PRZEBIEG MISJI
Satelita IRIS wystartował dnia 27 czerwca 2013 r. Pojazd został wyniesiony na orbitę przez rakietę Pegasus XL firmy Orbital Sciences Corporation z Dulles. Zastosowana rakieta charakteryzowała się standardowym wyposażeniem mechanicznym i elektronicznym, bez dodatkowego modułu manewrowego (Hydrazine Auxiliary Propulsion System - HAPS). Miejscem startu była Baza Sił Powietrznych Vandenberg (Vandenberg Air Force Base - VAFB) w Kalifornii. Rakieta została wyniesiona w powietrze za pomocą samolotu L-1011 Stargazer firmy Orbital. Samolot wystartował z bazy Vandenberg o godzinie 01:27 UTC. Następnie przeleciał w miejsce zrzutu rakiety, znajdujące się nad Oceanem Spokojnym, na północ od bazy. O 02:05 UTC, na 22 minuty przed starem aktywowano system oddzielający rakietę od samolotu. Obejmował on 4 haki mocujące oraz hak podpierający wierzchołek rakiety. Elementy te były zwalniane hydraulicznie. Przeprowadzone w dalszej kolejności testy systemów rakiety nie wykazały problemów. O 02:13 UTC, na 14 minut przed starem satelita został przełączony na wewnętrzne zasilanie. Na 12 minut przed starem, o godzinie 02:15 UTC samolot wykonał zwrot o 180 stopni nakierowujący na miejsce zrzutu rakiety. Na 11 minut przed startem, o 02:16 UTC wykonano ostatni test systemu samozniszczenia rakiety. Na 7 minut i 30 sekund przed startem, o 02:20 UTC awionika rakiety została przełączona na zasilanie wewnętrzne. Następnie w kontroli misji przeprowadzono głosowanie potwierdzające gotowość do startu. Na 3 minuty przed startem rozpoczęto konfigurowanie komputera rakiety. Rakieta została uwolniona o godzinie 02:27 UTC. Silnik stopnia 1 został uruchomiony o 02:27:46 UTC, co odnotowano jako moment startu. Po 20 sekundach od startu, o 02:28 UTC rakieta przekroczyła barierę dźwięku. po 40 sekundach od startu minęła region maksymalnego ciśnienia aerodynamicznego. Po 1 minucie i 18 sekundach od rozpoczęcia misji, o godzinie 02:29 UTC stopień 1 zakończył pracę. Następnie w czasie 1 minuty i 35 sekund od startu został odrzucony. W dalszej kolejności uruchomiony został silnik stopnia 2. O godzinie 02:30 UTC, po 2 minutach i 40 sekundach od startu dwuczęściowa owiewka została odrzucona. O godzinie 02:36 UTC, po 8 minutach i 40 sekundach od startu rozpoczął się manewr zmiany orientacji przestrzennej przed odrzuceniem stopnia 2. Stopień ten zakończył pracę o 02:37 UTC, po 9 minutach i 2 sekundach od rozpoczęcia lotu. Chwilę później został odrzucony. Po 9 minutach i 36 sekundach od startu pracę rozpoczął silnik stopnia 3. Stopień 3 został wyłączony o godzinie 02:38 UTC, po 10 minutach i 41 sekundach od startu. Tym samym zespół stopień 3 / IRIS wszedł na zaplanowaną orbitę okołoziemską. O godzinie 02:40 UTC, po 13 minutach i 15 sekundach od startu utracono łączność z rakietą z powodu problemu ze sprzętem na należącym do NASA samolocie śledzenia DC-9. Satelita oddzielił się od górnego stopnia rakiety o godzinie 02:42 UTC. Fakt ten został potwierdzony odebraniem sygnału przez satelity TDRS. Następnie satelita bez problemów rozłożył swoje panele słoneczne i nawiązał łączność ze stacjami naziemnymi. Cała procedura startu przebiegała bez żadnych problemów. Był to już 42 start rakiety typu Pegasus i 32 wykorzystanie wersji XL.
Rakieta nośna umieściła satelitę na orbicie synchronicznej ze Słońcem, przebiegającą nad terminatorem. Perygeum znalazło się na wysokości 621 km a apogeum - 661 km. Okres obiegu wynosił 97.54 minuty a inklinacja - 97.9 stopnia. Początkowe plany misji zakładały wykorzystanie orbity kołowej na wysokości 700 km. Orbita eliptyczna została jednak wybrana w celu zminimalizowania błędów powstających w czasie startu. Jej wysokość ustalono tak, aby pojazd wszedł w atmosferę po 25 latach od startu, spełniając zalecenia NASA dotyczące ograniczania ilości śmieci orbitalnych. Bardzo podobnymi wymogami kierowano się podczas projektowania orbity dla satelity TRACE.
Po starcie rozpoczęła się faza testów systemów satelity i jego instrumentu naukowego (In Orbit Checkout - IOC). Trwała ona 60 dni. Krótko po uzyskaniu stabilnego stanu na orbicie uruchomione zostały grzejniki detektorów CCD instrumentu, zapobiegające przyleganiu do nich zanieczyszczeń uwalniających się z wnętrza satelity. Temperatura detektorów była utrzymywana na poziomie około 30ºC. W czasie pierwszych trzech dni fazy IOC pomiary kalibracyjne sensorów nawigacyjnych i pozycji anten pozwoliły na uściślenie osiągalnej dokładności pozycjonowania satelity. Dane ze szperaczy gwiazd zostały porównane z symulacjami oraz danymi z magnetometru i sensora Słońca. Zweryfikowało to prawidłowość pracy szperaczy i umożliwi kalibrację ich pozycji względem siebie oraz względem pozostałych sensorów nawigacyjnych. Po potwierdzeniu prawidłowości działania szperaczy gwiazd satelita został przełączy w tryb bezwładnościowego pozycjonowania na Słońce (Inertial Sunpoint Mode). W tym trybie szperacze służyły jako odniesienie do kontroli orientacji przestrzennej w osi odchylenia (zamiast magnetometru). Następnie zostały wykonane manewry obrotów będą wykonywane we wszystkich trzech osiach w zakresie orientacji przestrzennych pozwalających na wzajemne porównanie danych ze szperaczy i sensora Słońca oraz na precyzyjne pomiary zachowania się kół reakcyjnych. Jako ostatni krok podczas tych testów, za pomocą zwojów magnetycznych zostaną wykonane zmiany całkowitego momentu pędu statku w dostępnym zakresie. Pozwoliło to na precyzyjne zmierzenie ich wpływu na satelitę. Dane zebrane podczas kalibracji systemu kontroli orientacji pozwoliły na wprowadzenie poprawek w parametrach pracy jego poszczególnych elementów. W fazie IOC wykonane zostały również pomiary charakterystyk transmisji w łączu satelita - Ziemia i Ziemia - satelita. Ponadto sensory temperatury w różnych częściach satelity zbierały dane pozwalające na scharakteryzowanie pracy systemu kontroli temperatury. Weryfikację działania systemu zasilania umożliwił monitoring pracy baterii oraz woltaży i prądów w obwodach ładujących.
Testy pracy instrumentu naukowego zaczęły się po jego uruchomieniu, czwartego dnia po starcie, jeszcze przed otwarciem jego pokrywy (planowanym na 14 dzień po stracie). W tym czasie wykonane zostały obrazy w ciemności. Wraz z danymi na temat statusu jego komponentów umożliwiły one zweryfikowanie pracy tak wielu jego komponentów jak to będzie możliwe. Teleskop prowadzący GT został sprzężony z systemem ACS. Satelita został przełączony w tryb precyzyjnego pozycjonowania na Słońce (Fine Sunpoint Mode). Wykonane zostały pomiary czasu wstępnego namierzania celu obserwacji. Odbyły się też testy detektorów CCD, mechanizmów i grzejników utrzymujących instrument w temperaturze operacyjnej. Po 10 dniach wyłączone zostały grzejniki zapobiegające zanieczyszczeniu detektorów. Następnie temperatura detektorów spadła do operacyjnej wartości około -70ºC. Obrazy w ciemności z obu kamer instrumentu oraz dane ze wszystkich wzmacniaczy były zbierane przez kilka orbit, również podczas przejść przez anomalię południowoatlantycką (South Atlantic Anomaly - SAA) oraz strefy podwyższonej radiacji na dużych szerokościach geograficznych. Pozwoliły one na zebranie podstawowych danych na temat poziomu szumu kamer, zmian w stosunku prądu ciemnego do sygnału wyjściowego, oraz uderzeń cząstek energetycznych podczas typowego obiegu. Podstawowe testy zakończyły się 27 czerwca 2013 r.
Następnie przystąpiono do pełnego uruchomienia i precyzyjniej optymalizacji pracy instrumentu, z wykorzystaniem zebranych wcześniej danych. Otwarcie pokrywy instrumentu wykonano 17 lipca 2013 r o godzinie 19:14 UTC. Nastąpiło w czasie sesji wymiany danych ze stacją naziemną w czasie rzeczywistym. Poziom światła w teleskopie był monitorowany dzięki obrazowaniu szczęk szczeliny wejściowej jego spektrografu z dużą rozdzielczością czasową. Gdy instrument uzyskał stabilność termiczną nastąpiły wstępne testy dokładności ogniskowania w układzie optycznym. Po otwarciu pokrywy teleskopu wykonane zostały testy sekwencji obserwacyjnych. Faza weryfikacji związana z pierwszymi realnymi obserwacjami rozpoczęła się po dwóch tygodniach od otwarcia osłony. Pierwsze obrazy Słońca zostały uzyskane 25 lipca. Wstępne testy optyczne odbywały się w czasie sesji łączności. Obejmowały: ogólne i szczegółowe pomiary ogniskowania i jego stabilności; testy zysku, liniowości transferu światła w kamerach i skali powierzchni detektorów CCD; pomiary zaburzeń powoływanych przez mikrowibracje; sprzężenie pozycjonowania kamer z GT i ACS; wykonywanie flatfieldów i sprawdzenie jakości uzyskiwanych obrazów; pomiary przepustowości optycznej i poziomu rozproszonego światła; testy zdolności kompresji obrazów; testy zdolności śledzenia rotacji Słońca; kalibrację poziomu przechylenia poprzez porównanie ruchów utworów na Słońcu z danymi odniesienia dostarczanymi przez szperacze gwiazd; oraz oszacowanie liniowości rastrowania spektrografu.
Po zakończeniu fazy IOC rozpoczęła się faza weryfikacji zdolności do prowadzenia obserwacji naukowych (Science Verification Phase). Trwała ona kolejne 30 dni. W tym czasie wstępne obserwacje naukowe pozwoliły na potwierdzenie, że uzyskiwane dane spełniają wszystkie stawiane wymogi. W czasie tych pierwszych 30 dni obserwacji Słońca wykonane zostały następujące zadania: uzyskanie serii obserwacji pozwalających na wstępne zoptymalizowanie sekwencji obserwacyjnych; uzyskanie serii obserwacji kalibracyjnych; przeprowadzenie obserwacji pozywające na dokonanie wstępnych odkryć; oraz uzyskanie ciągłych sekwencji obserwacji naukowych. W czasie wszystkich tych obserwacji praca satelity IRIS była skoordynowana z uzyskiwaniem wektorów magnetycznych (satelita Hinode, instrument SOT/SP); obserwacjami spektrometrycznymi (satelita Hinode, instrument EIS (Extreme Ultraviolet Imaging Spectrometer)); oraz obserwacjami w zakresie linii H-alfa, Ca II H, K i trypletu IR (satelita Hinode, instrument SOT; teleskopy obserwatorium NSO; Swedish Solar Telescope). Obserwacje do wstępnej optymalizacja sekwencji obserwacyjnych polegały na pomiarach mocy sygnału z różnych celów, poczynając od środka tarczy Słońca w czasie małej aktywności, poprzez obszary aktywne, atmosferę ponad krawędzią tarczy nad biegunami i nad obszarami aktywnymi na średnich szerokościach na dziura koronalnych i filamentach kończąc. Obserwacje te zawierały skany małych obszarów w różnych czasach ekspozycji. Pozwoliło to na uzyskanie wyraźnych sygnałów zarówno w zakresie linii słabych jak i silnych oraz dla pozycji na traczy słonecznej i poza nią. Obejmowały one również pomiary skoordynowane z obserwacjami prowadzonymi przez instrumenty obrazujące całą tarczę (np AIA na SDO, XRT (X-Ray Telescope) na Hinode oraz teleskopy naziemne). Pozwoliło to na doprecyzowanie układu współrzędnych pozwalającego na dopasowanie pozycjonować różnych instrumentów, a także na zweryfikowanie precyzji informacji na temat pozycjonowania instrumentu. IRIS wykonał też mozaiki dużych obszarów Słońca poprzez obrazowanie w zakresie linii Mg II k, skrzydła linii Mg II, oraz linii C II i Si IV. Zostały one porównane z danymi z innych instrumentów obrazujących atmosferę Słońca (SDO/AIA, Hinode/XRT, teleskopy naziemne) oraz magnetogramami (Hinode/SOT/SP i teleskopy naziemne). Obserwacje kalibracyjne obejmowały rastry spektralne prowadzone od bieguna do bieguna wzdłuż środkowego równoleżnika, obejmujące też pozycje poza tarczą Słońca. Pozwoliło to na kalibrację odpowiedzi na poszczególne długości fal. Dane te umożliwiły ponadto pomiary rotacyjnych przesunięć Dopplera w kierunku wschód-zachód. Rastry te zostały wykonane przy różnych czasach ekspozycji w celu osiągnięcia odpowiedniego zakresu dynamicznego dla słabych i silnych linii spektralnych. Obserwacje przeznaczone do dokonania pierwszych odkryć obejmowały kompaktowe rastry wykonywane z dużą rozdzielczością czasową, powtarzane przez kilka godzin przed zmianą celu obserwacji. Objęły tak dużo celów na Słońcu jak to będzie możliwe w danym okresie czasu. Ciągłe sekwencje obserwacji polegały na monitorowaniu wybranego celu przez okres od połowy dnia do kilku dni. Strategia taka zastosowana podczas misji TRACE i Hinode pozwoliła na śledzenie różnorodnych zjawisk od czasu ich powstawania aż do zaniku. Cele do takich obserwacji zostały wybrane pod koniec etapu obserwacji przeznaczonych dla wstępnych odkryć. Długotrwałe obserwacje były prowadzone w różnorodnych trybach różniących się wielkością rastrów spektralnych i balansem między obrazowaniem a spektroskopią, zoptymalizowanymi na podstawie obserwacji wykonanych we wcześniejszych etapach weryfikacji naukowej. Zostały one dokładnie przetestowane.
Wątek: IRIS (kompendium) (Przeczytany 11871 razy)