przestrzennych i czasowych zmian w wielkości cząstek budujących chmury i gęstości chmur. Kamera pozwala dodatkowo na obrazowanie w zakresie 2.02 mikrona (pasmo silnej absorpcji CO2) i 1.65 mikrona (linia wodoru). Zakres 2.02 mikrona pozwoli na badania zmian górnej części powłoki chmur jako zmian w odbijalności światła słonecznego. Rozdzielczość pozioma jest tu bardzo znacznie niższa niż w przypadku LIR, ale rozdzielczość pionowa jest bardzo wysoka. Instrument jest również przydatny do obserwacji światła zodiakalnego dzięki odpowiednim cechą optyki i detektora. Ułatwi to również trajektoria lotu sondy.

Kamera IR1 ma całością masę około 9 kilogramów, jest to najcięższy instrument VCO. W kład kamery wchodzi system przegród ; system optyczny; koło filtrowe ; system detektora; oraz system chłodzący (IR2 Cooler).

System przegród chroni przed zabłąkanym światłem. Duża przegra jest korzystna dla obrazowania IPD. Umożliwia obserwacje w bardzo szerokim zakresie kątów fazowych, od 180 do 30 stopni. Dzięki temu możliwe jest obserwowanie wewnętrznej części emisji zodiakalnej, co jest kluczową informacją pozwalającą na obliczenie wkładu komponentu izotropowego do chmur IPD. Komponent izotropowy jest bardzo trudny do oceny, ponieważ jest trudny do odróżnienia od jednorodnego tła światła pozagalaktycznego. Obserwacje wykonane za pomocą eksperymentalnych szperaczy gwiazd sondy Clementine sugerują bogatą populację cząstek pyłu w komponencie izotropowym. Określenie wkładu komponentu izotropowego jest istotne dla badań jego początków, co ma duże znaczenie dla studiów na IPD. Badania komponentu izotropowego ułatwią obserwacje w kierunku wnętrza Układu Słonecznego, ponieważ zwiększa on swoją jasność w kierunku środka układu, a jasność światła pozagalaktycznego jest stała wzdłuż odległości heliocentrycznej. Również trajektoria sondy jest do tego celu korzystna. Sonda dotrze do skupisk pyłu IPD, a jej odległość od Słońca będzie zmieniać się od 1.1 AU do 0.7AU. Kamera będzie miała też dużą szansę na wykrycie struktur rezonansowych wytworzonych w chmurach IPD przez Ziemię i Wenus. Dzięki temu kamera pozwoli na określenie kompletnego przestrzennego rozkładu chmur IPD.

Koło filtrowe posiada 6 pozycji. W 5 pozycjach umieszczono filtry 1.65 mikrona (szerokość pasma 0.03 mikrona, obserwacje światła zodiakalnego podczas lotu międzyplanetarnego), 1.735 mikrona (szerokość pasma 0.04 mikrona, obserwacje strony nocnej), 2.02 mikrona (szerokość pasma 0.04 mikrona, obserwacje strony dziennej), 2.26 mikrona (szerokość pasma 0.06 mikrona, obserwacje strony nocnej), i 2.32 mikrona (szerokość pasma 0.04 mikrona, obserwacje strony nocnej). Pozycja 6 jest czysta i pozwala na wykonywanie obrazów kalibracyjnych. System optyczny skupia światło na płaszczyźnie detektora. W układzie optycznym głównym elementem jest soczewka. Jej system podbierający wymagał zastosowania wyrafinowanych rozwiązań. Soczewka musiała być luźno osadzona w temperaturze pokojowej, w celu umożliwienia skurczenia się zawieranej jej komory po schłodzeniu do temperatury operacyjnej. Soczewka musiała też być przystosowana do silnych wibracji podczas startu, co normalnie wymaga sztywnego osadzenia. Układ podbierający soczewkę składa się z odpowiednich sprężyn umieszczonych w kierunkach radialnych i bocznych.

Optyka instrumentu pozwala na zniesienie tła instrumentalnego i pozostałego zabłąkanego światła, co umożliwia obrazowanie światła zodiakalnego. Projekt instrumentu pozwala na dokładne wyznaczanie instrumentalnego poziomu zerowego, co ma szczególne znacznie dla obserwacji IPD. Szerokie pole widzenia i wysoka rozdzielczość przestrzenna zapewniane przez optykę mają tez duże znaczenie w usuwaniu światła gwiazd podczas obserwacji światła zodiakalnego.

Detektorem jest macierz czuła na podczerwień PtSi IR CSD. Ma on wymiary 1040 x 1040 piksele. Wymiary rzeczywiste detektora wynoszą 17 x 17 milimetrów. Jest on podobny do mniejszych detektorów (512 x 512 pikseli) zastosowanych wcześniej do obserwacji astronomicznych. Detektor ten nie jest wysoce wrażliwy w okolicach 2 mikronów, ale posiada szereg korzystnych cech. Jest bardzo stabilny, niezmienny i trały w środowisku promieniowania około 30 kRad. W obrębie powierzchni detektora o łącznych wymiarach 1040 x 1040 na krawędzi obszaru aktywnych pikseli umieszczony jest szereg pikseli nieczułych. Pozwalają one na wyznaczanie poziomu zerowego. Powierzchnia obszaru wrażliwego wynosi 1024 x 1024 piksele. Dla wyznaczania poziomu zerowego istotne jest również zastosowanie układów FDA (Floating Diffusion Amplifier), pozwalające również na znoszenie interferujących szumów ze statku kosmicznego.

System chłodzący służy do chłodzenia detektora do temperatury 65 K. Jest jednostopniowy. Pobiera 50W mocy. Składa się z kompresora, zimnej głowicy, ochłodzonej końcówki połączonej z detektorem, oraz elektroniki kontrolnej. Chociaż końcówka chłodząca detektor jest do niego bezpośrednio dołączona, ciepło jest usuwane również z soczewki układu optycznego oraz z jej otoczenia. Komponenty te są ochłodzone do temperatury w przybliżeniu 170 K. Łącznie z ochłodzonym filtrem położonym z przodu komory detektora umożliwia to osiągnięcie stosunku sygnału do szumu około 100 podczas obrazowania nocnej strony Wenus. Cała kamera jest tez umieszczona na schłodzonej płycie, co zwiększa wydajność systemu chłodzenia. Jest ona domontowana do statku kosmicznego tak, że kamera jest skierowana wzdłuż linii północ - południe. Zasadnicze komponenty kamery są umieszczone we wnętrzu sondy. System chłodzenia jest natomiast umieszczony po drugiej stronie schłodzonej płyty, czyli jest wystawiony w przestrzeń kosmiczną. Pozwala to na skuteczne usuwanie ciepła.

[Scorus]

LAC
Kamera do obrazowania błyskawic i poświaty nieba pozwala na wykrywanie wyładowań atmosferycznych oraz słabych emisji z atmosfery po nocnej stronie planety, w czasie gdy sonda będzie znajdowała się w cieniu Wenus. Pozwala na rejestrowanie emisji w zakresie widzialny z dolnej część termosfery. Głównym celem naukowym jest wyjaśnienie kontrowersji związanych z wyładowaniami atmosferycznymi na Wenus. Ich istnienie sugerują obserwacje optyczne i radiowe, ale istniejące dowody są często nieścisłe lub rozbieżne. Sonda Pioneer Venus Orbiter zaobserwowała  fale plazmowe interpretowane jako skutek wyładowań, ale całkowity czas obserwacji był mniejszy od 100 sekund. Mogły one być wytworzone również przez  niestabilności plazmy. Obrazowanie tarczy Wenus za pomocą teleskopu należącego do University of Arizona pozwoliło na wykrycie kilku błysków blisko krawędzi nocnej traczy planety. Szybkość tych zdarzeń jest jednak mała i mogły one być efektem instrumentalnym.

Obserwacje wyładowań dostarczą informacji na temat mechanizmu powstawania ładunku elektrycznego w chmurach, mechanizmu separacji ładunków, fizyki chmur bogatych w kwas siarkowy, oraz zjawisk meteorologicznych w średnich skalach przestrzennych i och wpływie na chemizm atmosfery. Jeśli wyładowania występują we wznoszących się częściach chmur, jak na Ziemi i Jowiszu wykrywanie błyskawic umożliwi monitorowanie pionowych ruchów konwekcyjnych w warstwie chmur. Na podstawie eksperymentów laboratoryjnych, w których wyładowania były wytwarzane w symulowanej atmosferze wenusjańskiej uważa się, że błyskawice będą jasne w zakresie linii 777.4 nm (OI) związanej ze wzbudzeniem atomowego tlenu. Jednak w tym zakresie błyskawice mogły zostać zaobserwowane po nocnej stronie Wenus przez teleskopy naziemne.

Kamera pozwoli też na zebranie informacji o globalnym krążeniu w niższej termosferze poprzez ciągłe obserwacje wielkoskalowych struktur w poświacie nieba w linii O2 Herzberg II (552.5 nm). Emisja w tym zakresie jest związana z rekombinacją atomowego tlenu w strumieniach opadającego gazu. Jest to najsilniejsza emisja w widocznych poświatach atmosfery Wenus. Kamera pozwoli też na badania fal wywoływanych przez pole grawitacyjne. Mogą one mieć istotne znaczenie w dynamicznych związkach pomiędzy wyższymi i niższymi częściami atmosfery. Celem kamery jest też zbadanie pochodzenia zmienności emisji w zakresie linii 557.7 nm. Instrument pozwala na pomiary w zakresie linii emisyjnych atomowego tlenu 557.7 nm i 630.0 nm. Emisja w obu tych liniach nie została wykryta przez orbitery Wenera 9 i 10. Za pomocą teleskopów naziemnych wykryto jednak emisja przy 557.7 nm.

Kamera LAC ma masę 1.5 kilograma. W skład kamery wchodzi system optyczny, układ filtrów (Filter Assembly); oraz system detektora.

Układ optyczny skupia światło na płaszczyźnie detektora. Światło wchodzące do instrumentu przechodzi przez filtr szerokopasmowy, a następnie jest skupiane przez soczewkę, odbijane przez zwierciadło i na koniec przechodzi przez zestaw filtrów. Pole widzenia układu optycznego ma szerokość 16 stopni. Rozdzielczość przestrzenna wynosi około 35 kilometrów na piksel na powierzchni Wenus podczas obserwacji z odległości 10  000 kilometrów i 850 kilometrów z odległości 3 promieni Wenus. Osiągnięcie wysokiej rozdzielczości przestrzennej nie było tutaj istotne.

Układ filtrów ma postać mozaiki zawierającej filtry interferencyjne o kształcie prostokątów. Jest umieszczony na powierzchni detektora. Każdy filtr pokrywa osobny prostokątny fragment detektora. Zastosowano filtry pasm scentrowanych na 777.4 nm (detekcja błyskawic w linii OI), 552.5 nm (obserwacje poświaty w linii Herzberg II), 557.7 nm (obserwacje poświaty w linii OI), 630.0 nm (obserwacje poświaty w linii OI) i 545.0 nm (obserwacje tła). Szerokość każdego pasma wynosi 8 nm. Obserwacje we wszystkich zakresach mogą być wykonywane tylko po nocnej stronie planety.

Po przejściu przez filtry światło pada na detektor. Detektorem jest wieloanodowa fotodioda (Avalanche Photo-Diode - APD). Sysłem ten ma postać macierzy o wymiarach 8 x 8 pikseli. Piksele mają postać kwadratów o boku 2 mm. Odległość między pikselami wynosi 0.2 mm. Wykrywanie błyskawic w zakresie 777.4 nm (OI) jest wykonywane przy pomocy fragmentu detektora o wymiarach 4 x 8 pikseli. Emisje z atmosfery przy 552.5 nm (linia O2 Herzberg II), 557.7 nm (OI) i 630.0 nm (OI) umożliwia fragment o wymiarach 1 x 8 pikseli. Uzyskiwanie obrazie tła bez poświaty nieba umożliwia filtr interferencyjny 545.0 nm oraz fragment detektora o wymiarach 1 x 8 pikseli. Wykrywanie indywidualnych błyskawic jest wykonywane z częstotliwością próbowania 50 kHz dla każdego piksela. Taka wartość pozwala na odróżnienie prawdziwych błyskawic od pulsacyjnych szumów o różnej naturze. Obrazy poświaty nieba są wykonywane poprzez ciągłe ekspozycje w przedziałach 20-sekundowych ze skanowaniem tarczy Wenus po stronie nocnej. Jest ono wykonywane poprzez manewr zmiany orientacji przestrzennej sondy lub dzięki jej ruchowi orbitalnemu.

Instrument pozwala na wykrywanie błyskawic o intensywności rzędu 1/100 intensywności typowych wyładowań atmosferycznych na Ziemi podczas obserwacji z wysokości 1000 kilometrów. W odległości 3 promieni Wenus od planety pozwala na wykrywanie błyskawic o intensywności podobnej do typowych wyładowań ziemskich. Pozwala też na mierzenie poświaty nieba ze stosunkiem sygnału do szumu rzędu ponad 10.

Pierwotny projekt kamery zakładał zastosowanie koła filtrowego oraz przegród usuwających zabłąkane światło. Jednak z powodu konieczności zminimalizowania masy wynikającej z bardzo ścisłego budżetu masy sondy kamera została przeprojektowana pod koniec 2004r. Dzięki temu masa instrumentu została zmniejszona o 70% (pierwotnie miała wynosić 5.2 kilograma), głównie za sprawą usunięcia mechanizmu koła filtrowego. Usunięcie przegród chroniących przed światłem słonecznym rozpłoszonym w chmurach wykluczyło obserwacje po dziennej stronie planety. Detektorem miała być też płyta z mikrokanałami (Micro Channel Plate - MPC), jednak została zamieniona na APD, który jest trwalszy i bardziej godny zaufania.

[Scorus]

LIR
Kamera podczerwieni fal długich pozwala na rejestrowanie emisji cieplnej ze szczutków chmur w szerokim zakresie spektralnym scentrowanym przy 10 mikronach. Jest to zakres fal o najwyższej długości z rejestrowanych przez kamery sondy Akatsuki. Pozwala to na mapowanie temperatur górnych części chmur. W przeciwieństwie do innych kamer Akatsuki LIR pozwala na uzyskiwanie obrazów zarówno nocnej jak i dziennej strony planety z taką samą jakością i rozdzielczością. Mapowanie temperatur pozwoli na określenie rozkładu grubości chmur. Cecha ta jest nieznana za wyjątkiem wysokich szerokości geograficznych, gdzie pomiary wykonał Pioneer Venus Orbiter. Obrazy ujawnią anomalie w grubości chmur powstające w komórkach konwekcyjnych, a także pokażą różnorodne zjawiska falowe. Ponadto śledzenie wyraźnych cech (anomalii termicznych) na kolejnych obrazach pozwoli na określenie wektorów wiatrów na nocnej stronie planety, czego nie mogły wykonać wcześniejsze misje. Kamera UVI ma podobną zdolność, ale może być używana tylko po stronie dziennej. Pozwlli to na zbadanie poziomych pół wiatrów na  wysokości około 70 kilometrów. Instrument pozwoli na mapowanie wektorów wiatrów na całej pułki niezależnie od położenia perycentrum orbity, co według pierwotnych planów misji nomilanej miało być zmieniane 3. Informacje te będą kluczowe dla rozwiązania klimatologicznych zagadek związanych z atmosferą Wenus. Temperatura szczytów chmur jest niska, wynosi około 230 K. Analiza obrazów z LIR pozwoli na określenie różnic w temperaturze tak zimnego celu o wielkości tylko 0.3 K. Odpowiada to różnicy kilkuset metrów w grubości chmur. Dokładność bezwzględnych pomiarów temperatur wyniesie 3 K.

 Instrument LIR ma masę 3.7 kilograma i pobiera 29 W mocy. W skład kamery wchodzi jednostka sensora (LIR Sensor Unit - LIR-S), oraz jednostka elektroniki analogowej (LIR Analog Electronics - LIR-AE). Instrument pozawala na obrazowanie chmur w zakresie spektralnym 8 - 12 μm, co odpowiada temperaturze chmur na poziomie 220 - 250 K. Pole widzenia (Field of View - FOV) na wymiary 16.4 x 12.4 stopnia.

Jednostka LIR-T została umieszczona na ścianie sondy, która w czasie badań Wenus będzie skierowana w stronę planety. Jest przymocowana do panelu sondy za pomocą 6 stopek. Ma wymiary 200 x 130 x 110 mm. Składa się z systemu optycznego, zespołu detektora oraz elektroniki kamery.

Układ optyczny skupia światło na detektorze. Znajduje się w cylindrycznym tubusie. Jest wyposażony w przegrodę chroniącą przed zabłąkanym światłem, a także światłem słonecznym. Zasadniczym elementem systemu optycznego jest układ trzech soczewek wykonanych z germanu i umieszczonych  cylindrycznym tubusie. Stosunek ogniskowej wynosi F/1.4. Temperatura optyki jest utrzymywana na poziomie 293 - 308 K za pomocą grzejnika kontrolowanego przez dedykowaną elektronikę (Heater-Controlling Electronics - HCE) co zapobiega odkształceniom związanym z rozszerzalnością cieplną. Za optyką znajduje się filtr ograniczający zakres spektralny rejestrowanego promieniowania.

Za optyką znajduje się mechaniczna migawka. Jest ona umieszczona bezpośrednio przed detektorem. Jest poruszana przez elektryczny silnik krokowy znajdujący się na przedzie jednostki LIR-S. Migawka pozwala na zamykanie otworu wyjściowego systemu optycznego w czasie gdy kamera jest oświetlana przez Słońce, a także stanowi cel kalibracyjny pozwalający na kalibrację pomiarów temperatury. W tym celu jest traktowana jako ciało doskonale czarne. W czasie naziemnej obróbki danych temperatura migawki jest dodawana do wartości każdego piksela obrazu reprezentującego różnice temperatur jasnościowych pomiędzy obserwowanym obiektem a migawką, co pozwala na uzyskanie mapy temperatury jasnościowej. Ponadto migawka pozwala na usunięcie szumu z obrazów. Detektor instrumentu charakteryzuje się dużą niejednorodnością czułości pomiędzy pikselami. Są one częściowo usuwane przez odpowiedni obwód analogowy przed ucyfrowieniem sygnału dzięki oprowadzonemu przed starem wzorcowi szumu na detektorze (On-chip Fixed Pattern Noise - OFPN), jednak część szumu nadal pozostaje w surowych danych. Tak więc w celu całkowitego usunięcia szumu instrument wykonuje na przemian serie zdjęć z migawką otwartą i z migawką zamkniętą. Następnie obrazy uzyskane przy zamkniętej migawce są odejmowane od obrazów uzyskane przy migawce otwartej w obrębie elektroniki cyfrowej. Każdy obraz uzyskany przy migawce otwartej i zamkniętej jest wytwarzany na drodze uśrednienia  128 obrazów surowych (pierwsze uśrednienie) uzyskiwanych w sposób ciągły z częstotliwością 60 Hz. Następnie uzyskiwane są 32 obrazy pozwalające na skorygowanie przesunięcia na detektorze. Są one również uśredniane (drugie uśrednienie) .W czasie 1 obiegu (według pierwotnych planów misji) można otrzymać 30 obrazów planety. Flatfeild jest uzyskiwany z zamkniętą migawką kilka sekund przed i po obrazowaniu. Po wykonaniu obrazu wykonywany jest obraz kalibracyjny przestrzeni kosmicznej. Taka kolejność obserwacji jest powtarzana co 2 godziny w czasie gdy sonda będzie znajdować się w apocentrum orbity.

Detektorem jest niechłodzona macierz mikrobolmetrów (Uncooled Microbolometer Array - UMBA). Jego całkowite wymiary wynoszą 320 x 240 pikseli, a do obrazowania służy powierzchnia o wymiarach 240 x 240 pikseli. Szerokość pikseli wynosi 37 μm. Pole widzenia pojedynczego piksela (Instantaneous Field of View - IFOV) ma szerokość 0.877 mrad (0.05 stopnia). Odpowiada to rozdzielczość przestrzennej około 70 kilometrów na piksel na powierzchni Wenus podczas obserwacji z apocentrum orbity i około 26 kilometrów na piksel podczas obserwacji z odległości  5 promieni Wenus. Detektor został zapożyczony z kamer podczerwieni dostępnych komercyjnie i sprawdzających się najlepiej dla obiektów o temperaturze pokojowej. W celu zapewnienia możliwości obserwacji obiektów dużo zimniejszych elektronika detektora została odpowiednio zoptymalizowana.  Sygnały z detektora są wzmacniane przez przedwzmacniacz i przesyłane do elektroniki kamery.

Detektor może pracować w temperaturze pokojowej, dzięki czemu nie było potrzebny stosowania dużych i ciężkich systemów chłodzących, zwykle niezbędnych dla kamer pracujących w podczerwieni z detektorami w postaci fotodiod. Dzięki temu instrument jest bardzo lekki i mały. Temperatura detektora jest ustabilizowana na 313 K +/-0.1K przez małą chłodziarkę Peltiera. Stabilność termiczna systemu detektora, optyki i migawki jest bardzo istotna dla redukcji szumu tła wynikającego z wahań promieniowania cieplnego w środowisku. Jest też istotna dla kalibracji wrażliwości detektora. Odporność detektora na promieniowanie została  oceniona podczas testów poprzez naświetlanie wiązką protonów o energii 100 MeV. Potwierdzono, że całkowita ilość wadliwych pikseli nie zmienia się  po całkowitej dawce 30 kRad z fluencją 400 Rad/min

Elektronika kamery odbiera dane z detektora oraz umożliwia kontrolę pracy jej poszczególnych elementów. Sygnały z przedwzmacniacza detektora są wzmacniane przez wzmacniacz wtórny a następnie przesyłane do konwertera analogowo - cyfrowego (Analog to Digital Converter - ADC). Są ucyfrawiane do 12 bitów na piksel a następnie przesyłane do elektroniki DE obsługującej instrumenty sondy.

Elektronika analogowa LIR-AE mieści się we wnętrzu sondy, w prostopadłościennej obudowie przykręconej do jej struktury za pomocą 4 stopek. Jest odpowiedzialna za dostarczanie zasilania do poszczególnych komponentów instrumentu. Zawiera konwerter zasilania DC/DC odbierający napięcie zasilacza sondy  przekształcający go na woltaże wtórne dostarczane do poszczególnych elementów LIR.

Kamera współdzieli elektronikę cyfrową DE z pozostałymi kamerami pojazdu. Pozwala ona na łączenie obrazów, co umożliwia poprawienie stosunku sygnału do szumu. Ponadto kompresuje zdjęcia z użyciem algorytmu HIREW. Koryguje również niewielkie niejednorodności nadal obecne na obrazach. Następnie są przesyłane do systemu informatycznego sondy.

[Scorus]

UVI
System do obrazowania w ultrafiolecie  służy do pomiarów promieniowania ultrafioletowego rozpłoszonego przez chmury na wysokości 65 km poprzez obserwacje w pasmach 283 nm i 365 nm. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: zidentyfikowanie nieoznaczonych jeszcze związków chemicznych pochłaniających ultrafiolet; określenie wektorów wiatrów w szczytach chmur; oraz określenie pionowego rozmieszczenia drobin w chmurach i zamgleń ponad główną warstwą chmur. Atmosfera Wenus wykazuje dużą absorpcję światła słonecznego w zakresie 200 - 500 nm. SO2 w szczytach chmur powoduje absorpcję promieniowania w zakresie 200 nm i 320 nm, natomiast absorpcja w zakresie powyżej 320 nm jest powodowana przez niezidentyfikowane jeszcze substancje. Ich identyfikacja jest ważna nie tylko dla badań chemii atmosfery, ale również dla bilansu energetycznego i dynamiki atmosfery. Związki te mają wpływ na albedo i profil ogrzewania atmosfery. Kamera pozwoli na jednoznaczne określenie przestrzennego rozkładu tych substancji w atmosferze i określenie ich powiązania ze strukturą chmur oraz polami wiatrów. Wektory wiatrów w górnej części warstwy chmur zostaną określone poprzez śledzenie chmur. Badania te będą wykonywane razem z kamerą LIR. Będą istotne dla studiów dynamiki chmur i zjawisk o charakterze falowym. Pionowe profile rozmieszczenia drobin w chmurach i rozkład zamgleń ponad chmurami zostaną określone dzięki obrazowaniu krawędzi tarczy planety.

Kamera UVI ma masę 3.4 kilograma, a pobór mocy wynosi 9.4 W. W skład kamery wchodzi system przegród, koło filtrowe, system optyczny,; oraz system detektora.

Przegrody pozwalają na usunięcie zabłąkanego światła. Koło filtrowe zawiera filtry pasm 200 nm i 320 nm. Szerokość pasm wynosi 15 nm. W obu zakresach obserwacje są wykonywane po stronie dziennej planety. Kolo posiada również filtr  przeznaczony do wykonywania flatfeidlów. Układ optyczny skupia światło na płaszczyźnie detektora. Pozwala na osiągnięcie pola widzenia o szerokości 12 stopni. W odległości ponad 8.5 promieni Wenus od planety pole widzenia takie pozwala na zobrazowanie całej tarczy. W apocentrum orbity (w odległości około 13 promieni Wenus) rozdzielczość przestrzenna wynosi około 15 kilometrów na piksel. Detektorem jest krzemowy układ CCD pokryty warstwą optymalizującą czułość w zakresie ultrafioletu. Ma on wymiary 1024 x 1024 pikseli. Fizyczna szerokość pojedynczego piksela to 5 mikronów. Stosunek sygnału do szumu wynosi 120.

[Scorus]

RS
Eksperyment radiowy ma na celu uzyskanie profili pionowych temperatury atmosfery, gęstości oparów H2SO4 pod powłoką chmur, oraz gęstości elektronów w szczątkowej jonosferze. Profile temperatur dostarczą informacji na temat stabilności statycznej atmosfery, bilansu energetycznego i różnorodnych zjawiskach o charakterze falowym w atmosferze. Profile gęstości oparów H2SO4 są niezbędne do badań fizyki chmur. Eksperyment pozwoli też na określenie pól temperatur (związanych ze strefowymi polami wiatrów). Południkowy rozkład wiatrów strefowych zostanie też określony dzięki badaniom rozkładu temperatur. Ponadto możliwe też będą badania cyrkulacji południkowej poprzez analizę rozkładu temperatur i wiatrów strefowych.

W eksperymencie radiowym wykorzystywany będzie system komunikacyjny sondy, do którego dołączono oscylator ultrastabilny (Ultra-Stable Oscillator - USO).

Eksperyment będzie wykonywany w czasie gdy sonda widziana ze stacji naziemnej będzie chować się za tarczą planety, a na następnie zza niej wychodzić. Sygnał radiowy będzie wtedy przechodził przez atmosferę Wenus. Atmosfera będzie powodowała zaginanie fal radiowych wytwarzając przesunięcia dopplerowskie w sygnale. Zmiany częstotliwości sygnału odebranego przez stację naziemną będą przetwarzane z założeniem sferycznej symetrii atmosfery w celu uzyskania pionowego profilu współczynnika załamania atmosfery. Zostanie on następnie przetworzony do pionowego profilu gęstości gazu neutralnego poniżej poziomu około 90 kilometrów i profilu gęstości elektronów powyżej tego poziomu. Profile gęstości gazu neutralnego  pozwolą na uzyskanie profili ciśnienia i temperatury przy założeniu równowagi hydrodynamicznej. Rozdzielczość pionowa pomiarów jest ograniczona dyfrakcyjnie do średnicy pierwszej strefy Fresnela (typowo 1 km). Analiza zmian mocy sygnału w czasie umożliwi uzyskanie pionowego profilu gęstości oparów H2SO4, które pochłaniają fale radiowe. W czasie koniunkcji ze Słońcem możliwe będzie też sondowanie korony słonecznej.

Eksperyment będzie wykonywany w trybie jednokierunkowym z zastosowaniem pasma X (8.4 GHz) podczas łączności sonda - Ziemia. Częstotliwość będzie stabilizowana za pomocą oscylatora ultrastabilnego USO ze stabilnością częstotliwości rzędu 10^-13. Sygnał sondy będzie rejestrowany przez odbiornik w stacji dalekiego kosmosu w Usuda w Japonii (Usuda Deep Space Center). Podczas zakrycia przez tarczę planety sonda będzie musiała wykonywać manewry zmiany orientacji przestrzennej w celu skompensowania zagięcia wiązki radiowej, które będzie tak duże jak ok. 20 stopni. Dzięki nachyleniu płaszczyzny orbity sondy o 8 stopni w stosunku do płaszczyzny równika Wenus eksperyment pozowali na wykonanie pomiarów w stosunkowo szerokim zakresie szerokości geograficznych z naciskiem na szerokości niskie.

[Scorus]

PLAN MISJI NA WENUS
Według pierwotnego planu misji po udanym manewrze VOI sonda miała wykonać korekty wstępnej orbity i przetestować instrumenty. Następnie miała rozpocząć swój program naukowy. Miało to nastąpić w styczniu 2011r. Orbita robocza sondy miała być eliptyczna - jej perycentrum miało znajdować się na wysokości około 300 kilometrów ponad powierzchnią, a apocentrum - na wysokości około 79 000 kilometrów. Orbita byłaby położona blisko płaszczyzny ekliptyki (inklinacja 172 stopnie). Okres obiegu miał wynosić około 30 godzin. Na orbicie sonda miała poruszać się w kierunku zachodu, czyli w takim samym kierunku jak atmosfera w warunkach superrotacji. Wysokość apocentrum - 79 000 kilometrów (13 promieni Wenus)miała pozwolić na zsynchronizowane szybkości kątowej sondy z szybkością gazu w superrotującym strumieniu blisko podstawy chmur (około 60 m/s) podczas 20 godzin w trakcie przejścia przez apocentrum. Globalne obrazy atmosfery i powierzchni miały być otrzymywane ciągle w okresach 2-godzinnych. Systematyczne, ciągłe obrazowanie byłoby korzystne dla wykrywania zjawisk meteorologicznych w różnych skalach czasowych i przestrzennych. Orbita miała być optymalna dla określana wektorów wiatrów poprzez śledzenie chmur, szczególnie dla poszukiwać małych, miejscowych odchyleń wektorów wiatrów od tła superrotacji. Dzięki wektorom wiatrów miały być możliwe badania cyrkulacji południkowej i różnych zjawisk o charakterze fal. Chociaż orbita miała być równikowa, w pewnym stopniu możliwe byłyby  badania zjawisk polarnych, takich jak dipol polarny. Umożliwiłyby to obserwacje prowadzone z apocentrum przy obicie nachylonej do równika o 8 stopni. Takie nachylenie pozwoliłoby też na zminimalizowanie czasu trwania zacienienia sondy. Blisko perycentrum otrzymywane byłyby wysokorozdzielcze obrazy atmosfery oraz krawędzi traczy planety. Podczas przejść przez cień planety wykonywane byłyby obserwacje słabych emisji, takich jak poświata nieba i możliwe wyładowania atmosferyczne. W czasie gdy statek kosmiczny widziany z Ziemi chowałby się za tarczą planety lub ponownie zza niej wychodził wykonywany byłby eksperyment radiowy.

PRZEBIEG MISJI
 Start sondy był pierwotnie zaplanowany na 2008 roku, a następnie został przełożony na 2010 rok. Ostatecznie start zaplanowano na 17 maja 2010r, godzina 21:44:14 UTC. Tego dnia jednak, w czasie T-5 minut został on odwłoany z powodu opadów deszczu.

Start odbył się 20 maja 2010r. Pojazd wystartował o godzinie 21:58:22 UTC z kosmodromu Tanegashima Space Center za pomocą rakiety H2A (pierwotnie planowana wykorzystanie rakiety M-5). Razem z soną rakieta ta zabrała też 5 dodatkowych ładunków. Były to 4 małe satelity - WASEDA-SAT2 (zbudowana na Waseda University), Hayato, Negai (Soka University), oraz UNITEC-1 (University Space Energy Consortium - UNISEC). Ponadto rakieta wyniosła pojazd Ikaros. Start przebiegał bez problemów. Silniki pomocnicze zostały odrzucone po 2 minutach i 10 sekundach od startu, o godzinie 22:00 UTC. Owiewka została odrzucona po 4 minutach i 30 sekundach od startu, o godzinie 22:02 UTC. Po 6 minutach i 29 sekundach od startu (o 22:05 UTC) wyłączony został silnik LE-7A stopnia 1. 9 sekund później stopień 1 został odrzucony. Zapłon silnika LE-5B nastąpił po 6 minutach i 43 sekundach od startu.  Silnik ten został wyłączony po 11 minutach i 29 sekundach od startu. Rakieta umieściła sondę na początkowej okołoziemskiej orbicie parkingowej o apogeum na wysokości ponad 200 000 kilometrów. Następnie o godzinie 22:21 UTC, po 22 minutach i 32 sekundach od startu ponownie uruchomiony został silnik stopnia 2. Manewr ten umożliwił opuszczenie orbity okołoziemskiej. Silnik został wyłączony po 26 minutach i 23 sekundach od startu (o 22:24 UTC) pojazd wszedł na okołosłoneczną orbitę transferową do Wenus. W tym czasie przelatywał nad Pacyfikiem na południowy wschód od Hawajów. Orbita charakteryzowała się peryhelium 0.72 AU, aphelium 1.04 AU, i zerowym nachyleniem w stosunku do ekliptyki. Sonda oddzieliła się od 2 stopnia rakiety o godzinie 22:25 UTC. Po 35 minutach i 47 sekundach od startu od rakiety oddzielił się adapter zawierający pojazd Ikaros. Ikaros odłączył się od niego po 42 minutach i 42 sekundach od startu, o godzinie 22:43 UTC. Kilka minut później, o godzinie 22:48 UTC od 3 stopnia rakiety odłączył się satelita UNITEC-1. Tymczasem sonda Akatsuki rozłożyła panele słoneczne i nawiązała kontakt z Ziemią. Pierwszy sygnał został odebrany o godzinie 01:01 UTC 21 maja przez stację DSN w Goldstone w Kalifornii. Stan sondy był następnie monitorowany przez stacje DSN w Australii a potem przez japońską stację w Uchinoura. Sonda pozostawała w bardzo dobrym stanie. Start był na tyle dokładny, że przeprowadzenie manewru kontroli trajektorii zostało zaniechane.

W tracie lotu międzyplanetarnego sonda Akatsuki wykonywałą obserwacje światła zodiakalnego. Zostały one wykonane w różnych geometrach z różnych miejsc w wewnętrznym Układzie Słonecznym. Były też wolne od wpływu atmosfery. Pozwoliło to na zmapowanie rozkładu chmur IPD w Układzie Słonecznym.

28 czerwca 2010 r wykonana została korekta orbity okołosłonecznej.

 Sonda miała wejść na orbitę Wenus 7 grudnia 2010 roku. Manewr wejścia na orbitę Wenus (Venus Orbit Insertion - VOI) miał polegać na uruchomieniu silnika głównego sondy na 12 minut w celu zmniejszenia jej szybkości. Dzięki temu sonda miała zostać przechwycona przez pole grawitacyjne Wenus. Manewr rozpoczął się o godzinie 23:49:00 UTC. W trakcie manewru nastąpiła planowa utrata łączności, która miała trwać 22 minuty. Jednak po upływie tego okresu łączności nie udało się nawiązać. Łączność odzyskano dopiero o godzinie 01:28 UTC, już 8 grudnia. Sonda weszła w tryb bezpieczny i nie wykonała manewru zmiany orientacji w celu nakierowania anteny HGA na Ziemię o godzinie 02:00 UTC. Łączność z soną była możliwa tylko przez antenę o niskim zysku (z szybkością 8 bps) i zysku średnim (z szybkością 512 bps, ale tylko przez 40 sekund co 10 minut z powodu rotacji sondy w tempie 10 rpm wzdłuż osi X). Analiza uzyskanych danych wykazała, że sonda nie weszła na orbitę. Manewr VOI trwał tylko 2 minuty i 33 sekundy. Następnie silnik został wyłączony a sonda przekręciła się o 45 stopni. Po nieudanym manewrze udało się odzyskać orientację trójosiową i uzyskać zdjęcia Wenus. Sonda znajdowała się na orbicie heliocentrycznej, na której ponowne zbliżenie z Wenus (na odległość około 3.7 miliona km) nastąpi dopiero na przełomie 2016 i 2017 roku (bez manewrów kontroli trajketorii), bądź w końcu roku 2015 (z niewielkimi manewrami). Sonda nadal posiadała 80% paliwa.

Początkowo rozważano dwa możliwe powody awarii: pęknięcie ceramicznej dyszy silnika bądź problem w systemie paliwowym - rozszczelnienie przewodów helu. 27 grudnia poinformowano, ze najbardziej prawdopodobną przyczyną awarii było zablokowanie zaworu zwrotnego w systemie doprowadzania paliwa do silnika. Zawór ten znajdował się na linii doprowadzającej hel do zbiornika paliwa. 30 czerwca 2011 r JAXA poinformowała, że zablokowanie zaworu było spowodowane najprawdopodobniej wzrostem kryształów soli w jego obrębie. Spadek ciśnienia w zbiorniku paliwa spowodował, że paliwo przestało napływać do silnika. W związku z tym powstałą w nim mieszanina bogata w utleniacz. Jej spalanie znacznie podniosło temperaturę w dyszy silnika. Uległa ona przegrzaniu i potrzaskała. Najprawdopodobniej całkiem rozpadła się. W związku z anomialią silnik został automatycznie wyłączony a sonda przeszła w tryb bezpieczny.

7 września wykonano 2-sekundowy test silnika głównego. Osiągnął on zaledwie 13% zakładanego ciągu. W tej sytuacji następny test, który miał trwać 20 sekund, postanowiono skrócić do 5 sekund.

14 września wykonano drugi, 5-sekundowy test silnika głównego. Rozpoczął się on o 02:50 UTC. Również i tym razem ciąg był minimalny (11%), co potwierdzało hipotezę rozpadu dyszy silnika. W tej sytuacji zaplanowano wykonaie manewrów korekty trajektorii za pomocą silników kontroli orientacji. Wprowadzenie sondy na orbitę Wenus zaplanowano na koniec 2015 r (listiopad lub grudzień) również za pomocą tych silników. Przedtem pozostały utleniacz (63 kg z 65 kg obecnych w chwili startu) postanowiono zrzucić w celu zmniejszenia masy sondy. Był on używany tylko przez silnik główny. Podczas dalszego lotu międzyplanetarnego sonda doznała nagrzewania większego niż przewidywano w trakcie jej projektowania. Było ono około3  razy większe niż na orbicie okołoziemskiej. Jej podsystemy i instrumenty naukowe nie uległy jednak uszkodzeniu.

6 października wykonano pierwszy zrzut części utleniacza. Operacja ta trwała 6 minut. kolejny zrzut odbył się 12 października a trzeci - 13 października. Te ostatnie operacje trwały po 9 minut.

1 listopada za pomocą silników kontroli orientacji wykonano korektę orbity okołosłonecznej. Rozpoczęła się ona o 04:22 UTC i trwała 587.5 s. Zmiana szybkości wyniosła 90 m/s.

10 listopada za pomocą silników kontroli orientacji wykonano kolejną korektę orbity okołosłonecznej. Trwała ona 544 s. Zmiana szybkości wyniosła 90 m/s.

21 listopada 2011 r za pomocą silników kontroli orientacji wykonano kolejną korektę orbity okołosłonecznej. Trwała ona 342 s.

7 grudnia 2015 r podjęta zostanie próba wejścia na orbitę wokół Wenus. Posłużą do tego silniki kontroli orientacji przestrzennej. Orbita będzie znacznie odleglejsza niż planowana. Perycentrum będzie znajdować się na wysokości około 300 km (tak jak w misji nominalnej), ale apocentrum znajdzie się w odległości 300 000 - 400 000 km. Okres obiegu będzie wynosił 8 - 9 dni, zamiast planowanych 30 godzin. Jednak nadal możliwe będzie wykonanie części programu naukowego. Obserwacje Wenus potrwają 2 lata.