AOST
Spektrometr podczerwieni z transformacją Fouriera AOST jest instrumentem przeznaczonym do badań atmosfery i powierzchni Marsa, a także powierzchni Phobosa. Może wykonywać zarówno obserwacje bezpośrednie jak i obserwacje zakrycia Słońca przez Marsa. Obserwacje zakryciowe atmosfery Marsa mają następujące cele: poszukiwania gazów występujących w małych stężeniach i mających znaczenie dla poszukiwań śladów aktywności wulkanicznej i oszacowań możliwości występowania życia (metan, formaldehyd, SO2, OCS, wodór i deuter); oraz uzyskanie informacji o pionowym rozmieszczeniu aerozoli. Do celów obserwacji bezpośrednich Marsa zaliczają się: badania struktury cieplnej atmosfery (z zastsowaniem linii CO2); badania zmienności parametrów atmosfery w skalach dni i sezonów (profili temperatur do wysokości 55 km, zawartości pary wodnej i innych składników występujących w niskich koncentracjach, zawartości aerozoli); badania rozmieszczenia przestrzennego różnorodnych minerałów na powierzchni; rozróżnienie obszarów zawierających wodę związaną chemiczne w minerałach od obszarów zawierających wodę zaabsorbowaną; oraz badania zmienności właściwości cielnych powierzchni (w tym zanikania lub pojawiania się szronu) w skalach dni i sezonów. Do celów obserwacji bezpośrednich Phobosa zaliczają się: wykonanie globalnego mapowania mineralogicznego z orbity kwazisynchronicznej; badania różnic w składzie chemicznym powierzchni w skali do 40 cm po lądowaniu; oraz badania właściwości cieplnych powierzchni (poprzez porównanie parametrów promieniowania podczerwonego rejestrowanego po dziennej i nocnej stronie księżyca).
Instrument AOST został umieszczony na panelu słonecznym sondy Phobos-Grunt za pomocą mocowania zapewniającego pełne odizolowanie termiczne od pojazdu kosmicznego oraz izolację przed wibracjami. Instrument ma masę 4.1 kg, znacznie mniejszą od analogicznych instrumentów używanych do badań atmosfery Ziemi. Pobór mocy wynosi 10W w trakcie pomiarów. W czasie bezczynności ogrzewanie pobiera 3W. Instrument pracuje w całkowitym zakresie spektralnym 2.5 - 25 mikrona. Pole widzenia ma szerokość 2.3 stopnia. Uzyskanie jednego interferogramu trwa od 5 sekund (obserwacje zaćmieniowe) do 50 sekund (obserwacje Marsa w nadirze). Przesunięcie pola widzenia względem celu na skutek ruchu orbitalnego statku będzie zawsze mniejsze od 10% szerokości pola widzenia. AOST jest interferometrem Fouriera. Całe urządzenie jest kompaktowe, małe i proste. Można je podzielić na dwie części - wieżyczkę (Turret) i płytę podstawową (Base).
Zasadnicze elementy są umieszczone na obrotowej wieżyczce, która może obracać się względem podstawy o 183 stopni wokół osi prostopadłej do niej. Światło wchodzi do urządzenia przez optykę wprowadzającą wyposażoną w płaskie zwierciadło skanujące obracające się o 45 stopni. Wraz z obrotem wieżyczki pozwala ono na wykonanie obserwacji w dowolnym kierunku w obrębie całej sfery, w tym na skierowanie osi optycznej na cel kalibracyjny (ciało doskonale czarne) na podstawie instrumentu. Następnie światło przechodzi do układu interferometrycznego. Jego wejście ma średnicę 25 mm. Rozdzielacz wiązki i kompensator w jego obrębie są wykonane z KBr, co deifikuje czerwony skraj obserwowanego zakresu widmowego. Po przejściu przez interferometr światło trafia do teleskopu Cassegraina. Posiada on zwierciadło główne o średnicy 23 mm. Długość ogniskowej wynosi 75 mm. Teleskop skupia światło na detektorze w postaci układu piroelektrycznego złożonego z LiTaO3. Średnica powierzchni aktywnej wynosi 1.4 mm. Przed detektorem znajduje się soczewka Fabryego wykonana ze szkła KRS 5, oraz filtr wykonany z CdSb. Ten ostatni usuwa promieniowanie o długości fali mniejszej od 2.5 mikrona. W obrębie wieżyczki mieści się też elektronika detektora w postaci procesora Leon 3 na układzie FPGA Actel AX 2000. Łączy się ona z płytą podstawową instrumentu za pomocą elastycznego kabla.
Kanał odniesienia stasowany w trakcie kalibracji zawiera diodę DFB emitująca promieniowanie przy 1.35 mikrona oraz dwie fotodiody InGaAs. Wybrana długość fali w kanale odniesienia gwarantuje, że pomiary przy linii metanu (3018 cm^-1) nie zostaną zaburzone przez linie innych gazów śladowych. Do kalibracji używane jest też przybliżenie ciała doskonale czarnego ustawione na podstawie instrumentu.
Płyta podstawowa jest przyłączona do panelu słonecznego sondy. Zawiera też elektronikę instrumentu, opartą na tych samych elementach co elektronika detektora (procesor Leon 3 na układzie FPGA Actel AX 2000). Odbiera ona informacje z elektroniki detektora i formatuje interferogramy. Ponadto monitoruje stan urządzenia i przyjmuje komendy. Posiada też pamięć masową o objętości 2 megabitów oraz kontroler MIL-STD-1553 pozwalający na wysyłanie danych do systemu informatycznego zarządzającego instrumentami sondy.
Cały instrument jest pokryty własną izolacją wielowarstwową. Posiada też dwa radiatory pozbawione izolacji. Jeden z nich pozwala na pochłanianie promieniowania słonecznego, a drugi na chłodzenie w razie potrzeby. Powierzchnia aktywna radiatora chłodzącego może być automatycznie dostosowywana w trakcie lotu. Łącznie oba radiatory pozwalają na utrzymanie odpowiedniej temperatury wewnętrznej.
Wszystkie komponenty instrumentu emitują silne promieniowanie podczerwone w zakresie jego pracy. Zapewnienie optymalnego chłodzenia do temperatury skraplania helu nie jest możliwe. Pomiary mogą być jednak wykonane przy ustabilizowaniu temperatury interferometru z dokładnością 0.1K w czasie pomiarów. Sama temperatura nie jest istotna, jednak musi być znana i nie zmieniać się w czasie pomiarów. Dlatego też komponenty interferometru są termicznie odizolowane od innych części wieżyczki.
Urządzenie może pracować w trybie zakryciowym (Occultation Mode), trybie bezpośrednich obserwacji atmosfery Marsa (Atmosphere Mode), trybie bezpośrednich badań powierzchni Marsa (Surface Mode); oraz w trybie bezpośrednich obserwacji powierzchni Phobosa (Soil Mode).
Tryb zakryciowy jest przeznaczony do badań właściwości atmosfery Marsa na różnych wysokościach. Pomiary wykonywane są w zakresie 2.5 - 20 μm. Rozdzielczość spektralna wynosi 0.9 cm^-1. Czas potrzebny na uzyskanie jednego interferogramu wynosi 5 s. Stosunek sygnału do szumu dla jednego interferogramu wynosi 500 przy 3 μm.Celem obserwacji jest Słońce. Cykl pomiarów zaczyna się, gdy Słońce zbliża się do krawędzi tarczy Marsa, a kończy się po wejściu Słońca za tarczę planety. Trwa to około 100 s, a w tym czasie można uzyskać około 20 spektrogramów. Analizy zmian w emisji Słońca dostarczają informacji na temat właściwości atmosfery na różnych poziomach nad powierzchnią. W trakcie jednego cyklu można uzyskać do 20 pomiarów. Pomiar uzyskany gdy Słońce jest wysoko ponad atmosferą jest spektrogramem odniesienia, co zapewnia samoczynną kalibrację. Im Słońce znajduje się bliżej krawędzi tarczy, tym jego światło przebiega przez dłuższą ścieżkę w atmosferze. Zestaw linii różnych gazów różni się pomiędzy kolejnymi spektrogramami. Instrument obserwuje całą tarczę słoneczną (0.35 stopnia), więc różnice w emisji różnych części tarczy nie są istotne. Metoda ta jest szczególnie przydatna do poszukiwań metanu. Chociaż linia metanu (3018 cm^-1) jest płytka (4% ponad poziomom tła), to jednak instrument pozwala na uzyskanie wysokiego współczynnika sygnału do szumu (znacznie ponad 100, nawet do około 500) nawet w przypadku jednego intefrerogramu. Dzięki temu limit detekcji metanu to około 1 ppb lub nawet mniej. Ponadto tryb ten umożliwia wykonanie poszukiwań innych rzadkich składników atmosfery oraz określenia pionowego profilu rozmieszczenia pary wodnej i aerozoli. Przed lądowaniem na Phobosie możliwe będzie wykonanie pomiarów przy około 300 wschodach i zachodach Słońca.
Tryb bezpośrednich obserwacji atmosfery Marsa umożliwia pomiary w zakresie spektralnym 6 - 25 μm. Rozdzielczość spektralna wynosi 2 cm^-1. Jeden interferogram jest uzyskiwany w czasie 50 s. Pole widzenia ma szerokość 2.5 stopnia. Podczas dnia można uzyskać około 500 spektrogramów. Ich liczba jest ograniczona przez zdolność wymiany danych z Ziemią. Całkowita ilość danych w trakcie dnia nie może przekroczyć 4 Mb. Zdolność skanowania umożliwia zarówno obserwacje strefy równikowej w nadirze, jak i średnich szerokości geograficznych pod większymi kątami. W nadirze obserwowany fragment powierzchni ma szerokość 290 km. W czasie ekspozycji trwającej 50 s pole widzenia nie przesuwa się o więcej niż 25 km. Obserwacje obejmą głównie strefę równikową, ale możliwość skanowania instrumentu rozszerzy je również do średnich szerokości geograficznych. Przy wszystkich ograniczeniach każdy punkt w obserwowalnym obszarze Marsa może być obserwowany 2 razy na dobę, z odstępem 10.77 godziny (z orbity obserwacyjnej o okresie obiegu 7.65 godziny). Ponadto możliwość skanowania pozwoli na obserwacje wybranego miejsca przez 42 minuty podczas poszukiwań zmienności atmosfery w małych skalach czasowych. Tryb atmosferyczny pozwala na badania dziennych i sezonowych zmian takich właściwości jak: pionowe profile temperatur do wysokości 60 km nad powierzchnią, zawartość pary wodnej i innych składników atmosfery występujących w małych ilościach, oraz zawartość aerozoli. Stosunkowo wysoka rozdzielczość spektralna pozwoli na badania struktury cieplnej atmosfery (w linii CO2 15 μm) z dokładnością porównywalną z PFS na Mars Express. Pomiary zawartości pary wodnej w atmosferze zostaną wykonane za pomocą linii 6.3 μm oraz 40 μm. Linie absorpcyjne aerozoli dostarczą informacji na temat chmur pyłowych i kondensacyjnych.
Tryb obserwacji bezpośrednich powierzchni Marsa umożliwia pomiary światła podbitego w zakresie 2.5 - 4 μm oraz emisji cieplnej w zakresie 8 - 13 μm. Obserwacje można będzie wykonywać w sposób ciągły w okresie poprzedzającym osiągnięciem Phobosa. W nadirze pole widzenia instrumentu będzie obejmowało fragment powierzchni o szerokości około 250 km z orbity obserwacyjnej położonej 535 km ponad orbitą Phobosa. Obserwacje w tym trybie pozwalają na śledzenie dziennych i sezonowych zmian w szronach i pyłach zalegających na powierzchni; rozmieszczenia wody zaabsorbowanej i związanej chemicznie w glebie; rozmieszczenia minerałów skałotwórczych, siarczanów, tlenków żelaza i glikokszemianów; szacowanie szorstkości powierzchni w małej skali; oraz oszacowanie właściwości cieplnych powierzchni. Tym samym uzupełnią pomiary wykonywane w trakcie innych misji (Mariner 9, Phobos 2, MGS, Mars Express, Mars Odyssey i MRO). Zawartość wody zaabsorbowanej i związanej w glebie zostanie oszacowana na podstawie obserwacji linii wibracyjnych 6.1 i 6.3 μm. Oszacowania zawartości pyłu na powierzchni może zostać wyprowadzone z całkowitej emisji cieplnej w zakresie 7.15 - 7.4 μm, w którym kształt spektrum ściśle zależy od wielkości drobin krzemianów. Dane te pozlwają na oszacowanie stopnia nierówności powierzchni i jej inercji cieplnej. Identyfikacja głównych minerałów skałotwórczych opiera się na pozycji maksimum emisji cieplnej. Zależy ona od zawartości krzemianów. Umożliwia to wykonanie przybliżonego oszacowania zawartości skaleni potasowych, plagioklazów, piroksenów z dużą i niską zawartością wapnia, oraz prawdopodobnie oliwinów. W zakresie spektralnym AOST leżą też linie charakterystyczne dla minerałów występujących w małych ilościach, np. soli (2.8 i 12 μm), tlenków (hematyt - 16.2 i 21 μm) i krzemianów pakietowych (3 i 6 μm). Temperatury powierzchni mogą zostać wyprowadzone z jasności przy 1300 cm^-1. Współczynnik sygnału do szumu jednego spektrogramu w trakcie obserwacji skierowanych w nadir zależy od temperatury powierzchni. W południe wyniesie on 80 - 100 przy 500 cm^-1, około 10 przy centrum pasma 15 - μm СО2 (680 cm^-1), 70 - 80 przy 800 cm^-1 i 20 przy 1300 cm^-1. W nocy współczynnik ten jest niższy, wynosi odpowiednio 40 - 50, 10, 20 i 2.
Tryb bezpośrednich obserwacji powierzchni Phobosa pozwoli na wykonanie pomiarów w zakresie 2.5 - 25 μm. Albedo Phobosa jest dużo niższe niż Marsa, dlatego też obserwacje będą prowadzone z niską rozdzielczością spektralną (7 cm^-1). Pomiary obejmą cały glob. Umożliwią zmapowanie różnic w składzie mineralnym w wysokiej rozdzielczości. Dane te będą miały duże znaczenie dla badań pochodzenia Phobosa. Ponadto pomiary AOST pozwolą na monitorowanie temperatur i inercji cieplnej powierzchni, oraz oszacowania stopnia nierówności powierzchni w małej skali. Z orbity kwazisynchronicznej (z odległości około 50 km od Phobosa) pole widzenia instrumentu będzie obejmowało fragment powierzchni o szerokości 2.2 - 3 km przy zaniedbywalnym rozmyciu obrazu z powodu ruchu statku. Instrument pozwoli na wykonanie pomiarów na całym globie. Możliwość skanowania pozwoli na dokładne zbadanie planowanej strefy lądowania.
Instrument może pracować przy 3 rozdzielczościach spektralnych: w trybie rozdzielczości wysokiej (High Resolution Mode - HR) 0.55 cm^-1; trybie rozdzielczości średniej (Medium Resolution Mode - MR) 1.2 cm^-1; oraz w trybie rozdzielczości niskiej (6 cm^-1). Podczas obserwacji zakryciowych używany jest tryb HR. Do obserwacji bezpośrednich atmosfery Marsa służy tryb MR, a do obserwacji bezpośrednich powierzchni Marsa i Phobosa - tryb LR. Zastosowanie niskiej rozdzielczości spektralnej w przypadku badań powierzchni zapewnia uzyskanie wysokiego współczynnika sygnału do szumu.
Instrument został opracowany przy współpracy Rosji (Instytut Badań Kosmicznych IKI w Moskwie), Włoch (Institute of Physics of Interplanetary Space - IFSI), Francji (laboratorium LATMOS) i Niemiec (University of Münster). IKI był głównym wykonwacą projektu. Partnerzy z Francji i Niemiec dostarczyli niektóre komponenty, a IFSI wykonał kalibrację. W trakcie prac na instrumentem wykorzystano doświadczenia zebrane podczas opracowywania instrumentu PFS dla sond Mars 96, Mars Express i Venus Express.
Wątek: Fobos-Grunt (kompendium) (Przeczytany 53224 razy)