Autor Wątek: IRIS (kompendium)  (Przeczytany 9231 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
IRIS (kompendium)
« dnia: Maj 05, 2013, 10:36 »
WPROWADZENIE
IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph, Small Explorer/IRIS, SMIEX/IRIS) jest amerykańskim satelitą heliofizycznym przeznaczonym do badań oddziaływań pomiędzy wewnętrznymi warstwami atmosfery Słońca a koroną słoneczną. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: określenie rodzaju energii nietermicznej dominującej w chromosferze i warstwie przejściowej między chromosferą a koroną słonecznej (Transition Region - TR); określenie roli chromosfery w regulacji przepływu materii i energii do korony; oraz zbadanie sposobu podnoszenia się materii i pól magnetycznych w dolnej części atmosfery i roli tych mechanizmów w generowaniu rozbłysków słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy. Problemy te mają duże znacznie dla heliofizyki, fizyki plazmy, badań nad pogodą kosmiczną i astrofizyki. Badania te przyczynią się do lepszego zrozumienia wpływu Słońca na pogodę kosmiczną w przestrzeni sięgającej od dolnej korony do odległych regionów heliosfery. W ten sposób misja znacznie zwiększy wartość naukową danych dostarczanych przez inne satelity i sondy heliofizyczne.

W celu spełnienia postawionych celów satelita umożliwia spektroskopię chromosfery i obszaru przyległego oraz jego obrazowanie w wysokiej rozdzielczości. Pracuje w zakresie ultrafioletu dalekiego (Far Ultraviolet - FUV) i bliskiego (Near Ultraviolet - NUV) z rozdzielczością kątową 0.33 sekundy kątowej i rozdzielczością pomiarów ruchów plazmy 0.4 km/s w polu widzenia o szerokości 171 sekund kątowych. Do tej pory nie uzyskiwano obserwacji spektrometrycznych badanego obszaru, zachodzące w nim zjawiska są znane prawie wyłącznie dzięki obrazowaniu. W połączeniu z obrazowaniem dane spektrometryczne dostarczą istotnych informacji na temat fizyki tego regionu - charakterystyk przepływu materii i energii w trzech wymiarach, zmian temperatur, efektów nietermicznych i właściwości fal plazmowych. Zebrane dane pozwolą na określenie geometrii atmosfery Słońca w obszarze od chromosfery do części korony o niższej temperaturze w funkcji przestrzeni, czasu i długości fali, rzucając nowe światło na fizykę regionu przejściowego. Możliwe będzie śledzenie przepływu plazmy w górę i w dół w wysokiej rozdzielczości, mierzenie fal i strumieni ciepła związanych z tymi przepływami, mierzenie poprzecznych przemieszczeń plazmy, modelowanie zmian w polach magnetycznych związanych z tymi procesami, oraz badanie efektów nietermicznych.

Chromosfera i TR łącznie tworzą region łączący fotosferę  z koroną słoneczną (Interface Region). W jego obrębie prawie cała energia mechaniczna napędzająca aktywność słoneczną jest przekształcana na ciepło i promieniowanie. Niewielka część energii przenika jednak do korony, gdzie nagrzewa ją i powoduje generowanie wiatru słonecznego. Pomimo iż obszar ten odgrywa decydująca rolę w tych procesach do tej pory był badany znacznie mniej intensywnie niż fotosfera i korona. Było to spowodowane jego dużą złożonością. Przejście pomiędzy wysokim i niskim β plazmy (stosunkiem pomiędzy ciśnieniem plazmy i ciśnieniem magnetycznym) następuje właśnie w tym regionie. Tak więc występuje w nim konkurencja pomiędzy plazmą a polem magnetycznym. W tym obszarze gęstość plazmy spada o 6 rzędów wielkości a temperatura wzrasta z 5000 K do 1 mln K. Ponadto występuje silny gradient pola magnetycznego. Następuje też przejście gazu ze stanu częściowego zjonizowania w chromosferze do stanu całkowitej jonizacji w koronie. Ponieważ chromosfera jest częściowo nieprzezroczysta, a efekty odbiegające od lokalnej równowago termodynamicznej dominują w radiacyjnym przenoszeniu energii, zinterpretowanie bilansu radiacyjnego i lokalnego balansu energii nie jest proste. Wymaga zastosowania złożonych modeli komputerowych. Aktualne badania oparte na danych z japońskiego satelity Hinode (umieszczonym na orbicie 22 września 2006 r) i teleskopów naziemnych wykazały też że region przejściowy znacznie bardziej dynamiczna niż sądzono wcześniej, co dodatkowo komplikuje jego badania. Obserwacje w zakresie linii H-alfa wykonane w La Palma ujawniły obecność fibryli o wielkościach zbliżających się do granicy rozdzielczości (0.16 sekundy kątowej, 120 km). Filmy pokazujące krawędź traczy uzyskane przez zestaw SOT (Solar Optical Telescope) satelity Hinode pokazały obecność struktur w kształcie kolców o wielkości 0.2 sekundy kątowej istniejących przez okres 10 - 100 sekund. Występują też ruchy poprzeczne o amplitudzie około 20 km/s. Wymagane jest więc wykonywanie obserwacji z wysoką rozdzielczością czasową (lepszą od 15 sekund) i przestrzenną. Z drugiej strony stany jonizacji niektórych pierwiastków (np wodoru) wpływają wolno na zmiany w balansie energii. Zależy on więc od historii zjawisk plazmowych. Z tych porodów szczegółowe badania obszaru przejściowego wymagają zastosowania sprzętu i technik modelowania osiągalnych dopiero w ostatnich latach. Sama złożona dynamika i struktura chromosfery są dość dobrze poznane. Jednak wkład możliwych procesów fizycznych w balans energii chromosfery i TR jest w większości nieznany. Za większą część przepływu energii do korony i wiatru słonecznego są odpowiedzialne różnorodne fale magnetohydrodynamiczne, jednak ich relatywny wkład pozostaje niepewny. Nie jest nawet jasne jakie rodzaje fal odgrywają istotną rolę na różnych etapach tych procesów. Połączenie spektrogramów i obrazów o wysokiej rozdzielczości pozwoli na zmierzenie mocy różnych typów fal magnetohydrodynamicznych, określenie miejsc ich zaniku, konwersji i odbijania, oraz określenie wkładu fal plazmowych w energetykę atmosfery Słońca.

W wyższej części chromosfery i w TR energia spływająca w dół z korony słonecznej wpływa na uwarstwienie atmosfery i wywołuje wymianę masy powiedz chromosferą i koroną. Energia termiczna lub przepływ cząstek energetycznych z miejsc rekonekcji magnetycznej powoduje podgrzewanie materii chromosfery i jej przepływ do korony, zarówno w okresach  małej aktywności Słońca jak i podczas rozbłysków słonecznych. Jednak procesy te zachodzą w skalach mniejszych od dostępnych dla obecnych instrumentów. Ponadto zależności czasowa i przestrzenna pomiędzy podgrzewaniem chromosfery i korony pozostają niejasne. Nieznana jest przyczyna braku korelacji pomiędzy emisją EUV z TR (znacznikiem podgrzewania korony) a emisją w linii Ca II z chromosfery w zakresie dostępnej obecnie rozdzielczości kątowej (1.25 sekundy kątowej) osiągniętej dzięki satelicie TRACE (Transition Region and Coronal Explorer, umieszczonym na orbicie 2 kwietnia 1998 r i pracującym do 21 czerwca 2010 r) w skalach czasowych około 12 sekund. Może to oznaczać, że podgrzewanie korony i chromosfery nie następuje jednocześnie w tym samym regionie, chociaż  w obu wypadkach jest związane z polami magnetycznymi. Oznacza to, że obecnie nie jest możliwe prześledzenie związków pomiędzy polami magnetycznymi, materią i energią w obszarze od fotosfery do korony w danym odstępie czasu. Wymaga to wykonania obserwacji ruchów plazmy. Obserwacje IRIS wykonywane z dużą rozdzielczością czasową i kątową pozwolą na zbadanie ewolucji chromosfery, TR i korony, pozwalając na szczegółowe zbadanie struktury atmosfery Słońca. Modelowanie i obserwacje kontekstowe z satelitów SDO (Solar Dynamics Observatory, umieszczony na orbicie 11 lutego 2009 r) i Hinode pomogą w interpretacji tych danych.

Rodzaj energii nietermicznej zasilającej chromosferę, TR, koronę i wiatr słoneczny w dalszym ciągu pozostaje nieznany. Odpowiednie ilości energii mogą wyzwalać fale, prądy elektryczne i rekolekcje magnetyczne. Nie jest jasne jaki jest poszczególny wkład tych procesów w zależności od lokalnych warunków. Nie są też znane szczególny procesów konwersji energii nietermicznej na termiczną. W przypadku fal akustycznych część aktualnych badań wskazuje na ich niewielką rolę, a część na znaczny udział. Dane z satelitów TRACE i Hinode oraz teleskopów naziemnych pokazały, że trajektorie paraboliczne wielu spikul znajdują się pod wpływem szoków magnetoakustycznych. IRIS dostarczy danych spektrometrycznych pozwalających na śledzenie fal magnetoakustycznych od chromosfery (w zakresie linii FUV pierwiastków neutralnych) do korony (np w zakresie linii Fe XII) poprzez pomiary przesunięć fazowych, amplitud i profili linii w funkcji temperatur w różnych geometriach pół magnetycznych. Jednak prawdopodobnie w przemieszczaniu się do korony i wiatru słonecznego bardziej efektywne są różne rodzaje fal magnetohydrodynamicznych, głównie poprzecznych. Będą one badane poprzez połączenie spektroskopii i obrazowania. Zarówno obserwacje jak i symulacje numeryczne wykazały, że chromosfera faluje pod wpływem kołyszącego się pola magnetycznego. Hinode obserwował te ruchy w najwyższych warstwach chromosfery w linii Ca II H. Wiele linii nietermicznych zarejestrowanych przez spektrometr SUMER (Solar Ultraviolet Measurement of Emitted Radiation) satelity SOHO (Solar and Heliospheric Observatory, wyniesionego w kosmos 2 grudnia 1995 r) może być generowanych przez fale tego typu. Są one głównym kandydatem na proces napędzający wiatr słoneczny. W koronie mogą być mniej istotne energetycznie. Mogą być jednak wykorzystywane jako wartościowy wskaźnik w badaniach sejsmologicznych tej części atmosfery. IRIS umożliwi pomiary przepływu energii powodowanego zarówno przez fale podłużne jak i poprzeczne w chromosferze i TR. Pozwoli to na lepsze zrozumienie procesów ich propagacji, odbijania i zaniku. Dokładne pomiary propagacji fal w stosunku do pola magnetycznego zostaną wykonane poprzez połączenie danych z IRIS z wektorami pola magnetycznego, uzyskiwanymi np dzięki danym z urządzenia SP (Spectro-Polarimeter) wchodzącego w skład zestawu SOT satelity Hinode, lub bezpośrednio na podstawie orientacji fibryl widocznych na obrazach IRIS w zakresie linii Mg IIk. Obserwacje wykonywane z wysoką rozdzielczością czasową w połączeniu z modelowaniem umożliwią skwantyfikowanie odbijania, transmisji i absorpcji fal. Obrazowanie z rozdzielczością czasową około 10 sekund i powtarzalne mapowanie spektrometryczne obszaru o szerokości około 3 sekund kątowych z taką samą rozdzielczością czasową pozwoli na badania fal o okresie do 20 sekund. Przy obserwacjach tylko jednej lokalizacji możliwe będzie badanie fal o okresach do 2 sekund. Ostatecznym celem będzie wsteczne modelowanie radiacyjnych fal magnetohydrodynamicznych obserwowanych przez IRIS i instrumenty mierzące wektory pola magnetycznego. Wraz z modelami nowej generacji dostarczy to realistycznych informacji o związkach pomiędzy polami i plazmą, przenoszeniu energii na drodze promieniowania, deponowaniu energii i właściwościach fal. W przypadku prądów elektrycznych problematyczne jest oszacowanie energii uwalnianej na drodze ich rozpraszania. Prądy te mogą być intensywne w kompaktowych fibrylach i arkuszach plazmy. Ich rozpraszanie w chromosferze powinno być związane z szybkimi wzrostami temperatur. IRIS pozwoli na spektrometryczne śledzenie zmian w strukturze termicznej, w zakresie od 5000 K do 1 mln K. Dane na temat ewolucji struktury termicznej w chromosferze dostarczą informacji na temat ilości energii elektromagnetycznej która przekształca się lokalnie w ciepło. Ponadto pozwolą na określenie jak dużo energii propaguje w dół z korony w postaci energii termicznej lub cząstek energetycznych w czasie zjawisk o różnej intensywności, od mikrorozbłysków do rozbłysków typu X. W warstwie przejściowej prawdopodobnie zachodzi zarówno przenoszenie energii cieplnej oraz przepływ cząstek energetycznych, ale rola tych w różnych warunkach nie jest znana. Obserwacje IRIS mogą ponadto na zbudowanie modeli TR i korony zgodnych z aktualnymi obserwacjami zachodzących w nich zmian. Korona dynamicznie ewoluuje przez większą część czasu, co powoduje powstanie występujących obok siebie pasm plazmy o różnym uwarstwieniu termicznym i gęstościowym. Do tej pory żaden model stacjonarny lub dynamiczny nie wyjaśnia obserwowanej emisji z TR bez uwzględnienia znacznej ekspansji pola magnetycznego na wysokość. Jednak występowanie takiej ekspansji nie jest wspierane przez dane obserwacyjne. Wysoka rozdzielczość IRIS w odpowiednim zakresie temperatur pozwoli na wyjaśnienie tego problemu. Na obrazach będzie można zobaczyć geometrię pola magnetycznego, natomiast dane spektrometryczne pozwolą na zbadanie roli procesów dynamicznych zachodzących w górnej chromosferze i TR.

W przypadku badań nad rolą chromosfery w transmisji energii do korony dane z IRIS pokażą jaka forma energii innej niż radiacja jest przenoszona przez tą warstwę. Obok uściślenia ilości energii przenoszonej przez fale, obrazowanie w połączeniu z modelowaniem uściśli modele opisujące sposób trwożenia splotów i pętli przez pole magnetyczne. Prowadzenie obserwacji przez wiele godzin oraz diagnostyka spektrometryczna w szerokim zakresie temperatur w obszarze od chromosfery do korony będą kluczowe w śledzeniu ewolucji chromosfery. IRIS dostarczy też informacji na temat sposobu i miejsca pierwotnego uwalniania energii nietermicznej. Energia nieradiacyjna deponowana w koronie jest następnie tracona poprzez radiację oraz transfer do niższych warstw atmosfery słonecznej. Transport do warstw niższych może zachodzić na skutek przewodzenia ciepła. W takim wypadku należy spodziewać się spokojnej ewolucji w czasie (chociaż gradient przestrzenny może być ostry) prowadząc do odparowywania nagrzewanej materii górnej chromosfery. Alternatywnie energia może być przenoszona do dolnych warstw atmosfery przez energetyczne cząstki mogące penetrować do górnej chromosfery. Niektóre aktualne badania wskazują, że nagrzewanie materii do temperatur występujących w koronie następuje już w obrębie chromosfery. Może to prowadzić do eksplozywnego odparowywania materii lub do wytworzenia gradientu temperaturowego okresowo przyjmującego wartości maksymalne w chromosferze. Pomiary spektrometryczne z dużą rozdzielczością czasową i przestrzenną pokrywające duży zakres temperatur pozwolą na zweryfikowanie tych scenariuszy dostarczając informacji na temat procesów nagrzewania atmosfery Słońca, pomimo że będą skupione na chromosferze i TR. Obserwacje te poprawią też zdolności do szacowania energii fal dostępnej do nagrzewania i przyspieszania plazmy w regionach z otwartymi liniami sił pola magnetycznego u podstawy wiatru słonecznego. Pomiary fal podłużnych i poprzecznych oraz ich możliwych związków z wiatrem słonecznym nałożą również ograniczenia na modele opasujące powstawanie turbulencji w helisoferze.

W przypadku badań procesów podnoszenia się pola magnetycznego w atmosferze Słońca IRIS dostarczy danych spektrometrycznych począwszy od fotosfery, poprzez chromosferę do części korony o niskich temperaturach. W obszarze tym pole magnetyczne wychodzące z wnętrza Słońca, po przebiciu fotosfery oddziałuje i podlega rekonekcji z polem istniejącym ponad fotosferą. Spektrometryczne mapy rastrowe dostarczą informacji na temat wzorców przepływów plazmy związanych z polem magnetycznym, w trzech wymiarach. IRIS pozwoli na wiarygodne zmierzenie przepływu ku górze (od dolnej chromosfery, następujący z szybkością kilku km/s), związanego z nim przepływ w dół w systemach łukowatych filamentów z wyższymi szybkościami oraz ekspansji pola magnetycznego do chromosfery i korony zachodząca z szybkościami Alfvena większymi od szybkości dźwięku (10 km/s). Rozdzielczość pomiarów szybkości wyniesie 0.5 km dla obserwacji w liniach spektralnych charakterystycznych chromosfery. Procesy te zachodzą w skalach czasowych porównywalnych z czasami Alfvena w części chromosfery o grubości około 5000 km. Rozdzielczość czasowa IRIS rzędu sekund oraz zdolność rastrowania spektrometrycznego z rozdzielczością czasową rzędu dziesiątek sekund umożliwią śledzenie tych procesów w regionie od fotosfery do chromosfery. Obserwacje te pozwolą również na zbadanie procesów rekonekcji zachodzących we wczesnych fazach rozwoju obszarów aktywnych oraz małych efemerycznych obszarów o podwyższonej aktywności. Pola wychodzące z fotosfery odgrywają zasadniczą rolę w wielu procesach związanych z rozbłyskami słonecznymi. Inicjacja rozbłysków oczywiście również stanowi naturalny cel dla satelity. Może on obserwować pole od momentu przebicia fotosfery do spenetrowania korony, ponieważ rekonekcja w chromosferze jest spodziewana w wypadkach gdy wyłaniające się pole wyzwala powstanie rozbłysku. Natomiast precypitacja cząstek rozdziera chromosferę. Oba efekty są znacznikami rekonekcji zachodzącej w koronie oraz źródłem energii powodującej odparowywanie chromosfery. Obserwacje wyłaniania się pola wykonane przez satelitę Hinode pokazały, że miejsce pierwszego uwolnienia energii w dużych rozbłyskach występuje w obszarze gdzie podnosi się silny prąd elektryczny. Zakres termiczny pracy IRIS i jego wysoka rozdzielczość umożliwią modelowanie sposobu ewolucji atmosfery podczas takich nagłych uwolnień energii i pomoże w nakładaniu ograniczeń na teorie opisujące dlaczego rozbłyski powstają w określonych obszarach. Zdolność przewidywania wystąpienia rozbłysków słonecznych znajduje się obecnie na poziomie umożliwiającym prognozowanie wystąpienia większości z nich. Zostało to zademonstrowane podczas misji TRACE. Satelita ten mógł obserwować tylko 1/10 zachodzących rozbłysków. Jednak skupienie obserwacji na obszarach w których przewidywano możliwość ich wystąpienia pozwoliło na zarejestrowanie około 60% rozbłysków lasy M i X w okresie 5 lat. Magnetogramy wektorowe z satelitów SDO i Hinode będą dostępne podczas misji, umożliwiając osiągnięcie równie wysokiej efektywności. Ponieważ IRIS jest zaprojektowany do obserwacji emisji z chromosfery, innymi naturalnymi celami badań są filamenty i wyniosłości w jej obrębie. Ich formowanie się, dynamika i erupcje będą studiowane w celu lepszego zrozumienia pogody kosmicznej. Odgrywają one istotną rolę w jej kształtowaniu, poprzez wpływ na rozbłyski i koronalne wyrzuty masy. IRIS może wykonywać mapy spektralne filamentów z wykorzystaniem całej długości szczeliny swojego spektrometru wytwarzając duże rastrowane mapy o rozdzielczości kątowej 1/3 sekundy kątowej co 5 minut. Alternatywnie może wykonywać mniejsze mapy w celu obserwacji fragmentów filamentów z wyższą rozdzielczością czasową. Poprzez połączenie spektroskopii i obrazowania może mierzyć zarówno przemieszczenia materii wzdłuż linii widzenia jak i przemieszczenia poprzeczne. Dostarczy to informacji na temat trójwymiarowej struktury filamentów pola magnetycznego. Potencjalnie może umożliwić rozróżnienie pomiędzy plazmą a gazem neutralnym w obrębie filamentów, gdzie β plazmy zbliża się do jedności wywołując różnorodne sposoby łączenia pola magnetycznego z przepływającą materią.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #1 dnia: Maj 05, 2013, 10:36 »
Misja IRIS jest realizowana w ramach programu małych satelitów naukowych NASA (Small Explorer - SMEX) prowadzonego przez Centrum Lotów Kosmicznych im. Goddarda (Goddard Space Flight Center - GSFC) w Greenbelt w stanie Maryland. W projekt są zaangażowane następujące instytucje: Laboratorium Heliofizyki i Astrofizyki Firmy Lockheed Martin (Lockheed Martin Solar and Astrophysics Lab - LMSAL) będące częścią Centrum Zaawansowanych Technologii Lockheed Martin (Lockheed Martin Advanced Technology Center - ATC) w Palo Alto w stanie Kalifornia; Obserwatorium Astrofizyczne  Smithsonian (Smithsonian Astrophysical Observatory - SAO) w Cambridge w stanie Maryland; Uniwersytet Stanu Montana (Montana State University - MSU) w Bozeman; Instytut Astrofizyki Teoretycznej (Institute for Theoretical Astrophysics) Uniwersytetu w Oslo (University of Oslo - UiO) w Norwegii; Obserwatorium HAO (High Altitude Observatory) w Boulder w stanie Colorado należące do Narodowe Centrum badań Atmosfery  (National Center for Atmospheric Research - NCAR); Uniwersytet w Stanford (Stanford University) w stanie Kalifornia, ARC (Ames Research Center) w Mountain View w stanie Kalifornia; Narodowe Obserwatorium Słoneczne (National Solar Observatory - NSO) obejmujące placówki w USA; Uniwersytet Stanu Kalifornia (University of California - UCB) w Berkeley; Laboratorium Fizyki Plazmy w Princeton (Princeton Plasma Physics Laboratory - PPPL) w stanie Nowy Jork; Instytut Astronomii (Institute for Astronomy) Uniwersytetu w Sydney (University of Sydney) w Australii; Centrum Astrofizyki Plazmy (Center for Plasma Astrophysics) Uniwersytetu w Leuven (University of Leuven) w  Holandii; Laboratorium Badań Kosmicznych (Mullard Space Science Laboratory - MSSL) w Londynie; Laboratorium im. Rutherforda i Appletona (Rutherford-Appleton Laboratory - RAL) w Chilton w Oxfordshire w Wielkiej Brytanii; Europejska Agencja Kosmiczna; Instytut Badań Słońca im Maxa Plancka (Max Planck Institute for Solar Research - MPS) w Katlenburgu-Lindau w Niemczech; Narodowe Obserwatorium Astronomiczne (National Astronomical Observatory - NAO) w Tokio w Japonii; oraz Instytut im Nielsa Bohra (Niels Bohr Institute) Uniwersytetu w Kopenhadze (University of Copenhagen) w Szwecji.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #2 dnia: Maj 05, 2013, 10:39 »
KONSTRUKCJA
Satelita IRIS jest niewielkim statkiem kosmicznym. Jego masa wynosi 167 kg, z czego na instrument naukowy przypada 90 kg. Ma kształt walcowaty. Został zbudowany przez Centrum Zaawansowanych Technologii (Advanced Technology Center - ATC) firmy Lockheed Martin Space Systems z Palo Alto w Kalifornii. Część prac inżynieryjnych zostało wykonanych w Amer Research Cenetr (ARC). Konstrukcja satelity jest w oparta w dużej mierze na satelicie TRACE. Wywodzie się z busa LMS&ES (Lockheed Martin Sensing & Exploration Systems Spacecraft). Pojazd jest zbudowany modułowo, co zapewniło łatwy dostęp do wszystkich systemów w trakcie jego montażu. Większość komponentów satelity sprawdziła się już w misjach kosmicznych. Dzięki temu ryzyko niepowodzenia projektu było bardzo małe.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Maj 05, 2013, 10:40 »
Konstrukcja mechaniczna satelity jest oparta na konstrukcji modułu serwisowego Teleskopu Spitzera (Spitzer Space Telescope - SST, wyniesionego w kosmos 25 sierpnia 2003 r). Zasadnicza struktura pojazdu ma szerokość 2.1 metra. Zasadnicza konstrukcja ma postać ażurowej ramy  w formie graniastosłupa ośmiokątnego, z wycięciem w środku w formie figury podobnej. Górna powierzchnia statku jest złożona z okrągłego panelu górnego z wycięciem na środku. Powierzchnia dolna jest złożona z panelu dolnego połączonego z pierścień łączącym z górnym stopniem rakiety. Zewnętrzne powierzchnie boczne są złożone z 8 wygiętych paneli zewnętrznych zamykających puste przestrzenie w obrębie ramy konstrukcyjnej. Pośrodku konstrukcji znajduje się pusta przestrzeń obejmująca dolną część instrumentu naukowego satelity (teleskopu słonecznego). Jej powierzchnie boczne są złożone z 8 paneli zamykających przestrzenie ramy konstrucyjnej. Teleskop jest przymocowany do panelu górnego za pomocą 6 rozpór. Wybiegają one z kołnierza zlokalizowanego w połowie długości tubusu teleskopu. Na przeciwległych końcach są przymocowanych do panelu górnego. Teleskop wystaje na 1.6 metra ponad panel górny.  Na panelu górnym znajduje się również jednostka elektroniki instrumentu (IRIS Electronics Box - IEB) oraz szperacz gwiazd układu nawigacyjnego. We wnętrzu konstrukcji znajduje się 8 paneli wewnętrznych zamocowanych na wewnętrznych częściach ramy. Na panelach tych zainstalowano jednostki elektroniki. Są one również miejscem przebiegu kabli łączących poszczególne podsystemy.
« Ostatnia zmiana: Czerwiec 30, 2013, 15:24 wysłana przez Scorus »

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Maj 05, 2013, 10:40 »

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #4 dnia: Maj 05, 2013, 10:43 »
Energii elektrycznej dostarczają dwa skrzydła paneli słonecznych rozmieszczone symetrycznie po bokach konstrukcji, po jej obu stronach. Mają kształt prostokątny. Każde skrzydło składa się z dwóch jednostronnych tablic komórek słonecznych. Rozpiętość tego systemu wynosi 3.7 m. W czasie startu panele będą złożone wzdłuż teleskopu satelity. Odpowiednie mocowania znajdują się na ich środkach. Zostaną rozłożone zaraz po wejściu na orbitę. System ten nie ma zdolności obracania się za Słońcem, ponieważ satelita przez cały czas jest pozycjonowany na tarczę słoneczną. Normalny pobór mocy wynosi 294 W. Wyprodukowana energia jest zużywana na bieżąco, a ponadto ładuje baterię chemiczną używaną w trakcie zaćmień występujących okresowo podczas każdego roku. Napięcie w sieci elektrycznej wynosi 28 V.

Satelita jest stabilizowany trójosiowo. Danych nawigacyjnych dla systemu kontroli orientacji przestrzennej (Altittude Control System - ACS) dostarczają dwa szperacze gwiazd, sensor Słońca, magnetometr oraz bezwładnościowa jednostka pomiarowa (Inertial Measurement Unit - IMU) z żyroskopami i przyspieszeniomierzami. Ponadto w czasie wykonywania obserwacji naukowych precyzyjne pozycjonowanie satelity na wybrany fragment tarczy Słońca umożliwia teleskop prowadzący (Guidance Telescope - GT) wchodzący w skład instrumentu naukowego. Poza tym dostarcza on sygnału dla systemu stabilizującego obraz uzyskiwany przez instrument. Jest to podejście identyczne do zastosowanego wcześniej w misji TRACE. Bardzo podobne rozwiązanie zastosowano też na sondach STEREO (Solar-Terrestrial Relations Observatory, wynesionych w kosmos 25 października 2005 r), gdzie teleskop prowadzący znajduje się w obrębie zestawu SECCHI (Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation) oraz na satelicie SDO, gdzie teleskop taki jest częścią instrumentu AIA (Atmospheric Imaging Assembly). Szperacze gwiazd znajdują się po bokach podstawy instrumentu. Sensor Słońca jest umieszczony w końcowej części teleskopu. Służy do wstępnego pozycjonowania satelity na Słońce po stracie oraz podczas poważniejszych problemów. Elementami wykonawczymi systemu ACS są koła reakcyjne dostarczone przez firmę Goodrich Aerospace z Charlotte w stanie Karolina Północna. Pojazd nie posiada żadnego systemu napędowego. Nadmiar momentu pędu jest usuwany z kół reakcyjnych za pomocą zwojów magnetycznych. Są to elektromagnesy oddziaływujące z polem magnetycznym Ziemi. Pojazd może być pozycjonowany na dowolny punkt w odległości do 1.2 promieni tarczy Słońca od jej środka.
« Ostatnia zmiana: Maj 05, 2013, 10:45 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #5 dnia: Maj 05, 2013, 10:45 »
System komunikacyjny satelity obejmuje antenę nadawczą, antenę odbiorczą, transponder oraz odpowiednią elektronikę. Anteny znajdują się na panelach bocznych. Dane naukowe są wysyłane na Ziemię w paśmie X ze średnią szybkością 0.7 Mbps (maksymalnie 10 Mbps). Średnia szybkość transmisji danych jest 3 - 60 razy większa niż w przypadku wcześniejszych satelitów heliofizycznych ze spektrografami obrazującymi. Komendy z Ziemi są odbierane w paśmie S.

System komputerowy pojazdu jest komputerem na jednej płycie. Umożliwia kontrolowanie jego pracy, zarządzanie danymi i wykonywanie komend z Ziemi. Jest oparty na odpornym na promieniowanie procesorze RAD 750 firmy BAE Systems z Manassas w stanie Vancouver. Procesor ten może przyjąć dawkę promieniowania na poziomie 200 000 - 1 000 000 radów. Gromadzenie danych przed transmisją umożliwia rejestrator jednoczęściowy (Solid-State Recorder - SSR) o pojemności 48 gigabitów. Większość komponentów elektronicznych nie została podwojona w celu ograniczenia kosztów.

Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają grzejniki, radiatory, izolacja wielowarstwowa oraz odpowiednie pomalowanie niektórych powierzchni.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #6 dnia: Maj 05, 2013, 10:47 »
WYPOSAŻENIE
W skład wyposażenia naukowego satelity IRIS wchodzi pojedynczy instrument naukowy - teleskop słoneczny (IRIS Solar  Telescope).  Jego cele naukowe pokrywają się z celami całej misji.

 Instrument IRIS Solar Telescope znajduje się w centrum satelity IRIS. Pozwala na uzyskiwanie spektrogramów materii o temperaturach w zakresie od 4 500 K od 10 mln K i obrazowanie w zakresie temperatur 4 500 K - 65 000 K. Spektrogramy mogą być uzyskiwane w zakresie dalekiego ultrafioletu FUV (1332 - 1358 Å i 1390 - 1406 Å) z rozdzielczością spektralną 40 mÅ i obszarem efektywnym 2.8 centymetra kwadratowego oraz w zakresie bliskiego ultrafioletu NUV (2785 - 2835 Å) z rozdzielczością spektralną 80 mÅ i obszarem efektywnym 0.3 centymetra kwadratowego. Obrazowanie jest wykonywane w zakresie FUV w dwóch pasmach szerokości 40 Å scentrowanych na 335 Å i 1400 Å oraz w zakresie NUV w dwóch pasmach szerokości 4 Å scentrowanych na 2796 Å i 2831 Å. Maksymalne pole widzenia ma wymiary 170 x 170 sekund kątowych. Szerokość piksela wynosi 1/6 sekundy kątowej. Efektywna rozdzielczość kątowa mieści się w zakresie 0.33 - 0.4 sekundy kątowej. Dzięki dużej średniej szybkości transmisji danych na Ziemię (0.7 Mbps) podstawowa rozdzielczość czasowa to 5 sekund dla obrazowania oraz 1 sekunda w 6 oknach spektralnych dla spektrometrii. Tak więc instrument posiada umilaną zdolność uzyskiwania obrazów o wysokiej rozdzielczości kątowej i spektrogramów rejestrowanych z wysoką rozdzielczością czasową, porównywalną z rozdzielczością instrumentów przeznaczonych tylko do obrazowania. Obserwowany zakres temperatur pozwala na badania atmosfery Słońca od fotosfery (w liniach atomów neutralnych i skrzydłach linii Mg II h/k), poprzez chromosferę (linia Mg II h/k) i region przejściowy (linie C II, Si IV i O IV) do korony (linie Fe XII i Fe XXI). Pozwala to na pełne śledzenie zjawisk zachodzących w atmosferze Słońca i poszukiwania związków między nimi. Duża przepustowość instrumentu umożliwia uzyskanie wysokich rozdzielczości czasowych. Dostarcza to możliwości dobrych pomiarów intensywności emisji, przesunięć Dopplera (do 1 km/s), szerokości linii spektralnych oraz rekonstrukcji obrazów. Dane dostarczane przez instrument są łączone z danymi z Hinode, SDO i obserwatoriów naziemnych oraz modelami magnetohydrodynamicznymi i modelami opisującymi przepływy plazmy w celu zbudowania spójnego obrazu przepływu energii i materii w atmosferze Słońca. Połączenie obserwacji i symulacji jest bardzo istotne z powodu dużej złożoności regionu przejściowego.

Instrument umożliwia rastrowanie spektralne przy krótkich czasach ekspozycji w szeregu plastycznych trybów. Umożliwia to wykonywanie szybkiego skanowania małych regionów Słońca. W tym celu można zastosować tryb rastrowania gęstego (Dense Raster Mode) lub tryb ze szczeliną spektrometryczną zwróconą na wybrane miejsce (Fixed Slit Mode). W pierwszym wypadku pole widzenia ma wymiary 4 x 40 sekundy kątowej a pomiary są powtarzane co 10 sekund wzdłuż obserwowanej struktury. W drógim wypadku pole widzenia ma wymiary 0.3 x 40 sekundy kątowej. Pomiary obejmują wybrany wycinek Słońca. Rozdzielczość czasowa wynosi 1 - 2 sekund. Tak więc w porównaniu z instrumentami satelitów SDO i Hinode instrument pracuje jak mikroskop uzyskując obserwacje małych fragmentów Słońca ze znacznie większą rozdzielczością. Szybkie skanowanie większych fragmentów Słońca umożliwia tryb rastrowania z szerokim rozstawem (Sparse Raster Mode). Jest on przeznaczony do użycia np podczas programów obserwacji rozbłysków słonecznych czy koronalnych wyrzutów masy. W trybie tym wykonywana jest seria obserwacji w szerszym zakresie spektralnym. Tam więc obejmują one zarówno kontinuum jak i linie chromosferyczne (Mg II k) i charakterystyczne dla regionu przejściowego (C II i Si IV). Wkład górnej chromosfery i regionu przejściowego do całkowitej emisji w tym zakresie jest oceniany na większy od 50%. Typowe pole widzenia w tym trybie ma szerokość 40 x 40 sekund kątowych. Typowa rozdzielczość czasowa wynosi 30 sekund. Taki długi czas ekspozycji pozwala na uzyskanie pełnych profili kształtu linii spektralnych (poszukiwania asymetrii).
« Ostatnia zmiana: Maj 05, 2013, 10:49 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #7 dnia: Maj 05, 2013, 10:49 »
W skład instrumentu wchodzi system optyczny (Optical Assembly), spektrograf UV (UV Spoectrograph - SG), system obrazujący szczęki szczeliny wejściowej spektrometru (Slit-Jaw Imager - SJI), teleskop prowadzący (Guide Telescope - GT), system stabilizacji obrazu (Image Stabilization System - ISS); elektronika, oraz struktura i systemy mechaniczne. Całkowita masa instrumentu wynosi około 90 kg, a pobór mocy - 85 W. Urządzenie zostało opracowane na bazie doświadczeń zebranych podczas prac nad wcześniejszymi instrumentami - teleskopem satelity TRACE, instrumentów SXI (Solar X-Ray Imager) satelitów GOES (Geostationary Satellite System), teleskopu EUVI (Extreme Ultraviolet Imager) wchodzącego w skład systemu SECCHI (Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation) sond STEREO, teleskopu SOT satelity Hinode, oraz instrumentami HMI i AIA satelity SDO.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #8 dnia: Maj 05, 2013, 10:52 »
Konstrukcja mechaniczna instrumentu obejmuje strukturę teleskopu oraz strukturę zespołu spektrograf  / system obrazujący. Dolna część struktury znajduje się we wnęce  w środkowej części konstrukcji satelity. Sztywne połączenie instrumentu z satelitą zapewnia 6 rozpór wybiegających z pierścienia znajdującego się w połowie długości teleskopu. Na przeciwległych końcach są one przymocowane do panelu górnego struktury satelity. Struktura teleskopu jest oparta na analogicznej strukturze instrumentu AIA. Ma postać rury wykonanej z kompozytu grafitowo - epoksydowego do której przymocowane są zwierciadła. Zapewnia wysoką stabilność termiczną i utrzymywanie zwierciadeł w stałej pozycji. Zwierciadło główne jest przymocowane do tylnego kołnierza tubusu za pomocą tytanowej wypustki, tak samo jak w AIA. Zwierciadło wtórne jest połączone ze strukturą za pomocą trójnogu.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #9 dnia: Maj 05, 2013, 10:52 »
Tylna część tubusu teleskopu jest sztywno połączona ze strukturą spektrografu i systemu obrazującego. Optyka obu systemów pomiarowych znajduje się w pojedynczej jednostce mechanicznej zapewniającej wysoką stabilność termiczną i odrzucanie zabłąkanego światła. Jej konstrukcja jest bardzo podobna do struktury obejmującej pakiet płaszczyzny ognikowej (Focal Plane Package - FPP) instrumentu SOT satelity Hinode oraz do struktury instrumentu HMI satelity SDO. Jest wykonana z płyt aluminiowych o strukturze plastra miodu. Główną różnicą w stosunku do SOT/FPP i HMI jest jej pokrycie arkuszami grafitowo - epoksydowymi minimalizującymi dryf termiczny spektrografu podczas jego użytkowania. Wnętrze tej struktury jest podzielone na komory pozwalające na odseparowanie ścieżek optycznych kanałów bliskiego i dalekiego ultrafioletu spektrografu oraz całego układu optycznego systemu obrazującego. Pozwala to na uniknięcie zakłóceń wprowadzanych przez rozproszone światło. Panele wewnętrzne dodatkowo usztywniają całą konstrukcję. Ponadto umożliwiły zdejmowanie górnego i dolnego panelu zewnętrznego w czasie montażu systemu. Elementy optyczne są zainstalowane na strukturach bardzo podobnych do użytych w SOT/FPP i HMI. Modyfikacje były tylko miejscowe. Zastosowano jednak materiały uwalniające mniejsze ilości gazów po starcie.
« Ostatnia zmiana: Maj 05, 2013, 10:54 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #10 dnia: Maj 05, 2013, 10:54 »
 System optyczny instrumentu jest klasycznym teleskopem Cassegraina. Jest bardzo podobny do optyki instrumentu AIA. Zwierciadło główne ma średnicę 20 centymetrów. Długość ogniskowej wynosi 6.895 m. Rozdzielczość kątowa wynosi 0.4 sekundy kątowej. Zwierciadło wtórne daje powiększenie 4.9. Zarówno spektrograf jak i system obrazujący powiększają obraz 2.33 raza dając wymaganą rozdzielczość kątową 0.167 sekundy kątowej na piksel detektora. Powierzchnia efektywna teleskopu ma wielkość 86 centymetrów kwadratowych w pasmach 1335 i 1400 Å oraz 3.6 centymetra kwadratowego w paśmie 2800 Å. Zwierciadło główne jest wykonane ze szkła o ultraniskiej rozszerzalności (Ultra Low Expansion Glass - ULE) firmy Corning Inc. z  Corning w stanie Nowy Jork. Jest pokryte szeregiem warstw substancji odbijających ultrafiolet. Pokrycie zostało opracowane przez firmę Acton Research Corporation z Acton w stanie Maryland. Dyfrakcja limituje wielkość pola widzenia do 170 x 170 sekund kątowych przy długości fali 2800 Å. Teleskop jest wyposażony w klapę chroniącą optykę przed zanieczyszczeniami w czasie prac naziemnych, podczas startu i podczas pierwszych dwóch tygodni po nim. Zostanie ona otworzona w fazie testów satelity. Układ optyczny posiada też system regulujący ogniskowanie. Zwierciadło wtórne jest wyposażone w układ pochylający pozwalający na skompensowanie ruchów satelity i przesuwanie obrazu Słońca wzdłuż szczeliny wejściowej spektrografu. System optomechaniczny jest prawie identyczny z analogicznym systemem instrumentu AIA. Użyto w nim zwierciadła głównego o identycznej wielkości, identycznego projektu montażu, prawie identycznego projektu tubusa (za wyjątkiem niewielkiej zmiany długości), identycznego trójnogu mocującego zwierciadła, oraz identycznego systemu pochylania zwierciadła wtórnego, identycznego mechanizmu regulacji ogniskowania i identycznej kalpy ochronnej. Głównymi zmianami jest zmniejszenie wielkości zwierciadła wtórnego oraz usunięcie zastosowanych w AIA mechanizmów wyboru otworu wejściowego, oraz usunięcie filtra i przegród. Przegrody chroniące przed rozproszonym światłem i cząstkami promieniowania komicznego znajdują się w obrębcie spektrografu i systemu obrazującego.

W teleskopie zastosowano prosty ale efektywny system usuwania ciepła, wykorzystujący relatywną wąskość obserwowanych pasm UV. Przednia powierzchnia zwierciadła głównego jest pokryta dielektrycznym pokryciem wielowarstwowym. Odbija ono większość promieniowania w zakresie dalekiego ultrafioletu (1332 - 1406 Å) i 12% promieniowania w zakresie ultrafioletu bliskiego (2775-2825 Å). Przepuszcza natomiast 94% promieniowania w zakresie optycznym i w podczerwieni. Światło to przechodzi przez przezroczysty dla niego substrat zwierciadła, wywołując przepływ ciepła za zwierciadłem głównym. Ciepło to jest następnie przenoszone na drodze przewodnictwa do radiatora zlokalizowanego pod zwierciadłem. Zwierciadło absorbuje bardzo małą część światła widzialnego i podczerwieni. Mała ilość światła odbita przez tylną powierzchnię zwierciadła wraca do otworu wejściowego w postaci wiązki o niewielkiej rozbieżności. Takie podejście do usuwania ciepła w połączeniu ze średnią zdolnością powiększania zwierciadła głównego prowadzi o uzyskania całkowitego obciążenia zwierciadła głównego światłem widzialnym i podczerwieniom na poziomie tylko 1.5 stałej słonecznej. Jest to wartość mniejsza niż w przypadku instrumentu SOUP (Solar Optical Universal Polarimeter) użytego w laboratorium Spacelab 2 w trakcie misji STS-51F wahadłowca Challenger (start 29 lipca 1985 r, lądowanie 6 sierpnia 1985 r). Zwierciadło wtórne posiada takie samo pokrycie powierzchni odbijające UV i przekształcające światło widzialne i podczerwień w ciepło za zwierciadłem. Zaabsorbowane 1.9 W ciepła jest przewodzone do struktury teleskopu za pośrednictwem trójnogu montażowego i wypromieniowywane w przestrzeń. Modele wykazały, że temperatura zwierciadła głównego będzie wahać się tylko o 1.4ºC podczas najbardziej niekorzystnych orbit w trackie zrównań dnia z nocą. Nie stanowi to problemu, ponieważ szkło ULE z którego wykonano zwierciadło główne charakteryzuje się bardzo małą rozszerzalnością cieplną.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #11 dnia: Maj 05, 2013, 10:55 »
 Spektrograf SG został zbudowany w układzie Czernyego - Turnera z przeddysperserem umieszczonym na szczelinie wejściowej i osobnymi ścieżkami optycznymi dla bliskiego (2775 - 2825 Å) i dalekiego ultrafioletu (1332 - 1406 Å). Z powodu niskiego stosunku ogniskowej systemu optycznego kolimator i zwierciadła kamery spektrometru są sferyczne. Pozwoliło to na uniknięcie konieczności zastosowania skomplikowanej asferycznej optyki pozaosiowej. Cały spektrograf wraz z systemem obrazującym SJI tworzy kompaktową jednostkę umieszczoną za teleskopem.

Światło z teleskopu wchodzące do spektrografu SG przechodzi najpierw przez szczelinę wejściową / przeddysperser. Przeddysperser  jest małym pryzmatem wykonanym z MgF2. Jego pierwsza powierzchnia jest pokryta warstwą glinu osadzonego poprzez napylanie oparami. Przerwa w pokryciu stanowi szczelinę wejściową, a przyległe części pokryte metalem - jej szczeki odbijające światło nie przechodzące przez szczelinę do systemu obrazującego SJI. Szczelina jest pojedyncza. Jest używana we wszystkich długościach fal. Ma wymiary kątowe 170 x 1/3 sekundy kątowej. Pryzmat MgF2 powoduje silną dyspersję w zakresie 2800 - 1400 Å. Tym samym kieruje bliski ultrafiolet NUV (2775 - 2825 Å) i ultrafiolet daleki FUV (1332 - 1406 Å) na osobne połowy położonego za nim zwierciadła kolimatora. Zwierciadło to jest pokryte warstwą glinu poprawiającą odbijalność w zakresie UV. Poza fizycznym rozdzieleniem pasm FUV i NUV przeddysperser kieruje 90 - 95% światła widzialnego i podczerwieni do ścieżki NUV, efektywnie redukując niepożądany dodatek fal długich do kanału FUV. Rezydentny komponent kanału FUV w zakresie fal długich wynika z dyfrakcji na szczelinie wejściowej. Przeddysperser formuje szczelinę wejściową, dzięki czemu nie redukuje rozdzielczości spektrografu. Zwierciadło - kolimator odbija oba pasma na osobne siatki dyfrakcyjne. Następnie światło rozproszone przez siatki pada na zwierciadło kamery, osobne dla każdego kanału. Ostatecznie zwierciadło kierujące (osobne dla każdego kanału) odbija je na detektory, również osobne dla każdego pasma. Prawie wszystkie elementy optyczne i osie optyczne, wraz ze zwierciadłami kamery znajdują się w jednej płaszczyźnie. Zwierciadła kierujące i detektory znajdują się nad główną płaszczyzną. Takie ich ustawienie redukuje aberrację optyki kamery. Ponadto wraz ze zwierciadłami kierującymi pozwoliło na otrzymanie kompaktowej konstrukcji ze wszystkimi detektorami CCD umieszczonymi w jednej płaszczyźnie i blisko siebie. Zwierciadła kamery i zwierciadło kierujące kanału FUV są pokryte dielektrycznym pokryciem odbijającym wąskie pasmo UV opracowanym przez firmę Acton Research Corporation. Jest ono zoptymalizowane tylko dla pasma FUV i nie posiada drugiego szczytu odbijalności przy 2800 Å. Pozwala na osiągnięcie odbijalności 75% w zakresie 1332 - 1406 Å. Wraz z atenuacją uzyskiwaną przez teleskop i przedyspenser pokrycie to zmniejsza poziom rezydentnego promieniowania w paśmie 2800 Å obecnego w kanale FUV o ponad 5 rzędów wielkości. Zwierciadła kamery i zwierciadło kierujące kanału NUV są pokryte standardowym pokryciem dla zwierciadeł używanych w laserach 2800 Å. Zapewnia to wysoką efektywność i zredukowanie poziomu światła widzialnego. Oba kanały posiadają osobne siatki dyfrakcyjne. Są to płaskie siatki z liniami naniesionymi holograficzne w gęstości 3600 linii na milimetr, wytrawionymi jonowo. Zostały dostarczone przez firmę Horiba Jobin-Yvon z Kioto w Japonii. Zwierciadła kamer obu kanałów posiadają identyczną długość ogniskowej. Światło z kamery jest kierowane przez zwierciadło kierujące na zespół detektorów CCD. Kanał FUV posiada dwa detektory umieszczone na wspólnym układzie nośnym, dla regionów spektralnych 1332 - 1358 Å oraz 1380 - 1406 Å. Kanał NUV posiada pojedynczy detektor dla całego zakresu 2775 - 2825 Å. Migawki kontrolujące czas ekspozycji są osobne dla każdego pasma. Są oparte na migawkach użytych w instrumentach AIA i HMI satelity SDO.

W połączeniu z geometryczną powierzchnią otworu wejściowego teleskopu powierzchnia efektywna spektrografu pokrywająca zakres spektralny 1332 - 1406 Å ma wielkość 2.8 centymetra kwadratowego, 20 - 30 razy większą niż w przypadku instrumentu SUMER satelity SOHO w tym samym zakresie. Ponieważ linia Mg II jest znacznie jaśniejsza od linii występujących w zakresie NUV powierzchnia efektywna spektrografu w zakresie 2800 Å jest mniejsza o rząd wielkości (0.3 centymetra kwadratowego). Rozdzielczość przestrzenna spektrografu jest ograniczona wielkością pikseli detektorów oraz wielkością szczeliny wejściowej i zbiega się z limitem wyznaczanym przez dyfrakcję przy 2800 Å. Efektywna rozdzielczość spektralna w osi optycznej systemu teleskop / spektrograf wynosi 40 mÅ w paśmie FUV i 80 mÅ w paśmie NUV. Jest próbkowana przez piksele spektralne o odpowiednio spektralnej 12.5 i 25 mÅ. Konfiguracja spektrografu, przegrody i struktura mechaniczna w postaci pułapki chwytającej światło minimalizuje poziom rozproszonego światła w systemie. Ponadto zapobiega przechodzeniu światła pomiędzy ścieżkami NUV i FUV i jego rozpraszaniu przez zwierciadło - kolimator i siatki dyfrakcyjne bezpośrednio na detektory. W obu kanałach zastosowano osobne migawki pozywające na osobną optymalizację czasów ekspozycji na poszczególnych detektorach CCD. Użycie szybkich migawek pozwoliło na uzyskanie dużej szybkości powtarzania pomiarów. W połączeniu z możliwością odzyskiwania informacji tylko z części detektorów pozwoliło to na uzyskanie rozdzielczości czasowych tak dobrych jak 2 klatki na sekundę dla małych (<5 Å) okien spektralnych trzy krótkich czasach ekspozycji. Temperatura spektrografu zmienia się tylko o +/- 1.1ºC. Jest utrzymywana przez grzejnik o mocy 30 W. Do uzyskiwania flatfieldów służy lampa LED oświetlająca wnętrze spektrografu bliskim ultrafioletem.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #12 dnia: Maj 05, 2013, 10:56 »
System obrazujący SJI posiada niezależny od spektrografu układ optyczny rzutujący obraz szczęk jego szczeliny wejściowej (pokrytych glinem części pierwszej powierzchni pryzmatu - przeddyspersera) na osobny detektor CCD. Posiada on dwie osobne ścieżki optyczne - dla pasm NUV i FUV. Obraz tworzony przez teleskop na przeddysperserze spektrografu jest odbijany przez znajdującą się na nim warstwę metalu na koło filtrów będące pierwszym elementem optyki SJI. Na kole tym znajdują się dwa filtry wąskopasmowe dla kanału NUV i dwa zwierciadła dla kanału FUV. Zwierciadła różnią się rodzajem pokrycia powierzchni. Pozostałe dwie pozycje na kole zawierają czysty element szklany oraz zwierciadło pokryte glinem, służące do testów naziemnych i kalibracji. Koło filtrów pozwala na wybranie zakresu spektralnego wprowadzanego do optyki systemu obrazującego. Filtry NUV przepuszczają zakresy spektralny o szerokości 15 Å scentrowane na 2796 Å i 2816 Å. Zostały dostarczone przez firmę Andover Corporation z Salem w stanie New Hampshire. Promieniowanie to pada następnie na zwierciadła ścieżki optycznej kanału NUV. Umieszczone na kole zwierciadła dla kanału FUV odbijają głównie daleki ultrafiolet w okolicach 1335 Å i 1400 Å na zwierciadła jego ścieżki optycznej. Pokrycie zwierciadła dla pasma 1400 Å jest odpowiednio zoptymalizowane umożliwiając przesunięcie odbijanego pasma w kierunku fal dłuższych. Dzięki temu skraj krzywej odbijalności przy falach krótkich znajdował się między 1350 a 1380 Å. Pokrycie to, w połączeniu z pokryciem zwierciadeł w dalszej części systemu pozwala na odbijanie światła w zakresie kompleksu linii Si IV przy 1400 Å z jednoczesnym atenuowaniem kompleksu linii C II w pobliżu 1335 Å o czynnik 4. Natomiast pokrycie zwierciadła dla pasma 1335 Å jest dobrane tak, aby przesunąć je w kierunku  fal krótszych. Dzięki temu skraj krzywej odbijalności przy falach dłuższych leży między 1340 i 1390 Å. Wraz z pozostałą częścią optyki pozwala to na skuteczne odbijanie światła w zakresie kompleksu linii C II wokół 1335 Å i atenukowanie emisji w zakresie kompleksu  Si IV o czynnik 10. Ostatecznie pozwala to na uzyskanie dwóch pasm spektralnych, z których jedno jest zdominowane przez emisję chromosferyczną w linii C II, a drugie - przez emisję z obszaru przejściowego w linii Si IV. Optyka w dalszej części systemu, osobna dla obu kanałów składa się ze sferycznego zwierciadła rzutującego obraz oraz dwóch płaskich zwierciadeł kierujących. Każde z nich posiada dielektryczne pokrycie wielowarstwowe zoptymalizowane dla każdego zakresu spektralnego. Tak więc w systemie obrazującym użyto kombinacji zwierciadeł z odpowiednimi pokryciami i filtrów do wyizolowania poszczególnych pasm spektralnych. Zwierciadła w ścieżce optycznej kanału NUV są wyposażone w to samo pokrycie dla zwierciadeł laserów co zwierciadło kamery i zwierciadło kierujące kanału NUV spektrografu. W ścieżce optycznej kanału NUV znajduje się ponadto filtr (dwójłomny element Solca) redukujący szerokość pasma bliskiego ultrafioletu do 5 Å. Poprawia to kontrast w zakresie linii Mg II k. Filtr ten składa się  z ośmiu dwójłomnych płytek krzemowych o równej grubości, oraz z polaryzatora UV w postaci drucianych siatek VersaLight umieszczonych na obu stronach stosu płytek. Polaryzatory zostały dostarczone przez firmę Meadowlark Optics z Frederick w stanie Kolorado. Charakteryzują się efektywnością 50% przy 2800 Å. Zwierciadła kanału FUV posiadają to same pokrycie co zwierciadło kamery i zwierciadło kierujące kanału FUV spektrografu. W połączeniu z filtrem dalekiego ultrafioletu o szerokości 200 Å znajdującego się blisko detektora pozwala to na skuteczne usuwanie promieniowania znajdującego się poza wiązką oraz światła widzialnego. Ostatecznie zwierciadła kierujące odbijają światło z obu kanałów na osobne połowy pojedynczego detektora CCD. Czas ekspozycji jest kontrolowany przez pojedynczą migawkę.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #13 dnia: Maj 05, 2013, 10:57 »
Wszystkie detektory CCD spektrografu i systemu obrazującego (łącznie cztery) są identyczne. Mają wymiary 1056 x 2061 pikseli. Pojedynczy piksel ma szerokość 13 mikrometrów. Całkowita pojemność wynosi 120 000 elektronów. Są to zoptymalizowane na potrzeby projektu komercyjnie dostępne detektory CCD47-20 firmy e2v Technologies z Chelmsford w Essex w Wielkiej Brytanii. Zostały wytworzone z użyciem bardziej restrykcyjnych technologii i bez maski osłaniającej region transfery klatki. Stosowano jej już we wcześniejszych misjach. Ich efektywność kwantowa jest wysoka, stabilna i nie zmienia się pod wpływem promieniowana rentgenowskiego. Jest dwa razy lepsza niż dla detektora teleskopu satelity TRACE. Po schłodzeniu do temperatury mniejszej niż 50ºC prąd ciemny jest mniejszy od 10 elektronów na sekundę na piksel. Trzy detektory CCD spektrografu oraz jeden detektor CCD systemu obrazującego tworzą wraz z elektroniką odzyskiwania informacji dwie jednostki elektroniki kamer CCD (Camera Electronics Box - CEB). Są to zapasowe jednostki CEB instrumentów HMI i AIA satelity SDO, użyte bez żadnych modyfikacji. Zostały one zbudowane na potrzeby misji SDO przez laboratorium Rutherford Appleton Laboratory z Wielkiej Brytanii. Pozwalają na równoległe użytkowanie wszystkich detektorów z programowalnym odczytem każdego detektora z szybkością 4 megapikseli na sekundę. 14-bitowa konwersja analogowo - cyfrowa pozwala na osiągnięcie poziomu szumu odczytu lepszego od 10 elektronów. Detektory CCD są chłodzone za pomocą dwóch radiatorów umieszczonych pod strukturą mechaniczną zestawu spektrograf / system obrazujący. Pozostałe komponenty elektroniczne CEB są obsługiwane przez dwa osobne radiatory, umieszczone w je samej części instrumentu.

Scorus

  • Gość
Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Maj 05, 2013, 10:58 »
 Teleskop prowadzący GT pozwala na precyzyjne pozycjonowanie teleskopu i satelity. Pełni dwie funkcje: dostarcza sygnału dla systemu stabilizacji obrazu ISS instrumentu oraz dostarcza sygnału pozwalającego na skorygowanie błędów systemu kontroli orientacji przestrzennej ACS satelity. Jest on identyczny z teleskopem przewodnim satelity TRACE. Jest achromatycznym refraktorem z soczewką Barlowa obrazującym Słońce na detektorze w postaci 4 fotodiod wykrywającym krawędź tarczy słonecznej. Długość ogniskowej wynosi 1.88 m. Filtr interferencyjny na otworze wejściowym redukuje odbierane pasmo spektralne zmniejszając przenikanie ciepła do wnętrza GT. pasmo spektralne ma szerokość 500 Å. Jest scentrowane na  5700 Å. Oś optyczna GT jest pozycjonowania na dowolny punkt w odległości do 18 minut kątowych od osi mechanicznej GT przez dwa kliny szklane obracane przez odpowiedni silnik. Tak jak w przypadku TRACE system ten pozwala na pozycjonowanie satelity na dowolny punkt na tarczy Słońca i w jej pobliżu. Podobnie jak na satelitach TRACE i STEREO oraz w instrumencie AIA satelity SDO elektronika satelity ucyfrawia sygnał z detektora GT i dostarcza do systemu ACS poprzez interfejs 1553. Równolegle analogowy sygnał  GT jest dostarczany do ISS.

System stabilizacji obrazu ISS odbiera dane na temat wahań położenia krawędzi tarczy Słońca dostarczane przez GT i umożliwia ich korektę poprzez aktywne przesuwanie zwierciadła wtórnego teleskopu (poza tym przesuwanie zwierciadła umożliwia skanowanie obrazu Słońca wzdłuż szczeliny spektrometru). Siłowniki i elektronika ISS są kopią analogicznych elementów instrumentu AIA satelity SDO. Są prawie identyczne z analogicznymi siłownikami i elektroniką użytą na satelicie TRACE. Analogowy sygnał z GT opisujący błędy pozycjonowania jest przetwarzany i wysyłany do wtórnego kontrolera mechanizmów satelity. Nachylanie zwierciadła wtórnego jest następnie wykonywane przez niskonapięciowe siłowniki PZT. Całkowity zakres nachylania zwierciadła to +/-65 sekund kątowych w przestrzeni uzyskiwanego obrazu.

Wszystkie mechanizmy użyte w instrumencie są bezpośrednimi kopiami analogicznych mechanizmów z wcześniejszych urządzeń. Mechanizm regulacji ogniskowania teleskopu pochodzi z instrumentu AIA satelity SDO, kliny GT z teleskopu prowadzącego satelity TRACE, a koło filtrów systemu obrazującego i migawki - z SXI satelitów GOES. Wszystkie mechanizmy używają silników elektrycznych bez ścierających się części. Ich trwałość wynosi co najmniej 2 lata przy uwzględnieniu cykli pracy trwających 1 sekundę dla migawek i 10 sekund dla innych elementów. Klapa chroniąca otwór wejściowy teleskopu jest otwierana jednorazowo przez mechanizm identyczny do zastosowanego w AIA. W czasie prac naziemnych była zamykana ręcznie.

Elektronika instrumentu jest oparta na rozwiązaniach użytych w instrumentach HMI i AIA satelity SDO, ale bez redundancji. Znajduje się w obrębie jednostki elektroniki IRIS (IRIS Electronics Box - IEB) umieszczonej na jej panelu górnym. Obejmuje komputer kontrolny z odpornym na promieniowanie procesorem RAD6000 wyposażonym w pamięci RAM, ROM i EEPROM umieszczone na jednej płycie. Płyta ta została zaprojektowana dla instrumentu SXI satelitów GOES. Użyto jej też w instrumencie SOT satelity Hinode. Poza komputerem kontrolnym instrument jest wyposażony w układy elektroniczne zarządzające danymi, monitorujące jego stan, kontrolujące mechanizmy, oraz kontrolujące zasilanie i temperatury. Elektronika zarządzająca danymi odbiera dane z kamer CCD, kompresuje je z użyciem algorytmów bezstratnych (Rice) i/lub stratnych (takich samych jak w HMI i AIA), formatuje do pakietów w standardzie CCSDS (Consultative Committee for Space Data Systems) i przesyła do rejestratora jednoczęściowego satelity za pomocą interfejsu Spacewire. Wymiana danych i komend z satelitą odbywa się poprzez interfejs Mil-Std 1553B.

Oprogramowanie instrumentu wykonywane przez  procesor RAD6000 zostało napisane w języku C++. Pracuje w systemie operacyjnym VxWorks. Jest w dużej mierze oparte na oprogramowaniu zastosowanym w misji SDO. Ponieważ kamery CCD pochodzą w całości z SDO, podobnie jak większość mechanizmów, oprogramowanie jest oparte w 80% na oprogramowaniu SDO. Modyfikacje objęły głownie kontroler sekwencji wykonywanych w danym okresie czasu, jednak nawet on jest w dużej mierze oparty na kontrolerze AIA. Oprogramowanie autonomicznie zarządza pracą instrumentu, z minimalnym zaangażowaniem systemu komputerowego satelity i obsługi naziemnej. Plastycznie kontroluje wszystkie kombinacje czasów ekspozycji na detektorach CCD spektrografu i systemu obrazującego. Opcjonalnie może wykonywać automatyczną kontrolę ekspozycji (Automatic Exposure Control - AEC). Ograniczona funkcja zarządzania błędami pozwala na skorygowanie niektórych anomalii. W razie potrzeby oprogramowanie może być aktualizowane w czasie misji.

Instrument został opracowany przy współpracy Laboratorium Heliofizyki i Astrofizyki Lockheed Martin (Lockheed Martin Solar and Astrophysics Lab - LMSAL), Obserwatorium Astrofozycznego  Smithsonian (Smithsonian Astrophysical Observatory - SAO) w Cambridge w stanie Maryland oraz Uniwersytetu Stanu Montana (Montana State University - MSU) w Bozeman. SAO było głównym wykonawcą teleskopu a LMSAL - spektrografu.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: IRIS (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Maj 05, 2013, 10:58 »