Polskie Forum Astronautyczne
Astronautyka => Encyklopedia Forum => Wątek zaczęty przez: Scorus w Lipca 13, 2010, 21:07
-
WPROWADZENIE
Satelita astronomiczny GALEX (Galaxy Evolution Explorer, Small Explorer/GALEX, SMEX/GALEX) jest amerykańskim (NASA) pojazdem wykonującym obserwacje astronomiczne w ultrafiolecie (135 - 300 manometrów). Do jego celów naukowych zaliczają się: zbadanie początków i ewolucji galaktyk (porównanie obecnych galaktyk z bardzo odległymi); oraz zbadanie procesów formowania się i ewolucji gwiazd; określenie pochodzenia ciężkich pierwiastków we Wszechświecie. Satelita wykonuje obrazowy przegląd całego nieba, obrazowy przegląd nieba głębokiego, przegląd 200 najbliższych galaktyk (pierwszy duży przegląd galaktyk w zakresie UV), oraz trzy (w czasie trwania misji nominalnej) spektroskopowe przeglądy nieba. Pojazd wykona także kalibrację (dokładne pomiary) emisj galaktyk w zakresie UV, co pomoże zweryfikować, czy porównywanie obecnych galaktyk do tych bardzo odległych jest właściwe. Duże próbki galaktyk obserwowane przez GALEX w ultrafiolecie umożliwiają wykonywanie bezpośrednich porównań z odległymi galaktykami obserwowanymi w zakresie widzialnym i podczerwonym. Porównanie map całego nieba w podczerwieni (z IRAS), oraz w ultrafiolecie z GALEX pozwala na badania wpływu gazu i pyłu na formowanie się gwiazd w galaktykach. Obserwacje pozwalają na określenie korelacji pomiędzy emisją galaktyk w UV, a ich aktywnością gwiazdotwórczą, co pozwala na rekonstrukcję historii formowania się gniazd we Wszechświecie. GALEX umożliwia także identyfikowanie ciekawych obiektów, które są następnie badane za pomocą HST. Ze swoim szerokim polem widzenia i czułością detektorów satelita ten uzupełnia wyniki otrzymywane za pomocą Teleskopu Hubblea, Teleskopu Spitzera i satelity FUSE. Uzupełni także obserwacje w podczerwieni, które będzie wykonywał Teleskop Kosmiczny Jamesa Webba. Satelita został opracowany w ramach programu NASA Small Explorer (SMEX).
KONSTRUKCJA
Satelita GALEX ma masę 280 kilogramów. Ma w przybliżeniu kształt walcowaty. Został zbudowany na bazie satelity OrbView 4 (bus LEOStar 2) przez firmę Orbital Sciences Corporation. Składa się z zasadniczego modułu serwisowego połączonego z teleskopem wraz z jego dodatkowym osprzętem.
Energii elektrycznej na poziomie 290 W dostarczają dwa skrzydła fotoogniw słonecznych, rozmieszczone równomiernie po obu stronach satelity. Każde skrzydło składa się z dwóch paneli fotowoltaicznych. System ten nie ma możliwości obracania się za Słońcem. Statek jest stabilizowany trójosiowo. Do kontroli orientacji przestrzennej służą koła reakcyjne, oraz zwoje magnetyczne. Danych nawigacyjnych dostarczają szperacze gwiazd, sensory Słońca, magnetometry, oraz żyroskopy. Detektory teleskopu satelity rejestrują pozycje fotonów, z których później komputerowo rekonstruowany jest obraz nieba. Wymaga to znajomości pozycji statku, dlatego jego ruchy są dokładnie rejestrowane przez system kontroli orientacji. Obserwacje wymagają także poruszania całego satelity, celem utrzymywania obserwowanego źródła na jednym miejscu w stosunku do detektorów. Pojazd wykonuje dwa rodzaje ruchów w czasie obserwacji - drżenie i skanowanie. W trybie drżenia GALEX wykonuje małe spiralne ruchy w czasie obserwacji danego fragmentu nieba. Jest on używany do długich ekspozycji pojedynczego celu. W trybie skanowania satelita przesuwa się przez wiele stopni na niebie. Tryb ten jest używany do obrazowania dużych fragmentów nieba podczas przeglądów. Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają radiatory, grzejniki, oraz wielowarstwowa izolacja termiczna. Statek posiada własny system komputerowy. Jego główną czyści jest procesor cyfrowy (Digital Processing Unit - DPU), który jest interfejsem łączącym statek z elektroniką detektorów, a także zapewnia autonomiczne działanie w czasie braku łączności z Ziemią, wykonuje rozkazy z Ziemi, oraz zarządza danymi naukowymi i dotyczącymi funkcjonowania statku kosmicznego. Kontroluje także temperaturę teleskopu i pozostałej elektroniki, steruje silnikami obracającymi koło optyczne i Grism teleskopu. Ponadto przetwarza i kompresuje dane naukowe. System komputerowy jest tak zaprojektowany, że statek może wykonywać samodzielne, nawet 2 tygodniowe obserwacje. Umożliwia także przełączenie pojazdu w tryb bezpieczny (Safe Mode) podczas poważniejszych awarii, w którym pojazd oczekuje na rozkazy z Ziemi. Zebrane dane przed wysłaniem na Ziemię są zapisywane przez rejestrator jednoczęściowy (Solid-State Recorder - SSR). Ma pojemność 24 gigabitów. Statek zbiera 1.5 gigabita danych na orbitę, a w czasie dnia wykonuje 16 obiegów, dzięki czemu zbiera całkiem dużo danych dziennie. Łączność z Ziemią zapewnia transponder i dwie anteny pracujące w paśmie S. Dane (naukowe i inżynieryjne) są wysyłane na Ziemię 4 razy dziennie.
-
WYPOSAŻENIE
GALEX dysponuje jednym instrumentem naukowym - teleskopem UV GALEX (GALEX UV Telescope).
Teleskop ma pole widzenia o średnicy 1.2 stopnia, i charakteryzuje się rozdzielczością kątową 5 sekund kątowych. Teleskop został zbudowany w zmodyfikowanym układzie Ritcheya - Chretiena Światło jest zbierane przez zwierciadło główne (M1) o średnicy 50 centymetrów, a następnie jest odbijane na zwierciadło wtórne (M2) o średnicy 22 centymetrów. Ono odbija je jako skupioną wiązkę do detektorów umieszczonych w systemie płaszczyzny ogniskowej teleskopu (Back Focal Assembly - BFA). Zwierciadła są podtrzymywane przez strukturę wykonaną ze stopu Invar. W budowie teleskopu zastosowano wiele technologii zapewniających szerokie pole widzenia, w tym: odpowiednie krzywe w zwierciadłach teleskopu produkujące kołowe obrazy w szeroki polu widzenia, gdzie tradycyjna optyka wytworzyłaby obraz o kształcie komety; zastosowanie specjalnych warstw optycznych, które zmniejszają stopień rozproszonego światła pochodzącego z Ziemi i pyłu w Układzie Słonecznym; oraz zastosowanie zaawansowanych stopów utrzymujących stałą odległość pomiędzy zwierciadłami. Otwór wejściowy teleskopu w czasie startu był pokryty osłoną chroniącą przed zanieczyszczeniami. Była ona podtrzymywana przez magnesy Po wejściu na orbitę została odrzucona za pomocą sprężyn. Teleskop jest utrzymywany we właściwej temperaturze za pomocą grzejników. Optyka jest utrzymywana w temperaturze 0 - 27C. Grzejniki mogą zostać także zastosowane do ogrzewania zwierciadeł w celu odparowania osadzonych na nich ewentualnych zanieczyszczeń.
Teleskop umożliwia zarówno obrazowanie, jak i badania spektrskpowe. W tym celu, w systemie ogniskowej BFA zastosowano obrotowe około optyczne (Optical Wheel Assembly - OWA), które zawiera 1 przezroczyste okno dla obrazowania, i układ typu grism (połączenie pryzmatu i siatki dyfrakcyjnej) dla spektroskopii w FUV i NUV. Jest to pierwszy grism dla tych zakresów w historii badań. OWA jest kołową płytą o średnicy 43 cm. Jest obmacane przez dwa silniki sterowane przez komputer, które umieszczają w ścieżce optycznej albo okno, albo grism. grism ma wycięte 75 bruzd na milimetr. Specjalny silnik może nieznacznie przesuwać Grism w OWA pomiędzy różnymi fragmentami nieba, co sprawa, że światło z obserwowanej obiektów jest dokładnie skupiane. Ta rotacja pomniejsza także skutki ruchu statku kosmicznego. Po przejściu przez koło OWA światło przechodzi przez urządzenia dzielące wiązkę światła, w postaci specjalnie zaprojektowanego kryształu. Jest to pierwszy taki system zastosowany dla UV w misji kosmicznej. Zostało rozwinięte przez Laboratorie d'Astronomie Spatial w Marsylii we Francji. Dzieli ono wiązkę na dwie: bliskiego UV (Near UV) - 175 - 280 nm, oraz dalekiego UV (Far UV) - 135 - 174 nm. Wiązka FUV pada na detektor FUV, a wiązką NUV jest odbijana przez dodatkowe zwierciadło M3 na detektor NUV.
Detektory dla dwóch rejestrowanych zakresów widmowych są oddzielnymi płytami z mikrokanałami (Micro-Channel Plate - MCP) o szerokości 65 mm. Są to pierwsze tak duże detektory MCP dla UV. Mają wymiary 1024 x 1024 piksele, co umożliwia obserwowanie wielu galaktyk jednocześnie. Detektory zostały opracowane przez doświadczony zespół na Uniwersytecie Stanu Kalifornia (University of California) w Berkeley we współpracy z astrofizykami z Laboratorium Astrofizycznego (Space Astrophysics Laboratory) przy CalTech. Promieniowanie z BFA pada najpierw na soczewkę wejściową. Pozwala to na wytwarzanie ostrego obrazu na całej powierzchni detektora. Cienka warstwa będąca fotokatodą na oknie wejściowym detektora NUV pochłania następnie UV, i powoduje powstanie elektronów na skutek efektu fotoelektrycznego. Elektrony następnie padają na na MCP (metalową płytę z licznymi bardzo cienkimi kanalikami). Poruszają się następnie w dół kanałów w tej płycie, powodując powstanie następnych elektronów, formujących ostatecznie chmurę złożą z 10 milionów elektronów. Są one następnie wykrywane przez siatkę anodową (sieć metalowych włókien o dodatnim ładunku). Siatka umożliwia określenie dokładnej pozycji uderzenia elektronu. To jest rejestrowane przez komputer, i na Ziemi umożliwia komputerowe zrekonstruowanie obrazu nieba. Detektory są tak wrażliwe, ze muszą być wyłączne gdy teleskop jest skierowany na jasną gwiazdę lub planetę. Są włączane tylko w czasie gdy pojazd znajduje się w cieniu Ziemi. Mogą obserwować obiekty ponad milion razy słabsze niż ludzkie oczy w najciemniejszym miejscu na Ziemi. Podczas trwania misji nominalnej detektory zarejestrowały około tysiąca miliardów fotonów, mierząc jasność wielu milionów galaktyk i gwiazd na niebie.
Każdy detektor ma niezależny zestaw elektroniki (Front End Electronics - FEE), który pobiera około 75 W mocy. Oba elementy są identyczne. Każdy zawiera niskonapięciowe źródło zasilania. W czasie gdy teleskop wykonuje obserwacje, FEE otrzymuje rozkazy od cyfrowego procesora statku DPU, który steruje detektorami. Dane z detektorów są odbierane przez FEE, i kierowane do DPU.
-
PRZEBIEG MISJI
Satelita GALEX wystartował dnia 28 kwietnia 2003 roku. Rakietą nośną był Pegasus XL, wyniesiony w powietrze za pomocą samolotu L-1011 Stargazer. Miejscem startu była baza sił powierzchnych USA na Przylądku Canaveral (Cape Canaveral Air Force Station). Samolot wystartował o godzinie 11:03:05 UTC. Następnie przeleciał nad rejon zrzutu rakiety nad Atlantykiem. System uwalniający rakietę został uzbrojony o godzinie 11:46 UTC. Rakieta została uwolniona o godzinie 11:59:54 UTC, na wysokości około 11 900 metrów. Chwilę później uruchomiony został silnik stopnia 1. Po 40 sekundach od startu rakieta przeleciała przez region o maksymalnym ciśnieniu aerodynamicznym. Stopień 1 zakończył pracę i został odrzucony po 1 minucie i 20 sekundach od startu, o 12:01 UTC. Następnie rakieta znajdowała się na trajektorii balistycznej. Zapłon silnika stopnia 2 nastąpił 20 sekund później. Dwuczęściowa owiewka została odrzucona w czasie 2 minut i 12 sekund od startu, o 12:02 UTC. W czasie 2 minut i 55 sekund od startu silnik stopnia 2 zakończył pracę i stopień ten został odrzucony. Następnie rakieta znakowała się na trajektorii balistycznej. W czasie 7 minut od startu, o 12:07 UTC wykonany został manewr zmiany orientacji przestrzennej. Posłużyły do tego silniki wyrzucające zimny gaz. Silnik stopnia 3 został uruchomiony o godzinie 12:08 UTC, po 8 minutach od rozpoczęcia misji. W czasie 9 minut i 10 sekund od rozpoczęcia lotu, o 12:09 UTC zakończył on pracę. tym samym satelita GALEX, nadal połączony ze stopniem górnym wszedł na orbitę okołoziemską. 20 sekund później wykonany został manewr zmiany orientacji przed uwolnieniem ładunku. GALEX oddzielił się od górnego stopnia o godzinie 12:11 UTC, po 11 minutach i 2 sekundach od startu. Następnie bez problemów rozłożył swoje panele słoneczne i nawiązał łączność z Ziemią. Start zakończył się pełnym sukcesem.
Po starcie satelita znalazł się na orbicie roboczej, zbliżonej do kołowej. Charakteryzowała się ona apogeum na wysokości 702.12 km i perygeum na wysokości 689.5 km. Nachylenie w stosunku do równika wyniosło 28.996 stopnia. Okres obiegu wynosił 98 minut. Taka orbita umożliwia wykonywanie pomiarów ponad atmosferą ziemską blokującą UV, a jednocześnie znajdowała się pod pasami radiacyjnymi van Allena, w których energetyczne protony i elektrony zakłócałyby działanie sprzętu naukowego.
Po starcie rozpoczął się okres testów funkcjonowania komponentów inżynieryjnych statku oraz jego instrumentu naukowego. Trwał miesiąc. Przez 2 tygodnie pojazd utracił resztkowe gazy pozostałe po okresie startu. 3 maja uruchomiony został system obróbki danych z instrumentu oraz elektronika przednia detektorów. Przebiegało to bardzo sprawnie. 6 maja o godzinie 08:32 UTC otworzona zostało pokrycie ochronne teleskopu. Operacja ta polegała na rozgrzaniu mocowania złożonego z wosku. Po roztopieniu wosku zwolniona została mechaniczna szpila, która zwolniła pokrywę. Spowodowało to aktywację mechanizmu, który za pomocą sprężyny odgiął ją na zawiasach tak, że została ona złożona na boku struktury teleskopu. W następnych dniach statek wykonywał testowe komendy. Następnie uruchomiony został zasilacz wysokiego napięcia detektorów instrumentu. 19 maja koło optyczne zostało obrócone na pozycję umożliwiającą przyjmowanie fotonów. Pierwsza obserwacja została wykonana 21 maja 2003 r. Została zadedykowana załodze misji STS-107 wahadłowca Columbia. Objęła fragment gwiazdozbioru Herkulesa, który znajdował się bezpośrednio nad wahadłowcem w momencie ostatniego kontaktu z Centrum Kontroli Misji.
Po zakończeniu okresu testów, 30 dni po starcie rozpoczęto bardzo udany program obserwacji astronomicznych. W jego ramach pojazd bez większych problemów wykonał przegląd około 70% nieba. W czasie misji podstawowej obserwacje nie były prowadzone w obszarze płaszczyzny Drogi Mlecznej. jasne obiekty mogłoby uszkodzić detektory. Ważnymi obserwacjami były badania komety 9P/Tempel 1 wykonane krótko przed i po uderzeniu w jej jądro impaktora sondy Deep Impact 4 lipca 2005 roku. GALEX poszukiwał zmian w ilości tlenku i dwutlenku węgla w komie przed i po zderzeniu. Misja nominalna trwała 4 lata. Przebiegła bez większych problemów.
Po zakończeniu misji podstawowej, w 2008 r misja została przedłużona. Na tym etapie pojazd wykonywał również obserwacje fragmentów nieba położonych w okolicy płaszczyzny Galaktyki. Wykonywano tez obserwacje Obłoków Magellana oraz gwiazd monitorowanych przez pojazd Kepler. Poszukiwano ponadto źródeł przejściowych - emisji UV wytwarzanej w początkowej fazie eksplozji supernowych lub podczas rozrywania gwiazd przez czarne dziury.
W maju 2009 r awarii uległ detektor FUV. Przyczyną było spięcie wywołane przez zjawisko polowej emisji elektronów. Pomimo kilkumiesięcznych prób jego uruchomienia stał się on nieużyteczny. W kwietniu 2010 r zakończono próby przywrócenia jego sprawności. Dalsze obserwacje były prowadzone za pomocą detektora NUV. Pozwalał on na obserwacje większości obiektów rejestrowanych przez FUV. Podczas badań naukowych dane z FUV były zastępowane przez obserwacje w świetle widzialnym dostępne w archiwach astrofizycznych.
Misja podstawowa i rozszerzona satelity jest zarządzana przez Laboratorium Napędu Odrzutowego (Jet Propulsion Laboratory - JPL).
Pod koniec 2011 r stwierdzono, że dalsze utrzymywanie misji ma niski priorytet. W związku z tym w lutym 2012 r NASA zakończyła finansowanie misji. 7 lutego zakończył on zbieranie danych naukowych i został przełączony w tryb bezpieczny. Panele słoneczne były zwrócone na Słońce, a koło optyczne instrumentu zaparkowane w pozycji chroniącej detektory. Nadajnik został wyłączony, ale mógł zostać uruchomiony przez instrukcje z Ziemi. Przejęciem satelity była jednak zainteresowana Politechnika Kalifornijska (California Institute of Technology - CalTech) w Pasadenie w Kalifornii. Negocjowano przekazanie satelity do tej instytucji na mocy Stevenson-Wydler Technology Innovation Act. Pozwalał on na przekazywanie rządowego wyposażenia naukowego instytucjom edukacyjnym i organizacjom non-porfit. Wcześniej NASA przekazywała w ten sposób przedmioty i sprzęt naziemny, ale nigdy działającego satelity znajdującego się na orbicie. degocjacje zakończyły się powodzeniem. Umowa pomiędzy CalTech i NASA została zawarta 14 maja 2012 r. Następnie satelita wznowił wykonywanie obserwacji naukowych. W przeciągu następnego roku satelita zakończył przegląd płaszczyzny Drogi Mlecznej. Był też używany do wyszukiwania supernowych oraz monitoringu jąder galaktyk aktywnych w celu zbadania ich zmienności w czasie. Ponadto umożliwił wykonanie poszukiwań supermasywnych czarnych dziur w odległych galaktykach oraz fal uderzeniowych powstających podczas eksplozji supernowych.
Finansowanie misji z CalTech zakończyło się w połowie 2013 r. W związku z tym misja została ostatecznie zakończona. Komenda dezaktywująca satelitę została wysłana centrum operacji misji w formie Orbital w Dulles 28 czerwca 2013 r o godzinie 05:09 UTC. Satelita pozostał na orbicie. W atmosferę wejdzie dopiero za około 65 lat.
Dane z satelity były odbierane przez stacje naziemne South Point na Hawajach, oraz Dongara w Australii. Centrum Operacyjne Misji (Mission Operations Center) znajduje się w Dulles w Wirginii. Centrum Operacji Naukowych Misji (Mision Science Operations Center) znajduje się w CalTech w Pasadenie w Kalifornii.