Fermi (kompendium)

[Scorus]

WPROWADZENIE
Satelita astronomiczny GLAST (Gama-ray Large Area Space Telescope) jest amerykańskim pojazdem, który będzie wykonywał pomiary promieniowania gamma z najróżniejszych źródeł astronomicznych, w zakresie energii od 10 MeV do ponad 100 GeV. W misji bierze udział także Francja, Włochy, Japonia i Szwecja. Do podstawowych celów naukowych misji zaliczają się:
- określenie mechanizmów przyspieszania cząstek w AGN, pulsarach i pozostałościach supernowych (Supernova Remnants - SNR), co jest kluczowe do zrozumienia mechanizmów formowania dżetów, przekształcania energii obrotowej rotujących gwiazd neutronowych, oraz dynamiki szoków w SNR;
- przebadanie nieba gamma - bardzo wielu niezidentyfikowanych źródeł i rozproszonej międzygwiezdnej emisji z Drogi Mlecznej;
- określenie zachowania się wysokoenergetycznych błysków gamma i zjawisk krótkotrwałych;
- wykonanie badań ciemnej materii i wczesnego Wszechświata.

Badania emisji gamma z AGN posłużą do sondowania supermasywnych czarnych dziur podczas formowania się dżetów i badania ich rozwoju dostarczą ograniczeń na tempo formowania się gwiazd  w młodym Wszechświecie. Możliwe, iż satelita pozwoli na detekcyjne zaobserwowanie pozostałości z wczesnego Wszechświata (np. struny, albo emitujące promieniowanie Hawkinga pierwotne czarne dziury). Może umożliwić nawet użycie błysków gamma do zaobserwowania kwantowych efektów grawitacyjnych.

KONSTRUKCJA
Satelita GLAST został zbudowany przez General Dynamics Advanced Information Systems (Spectrum Astro) w Gilbert w Arizonie. Ma on kształt prostopadłościenny. Energii elektrycznej dostarczą dwa skrzydła komórek słonecznych, rozlokowane równomiernie po obu stronach modułu serwisowego. Każde skrzydło składa się z trzech prostokątnych paneli fotolwtaiczych. System ten podczas startu będzie oczywiście złożony po bokach statku, i zostanie rozłożony dopiero po wejściu na orbitę. Ma zdolność obracania się za Słońcem. Wyprodukowana energia jest zużywana na bieżąco, a także ładuje baterie chemiczne, używane w czasie gdy statek będzie znajdować się w cieniu Ziemi, i nie będzie otrzymywał promieniowania słonecznego. Satelita jest stabilizowany trójosiowo. Kontrolę orientacji przestrzennej zapewniają koła reakcyjne, oraz małe silniczki kontroli orientacji. Koła kreacyjne będą używane podczas obserwacji naukowych, a silniki - głównie podczas korekt orbity. Danych nawigacyjnych dostarczają szperacze gwiazd, sensory Słońca, oraz żyroskopy. Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają radiatory, grzejniki, oraz wielowarstwowa izolacja.

WYPOSAŻENIE
Satelita GLAST wyposażony jest w 2 instrumenty naukowe: teleskop o dużej powierzchni (Large Area Telescope - LAT); oraz monitor rozbłysków satelity GLAST (GLAST Burst Monitor - GBM).

[Scorus]

LAT
Teleskop o dużej powierzchni LAT jest głównym instrumentem satelity GLAST. Będzie on wykonywał pomiary promieniowania gamma w zakresie energii od 10 MeV do ponad 100 GeV. Jego cele naukowe pokrywają się z większością celów całej misji GLAST.

Urządzenie to ma pole widzenia około 2 razy szersze, i jest ponad 50 razy czulsze przy 100 MeV (a w wyższych energiach nawet więcej) od instrumentu EGRET Teleskopu Comptona. Jest w stanie określić pozycje źródeł z dokładnością od 30 sekund kątowych do 5 minut kątowych. Instrument składa się z modułów krzemowych detektorów półprzewodnikowych, kalorymetrów, osłon, oraz jednostki elektroniki.

Głównymi detektorami instrumentu LAT są krzemowe detektory śledzące tory cząstek, służące do wyznaczania pozycji źródeł promieniowania gamma na niebie. Składają się z warstw ułożonych w moduły w kształcie wierz. Instrument posiada 16 takich modułów, tworzących powierzchnie o wymiarach 4 x 4 moduły.  Każdy moduł składa się z ułożonych naprzemiennie płaskich krzemowych detektorów półprzewodnikowych (Solid-State Detector - SSD), oraz konwerterów. Detektory krzemowe śledzą tory pozytonów lub elektronów wygenerowanych przez fotony gamma uderzające w ich powierzchnię. Czynią to znacznie dokładniej niż wcześniej używane typy detektorów. Zestaw detektorów SSD umożliwia określenie pozycji źródła gamma na niebie z dokładnością 0.5 - 5 minuty kątowej. W każdym module znajduje się 19 par powierzchni detektorów krzemowych. W każdej parze jedna powierzchnia jest skierowana  w kierunku osi X, a druga w kierunku osi Y. Kiedy cząstki oddziałują w materiale detektorów, ich pozycja może dzięki temu zostać określona w dwóch wymiarach. Trzeci wymiar jest uzyskiwany poprzez analizę sygnału od przylegających powierzchni, w czasie gdy cząstki podróżują w dół instrumentu do kalorymetrów.

Pod systemem detektorów SSD znajdują się kalorymetry. W ich skład wchodzą scyntylatory produkujące błyski światła  w czasie gdy uderzają w nie cząstki. Umożliwiająw ten sposób określenie ich energii w czasie gdy są one całkowicie pochłaniane. Mają postać tabliczek kryształów CsI(Tl) umieszczonych z przerwami, co daje informacje na temat podłużnego i wzoru pochłaniania energii cząstek przez te detektory. Błyski światła produkowane przez scyntylatory CsI(Tl) są fotoelektrycznie przekształcane na napięcie, które jest następnie ucyfrawiane, rejestrowane, i wysyłane przez komputer statku kosmicznego do układu telemetrycznego, który wysyła je na Ziemię. Belki jodku cezu są dodatkowo rozmieszczone w dwóch prostopadłych do siebie kierunkach, co dostarcza dodatkowych pozycyjnych informacji na temat strumienia cząstek wytworzonych przez promieniowanie gamma.

Do ochrony przed tłem naładowanych cząstek promieni kosmicznych, wiatru słonecznego i magnetosfery ziemskiej służy zestaw osłon. Składa się on z podzielonych na odcinki dachówek wykonanych z scyntylatorów pokrywających zewnętrzne powierzchnie instrumentu. Błyski światła wytwarzane przez cząstki na scyntylatorach są wykrywane przez fotopowielacze.

System gromadzenia danych (Data Acquisition System - DAQ) instrumentu rozróżnia sygnały fałszywe do prawdziwych sygnałów wygenerowanych przez promieniowanie gamma, i decyduje które sygnały powinny zostać wysłane na Ziemię. Ten system zbiera dane od innych podsystemów instrumentu, i rozpoczyna wielopoziomową analizę sygnału, oraz dostarcza pokładowej platformy analizy danych naukowych umożliwiającej wyszukiwanie zjawisk krótkotrwałych. DAQ składa się z wyspecjalizowanej elektroniki, oraz 32 bitowych, zabezpieczonych przed promieniowaniem procesorów, które zapisują i analizują sygnały pochodzące z detektorów krzemowych i kalorymetrów.

[Scorus]

GBM
Monitor rozbłysków GBM jest instrumentem uzupełniającym pracującym w zakresie promieniowania rentgenowskiego i promieniowania gamma (8 keV - 25 MeV). Do podstawowych celów instrumentu zaliczają się: wykonanie badań rozkładu intensywności promieniowania błysków gamma; wyznaczenie dokładnego kierunku do źródeł; oraz określenie zmian widmowych w promieniowaniu błysków gamma. Te dane nie tylko nakładają ograniczenia na teorie natury błysków gamma i natury procesu emisji przez nie promieniowania, ale pomogą także w identyfikacji optycznych lub rentgenowskich odpowiedników błysków. Połączenie instrumentów GMB i LAT dostarcza potężnego narzędzia do badań rozbłysków promieniowania gamma, szczególnie do badań rozwoju błysku w czasie i badań spektralnych w bardzo dużym zakresie energii.

Detektory instrumentu BGM nie blokują pola widzenia instrumentu LAT i nie zasłaniają paneli słonecznych satelity. Zostały one umieszczone po dwóch stronach statku kosmicznego. W skład instrumentu wchodzą dwa zestawy detektorów: 12 scyntylatorów z jodku sodu NaI (NaI Scintillators); oraz dwa cylindryczne scyntylatory z germanku bizmutu BGO (BGO Scintillators). Detektory BGO zostały umieszczone po przeciwnych stronach statku kosmicznego, a detektory NaI zostały zainstalowane w 4 zestawach po 3 detektory. Detektory NaI są wrażliwe w zakresie energii niższych, od kilku keV do 1 MeV, i pozawalają na wykrywanie początków oraz lokalizowanie rozbłysków promieniowania gamma na sferze niebieskiej. Detektory BGO pokrywają zakres energetyczny od ~150 keV do ~30 MeV, zachodząc na zakres obserwowany przez detektory NaI w obszarze energii niższych oraz na zakres obserwowany przez instrument LAT w zakresie energii wyższych. Dane czasu początku zjawiska są rejestrowane ciągle, aby dostarczyć 50 sekund informacji dla początku GRB. Po początku rozbłysku procesor instrumentu GMB oblicza wstępną pozycję źródła i informacje spektralne, a dane te są przesyłane na Ziemię. Daje to też możliwość automatycznego repozycjonowania satelity GLAST. Szacuje się, że instrument GMB może zarejestrować około 200 rozbłysków gamma rocznie.

Ogólny projekt instrumentu GMB jest podobny do instrumentu BATSE Teleskopu Comptona. Dane z każdego detektora nie są przetwarzane oddzielnie, ale są zbierane, przetwarzane i konwertowane do pakietów przez centralą jednostkę procesora danych (Data Processing Unit - DPU). DPU kontroluje także funkcjonowanie instrumentu, zbiera na temat działania i stanu instrumentu i wysyła je na Ziemię. Informacje na temat początku rozbłysku i jego lokalizacji dają możliwość przekierowania satelity GLAST tak, aby rozbłysk znalazł się w polu widzenia teleskopu LAT.

Każdy z 12 detektorów NaI ma średnicę 12.7 cm i wysokości 1.27 cm. Każdy jest bezpośrednio dołączony do fotopowielacza (Photomultiplier Tube - PMT) o średnicy 12.7 cm. Detektory pokrywają obszar spektralny od około 5 keV do 1 MeV. NaI jest idealnym materiałem scyntylacyjnym dla tego zakresu energii, ponieważ charakteryzuje się niską ceną, dużą wydajnością oraz odpowiednią rozdzielczością spektralną. Grubość detektorów jest zoptymalizowana do wykonywania pomiarów w tym obszarze energetycznym, ponieważ rozbłyski promieniowania gamma emitują tu najwięcej energii. Pokrycie niższego zakresu energii niż instrument BATSE zostało osiągnięte poprzez zastosowanie okienka z berylu o grubości 0.25 milimetra przed detektorami. Umieszczenie detektorów w 4 grupach po 3 detektory o małym polu widzenia pozwoliło na zmniejszenie błędów systematycznych dla lokalizacji miejsca rozbłysku i pozwoliło na ulepszenie algorytmów wykrywających początek błysku.

Każdy z 2 detektorów BGO charakteryzuje się średnicą 12.7 cm i wysokością 12.7 cm. Każdy detektor jest obserwowany przez 2 rurki fotopowielacza PMT, co pozwoliło na zwiększenie rozdzielczości i redundancji. Detektory te pokrywają zakres energetyczny od około 150 keV do 30 MeV. BGO jest materiałem o dużej gęstości, który dostarcza dobrej wrażliwości przy pomiarach w tym trudnym do rejestrowania zakresie energii promieniowania gamma. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 14% przy 661 keV oraz 4% przy 10 MeV.  Każda rurka fotopowielacza PMT jest dołączona do przeciwległych stron detektora BGO. Zliczenia z każdego PMT są dodawane do siebie. Taka konfiguracja pozwala na otrzymywanie jednorodnego zbioru danych z całej objętości detektora oraz dostarcza redundancji w przypadku gdy jedna rurka PMT ulegnie awarii lub degradacji. Detektory BGO są zainstalowane po przeciwnych stronach instrumentu LAT, i dostarczają pokrycia prawie całego nieba.

[Scorus]

PRZEBIEG MISJI
 Satelita Fermi wystartował 11 czerwca 2008 r. Rakietą nośną była Delta 2 w konfiguracji 7920H-10C. Miejscem startu był przylądek Canaveral, stanowisko startowe 17B. Moment startu Opóźnił się o 20 minut z powodu problemów z stacją naziemną. Został odnotowany o godzinie 16:05:00.521 UTC. Po 35 sekundach od startu rakieta przekroczyła szybkość dźwięku. Po 1 minucie i 17 sekundach od startu, o 16:06 UTC pracę zakończyło 6 pierwszych silników pomocniczych na paliwo stałe. Następnie zostały one odrzucone. Chwilę wcześniej uruchomiły się 3 pozostałe silniki pomocnicze. Cały czas pracował silnik  RS-27A stopnia 1. 3 ostatnie silniki pomocnicze zakończyły pracę i zostały odrzucone w czasie 2 minut i 41 sekund od startu, o godzinie 16:07 UTC. Po 4 minutach i 28 sekundach od startu, o 16:09 UTC nastąpiło wyłączenie silnika stopnia 1 (Main Engine Cut-off - MECO). 17 sekund później stopień 1 został odrzucony a pracę rozpoczął silnik stopnia 2. Po 7 minutach i 15 sekundach od startu, o 16:12 UTC rakieta wyszła z zasięgu stacji śledzenia na Florydzie. Została namierzona przez stację sił powietrznych na wyspie Antigua. O godzinie 16:15 UTC, po 10 minutach i 31 sekundach od startu nastąpiło pierwsze wyłączenie silnika stopnia 2 (Second Stage Engine Cut-off - SECO). Tym samym zespół stopień 2/Fermi znalazł się na parkingowej orbicie okołoziemskiej. Po 12 minutach i 15 sekundach od startu, o 16:17 UTC rakieta wyszła z zasięgu stacji na wyspie Antigua. W czasie 67 minut i 20 sekund od rozpoczęcia lotu, o 17:12 UTC sygnał z rakiety został odebrany przez stację na atolu Kwajalein. Ponowne uruchomienie silnika stopnia 2 nastąpiło po 68 minutach i 17 sekundach od startu, o godzinie 17:13 UTC. Manewr ten pozwolił na ukołowienie orbity. Drugie wyłączenie silnika stopnia 2 (SECO 2) nastąpiło o 17:14 UTC, po 69 minutach i 21 sekundach od startu. W czasie 73 minut i 30 sekund od startu, o 17:18 UTC wykonany został manewr zmiany orientacji przed uwolnieniem satelity. Satelita odłączył się od górnego stopnia rakiety po upływie 75 minut i 9 sekund od rozpoczęcia misji, o godzinie 17:20 UTC. Następnie stopień górny wypuścił zapas helu oddalając się od satelity. Fermi bez problemu rozłożył panele słoneczne i nawiązał łączność z satelita TDRS. Cały start przebiegał zupełnie prawidłowo. Był to 136 start rakiety Delta 2 i 194 udany. Ponadto był to 81 start w nieprzerwanej serii udanych lotów tej rakiety.

Po starcie satelita Fermi znalazł się na zaplanowanej orbicie kołowej. Przebiegała ona na wysokości 550 kilometrów. Charakteryzowała się inklinacją 28.5 stopnia.  Okres obiegu wynosił 95 minut.

Wkrótce po starcie rozpoczął się okres testowania funkcjonowania komponentów inżynieryjnych satelity oraz jego sprzętu naukowego. Trwał on 2 miesiące. 23 czerwca wykonano drobną modyfikację oprogramowania satelity. Instrument LAT został uruchomiony 24 czerwca. Następnego dnia uruchomiono jego zasilacz wysokiego napięcia, co pozwoliło na rozpoczęcie rejestracji fotonów ze sfery niebieskiej. Dalsze drobne regulacje pozwoliły na uzyskanie zakładanej czułości. Również 28 czerwca uruchomiono instrument GMB. Jego testy i kalibracja trwały 7 dni, po czym mógł on poszukiwać błysków gamma. 26 czerwca 2008 uruchomiony został tryb przeglądu nieba.

60 dni po stracie rozpoczął się bardzo udany program obserwacji astronomicznych. Badania naukowe rozpoczęły się od trwającego rok przeglądu całego nieba. Potem realizowane były najlepsze zgłaszane do NASA propozycje obserwacji wybranych obiektów.

W trakcie obserwacji naukowych satelita jest odwrócony od Ziemi z instrumentami skierowanymi w niebo. Instrumenty naukowe omiatają niebo dzięki ruchom wahadłowym statku. Cała sfera niebieska jest obserwowana co 3 godziny (co 2 obiegi po orbicie). Instrumenty wykonają obserwacje większości nieba 16 razy w ciągu dnia. Ponadto statek może zostać zorientowany w wybrany punkt na sferze niebieskiej w celu wykonania obserwacji wybranego obiektu.

Misja nominalna satelita Fermi trwała 5 lat. Następnie została przedłużona o kolejne 5 lat. W maju 2014 r podczas komisyjnego przeglądu misji astrofizycznych przedłużono ją o kolejne 2 lata, do końca 2015 r.