LADEE (kompendium)

[Scorus]

NMS
Spektrometr masowy gazu neutralnego pozwoli na precyzyjne zmierzenie zawartości kilku pierwiastków w egzosferze Księżyca i uściślenie górnych limitów zawartości innych.  Do tej pory w egzosferze znaleziono tylko He (z wiatru słonecznego), K, Na (z regolitu), Ar-40 i Rn-222 (z wnętrza Księżyca). Na szereg innych pierwiastków nałożono górne limity zawartości. Ponadto instrument pozwoli na wykonanie pomiarów czasowej i przestrzennej zmienności w zawartości poszczególnych substancji. Instrument umożliwi również wykrycie możliwych sporadycznych zjawisk uwalniania gazów z wnętrza Księżyca oraz badania procesów związanych z uwalnianie ich z regolitu pod wpływem oddziaływań z plazmą i desorpcji. NMS pozwoli na zmierzenie zawartości neutralnych atomów helu i argonu oraz niektórych jonów. Wraz z UVS pozwoli na określenie zawartości kilku innych substancji (np. Mg, Al, Kr, Xe, CO, H4, H2, OH, Si, Al, Fe, CO2, H, N, C, N2, O i S). Na zawartość pierwiastków których nie uda się wykryć nałożone zostaną górne granice zawartości, znacznie obniżone w stosunku do istniejących obecnie. Instrument charakteryzuje się bardzo wysoką czułością, dzięki czemu dostarczy wiarygodnych pomiarów składu bardzo rozrzedzonej atmosfery Księżyca. Osiągnięto to poprzez wytwarzanie elementów urządzenia w bardzo wysokiej próżni. Pozwoliło to na znacznie zredukowanie szumu tła w stosunku do analogicznych urządzeń używanych podczas programu Apollo.

Instrument NMS znajduje się na zewnątrz modułu serwisowego sondy LADEE. Płyta montażowa instrumentu jest wykonana ze stopu aluminium Al 6061-T6. Jest przymocowana to płyty interfejsu ze statkiem, złożonej ze stopu tytanu i glonu Ti6AL4V za pomocą śrub 10-32. Ta ostatnia jest przymocowana do panelu statku kosmicznego za pomocą 18 śrub 8-32. Urządzenie jest uziemione w dwóch miejscach. Pokrywa je arkusz izolacji wielowarstwowej. Masa instrumentu wynosi 11.3 kg, średni pobór mocy - 34.4 W, a szybkość transmisji danych - 3.5 kbps. Całe urządzenie ma wymiary 38.1 x 11.5 x 8.6 cm. Instrument może identyfikować atomy o masach w zakresie 1 - 150 Da z rozdzielczością jednej jednostki w całym zakresie. Czułość wynosi 10^-2 (zliczeń / s ) / (cząstek / cm^-3).

[Scorus]

 NMS jest kwadrupolowym spektrometrem masowym. Jego konstrukcja jest oparta na urządzeniach NGIMS (Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer) sondy CONTOUR (Comet Nucleus Tour). Zbudowano go na bazie modelu inżynieryjnego (Engineering Unit - EU) tego instrumentu. Analizator masy jonów i optyka jonowa są podobne do analogicznych elementów instrumentu INSM (Ion and Neutral Gas Mass Spectrometer) sondy Cassini. Jednak czułość NSM została w stosunku do niego zwiększona o czynnik 10 dzięki zmodyfikowaniu działa elektronowego i optyki skupiającej jony. Elektronika została zaadaptowana z instrumentu SAM (Samples Analysys on Mars Package) łazika MSL (Mars Science Laboratory).

NMS składa się z systemu detekcyjnego czyli kwadrupolowy spektrometru masowego (Quadrupole Mass Spectrometer - QMS) oraz głównej jednostki elektroniki (Main Electronics Box - MEB). Elementy te są umieszczone na wspólnej płycie montażowej i zamknięte we wspólnej obudowie otoczonej izolacją wielowarstwową. Urządzenie stanowi więc pojedynczą jednostkę. Instrument posiada również własne grzejniki. Ma wymiary 43.2 x 24.5 x 37.0 cm.

[Scorus]

QMS jest złożony z serii metalowych komór w których utrzymywana jest ścisła próżnia. Zawiera on następujące elementy: otwarte źródło jonów, zamknięte źródło jonów, zawór ciśnieniowy Bayarda-Alperta, deflektor, zespół soczewek magnetycznych, analizator kwadrupolowy wraz ze związaną z nim elektroniką, oraz detektor jonów. W czasie startu i lotu na Księżyc otwory wejściowe źródeł jonów są chronione przed zanieczyszczeniami przez kapturek ochronny (Break-off Cap - BOC) wykonany z metalu i materiałów ceramicznych. Zostanie on odrzucony pirotechnicznie na orbicie okołoksiężycowej.

Zamknięte źródło jonów pozwala na wiarygodne pomiary stężenia helu i argonu oraz innymi nie reagującymi  z powierzchnią instrumentu substancjami neutralnymi. Ich pomiary nie są zaburzane przez wielokrotne zderzenia atomów ze ścianami urządzenia przed jonizacją. Atomy neutralne wchodzące do źródła przez jego otwór wejściowy przechodzą do obszaru jonizacji. Tam są jonizowane poprzez bombardowanie wiązką elektronów z działa elektronowego. Produkuje ono elektrony na drodze emisji termoelektrycznej. Są one przyspieszane do energii 75 eV w polu magnetycznym i skupiane w postaci wiązki przez elektrodę. Atomy i cząsteczki wchodzą do źródła jonizacji w postaci strumienia prostopadłego do wiązki elektronów. Podczas przechodzenia wysokoenergetycznych elektronów przez strumień gazu duże fluktuacje pola magnetycznego wokół cząsteczek neutralnych prowadzą do ich fragmentacji i jonizacji.

Otwarte źródło jonów pozwala na wykrywanie pozostałych atomów neutralnych oraz jonów, reagujących chemicznie  z powierzchnią instrumentu. Atomy neutralne i jony wchodzące przez jego otwór wejściowy. Następnie przechodzą przez pułapkę jonową/deflektor, która w przypadku pomiarów gazu neutralnego usuwa jony. Potem atomy wchodzą do obszaru jonizacji, gdzie są przekształcane w jony poprzez bombardowanie wiązką elektronów z osobnego działa elektronowego. Podczas pomiarów jonów działo elektronowe jest wyłączone.

[Scorus]

Jony opuszczające źródła jonizacji przechodzą przez zawór ciśnieniowy Bayarda-Alperta oraz deflektor mający postać elektrony. Następnie są kierowane do analizatora kwadrupolowego za pomocą systemu soczewek. Mają one postać metalowych cylindrów przez które przepuszczany jest prąd elektryczny. Analizator składa się z czterech prętów o przekroju hiperbolicznym. Przeciwległe pręty są połączone elektrycznie. Pomiędzy dwoma parami prętów przyłożone jest napięcie RF. Następnie na napięcie RF nakładane jest napięcie DC. Za generowanie napięcia RF odpowiada dedykowana elektronika umieszczona pod analizatorem. Jony wchodzące do analizatora wędrują w dół jego prętów. Częstotliwość napięcia RF przyłożonego do prętów decyduje czy jon o określonym stosunku masy do ładunku (m/z) przejdzie przez analizator do detektora, czy też uderzy w pobliską powierzchnię. Stosunek m/z jonów trafiających na detektor jest funkcją częstotliwości napięcia przyłożonego do prętów. Tak więc w danym przedziale czasu do detektora przechodzą tylko jony o określonym stosunku m/z. Może on być wybierany w celu zmierzenia stężenia wybranej substancji. Możliwe jest też cykliczne zmienianie napięcia w celu wykonania skanowania w poszukiwaniu różnorodnych substancji mogących występować w ośrodku.

Instrument posiada dwa detektory, z czego jeden jest zapasowy. Detektorem jest płyta mikrokanałowa (Microchannel Plate - MCP) w postaci szklanej rury z mikroskopijnymi kanalikami. Jon uderzający w wewnętrzną powierzchnię kanału wytwarza elektrony. Są one przyspieszane przez pole magnetyczne i przemieszczają się w dół kanału. Uderzają tam w jego ściany powodując emisję dalszych elektronów. Proces powtarzał się i prowadził do wygenerowania wymiernego przepływu prądu. Sygnał ten jest ucyfrawioany i filtrowany przez elektronikę instrumentu.

Jednostka elektroniki MEB przetwarza dane z detektorów i wysyła je do systemu komputerowego sondy, kontroluje pracę instrumentu, monitoruje stan jego komponentów, pozwala na wykonywanie komend oraz konwertuje zasilanie z sieci elektrycznej sondy. Jest połączona z systemem komputerowym orbitera za pomocą interfejsu RS-422. Komendy wykonywane przez instrument mają postać skryptów pisanych w języku Basic. Sposób zarządzania pracą urządzenia jest oparty na doświadczeniach zebranych podczas wcześniejszych misji. Skrypty są przechowane przez elektronikę instrumentu lub też przez system komputerowy sondy i przesyłane do niej w razie potrzeby.

NMS może być przełączany do dowolnej wybranej arbitralnie wartości m/z w zakresie 1 - 150 Da w każdym z trybów pomiarowych (ze źródłem otwartym, zamkniętym i podczas pomiarów jonów) podczas okresu integracji pomiaru prze detektor (30 milisekund). Pozwala to na integrację w danym kanale masowym przez większą część trwania ekspozycji. Ponadto w celu wykonania poszukiwań niespodziewanych substancji morze być wykonywane skanowanie przez kilka wybranych pasm masowych. Jeśli sygnał w jednym z tych pasm przekroczy określony próg, czas integracji w tym kanale zostanie wydłużony przez algorytm zarządzający skanowaniem, w celu wykonania dokładniejszego pomiaru w tym regionie.

NSM został opracowany przez Centrum Lotów Kosmicznych im. Goddarda (Goddard Space Flight Center - GSFC). W projekcie brały też udział Laboratorium Fizyki Kosmicznej (Space Physics Research Laboratory) na Uniwersytecie Stanu Michigan (University of Michigan) w  Ann Arbor oraz firmy Battel Engineering z Scottsdale w stanie Arizona, AMU Engineering z Miami w stanie Floryda i Nolan Engineering z Wrexham w Wielkiej Brytanii.

[Scorus]

LLCD
Demonstracja komunikacji laserowej jest eksperymentem inżynieryjnym. Jego celem jest zademonstrowanie i ocena dupleksowej komunikacji za pomocą wiązki laserowej.  Ma on pozwolić na wymianę danych z szybkością 40 - 620 Mbps w łączu sonda - Ziemia i 10 - 20 Mbps w łączu Ziemia - sonda. Ponadto umożliwi pomiary odległości do poruszającej się sondy z dokładnością poniżej 1 centymetra, poprzez mierzenie czasu przelotu wiązki laserowej w obie strony. Jest to pierwszy krok do opracowania funkcjonalnych systemów tego typu dla misji bezzałogowych i załogowych w przyszłości. Komunikacja optyczna może znacznie usprawnić przyszłe misje planetarne. Zwiększenie zysku i zminimalizowanie start powodowanych przez dyfrakcję w zakresie optycznym (w porównaniu do fal radiowych) umożliwia transmitowanie danych z wyższymi szybkościami (do 20 razy) przy zmniejszeniu wielkości, masy (do 50%) i poboru mocy przez system na sondzie (do 65%), oraz przy mniejszym terminalu naziemnym. Dalszym krokiem w rozwoju tej technologii będzie eksperyment LCRD (Laser Communication Relay Demonstration) zaplanowany na 2017 r. W jego ramach system komunikacji laserowej zostanie umieszczony na satelicie geostacjonarnym. Pozwoli to na przetestowanie funkcjonowania systemu łączności laserowej w długim okresie czasu.

 Eksperyment LLCD obejmuje trzy segmenty: terminal na sondzie (Lunar Lasercom Space Terminal - LLST); terminal naziemny (Lunar Lasercom Ground Terminal - LLGT); oraz centrum operacyjne (Lunar Lasercom Operations Center - LLOC). Ponadto jako dodatkowa stacja naziemna wykorzystywane będzie należące do JPL Laboratorium Komunikacji Optycznej (Optical Communications Telescope Laboratory - OCTL).

LLST jest elementem eksperymentu umieszczonym na sondzie. Znajduje się w module ładunku. Składa się z trzech jednostek: modułu optycznego (Optical Module - OM), modemu (Modem Module - MM), oraz jednostki elektroniki kontrolnej (Controller Electronics Module - CE). Całkowita masa LLGT wynosi około 30 kg, a pobór mocy - około 50 - 140 W.

[Scorus]

Moduł optyczny OM znajduje się na zewnątrz sondy, na panelu bocznym jej modułu ładunku przeciwnym do panelu z instrumentem NMS. Jest zainstalowany na płycie montażowej przymocowanej do panelu strukturalnego sondy za pomocą 28 śrub 8-32. Płyta montażowa ma grubość 0.346 cala. Ma strukturę plastra miodu wykonanego z aluminium i pokrytego z obu stron arkuszami złożonymi z włókna węglowego T300. OM zawiera teleskop, jego system nachylający i stabilizujący, oraz diodę o szerokim polu widzenia.

[Scorus]

Teleskop jest zbudowany w układzie Cassegraina. Posiada zwierciadło główne średnicy 10 cm. Otwór wejściowy jest chroniony oknem przepuszczającym tylko 8% światła słonecznego. Cały teleskop jest umieszczony na dwuosiowym systemie pochylającym pozwalającym na jego pozycjonowanie na terminal naziemny i wykonywanie eksperymentu w szerokim zakresie orientacji przestrzennej sondy. Jest stabilizowany za pomocą magnetohydrodynamicznej bezwładnościowej jednostki odniesienia (Magnetohydrodynamic Inertial Reference Unit - MIMU). Pozwala ona na usunięcie zaburzeń wprowadzanych przez interfejs ze statkiem kosmicznym. Została zbudowana przez firmę Applied Technology Associates Corporation (ATA) z Albuquerque w Nowym Meksyku. Teleskop pozwala na wysyłanie wiązki laserowej na Ziemię oraz na odbieranie wiązki wysyłanej z Ziemi. Dioda InGaAs o szerokim polu widzenia (około 2 mrad) umożliwia początkowa detekcja wiązki laserowej wysyłanej z Ziemi i jej przybliżone śledzenie. Sygnały optyczne odbierane i wysyłane są przenoszone z i do teleskopu za pomocą włókien światłowodowych. W czasie startu teleskop jest chroniony przez zanieczyszczeniami przez pokrycie ochronne. Mechanizm obracający jest zabezpieczony przez jednorazowo otwieraną blokadę. Na blokadzie znajduje się również zwierciadło pozwalające na wykonywanie testów teleskopu. Na podstawie MIMU znajdują się dwa grzejniki - grzejnik pozwalający na utrzymywanie temperatury zapobiegającej degradacji oraz grzejnik pozwalający na uzyskanie temperatury operacyjnej.

[Scorus]

Modem MM koduje dane przeznaczone do transmisji i dekoduje dane odbierane. Ma masę 10.96 kg. W czasie działania pobiera 78 W mocy.  Stanowi osobną jednostkę o objętości około 26 litrów zainstalowaną wewnątrz sondy, na jednym z paneli wewnętrznych modułu ładunku. Jest przymocowany do dwóch płyt interfejsowych złożonych z tytanu za pomocą 16 śrub 8-32. Płyty interfejsowe są przymocowane do panelu strukturalnego sondy za pomocą 12 śrub 8-32. MM jest zbudowany z czterech płyt elektroniki umieszczonych we wspólnej obudowie. Są to: płyta zasilania (Power Board), płyta elektroniki cyfrowej (Digital Board), płyta elektroniki analogowej (Analog Board), oraz płyta elektrooptyczna (Electro-Optic Board - EO). Takie modułowe rozwiązanie pozwoliło na równoległą budowę i testowanie każdej  z płyt, co zmniejszyło długość trwania prac nad urządzeniem. Każda karta jest połączona z zewnętrznymi kablami zasilania i wymiany danych. Płyta EO jest również połączona ze światłowodowymi biegnącymi do modułu optycznego.

[Scorus]

 W czasie optycznej transmisji danych na Ziemię modem kumuluje różne rodzaje danych, koduje je, moduluje optyczny sygnał nośny i wzmacnia sygnał optyczny przed transmisją. Do transmisji mogą być przeznaczone trzy rodzaje danych: telemetria LLST z elektroniki kontrolnej (do 5 Mbps), dane odebrane optycznie w łączu Ziemia - sonda (do 20 Mbps), oraz dane z instrumentów naukowych (do 40 Mbps). Dane są kodowany przez układ FPGA (Field Programmable Gate Array) Virtex-4 umieszczony na płycie elektroniki cyfrowej. Jest on oparty na technologii SRAM. Do kodowania danych służy modulacja PPM (Pulse Position Modulation).  Modulacja sygnału optycznego jest ostatecznie na płycie EO, opartej na architekturze MOPA (Master Oscillator Power Amplifier). Oscylator ten zawiera laser DFB produkujący wiązkę o długości fali 1550 nm. Konwersja danych elektrycznych na optyczne jest wykonywana przez modulator LiNbO3. Następnie sygnał jest wznawiany do 0.5 W przez wzmacniacz  EDFA (Erbium-Doped Fiber Amplifier).

Do odbioru sygnału z Ziemi służy osobny odbiornik oparty na niskoszumowym wzmacniaczu EDFA. Kształt fali jest demodulowany przez demodulator. Następnie sygnał jest dekodowany przez FPGA.

[Scorus]

Moduł elektroniki kontrolnej CE znajduje się wewnątrz modułu ładunku, na panelu wewnętrznym przeciwnym w stosunku do panelu z modemem. Jest przymocowany do tego panelu bezpośrednio, za pomocą śrub 8-32. Jest komputerem na jednej płycie. Odpowiada za kontrolowanie działania siłowników modułu optycznego. Zapewnia też transmisję danych i komend pomiędzy LLGT a sondą. Ponadto pozwala na konfigurowanie i kontrolę pracy modemu.

[Scorus]

Segment naziemny LLGT zastał umieszczony w Kompleksie White Sands (White Sands Complex) w Nowym Meksyku. Obejmuje zestaw teleskopów nadawczo - odbiorczych i odbiorczych oraz pokój kontrolny. Do wysyłania sygnału służą cztery teleskopy refrakcyjne o średnicy 15 cm, a do odbioru wiązki - cztery teleskopy refleksyjne o średnicy 40 cm. Każdy teleskop jest połączony światłowodowo z nadajnikami i odbiornikami znajdującymi się w pokoju kontrolnym.

[Scorus]

Wszystkie teleskopy są zamontowane na wspólnym montażu azymutalnym. Pozwala on na pozycjonowania teleskopów w zakresie prawie półsferycznym. Optyka tylna każdego teleskopu obejmuje system płaszczyzny ogniskowej (zawierający koło filtrów, rozdzielacz wiązek, wejście włókien światłowodowych, kamerę monitorującą i cel kalibracyjny) oraz szybkie zwierciadło kierujące umożliwiające śledzenie sygnału emitowanego na sondzie i korektę błędów pozycjonowania. Teleskopy znajdują się w obudowie z włókna szklanego zapewniającej odpowiednie warunki środowiskowe.

[Scorus]

W pokoju kontrolnym znajduje się elektronika pozwalająca na sterowanie teleskopami oraz elektronika i optyka modemu naziemnego. Modulowany sygnał do transmisji jest wytwarzany przez cztery nadajniki oparte na wzmacniaczach  EDFA o mocy 10W. Odbiorniki optyczne są oparte na macierzach mikrodrutów nadprzewodzących rejestrujących pojedyncze fotony (Superconducting Nanowire Single Photon Detectors - SNSPDs). Detektory te pracują w temperaturze kriogenicznej. Charakteryzują się bardzo dużą efektywnością detekcji fotonów. Wcześniej użyto ich do zademonstrowania komunikacji optycznej z efektywnością 1 bita na wykrywany foton w warunkach laboratoryjnych. Elektronika cyfrowa znajdująca się w pokoju kontrolnym jest oparta na zbudowanych na zamówienie układach  FPGA. Kumuluje dane  z różnych źródeł, generuje kształty fal do transmisji do sondy, oraz demoduluje i dekoduje sygnał odebrany z sondy.

[Scorus]

Stacja OCTL mieści się na górze Table Mountain w Wrightwood w stanie Kalifornia. Dysponuje teleskopem o średnicy 1 metra wyposażonym w szerokokątny odbiornik oparty na fotopowielaczu (Photomultipler Tube - PMT) i nadajnik wielowiązkowy. Pozwala na wysyłanie wiązki umożliwiającej na śledzenie sondy oraz na odbiór danych z szybkością do 311 Mbps. Pozwoli dzięki temu na ograniczone wykonywanie eksperymentu w okresach w których pogoda w White Sands nie będzie odpowiednia. Chodzi tu głównie o pokrywę chmur.

[Scorus]

 Centrum operacyjne LLOC mieści się w Centrum Lotów Kosmicznych im. Goddarda (Goddard Space Flight Center - GSFC). Zajmuje się koordynowaniem przebiegu eksperymentu.

Eksperyment LLCD będzie wykonywany łącznie przez 16 dni w czasie 30-dniowej fazy testów instrumentów sondy, przed rozpoczęciem programu naukowego. W tym czasie sonda będzie znajdowała się na orbicie odległej o 250 km od powierzchni Księżyca i charakteryzującej się okresem obiegu około 2 godzin. Ograniczenia wynikające z poziomu zasilania i warunków termicznych ograniczą czas wykonywania eksperymentu do 15 minut podczas każdej orbity. Ponieważ za każdym razem terminal naziemny będzie musiał znajdować się w polu widzenia sondy, każdego dnia dostępnych będzie 3 - 5 orbit umożliwiających jego wykonanie.

Eksperyment LLCD został zaprojektowany przez Laboratorium im. Lincolna (Lincoln Laboratory - LL) Instytutu Technologii Stanu Massachusetts (Massachusetts Institute of Technology - MIT) w Cambridge. Ośrodek ten zbudował i przetestował sprzęt. Przedsięwzięcie jest zarządzane przez GSFC.