Autor Wątek: LADEE (kompendium)  (Przeczytany 6710 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
LADEE (kompendium)
« dnia: Marzec 17, 2013, 16:13 »
WPROWADZENIE
LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) jest przygotowywaną amerykańską (NASA) sondą księżycową przeznaczoną do wykonania szczegółowych badań atmosfery i otoczenia pyłowego Księżyca. Do podstawowych celów naukowych misji zaliczają się: precyzyjnie określenie składu chemicznego atmosfery Księżyca i zbadanie procesów odpowiedzialnych za jej rozkład przestrzenny i zmienność (źródła gazów, procesy usuwające gaz i oddziaływania z powierzchnią); oraz scharakteryzowanie środowiska pyłowego w egzosferze Księżyca, w tym zmierzenie jego zmienność czasowej i przestrzennej oraz wpływu na atmosferę gazową. Pojazd dostarczy globalnych pomiarów gęstości i składu chemicznego komponentu gazowego egzosfery Księżyca. Wykona też pomiary zagęszczenia, wielkości ziaren i ładunku elektrycznego pyłu występującego wokół Księżyca. Misja pozwoli też na scharakteryzowanie zmian mierzonych parametrów zachodzących w czasie. Cele te nie znajdują się w programie żadnej innej misji NASA lub innych agencji kosmicznych. Pomiary gazu i pyłu będą prowadzone jednocześnie z pomiarami zjawisk plazmowych wykonywanych przez sondy misji ARTEMIS (Acceleration, Reconnection and Turbulence, and Electrodynamic of Moon's Interaction with the Sun). Bezpośrednie skorelowanie tych różnych rodzajów informacji znacznie zwiększy wartość naukową obu misji. Uzupełniające pomiary wykona też instrument LAMP (Lyman-Alpha Mapping Project) na orbiterze LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter).

Badania wykonane w trakcie misji dostarczą informacji na temat pochodzenia i ewolucji substancji lotnych na Księżycu. Dostarczą tym samym wiedzy na temat fundamentalnych procesów zachodzących w typowej rozrzedzonej egzosferze związanej z powierzchnią (Surface Boundary Exosphere - SBE). Została ona znaleziona wokół takich obiektów jak Merkury, Io i Europa. Może występować też wokół dużych planetoid i obiektów Pasa Kuipera, będąc najpowszechniej występującym typem atmosfery w Układzie Słonecznym. Księżyc jest dobrym celem do badań SBE, ponieważ istniejące próbki i dane teledetekcyjne pozwalają na ścisłe określenie właściwości zewnętrznej warstwy jego powierzchni. Wokół Księżyca występuje też szeroka gama dobrze scharakteryzowanych parametrów środowiskowych, co pozwoli na przetestowanie wykluczających się modeli opisujących zjawiska zachodzące w egzosferze. Zebrane dane mogą mieć też pewne znaczenie podczas planowania misji bezzałogowych i załogowych w przyszłości, zwłaszcza w projektowaniu instrumentów astronomicznych przeznaczonych do umieszczenia na Księżycu.

Gazowa atmosfera Księżyca występuje do wysokości około 50 km. Jest najgęstsza podczas wschodu Słońca w obszarze równikowym. Jest wytwarzana przez regolit, chociaż pewnymi pomniejszymi jej źródłami jest też plazma wiatru słonecznego oraz pył międzyplanetarny. Za uwalnianie substancji lotnych z regolitu odpowiedzialne są takie procesy jak odparowywanie podczas impaktów, indukowany przez fotony UV rozpad minerałów, oddziaływania z plazmą wiatru słonecznego i magnetosfery Ziemi, reakcje chemiczne, działanie zmian temperatur i w pewnym stopniu procesy wewnętrzne. Procesami odpowiedzialnymi za utratę atmosfery są: ucieczka z pola grawitacyjnego, fotojonizacja, reakcje chemiczne, oraz zamrożenie w zimnych obszarach zacienionych. Cząsteczki i atomy związane z Księżycem grawitacyjne znajdują się na trajektoriach balistycznych dopóki nie uciekną z jego pola grawitacyjnego lub nie zostaną przechwycone przez powierzchnię. Dynamika tych procesów jest ściśle zależna od rodzaju rozpatrywanej substancji oraz od czynników zewnętrznych, takich jak częstość zderzeń z meteoroidami, właściwości plazmy w otoczeniu i oświetlenie słoneczne. Obserwacje wykonane podczas misji Apollo oraz przez obserwatoria naziemne pozwoliły jak dotąd na zidentyfikowanie tylko kilku pierwiastków w egzosferze Księżyca - He, K, Na, Ar i Rb. Gęstość tych gazów jest znacznie niższa niż całkowite ciśnienie gazu zmierzone na powierzchni w czasie misji Apollo, tak więc większa część egzosfery pozostaje niezbadana. Jeśli nawet tylko część składu egzosfery jest odbiciem składu regolitu należy spodziewać się znalezienia wielu innych pierwiastków. LADEE umożliwi zidentyfikowanie nowych pierwiastków oraz potwierdzenie wcześniejszych detekcji. Wykona też badania ich rozkładu przestrzennego i zmian czasie, co pozwoli na określenie ich źródeł i sposobu zaniku. Dla pierwiastków których nie uda się wykryć nałożone zostaną górne granice gęstości. Poszukiwanymi substancjami będą Ar, He, H/H2, OH, CH4, CO, CO2, Na, K, Si, Al i Fe.

Rozkład przestrzenny i zmienność czasowa wykrytych do tej pory substancji została dość dobrze scharakteryzowana na podstawie bezpośrednich pomiarów wykonanych podczas misji Apollo oraz obserwacji teledetekcyjnych. W bezkolizyjnych warunkach nad powierzchnią atomy uwolnione z regolitu poruszają się po trajektoriach balistycznych. Następnie wracają na powierzchnię po pokonaniu dziesiątków (lub setek) kilometrów lub uciekają w przestrzeń. Niektóre substancje, np argon koncentrują się po stronie nocnej, a ich największe zagęszczenie występuje na terminatorze o świcie, gdy promieniowanie słoneczne ogrzewa regolit. Różnice w zawartości poszczególnych gazów pomiędzy dniem i nocą zostały zmierzone podczas programu Apollo, a następnie z powodzeniem modelowane. Jednak długofalowa zmienność, będąca skutkiem np. epizodycznych uwolnień gazów z wnętrza Księżyca nie jest dobrze scharakteryzowana. Czas trwania misji wynoszący 100 dni pozwali na wykonanie poszukiwań takich zjawisk.

Nowym problemem zidentyfikowanym już po wyborze misji jest zagadnienie stabilności substancji lotnych występujących na powierzchni Księżyca. Podczas misji LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Spacecraft) potwierdzono wstępowanie lodu wodnego w stale zacienionych kraterach. Ponadto woda i grupa hydroksylowa zostały wykryte w regolicie przez instrument M3 (Moon Mineralogy Mapper) sondy Chandrayaan 1. odkrycie to zostało potwierdzone przez analizę danych z instrumentu HRI (High-Resolution Instrument) sondy Deep Impact/EPOXI oraz VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) sondy Cassini. Nie jest jasne, czy woda i związane z nią substancje są stabilne w skali miliardów lat czy też istnieją zachodzące obecnie dynamiczne procesy odpowiedzialne za ich gromadzenie i utratę. Substancje lotne mogą znajdować się również w egzosferze, w związku z czym LADEE może stwierdzić lub wykluczyć zachodzenie dynamicznych procesów związanych z pokładami wody w strefach polarnych. Wykrycie H2O i/lub OH będzie dowodowemu na regularne chwytanie i uwalnianie tych cząsteczek przez powierzchnię, z możliwą permanentną pułapką w obszarach stale zacienionych. Pomiary zmian ich zawartości w funkcji parametrów środowiska pozwolą na wytypowanie najbardziej prawdopodobnych mechanizmów odpowiedzialnych za nich dynamikę. Pomiary prowadzone wzdłuż terminatora pozwolą na oszacoanie wkładu desorpcji termicznej do całości tych procesów. Pomiary wykonywane podczas przelotów przez wiatr słoneczny i ogon magnetosfery Ziemi pokażą na ile istotne jest bombardowanie powierzchni cząstkami plazmy. Możliwe będzie też oszacowanie wkładu zderzeń z mikrometeoroidami i prawdopodobnie większych impaktów. Jeśli dane LADEE wykażą dużą dynamikę substancji lotnych w egzosferze będzie to dowód na utratę wody z powierzchniowej warstwy regolitu. Może ona ulatywać w przestrzeń kosmiczną lub ulegać pochwyceniu w zacienionych kraterach. Wskaże to na odnawianie się zasobów wody, np na skutek przechwytywania protonów z wiatru słonecznego, reagujących następnie z tlenem w regolicie. Jeśli LADEE nie wykryje obecności wody lub OH będzie do dowód na istnienia bardziej stabilnego układu - trwałego wiązania wody np na skutek sorpcji chemicznej lub w minerałach uwodnionych.

Pył występujący wokół Księżyca prawdopodobnie przemieszcza się na skutek wyraźnych czasowych i przestrzennych różnic w potencjale elektrycznym powierzchni. Powstają one na skutek oddziaływania powierzchni z fotonami i prądami w plazmie. Wahają się od około +10V do -4 kV. Lewitacja pyłu prawie na pewno występuje na wysokości kilku metrów ponad powierzchnią, wywołując tzw efekt świecenia horyzontu (Lunar Horizon Glow - LHG) zarejestrowany przez kamery lądowników Surveyor 5, 6 i 7. Obserwacje wykonane ze statków CSM misia Apollo wskazują też na obecność pyłu na dużych wysokościach, do 100 km. Światło rozproszone na skupiskach pyłu zostało zaobserwowane nawet gołym okiem. Znajdują się one zbyt wysoko, aby ich istnienie można było wyjaśnić tylko za pomocą procesów związanych ze zderzeniami. Dlatego też proponowany jest model fontann pyłowych, w których duży potencjał elektryczny powierzchni na równiku powoduje wyrzucanie drobniejszych cząstek pyłu na duże wysokości po trajektoriach balistycznych. Misja LADEE pozwoli na zebranie informacji na temat tych procesów. Pozwoli na określeni, czy LHG jest wytwarzany tylko przez pył czy też przez egzosferę sodową. Czasowe i przestrzenne korelacje pomiędzy aktywnością w otoczeniu pyłowym a terminatorem, przejściami przez ogon magnetosfery Ziemi i zjawiskami słonecznymi pozwolą też na wykrycie konkretnych mechanizmów odpowiedzialnych za kształtowanie populacji cząstek pyłu.

Misja posiada również kilka istotnych celów inżynieryjnych: przetestowanie systemu komunikacji laserowej pozwalającego na szybki przesył danych z odległości orbity Księżyca; przetestowanie nowej konstrukcji niewielkiego i taniego statku kosmicznego do zastosowań na orbicie Ziemi i badań planetarnych; oraz zademonstrowanie zdolności rakiety Minotaur 5 do wynoszenia sond planetarnych.

Misja LADEE jest zarządzana przez Dyrekcję Misji Naukowych NASA (Science Mission Directorate). Głównym wykonawcą sondy jest Ames Research Center (AMS) w Moffett Field w stanie Kalifornia. Ośrodek ten jest odpowiedzialny również za obsługę misji oraz analizę danych. W programie bierze też udział Centrum Lotów Kosmicznych im. Goddarda (Goddard Space Flight Center - GSFC) w Greenbelt w stanie Maryland i Centrum Lotów Kosmicznych im. Marshalla (Marshall Space Flight Center - MSFC) w  Redstone w stanie Alabana. Ośrodek GSFC jest odpowiedzialny za testy środowiskowe sondy i jej integrację z rakietą nośną. Zarządza też kompleksem White Sands (White Sands Complex - WSC) w okolicach Las Cruces w Nowym Meksyku, którego anteny pasma S posłużą do łączności. W MSFC znajduje się biuro projektu, w obrębie Biura Naukowych Programów Księżycowych (Lunar Science Program Office). Całkowity koszt misji wynosi tylko 236 mln dolarów. Koszt instrumentów naukowych wynosi 37.4 mln dolarów, koszt statku - 74.6 mln, a koszt rakiety - 63.4 mln dolarów. Pozostałe koszty obejmują zarządzanie projektem, planowanie działań podczas misji, analizę danych, wykorzystanie infrastruktury naziemnej oraz projekty edukacyjne.
« Ostatnia zmiana: Marzec 17, 2013, 17:11 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #1 dnia: Marzec 17, 2013, 16:14 »
KONSTRUKCJA
 Sonda LADEE jest niewielkim statkiem kosmicznym. Ma kształt graniastosłupa ośmiokątnego. Szerokość jej korpusu wypis 117 cm a masa startowa - 383 kg. Jej konstrukcja jest oparta na nowo zaprojektowanym modułowym busie dla różnorodnych misji (Modular Common Spacecraft Bus - MCSB). Bus ten został opracowany przez założone w maju 2006 r Biuro Małych Statków Kosmicznych (Small Spacecraft Office) w Ames Research Center (AMS). Program badawczy w tym kierunku prowadzono w latach 2006 - 2008. W jego trakcie analizowano kilka konpecji małych, wielozadaniowych pojazdów kosmicznych których koszt wyniósłby tylko ułamek kosztów obecnie używanych sond.  Prace zaczęto od analiz mikrolądownika księżycowego (Micro-Lunar Lander). W toku dalszych prac, w lipcu 2006 r koncepcja tego lądownika przekształciła się w projekt wielozadaniowego busa pozwalający na szybkie i tanie zbudowanie sondy kosmicznej. W celu jego przetestowania zbudowano prototyp Hover Test Vehicle (HTV). Badania z jego udziałem przeprowadzone pomiędzy październikiem 2007 r a styczniem 2008 r zakończyły się sukcesem, dzięki czemu MCSB został on zaproponowany dla misji LADEE. Jest to pierwsze wykorzystanie tej przyszłościowej konstrukcji. Architektura MCSB pozwala na zbudowanie różnorodnych statków kosmicznych, umożliwiających dostarczanie instrumentów naukowych i inżynieryjnych na orbitę Księżyca, jego powierzchnię, orbity LEO, punktów Lagrangea układu Ziemia - Księżyc i planetoidy typu NEO. Jest on kompatybilny z rakietami Minotaur 4, Minotaur 5 oraz Falcon 1.

W skład sondy LADEE wchodzą następujące elementy: moduł napędowy (Propulsion Module); moduł przedłużający (Extension Module); moduł ładunku (Payload Module), bus (Bus Module); oraz zespół radiatora (Radiator Assembly).
« Ostatnia zmiana: Marzec 17, 2013, 16:18 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #2 dnia: Marzec 17, 2013, 16:19 »
 Moduł napędowy stanowi dolną część sondy. Jego konstrukcja mechaniczna składa się z ośmiokątnego panelu dolnego oraz trzech prostokątnych paneli wewnętrznych. Dwa mniejsze panele wewnętrzne są przymocowane do obu stron panelu większego, pod kątem prostym. Zewnętrzna strona panelu dolnego jest połączona z łącznikiem z górnym stopniem rakiety nośnej. W jej centrum znajduje się otwór w którym zainstalowano dyszę silnika głównego. Na zewnątrz umieszczono dwa niewielkie panele z silnikami kontroli orientacji. Do mniejszych paneli wewnętrznych przymocowane są dwa kuliste zbiorniki paliwa, podobne do nich dwa zbiornik utleniacza oraz dwa mniejsze zbiorniki gazu podnoszącego ciśnienie w systemie paliwowym (helu). System kontrolujący zawory stanowi osobną jednostkę elektroniki (Valve Driver Unit - VDU). Układ paneli wewnętrznych jest też miejscem instalacji linii paliwowych, zaworów, VDU oraz kabli zasilania i wymiany danych. Wszystkie elementy strukturalne tego modułu i modułów pozostałych są wykonane z lekkich płyt z kompozytu opartego na włóknie węglowym. Mają one strukturę plastra miodu. Są wzmocnione elementami aluminiowymi i tytanowymi. Podczas projektowania struktury głównymi założeniami była maksymalna prostota i niski koszt.

Moduł przedłużający jest strukturą obejmującą od zewnątrz moduł napędowy. Jego konstrukcja mechaniczna jest wykonana z dwóch ram w formie graniastosłupów ośmiokątnych pozbawionych podstaw. Rama górna posiada 4 listwy poprzeczne w jej górnej części. Łączy się z dolną podstawą struktury modułu ładunku. Rama dolna łączy się z panelem dolnym modułu napędowego. Ściany boczne obu ram są puste w środku. Przestrzenie te są zamknięte prostokątnymi panelami słonecznymi.

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Marzec 17, 2013, 16:20 »
Moduł ładunku zawiera dwa największe instrumenty sondy - LLCD i MNS. Jego konstrukcja mechaniczna składa się z 4 ram o kształcie graniastosłupa o podstawie w formie deltoidu. Są one połączone ze sobą dłuższymi ścianami bocznymi tak, że tworzą graniastosłup ośmiokątny łączący się od dołu z górną częścią modułu przedłużającego, a od góry - z dolną częścią busa. W centrum górnej części tego modułu, na zbiegu ścian bocznych jego paneli strukturalnych umieszczono czworościenną strukturę zawierającą cztery koła reakcyjne systemu kontroli orientacji przestrzennej. Na ścianach wewnętrznych zainstalowany jest modem instrumentu LLCD i jego jednostka elektroniki kontrolnej, a także masy balastowe pozwalające na uzyskanie odpowiednich charakterystyk masowych pojazdu (lokalizacja środka ciężkości, bezwładność itp). Ściany zewnętrzne elementów strukturalnych są puste w środku i zamknięte prostokątnymi panelami słonecznymi. Jedna ze ścian jest zajęta w całości przez instrument NMS. Ściana przeciwległa posiada panel słoneczny wycięty w środku. W miejscu tym zainstalowano moduł optyki LLCD. Umieszczenie tych dwóch największych instrumentów po przeciwnych stronach sondy pozwoliło na zachowanie odpowiedniej pozycji środka ciężkości.
« Ostatnia zmiana: Marzec 17, 2013, 16:22 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #4 dnia: Marzec 17, 2013, 16:22 »
 Bus stanowi przejście między modułem ładunku a zespołem radiatora. Ma on kształt ściętego ostrosłupa ośmiokątnego pozbawionego podstaw. Od dołu łączy się z górną częścią konstrukcji mechanicznej modułu ładunku a od góry - z zespołem radiatora. Jego konstrukcja mechaniczna jest złożona z ramy w formie ostrosłupa, którego ściany zewnętrzne są puste w środku i zamknięte panelami słonecznymi o kształcie trapezów.

Zespół radiatora obejmuje panel radiatora zamykający konstrukcję sondy od góry. Jest on połączony z górną krawędzią konstrukcji mechanicznej busa. Na jego stronie zewnętrznej umieszczono pozostałe instrumenty sondy - LDEX i UVS. Ponadto zainstalowano tam dwie głowice optyczne szperaczy gwiazd, antenę omnikierunkową oraz antenę średniego zysku. Na stronie wewnętrznej panelu radiatora zainstalowano zintegrowaną jednostkę elektroniki obsługującą systemy sondy, jednostkę elektroniki szperaczy gwiazd, trzy jednostki elektroniki układu komunikacyjnego, baterię, oraz bezwładnościową jednostkę odniesienie układu nawigacyjnego. Umieszczenie tych elementów wyposażenia na radiatorze uprościło projketowanie i testy sondy. Są one przymocowane do panelu za pomocą łączników aluminiowych.

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #5 dnia: Marzec 17, 2013, 16:23 »
System zasilania (Electrical Power Subsystem - EPS) zawiera 31 niewielkich paneli słonecznych zainstalowanych na ścianach zewnętrznych modułu przedłużającego, modułu ładunku i busa. Rozwiązanie takie zmniejsza produkcję energii w stosunku do ruchomych paneli słonecznych śledzących Słońce. Jednak jednocześnie pozwala na zminimalizowanie ilość części rozkładanych i ruchomych, zwiększając niezawodność. Ponadto gwarantuje produkcję energii w prawie każdej orientacji przestrzennej, zapewniając bardzo wiarygodny tryb bezpieczny w czasie poważniejszych problemów. Panele słoneczne są połączone z baterią litowo - jonową umieszczoną na wewnętrznej stronie panelu radiatora poprzez kartę kontroli paneli w zintegrowanej jednostce awioniki pojazdu. Normalny pobór mocy wynosi 295 W.

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #6 dnia: Marzec 17, 2013, 16:24 »
 System komputerowy sondy zawiera awionikę zarządzania danymi i komendami (Command and Data Handing - C&DH) oraz elektronikę systemu zasilania EPS. Elektronika EPS obejmuje układy pozwalające na rozprowadzania zasilania, obsługę paneli słonecznych i ładowania baterii, oraz układy kontrolujące elementy pirotechniczne. C&DH pozwala na odbieranie i relazację komend oraz kontrolę stanu sondy. Cała elektronika znajduje się w pojedynczej zintegrowanej jednostce awioniki (Integrated Avioinic Unit - IAU) zainstalowanej na wewnętrznej stronie panelu radiatora. Jest oparta na 8-wejściowej architekturze 3U cPCI (Compact Peripheral Component Interface) firmy Broad Reach Engineering z Tempe w stanie Arizona. Wcześniej został on wykorzystany na satelicie XSS-11 (Experimental Satellite System 11) - wojskowym mikrosatelicie inżynieryjnym umieszczonym na orbicie 11.04.2005 r. IAU zawiera centralną jednostkę obróbki danych (Central Processing Unit - CPU); analogową płytę wielozadaniową (Analog Multi-Operations Avionics Board - AMOAB); cyfrową płytę wielozadaniową (Digital Multi-Operations Avionics Board - DMOAB); kartę kontroli paneli słonecznych (Solar Array Control Integration Board - SACI); dwie karty przełączników zasilania i urządzeń pirotechnicznych (Power Switching and Pyro Integration Board - PAPI); oraz dwie płyty SATORI. Ponadto po wewnętrznej stronie dwóch paneli IAU (panelu L i R) umieszczono dwa konwertery zasilania DC-DC.

Zasadniczym elementem podsystemu C&DH jest odporny na promieniowanie procesor 133 MHz RAD 750 firmy BAE Systems. Jest on zainstalowany na CPU będącym osobną płytą elektroniki.  Jest wyposażony w pamięć SDRAM 128 Mb  i  EEPROM 256 Kb. Ponadto CPU jest wyposażony w porty UART (Universal Asynchronous Receiver and Transmitter) i JTAG (Joint Test Action Group).

Płyty AMOAB i DMOAB zawierają interfejsy systemu komunikacyjnego i instrumentów (Communication and Payload Interface - CAPI) oraz interfejs systemu kontroli orientacji przestrzennej i stanu systemów (State of Health Monitoring and Attitude Control Interface - SMACI). DMOAB obsługuje instrumenty NMS oraz LLCD. AMOAB obsługuje instrument UVS oraz grzejniki RS422, AD590 i PRT instrumentu LDEX. Na płytach tych znajduje się układ FPGA firmy Actel, pamięć SRAM 2 Mb, pamięć TMR Flash 768 Mb, 47 kanałów pomiarów temperatury AD590, 12 kanałów szperaczy gwiazd,  24 kanały analogowe ogólnego przeznaczenia, 20 przekaźników RS422/LVDS, 20 odbiorników RS422/LVDS 24 wyjścia dyskretne (3.3V - 5V) i 24 wejścia dyskretne (3.3V - 28V) MIL-STD-1553. Jest wyposażona w złącze 256 szpilowe Glenair E1-1459-1.

Płyta SACI pozwala na przesył energii z paneli słonecznych o natężeniu 30 A przez 14 kanałów.

Płyta PAPI obsługuje 23 linie zasilania.

Płyta SATORI pozwala na ochronę instrumentów naukowych przed skokami napięcia.

Oprogramowanie sondy zostało opracowane przez ARC na bazie wcześniejszych doświadczeń. Pozwala na zarządzanie komendami i danymi oraz zarządzanie podstawowymi systemami statku (zasilania, kontroli temperatury, napędu, instrumentów) i jego funkcjami (wykrywanie anomalii, kontrola poszczególnych trybów pracy).

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #7 dnia: Marzec 17, 2013, 16:24 »
 System napędowy pojazdu wykorzystuje paliwo dwuskładnikowe - hydrazynę monometylową (Monomethylhydrazine - MMH) i utleniacz MON-3 zarówno w silniku głównym jak i w silnikach kontroli orientacji. Paliwo jest zgromadzone w dwóch kulistych zbiornikach przymocowanych do paneli wewnętrznych modułu napędowego. Utleniacz znajduje się w dwóch podobnych kulistych zbiornikach. Gaz używany do podwyższania ciśnienia w układzie paliwowym (hel) znajduje się w dwóch małych kulistych zbiornikach nad zbiornika głównymi. Linie paliwowe i kable są zainstalowane na panelach wewnętrznych. System ten posiada jeden silnik główny (Orbit Control System Truster - OCS), którego dysza znajduje się w centrum panelu dolnego sondy. Służy on do przeprowadzenia głównych korekt trajektorii oraz wejścia na orbitę okołoksiężycową. Ponadto pojazd jest wyposażony w 6 silników kontroli orientacji (Reaction Control System Thruster - RCS) przestrzennej o ciągu 22 N. Tworzą one dwa zespoły po 3 silniki skierowane w różnych kierunkach. Są zainstalowane na dwóch małych panelach zamocowanych na zewnątrz panelu dolnego, skośnie w stosunku do jego powierzchni.

System kontroli orientacji przestrzennej (Attitude Control Subsystem - ACS) obejmuje dwa szperacze gwiazd (Star Tracker - ST), bezwładnościową jednostkę odniesienia (Inercial Measurement Unit - IMU), silniki RCS wchodzące w skład systemy napędowego oraz koła kreacyjne (Reaction Wheel Assembly - RWA). Zespół szperaczy gwiazd składa się z dwóch głowic optycznych umieszczonych na zewnątrz panelu radiatora. Ich elektronika znajduje się w pojedynczej jednostce elektroniki zainstalowanej na wewnętrznej stronie tego panelu. Jednostka IMU jest umieszczona również na wewnętrznej stronie panelu radiatora, na jego środku. Zawiera żyroskopy laserowe oraz przyspieszeniomierze. Koła reakcyjne RWA są głównymi urządzeniami wykonawczymi systemu ACS. Pojazd posiada 4 koła, z których jedno jest zapasowe. Są one zainstalowane na ażurowej, czworościennej strukturze mechanicznej zlokalizowanej w centrum modułu ładunku. Silniki RCS umożliwiają usuwanie nadmiaru pędu z kół reakcyjnych. Są też przeznaczone do użycia po wejściu pojazdu w tryb bezpieczny. Ponadto umożliwiają niewielkie korekty orbity i asystę przy większych korektach wykonywanych za pomocą silnika OCS.

Pojazd jest nominalnie stabilizowany trójosiowo. Umożliwia precyzyjne pozycjonowanie instrumentów podczas obserwacji w kierunku ruchu orbitalnego, w kierunku krawędzi traczy Księżyca, oraz podczas zasłonięć Słońca przez Księżyc. Ponadto ACS posiada trzy inne tryby kontroli orientacji: obrót o 360 stopni w czasie jednej orbity okołoksiężycowej wokół osi +Z, pozycjonowania osi Z wzdłuż wektora szybkości podczas manewrów korekt orbity okołoksiężycowej, oraz rotacji wzdłuż osi Z w celu zapewnienia odpowiednich parametrów termicznych podczas lotu do Księżyca.

System komunikacyjny (Radio Frequency Subsytstem - RF) posiada konstrukcję modułową. Transponder został dostarczony przez firmę Comtech Telecomunications Corp z Melville w stanie Nowy Jork (wcześniej AeroAstro). Składa się z oddzielnych modułów nadajnika, odbiornika oraz wzmacniacza dużej mocy (High Power Amplifier - HPA). Elementy te są zainstalowane w podzielnych jednostkach o objętości 7 cali sześciennych, umieszczonych na wewnętrznej stronie radiatora. Moc nadawanego sygnału wynosi nominalnie 5 W. RF posiada pojedynczą płytę interesów i kontroli zasilania. Pozlwa ana plastyczne zmiany zmiany mocy nadajnika. Do odbioru komend i przesyłania danych służą dwie anteny umieszczone na zewnątrz panelu radiatora, w jego rogach - antena omnikierunkowa (Omni Antenna - OA) o szerokim polu widzenia oraz antena średniego zysku (Mednium Gain Antenna - MGA) o węższym polu widzenia. Anteny te zostały opracowane przez AMS. Są antenami mikropasmowymi. Każda z nich składa się z pary skrzyżowanych dipoli. Sygnał jest spolaryzowany kołowo nad powierzchnią konstrukcji sondy i liniowo (poziomo) w kierunku horyzontu.

Zarówno w łączy sonda - Ziemia jak i Ziemia - sonda wykorzystywane jest pasmo S (1760 - 2300 MHz). Pomiary naukowe nie generują dużej ilości danych, tak więc wysoka szybkość transmisji nie jest potrzebna. Dane telemetryczne mogą być transmitowane z szybkościami 1, 10, 25 lub 50 kbps. Odbiór komend odbywa się z szybkością 1 lub 4 kbps.

Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają grzejniki, panel radiatora stanowiący górną część struktury sondy, izolacja wielowarstwowa oraz sensory temperatury AD590-MF. Izolacja pokrywa odsłonięte części sondy i wewnętrzną stronę paneli słonecznych. Ramy strukturalne z panelami słonecznymi są pomalowane białą farbą S13 GLO. Radiator jest pokryty reflektorami optycznymi (Optical Surface Reflector - OSR) pozwalającymi na zachowanie jego niskiej temperatury.
« Ostatnia zmiana: Marzec 17, 2013, 17:15 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #8 dnia: Marzec 17, 2013, 16:25 »
WYPOSAŻENIE
W skład wyposażenia naukowego sondy LADEE wchodzą: detektor pyłu (Lunar Dust Experiment - LDEX); Spektrometr ultrafioletu i światła widzialnego (Ultraviolet/Visible Spectrometer - UVS); oraz spektrometr masowy gazu neutralnego (Neutral Mass Spectrometer - NMS). Ponadto sonda wykona jeden eksperyment inżynieryjny - demonstrację komunikacji laserowej (Lunar Laser Communications Demonstration - LLCD). Instrumenty LDEX i UVS znajdują się na zewnętrznej stronie panelu radiatora. Instrument NSM i osprzęt eksperymentu LLCD znajdują się w module ładunku.

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #9 dnia: Marzec 17, 2013, 16:27 »
LDEX
Detektor pyłu pozwala na bezpośrednią rejestrację pyłu o ziarnach wielkości od 100 nm do 5 µm. Tym samym pozwala na określenie zagęszczenia i rozkładu wielkości ziaren pyłu występującego nad powierzchnią Księżyca. Umożliwia zbadanie zmian czasowych i przestrzennych tych parametrów. Instrument ten jest najczulszym detektorem pyłu jaki do tej pory zbudowano na potrzeby misji kosmicznej. Jest też pierwszym tego typu urządzeniem zoptymalizowanym do pracy przy poziomie UV występującym nad oświetloną stroną Księżyca. Ponadto jest to pierwsze urządzenie które wykona bezpośrednie pomiary cząstek pyłu wybitych z powierzchni ciała skalnego.

Instrument LDEX znajduje się na panelu radiatora sondy LADEE. Jest do niego przymocowany poprzez trzy stopki za pomocą 9 śrub 8-32. Jest uziemiony w dwóch miejscach. Jego izolacja wielowarstwowa ma własne uziemienie. Odpowiednia temperatura urządzenia jest utrzymywana za pomocą jednego z dwóch grzejników obsługiwanych przez dwa sensory temperatury AD590. Są one zainstalowane na zewnątrz jego konstrukcji.

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #10 dnia: Marzec 17, 2013, 16:29 »
Urządzenie jest zbudowane z systemu detekcyjnego oraz jednostki elektroniki. Są one połączone ze sobą tak, ze urządzenie stanowi pojedynczą jednostkę o wymiarach 15 x 15 x 20 cm. Jego masa wynosi 3.6 kg. Szczytowy pobór mocy wynosi 6.11 W, a pobór w czasie normalnego działania - 3.8 W. Szybkość transmisji danych wynosi 1 kbps (64 megabity na dzień). Podczas prac nad instrumentem wykorzystano rozwiązania sprawdzone w detektorach pyłu satelity HEOS 2 (Highly Eccentric Orbiting Satellite 2) umieszczonego na orbicie 31.01.1972 r oraz sond Ulysses, Galileo i Cassini.
« Ostatnia zmiana: Marzec 17, 2013, 16:30 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #11 dnia: Marzec 17, 2013, 16:31 »
Instrument rejestruje masę pojedynczych ziaren pyłu o masie większej lub równej 1.7 x 10^-16 kg (średnica większa lub równa 0.3 µm) uderzających z szybkością około 1.7 km/s. Drobiny o takiej wielkości powinny być wytwarzane podczas uderzeń mikrometeoridów w powierzchnię Księżyca. Powinny tworzyć symetryczną chmurę wokół niego. W otoczeniu Księżyca nie zostały do tej pory zarejestrowane bezpośrednio, z powodu niedostatecznej czułości stasowanych instrumentów. Sonda Galileo zarejestrowała jednak pył tego typu wokół księżyców Jowisza. Ponadto LDEX rejestruje sumaryczny ładunek elektryczny wytwarzany przez uderzenia ziaren pyłu generujące sygnał mniejszy od progu detekcji uderzeń indywidualnych. Pozwala to na wykonanie poszukiwań pyłu o ziarnach średnicy 0.1 - 0.3 μm. Takie niewielkie drobiny pyłu powinny być unoszone ponad powierzchnię na skutek oddziaływań z plazmą nad terminatorem. Powinny koncentrować się nad terminatorem i podlegać dużej zmienności w czasie. W celu określenia gęstości pyłu nad terminatorem możliwe jest osiągnięcie rozdzielczości czasowej pomiarów lepszej od 3 sekund. Pozwala to na wykonanie co najmniej 100 pomiarów w czasie 6 minut na 20-stopniowym łuku orbity podczas zbliżania się do terminatora.

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #12 dnia: Marzec 17, 2013, 16:32 »
 System detekcyjny instrumentu składa się z celu dla ziaren pyłu, siatki skupiającej jony, wzmacniacza czułeo na ładunek (Charge Sensitive Amplifier - CSA); oraz detektora w postaci płyty mirokanałowej (Microchannel Plate - MCP). Otwór wejściowy instrumentu w czasie startu i lotu na Księżyc jest chroniony za pomocą klapy otwieranej jednorazowo przed rozpoczęciem programu naukowego. Poza tym urządzenie nie posiada ruchomych części. Otwór jest ponadto osłonięty filtrem usuwającym jony wiatru słonecznego. Ma on postać siatki do której przyłożone jest napięcie. Cząstki pyłu wchodzące do instrumentu uderzają w cel o kształcie półsferycznym. Jest on pokryty rodem i dokładnie wypolerowany. Ma powierzchnię około 0.01 metra kwadratowego. Na skutek zderzenia powstaje chmura plazmy złożona z jonów i elektronów. Siatka skupiająca jony ma kształt półsfery. Wytwarza radialne pole elektryczne pozwalające na oddzielnie jonów od elektronów. Jest do niej przyłożone napięcie -200 V. Pod nią znajduje się połaska siatka do której przykładane jest napięcie -1600 V. Jest ona otoczona płytą pod napięciem -1100 V. Poniżej znajduje się detektor MCP pod napięciem -1100 V. Elektrony są zbierane na celu i mierzone przez wzmacniacz czuły na ładunek CSA. Jony natomiast są skupiane przez pole elektryczne na MCP. Jest on zlokalizowany pod siatką skupiającą. Anoda MCP jest podzielona na dwie części o równej powierzchni. Każda z nich odbiera około połowy sygnału. Pozwala to na usunięcie z pomiarów oddziaływań z pojedynczą cząstką, np z wysokoenergetycznym jonem słonecznym lub cząstką promieniowana kosmicznego, ponieważ wytwarzają one sygnał tylko w jednym kanale MCP. Oba sygnały z MCP są przekazywane do wzmacniaczy ładunek-napięcie (I/V). Mierzą one impuls ładunku wytwarzany przez uderzenie ziarna pyłu. Pomiar ładunku wywoływanego przez uderzenie jest odbierany jednocześnie z CSA i MCP. Po uwzględnieniu kalibracji laboratoryjnej służy do wyliczenia masy i wielkości ziarna pyłu.

Detekcja skumulowanego sygnału wytwarzanego przez ziarna pyłu o wielkości 0.1 - 0.3 μm jest możliwa przy spodziewanej częstości uderzeń 10^3 cząstek na sekundę. W takim wypadku będą one wytwarzały sumaryczny ładunek na poziomie 10^5 e/s, porównywalny lub większy od wytwarzanego przez pojedyncze uderzenie cząstki o wielkości większej od 0.3 μm. Podczas pomiarów tego typu sygnał z MCP jest kumulowany przez 0.1 sekundy. Skumulowany ładunek powinien wzrastać w czasie przelotów nad terminatorem. Sygnał ten obejmuje też szum wytwarzany przez wszystkie źródła (np promieniowanie UV i cząstki energetyczne). Tło jest mierzone co 10 s i odejmowane podczas analizy danych. Polega to na uzyskiwaniu czystego odczytu z MCP, bez sygnału wytwarzanego przez jony wytwarzane przez cząstki pyłu. Jest to realizowane poprzez przełączanie napięcia na siatce skupiającej jony z -200 V do +28 V na czas 1 sekundy, z częstotliwością 0.1 Hz. Napięcie dodatnie zatrzymuje wtedy wszystkie jony generowane przez pył.

Dzięki odpowiednie geometrii instrumentu i dokładnemu wypolerowaniu powierzchni celu dla ziaren pyłu promieniowanie UV ze Słońca jest odbijane przez cel tak, że nie trafia bezpośrednio w MCP. Do detektora może więc dotrzeć tylko promieniowanie rozproszone. Skutecznie redukuje to poziom tła UV i pozwala na prowadzenie pomiarów po dziennej stronie Księżyca.

Elektronika instrumentu filtruje sygnał z MCP i CSA, zarządza komendami, monitoruje stan urządzenia oraz pozwala na konwersję zasilania. LDEX nie posiada procesorów - wszystkie funkcje logiczne są wykonywane przez układ FPGA (Field Programmable Gate Array).

Instrument LDEX został opracowany przez Laboratorium Fizyki Atmosferycznej i Kosmicznej (Laboratory for Atmospheric and Space Physics - LASP) Uniwersytetu Stanu Kolorado (University of Colorado) w Boulder. W projekcie uczestniczył również Instytut Fizyki Jądrowej im. Maxa Plancka (Max-Planck-Institute for Nuclear Physics) w Heidelbergu w Niemczech i Instytut Nauk Geofizycznych (Institute for Geosciences) Uniwersytetu Stuttgartskiego (University of Stuttgart). Na potrzeby przyszłych misji instrument można zmodyfikować tak, aby mógł dokonywać badań składu chemicznego ziaren pyłu poprzez analizę czasu przelotu jonów. Dzięki niewielkiej masie i małym poborze mocy instrument tego typu może być zastosowany w bardzo różnorodnych misjach naukowych w Układzie Słonecznym.
« Ostatnia zmiana: Marzec 17, 2013, 16:34 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #13 dnia: Marzec 17, 2013, 16:35 »
UVS
Spektrometr ultrafioletu i światła widzialnego umożliwia badanie zawartości gazu i pyłu w atmosferze Księżyca poprzez obserwacje krawędzi tarczy Księżyca oraz zasłonięć Słońca przez tarczę. Pozwala na monitorowanie zawartości dwóch znanych gazów występujących w egzosferze - sodu i potasu, oraz na wykonanie poszukiwań substancji spodziewanych - OH, H2O, Si, Al, Mg, Ca, Ti i Fe. W przypadku pomiarów zagęszczenia pyłu instrument pozwala na wykonanie jego poszukiwań zarówno na wysokościach od kilku km do 50 km (w trybie obserwacji krawędzi tarczy) jak i bardzo blisko powierzchni (w trybie zakryciowym).

Instrument UVS znajduje się na zespole radiatora sondy LADEE. Jego konstrukcja oparta jest na instrumencie VisSpec (Visible Spectrometer) sondy LCROSS. Masa urządzenia wynosi 3.98 kg, a średni pobór mocy - 14 W. Instrument pracuje w zakresie spektralnym 230 - 810 nm z rozdzielczością spektralną <1 nm. Ten zakres długości fal został wybrany w celu pokrycia dużej ilości linii emisyjnych spodziewanych gazów (np 589.6 nm dla sodu i 309 nm dla OH). W skład urządzenia wchodzą trzy elementy: teleskop obserwujący krawędź tarczy (Limb Telescope - LT); system obserwujący zasłonięcia Słońca (Solar Occultation Viewer - SOV), oraz spektrometr (UVS Spectrometer). Elementy te stanowią odrębne jednostki połączone kablami i światłowodowymi. Są zainstalowane na wspólnej płycie montażowej przymocowanej do panelu radiatora za pomocą 7 śrub 8-32. Powierzchnie poszczególnych jednostek, boki płyty montażowej oraz jej spód są pokryte izolacją wielowarstwową. Instrument jest uziemiony w dwóch miejscach - przy spektrometrze i przy obu jednostkach optyki. Temperatura instrumentu jest kontrolowana poprzez 6 sensorów temperatury AD590-MF zainstalowanych przy grzejnikach złożonych z folii z hysolu EA9394 i kaptonu. Przy spektrometrze znajdują się trzy sensory i grzejniki. Dwa grzejniki pozwalają na utrzymywanie temperatury zapobiegającej degradacji (jeden jest zapasowy) a jeden - na uzyskanie temperatury operacyjnej oraz na okresowe wygrzewanie spektrometru w wyższej temperaturze. Przy LT znajdują się dwa sensory oraz jeden grzejnik, służący do utrzymania temperatury operacyjnej oraz do jego okresowego wygrzewani. Przy SOV umieszczono jeden sensor i grzejnik.

Scorus

  • Gość
Odp: LADEE (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Marzec 17, 2013, 16:37 »
 Teleskop do obserwacji krawędzi tarczy LT w czasie programu naukowego jest skierowany na obszar znajdujący się zaraz nad powierzchnią Księżyca. Dzięki temu pozwala na rejestrację emisji gazów występujących w egzosferze (K, Na, Al, Si, Ca, Li, OH, H2O) oraz światła słonecznego rozproszonego na pyle. Wykrycie pyłu jest możliwe przy koncentracji ziaren o wielkości do 100 nm na poziomie 10^-4 drobin na centymetr sześcienny.  W czasie typowej orbity naukowej obserwacje te są scentrowane na lokalnym poranku, wieczorze i północny. W czasie tych pomiarów orientacja statku kosmicznego jest dobrana tak, że teleskop jest zwrócony na obszar odległy od powierzchni o nie więcej niż 20 km. Następnie statek wykonuje przechył w kierunku krawędzi tarczy, aż powierzchnia Księżyca wypełni całe pole widzenia teleskopu. Następnie pole widzenia jest podnoszone do czasu aż teleskop może obserwować region znajdujący się na wysokości 50 km ponad powierzchnią. Pozwala to na zaobserwowanie różnic w koncentracji gazów na różnych wysokościach. Ponadto umożliwia kalibrację poprzez obserwacje światła zodiakalnego i światła rozproszonego na powierzchni Księżyca. W czasie startu i lotu do Księżyca otwór wejściowy teleskopu jest chroniony przez zanieczyszczeniami przez klapę. Zostanie ona jednorazowo otwarta na orbicie Księżyca za ponocną odpowiedniego mechanizmu (Aperture Door Mechanism - ADM).

System do obserwacji zakrycia Słońca SOV jest dyfuzorem. Pozwala na obserwacje Słońca wychodzącego zza traczy Księżyca lub chowającego się za nią. Ten tryb obserwacji umożliwia osiągnięcie bardzo wysokiego współczynnika sygnału do szumu (>500) przy bardzo krótkich czasach ekspozycji (poniżej 20 milisekund). Pozwala to na poszukiwania pyłu na bardzo niskich wysokościach (poniżej 1.5 km, możliwe że od 300 m) poprzez rejestrację rozproszonego światła słonecznego. Obserwacje takie mogą być prowadzone do wysokości 50 km ponad powierzchnią. SOV pozwala na rejestrowanie ziaren pyłu o wielkości do 100 nm przy koncentracji 10^-4 drobin na centymetr sześcienny.

Światło zebrane przez LT i SOV jest doprowadzane za pomocą światłowodów do spektrometru. Zawiera on siatkę dyfrakcyjną oraz detektor rejestrujący spektrogram. W jednostce tej znajduje się również system elektroniczny instrumentu umożliwiający konwersję zasilania, przetwarzanie danych, przyjmowanie i wykonywanie komend odraz kontrolę stanu urządzenia.

Instrument UVS został opracowany przez Ames Research Center. W projekcie uczestniczyły też firmy Aurora Design and Technology Inc, z Palm Harbor w stanie Floryda oraz Visioneering LLC z Boise w stanie Idaho.