BepiColombo (kompendium)

[Scorus]

Instrument PHEBUS ma masę 6.2 kg. Pobór mocy wynosi 3.6W. Produkcja danych to około 10 megabitów na orbitę Jest to podwójny spektrometr ultrafioletu, pracujący w zakresie ultrafioletu skrajnego (Extreme Ultraviolet - EUV) 55 - 155 nm i ultrafioletu dalekiego (Far Ultraviolet - FUV) 145 - 315 nm oraz dodatkowo w dwóch liniach bliskiego ultrafioletu (Near Ultraviolet - NUV) - 404 i 422 nm. Detekcja spektrum jest oparta na zliczaniu fotonów za pomocą detektorów w postaci płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP) z koderem anody opornikowej (Resistive Anode Encoder- RAE). Główną zaletą detektora MCP-RAE jest wysoka czułość dzięki bardzo niskiemu ładunkowi ciemnemu. Zliczanie fotonów jest dzięki temu możliwe w normalnym zakresie temperatury (od -20 do +40°C), co pozwala na uniknięcie stosowania ciężkich i energochłonnych chłodziarek. Pomiary w zakresie dwóch dodatkowych linii światła widzialnego są wykonywane za pomocą dwóch fotopowielaczy Photo-Multiplier Tube - PMT) używanych w trybie zliczania fotonów.  W celu uniknięcia utraty czułości w zakresie UV we wnętrzu instrumentu zastosowano minimalną ilość elementów odbijających - tylko pozaosiowe zwierciadło paraboliczne oraz holograficzne siatki dyfrakcyjne. Zwierciadło pozaosiowe jest przesuwane za pomocą mechanizmu rotacyjnego, dzięki czemu może kierować promieniowanie z nad krawędzi tarczy planety na szczelinę wejściową spektrometru. Ponieważ długotrwała stabilność obserwacji na orbicie nie zawsze jest osiągalna, zwierciadło to pozwala na utrzymywanie linii widzenia instrumentu blisko krawędzi tarczy w trakcie długich ekspozycji. Ponadto umożliwia osiągnięcie większej niezależności geometrii obserwacji od orbity sondy, a także na rozszerzenie zakresu pomiarów w kierunku piniowym. Dzięki temu instrument jest zarówno mały i lekki jak i bardzo wszechstronny. Użyte zwierciadło pozwala na uniknięcie konieczności wykonywania obrotów statku w celu zwrócenia instrumentu w dany punkt. Ograniczenia w obserwacjach jednak istnieją. Z powodu dużej czułości detektorów MCP-RAE obserwowane mogą być tylko słabe emisje. Dlatego tez instrument nie może być bezpośrednio oświetlony przez Słońce czy też światło odbite od powierzchni planety. Zrodziło to konieczność zastosowania kilku przegród które zwiększyły masę urządzenia. Ponadto instrument jest bardzo czuły na zanieczyszczenia pyłowe mogące rozpraszać światło oraz na zanieczyszczenia molekularne mogące absorbować ultrafiolet. Ponadto fotokadory są bardzo wrażliwe na powietrze, zwłaszcza w detektorze EUV. Dlatego tez detektor ten musiał zostać pokryty oknem otwieranym przez odpowiedni mechanizm po starcie, a w czasie prac naziemnych był utrzymywany w próżni. Dlatego też do wszelkich prac przy instrumencie konieczna była odpowiednia pompa próżniowa, usuwana dopiero przed startem.

Wszystkie komponenty instrumentu znajdują się w obrębie jednej jednostki. Konfiguracja urządzenia wygląda następująco. Na wejściu do instrumentu znajduje się zestaw przegród pozwalający na odrzucenie zabłąkanego światła. Jest on pokryty izolacją wielowarstwową zoptymalizowaną do pracy w wysokiej temperaturze (High-Temperature Multi-Layer Insulation- HT-MLI). Jest zamontowany na mechanizmie obrotowym posiadającym dokładność pozycjonowania ok. 0.1 stopnia. Został dostarczony przez Instytut Badań Kosmicznych (IKI) Rosyjskiej Akademii Nauk w Moskwie. U podstawy przegrody znajduje się zwierciadło skanujące (wejściowe) kierujące światło z obserwowanego obszaru na szczelinę wejściową spektrometru. Szczelina może być usunięta z pola widzenia w trakcie okresowych obserwacji kalibracyjnych gwiazd. W tym celu została zainstalowana na dwupozycyjnym silniku. Za szczeliną znajdują się dwie holograficzne siatki dyfrakcyjne. Definiują one dwa kanały spektrometryczne - EUV i FUV, o rozdzielczości spektralnej odpowiednio 1 i 1.5 nm. Za nimi znajdują się dwa detektory MCP-RAE. W celu rejestrowania promieniowania poniżej 115 nm detektor kanału EUV nie jest osłonięty oknem, natomiast detektor FUV jest zamknięty. Detektory te zostały dostarczone przez Wydział Nauk o Ziemi i Nauk Planetranych (Department of Earth and Planetary Science) Uniwersytetu Tokijskiego. Z powodu stosunkowo dużych rozmiarów systemów detektorów ultrafioletu, bezpośrednie ustawienie detektorów dwóch linii światła widzialnego (PM) w punktach ogniskowania obserwowanych linii nie było możliwe. Dlatego też przed detektorami UV ustawiono pryzmat rozdzielcy wiązkę światła na dwie oraz dwa sferyczne zwierciadła. Wszystkie komponenty instrumentu działają pod nadzorem centralnej jednostki obróbki danych (Data Processing Unit - DPU). Są zasilane przez płytę konwersji napięcia zamieniającą napięcie 28V ze statku kosmicznego na wszystkie woltaże używane przez kolejne komponenty. Wszystkie systemy optyczne i mechaniczne są zmontowane we wnętrzu układu mechanicznego złożonego z dwóch elementów. Pierwszy, nazywany strukturą główną zawiera wszystkie masywne podsystemy, w tym mechanizm rotacyjny, detektory EUV i FUV, detektory PM wraz z ich elektroniką, a także DPU i elektronikę zasilania. Druga jest lekką ramą zawierającą siatki dyfrakcyjne oraz mały system pompujący azot (patrz dalej). Ponadto na statku kosmicznym koło instrumentu znajduje się zawias zabezpieczający układ przegród w okresie bezczynności.

[Scorus]

System optyczny instrumentu można podzielić na dwie części. Układ wprowadzający światło jest tzw. systemem zbierającym. Obejmuje on przegrodę, zwierciadło paraboliczne oraz szczelinę wejściową spektrometru. Definiuje ona pole widzenia i kierunek widzenia instrumentu. Drugą częścią jest optyka spektrometru obejmująca siatki dyfrakcyjne oraz detektory. Określa ona rozdzielczość spektralną instrumentu.

Przegroda wejściowa pozwala na ochronę instrument przed jasnym światłem, głownie odbitym od powierzchni Merkurego. Światło nie może wejść do niej dopóki kąt oświetlenia nie przekroczy kąta ochraniającego (ok. 8 stopni). Gdy kąt oświetlenia przekroczy go, wpadające światło jest zatrzymywane przez powierzchnie wewnętrzne przegrody. Inną funkcją przegrody jest ograniczenie światła rozproszonego dzięki zapewnieniu wielokrotnych odbić i powierzchni dyfuzji. System ten obejmuje 5 diafragm. Ma wysokość 210 mm, średnicę zewnętrzną 60 mm i kształt walcowaty, symetryczny. Diafragma wyjściowa jest otworem wejściowym instrumentu, o średnicy 25.4 mm. Konstrukcja ta jest wykonana z aluminium i pokryta izolacją HT-MLI. W okolicach perycentrum orbity sondy jej powierzchnia może nagrzewać się do około 200°C. Jej masa wynosi 120 g.

Zwierciadło skanujące (wejściowe) jest ustawione zaraz za otworem diafragmy wyjściowej przegrody. Jest umieszczone na mechanizmie obrotowym. Skupia wiązkę świetlną na szczelinie wejściowej spektrometru. Ma ono kształt parabliczny z efektywną długością ogniskowej 170 mm. Szorstkość powierzchni zwierciadła znajduje się na poziomie 0.5 nm co pozwala na maksymalne usuwanie światła rozproszonego przechodzącego przez przegrodę. W celu zapewnienia wysokiej odbijalności w zakresie UV, zwłaszcza EUV zwierciadło wykonano z węglika krzemu (SiC). Zostało wytworzone przez spiekanie. Na powierzchnię optyczną naniesiono cienką warstwę SiC za pomocą techniki chemicznej depozycji pary (Chemical Vapor Deposition - CVD). Warstwa ta została następnie wypolerowana. Zwierciadło jest jednorodne pod względem zastosowanego materiału i właściwości cieplnych, co w surowym środowisku termicznym na zewnątrz statku jest bardzo istotne. Jednak mechanizm rotacyjny jest wykonany z aluminium. Dlatego też zwierciadło zostało oddzielone od niego termicznie za pomocą metalowego trójnogu. Całkowita masa zwierciadła i trójnogu wynosi 25 g.

Mechanizm skanujący pozwala na przesuwanie linii widzenia spektrometru. Zapewnia pole widzenia o szerokości 360 stopni, co razem z ruchem orbitalnym statku pozwala na mapowanie całej egzosfery. Ponadto umieszczono na nim dwa fotometry oraz szybką migawkę zapobiegającą naświetleniu detektorów zbyt jasnym światłem. Do mechanizmu tego przyłączona jest przegroda wejściowa i zwierciadło skanujące. Obejmuje on dwa łożyska kulkowe, miernik kąta rotacji, system jezdny, wewnętrzną przegrodę, fotometry, migawkę, oraz elektronikę. Mechanizm ten pozwala na obrót głowicy skanera (przegrody wejściowej i zwierciadła, tworzących aperturę wejściową) wzdłuż osi optycznej spektrometru. Głowica skanera jest przymocowana do trzonka scentrowanego na osi optycznej za pomocą dwóch dużych łożysk. Trzonek jest obracany przez silnik krokowy ze ślimacznicą. W łożyskach zastosowano smar krzemowy VNIINP-274 przystosowany do pracy w próżni. Jego trwałość jest gwarantowana na 900 godzin. Miernik kąta obrotu pozwala na wykrywanie ewentualnych spowolnień w trakcie rotacji. Składa się on z pierścieniowego magnesu stałego oraz dwóch układów wykorzystujących efekt Halla. Urządzenia tego typu były często wykorzystywane w rosyjskich misjach kosmicznych. W przypadku sprzętu ESA, w instrumencie OMEGA (Observatoire pour la Mineralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activit) sondy Mars Express pracują przez przeszkód wiele lat. Migawka chroniąca spektrometr przed okazyjnym nadmiernym oświetleniem jest zlokalizowana naprzeciwko jego szczeliny wejściowej. Jest przesuwana przez silnik elektromagnetyczny, automatycznie albo wg rozkazów przyjmowanych w telemetrii. W trybie automatycznym wykorzystywane są dwa fotometry (fotodiody firmy Hamamatsu) umieszczone przed migawką i monitorujące intensywność oświetlenia. Gdy osiągnięta zostanie wybrana wcześniej maksymalna wartość naświetlenia, migawka jest automatycznie zamykana. Pozycja migawki jest monitorowana za pomocą dwóch sensorów Halla. Kontrola temperatury całego mechanizmu jest pasywna. Głowica jest pokryta izolacją MLI i odizolowana od reszty instrumentu poprzez cienkościenny trzonek. Najbardziej wrażliwe części skanera znajdują się wewnątrz statku i mają temperaturę bliską jego temperaturze wewnętrznej (około 60°C). Głównym elementem konstrukcyjnym mechanizmu jest kołnierz zawierający skaner. Jest on przymocowany do jednostki spektrometru. Elektronika skanera jest oparta na trzech w pełni redundancyjnych PCB. Zapewnia łączność z blokiem elektroniki instrumentu kontrolując silnik skanera i migawki oraz odbierając sygnały z fotometrów i sensorów Halla.

Szczelina wejściowa spektrometru znajduje się w płaszczyźnie ogniskowej zwierciadła wejściowego. Definiuje ona doraźne pole widzenia (Instantaneous Field-of-View - IFOV) instrumentu. Ma ona wymiary 5.6 x 0.28 mm, co wraz  długością ogniskowej zwierciadła (170 mm) odpowiada IFOV 1.9 x 0.095 stopnia. Jej dłuższy wymiar jest równoległy do krawędzi traczy planety, co pozwala na wykonywanie pionowych pomiarów egzosfery. Podczas obserwacji kalibracyjnych gwiazd konieczne jest usunięcie szczeliny z pola widzenia. Z powodu aberracji zwierciadła obraz gwiazdy jest większy od szerokości szczeliny. Dlatego też płyta szczeliny jest zamontowana na rotowanym ramieniu przyłączonym do dwupozycyjnego silnika. Układ taki był wcześniej pastowany w instrumentach SPICAM (Spectroscopic Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Mars) Mars 96 i Mars Express oraz SPICAV (Spectroscopic Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Venus) Venus Express. Jego całkowita masa wynosi 80 g.

W spektrometrze zastosowano dwie siatki holograficzne ze skorygowaną aberracją. Technologię siatek holograficznych zastosowano w celu ograniczenia powierzchni odbijających w spektrometrze do jednej na każdy kanał. Przy konwencjonalnej siatce dyfrakcyjnej z ustalonym rozmieszczeniem bruzd nie ma możliwości skorygowania aberracji na płaskiej powierzchni detektora bez zastosowania dodatkowych elementów optycznych. Siatka holograficzna może być natomiast zoptymalizowana do korygowania aberracji. Ponadto siaka taka charakteryzuje się bardzo małą mikroszorostokścią (na poziomie około 1 nm), co zapewnia lepsze ograniczenie rozpraszania światła niż w przypadku siatek konwencjonalnych. Jest to konieczne do odróżnienia słabych linii emisyjnych położonych blisko linii jasnych. Obie siatki charakteryzują się jednakowym promieniem krzywizny (170 mm) co uprościło ich produkcję. Gęstość bruzd wynosi około 1600 na 1 mm dla siatki kanału FUV i 2700 na 1 mm dla kanału EUV. Siatki te wykonano z aluminium. Ich powierzchnia odbijająca jest pokryta platyną. Powierzchnia aktywna obu siatek ma wymiary 42 x 15 mm.

Układ detektora kanału FUV obejmuje okno wejściowe wykonane z MgF2, układ MCP, anodę czułą na pozycję, elektronikę oraz moduł dostarczający wysokie napięcie. Układ MCP jest umieszczony w komorze próżniowej utworzonej przez ceramiczną obudowę oraz okno wejściowe. Na tylnej stronie okna wejściowego znajduje się warstwa CsTe stanowiąca fotokatodę. Charakteryzuje się wysoka wydajnością w zakresie FUV (120 - 330 nm). Do powielania elektronów używany jest 5-stopniowy układ MCP. Każdy element MCP ma kształt kolisty, powierzchnię aktywną o wielkości 13.9 centymetra kwadratowego i kąt spadku 8 stopni. Znajdują się w niej 12-mikrometrowe pory o stosunku długości do średnicy 40:1. Całkowita oporność wynosi 125 Om. Przednie dwa elementy MCP (stos V) i trzy tylne MCP (stos Z) bezpośrednio stykają się ze sobą tworząc wspólny układ. Za MCP znajduje się układ RAE określający pozycję iniekcji elektronów. Chmura elektronów za stosem Z zawiera 10^7 elektronów. Zderza się z RAE i jest dzielona pomiędzy 4 elektrody. RAE ma wymiary 20 x 40 mm. Elektronika ucyfrawia sygnał z niego w postaci obrazu o wymiarach 512 x 512 pikseli. Sygnał z każdej elektrody jest wzmacniany przez wzmacniacz A-250 firmy AMPTEK. System kształtujący sygnał A-206 wzmacnia go ponownie i klasyfikuje jako odczyt przekraczający próg detekcji. Następnie wysyła go do głównej elektroniki instrumentu. Po ucyfroweniu elektronika oblicza pozycję każdego sygnału. Masa całego systemu detektora FUV wynosi około 1 kg.

Układ detektora EUV zawiera 5-stopiony MCP pokryty CsI. Jego wymiary i zasada działania są takie same jak w przypadku detektora kanału FUV. Ponieważ fotokatoda CsI jest bardzo wrażliwa na powietrze, detektor znajduje się w komorze próżniowej. Jest osłonięty filtrem MgF2. Nie przepuszcza on zakresu EUV, dlatego też podczas aktywacji instrumentu musi zostać przesunięty. W czasie obserwacji detekcja promieniowania poniżej 115 nm jest możliwa tylko w wtedy gdy detektor jest wystawiony  w próżnię i fotokatoda ma bezpośredni kontakt z fotonami. Okno osłaniające detektor zostanie otwarte na stałe po kilku dniach lub tygodniach od startu. Masa całego zestawu to około 1.1 kg.

System detekcyjny dla dwóch kanałów linii bliskiego ultrafioletu jest złożony z dwóch detektorów. Pierwszy pozwala na pomiary (monitoring emisji) w zakresie linii emisyjnej potasu 404.7 nm a drugi - w zakresie linii wapnia 422.8 nm. Oba detektory do niskoszumowe fotopowielacze PMT pracujące w trybie zliczania fotonów. Posiadają one okna kwarcowe. Ich średnica wynosi 25 mm. Mogą pracować w temperaturze do 70°C. Typowy poziom prądu ciemnego wynosi 10 zliczeń na sekundę w temperaturze 25°C. Detektory te są osłonięte metalową maską odgradzającą je od zakłóceń magnetycznych, produkowanych głównie przez mechanizm rotacyjny skanera instrumentu. Dzięki dużej gęstości osłony te chronią też przed promieniowaniem. Blisko każdego detektora umieszczono dwie płyty elektroniki. Jedna z nich dostarcza wysokiego napięcia (około 1000V) a droga ucyfrawia sygnały z detektorów. Masa systemu detekcyjnego dla jednego kanału to około 225 g.

Jednostka główna struktury mechanicznej instrumentu ma postać trójwymiarowej aluminiowej bryły osłaniającej główne elementy instrumentu. Konfigurację taką zastosowano ze względu na ścisłe ograniczenie masy urządzenia. Ponadto konfiguracja taka zwiększa ochronę przed promieniowaniem oraz przewodność i dyfuzyjność cieplną. We wcześniejszych spektrometrach UV stosowanych przez ESA - SPICAM na Mars 96 i Mars Express oraz SPICAV na Venus Express zastosowano natomiast zupełnie inne podejście - wszystkie elementy były instalowane na płaskiej płycie.  Masa struktury głównej wynosi 750 g. Może utrzymywać elementy o masie 5 kg. Druga część konstrukcji mechanicznej - rama utrzymująca siatki dyfrakcyjne jest wykonana z epoksydu węglowego. Ma masę 120 g.

Ochronę przed skrajnymi temperaturami zapewnia izolacja MLI na zewnętrznych elementach instrumentu. Elementy wewnętrzne są pokryte czarną farbą. Instrument może działać prawidłowo nawet gdy temperatura jest zasadniczej struktury wyniesie maksymalnie 59°C. Na siatkach dyfrakcyjnych zainstalowano też grzejniki pozwalające na ich oczyszczanie w trakcie lotu.

Elektronika instrumentu składa się z centralnej jednostki obróbki danych (Digital Processing Unit - DPU), płyty monitorującej stan instrumentu (Housekeeping Interface Board - HK-IF) oraz jednostki rozprowadzania zasilania (Power Distribution Unit - PWR). DPU obejmuje interfejs dla telemetrii (łączący instrument ze statkiem, oparty na standardzie SpaceWire), interfejsy z podsystemami instrumentu, układ logiczny przetwarzający dane, pamięci, oraz interfejs z jednostką zasilającą. HK-IF pozwala na zarządzanie telemetrią analogową oraz na kontrolę i sterowanie podsystemami urządzenia. PWR pozwala na przetwarzanie napięcia ze statku kosmicznego (28V) na napięcia wykorzystywane przez poszczególne podsystemy. Przesyła też energię do poszczególnych elementów instrumentu.

Instrument posiada też kilka komponentów dodatkowych. W celu ograniczenia poziomu rozproszonego światła w jego wnętrzu, pomiędzy szczeliną wejściową spektrometru a detektorami umieszczono kilka dodatkowych przegród. Przegroda główna znajduje się zaraz przed siatkami dyfrakcyjnymi. Inna znajduje się wokół szczeliny wejściowej. Na każdym detektorze umieszczono też pułapkę usuwającą rozproszone światło. Wszystkie te elementy są pokryte czarną farbą. Obok siatek dyfrakcyjnych umieszczono też mały układ pozwalający na wprowadzanie azotu. Jest on używany w trakcie prac najemnych. Pozwala na zapobieganie zanieczyszczenia siatek pyłem w trakcie montażu i testów instrumentu oraz statku kosmicznego.

[Scorus]

MIXS
Rentgenowski spektrometr obrazujący jest instrumentem przeznaczonym do mapowania składu chemicznego powierzchni Merkurego. Pomiary składu chemicznego powierzchni pozwolą na zidentyfikowanie rodzajów skał i zbadanie ewolucji skorupy Merkurego. Dane te będą istotne dla modeli opisujących formowanie i ewolucję Merkurego.

Skład chemiczny skorupy Merkurego jest odzwierciedleniem procesów które doprowadziły do anormalnie dużej zawartości metali na tej planecie i powstania jej nieproporcjonalnie dużego jądra. Opisują to trzy modele - akrecji selektywnej, odparowania po akrecji, oraz dużego zderzenia. Wg modelu akrecji selektywnej gradient oksydacyjny w okresie kondensacji mgławicy protosłonecznej wraz z siłami grawitacyjnymi doprowadził do wzbogacenia globu o żelazo. Według drugiego modelu silne promieniowanie słoneczne w początkowym okresie formowania się Układu Słonecznego spowodowały utratę krzemianów z zewnętrznej części Merkurego lub z protoplanet przed ich połączeniem się. Według teorii uderzeniowej masywny impakt spowodował wybicie dużej ilości materii z zewnętrznej części Merkurego, pozostawiając jądro nieproporcjonalnie duże w stosunku do płaszcza.

W przypadku badań ewolucji skorupy Merkurego za pomocą danych z instrumentu możliwe będzie zidentyfikowanie fragmentów skorupy pierwotnej (wywodzącej się z oceanu magmy) oraz skorupy wtórnej (powstałej na skutek wulkanizmu w późniejszym okresie). Poszczególne jednostki tworzące skorupę powinny różnić się proporcjami poszczególnych pierwiastków. Dane rentgenowskie, wraz z pomiarami spektrometru gamma i spektrometru podczerwieni oraz obrazami powierzchni pozwolą na rozróżnienie elementów skorupy pierwotnej, również tych odsłoniętych na skutek zderzeń i tektoniki. Ponadto pozwolą na badania procesów modyfikujących skład skorupy - oddziaływań z promieniowaniem i wiatrem słonecznym oraz zderzeń.

Instrument pozwoli na zarejestrowanie szerokiego wachlarza pierwiastków na powierzchni. Poszczególne pierwiastki mają różną wartość diagnostyczną. Zawartość krzemu nie ma większego znaczenia dla modeli ewolucji planety, ale może stanowić odniesienie dla zawartości innych pierwiastków. Zawartość tytanu na poziomie 0.1% lub mniejszym może potwierdzić enstatytowo - chondrytowy model składu mineralnego powierzchni Merkurego. Zawartość glinu pozwoli na odróżnienie skorupy pierwotnej od wtórnej. W przypadku żelaza istotne jest potwierdzenie jego niewielkiej zawartości w skorupie planety. Powinien on stanowić nie więcej niż około 2% w skorupie pierwotnej i 4% w skorupie wtórnej. Jego zawartość na poziomie 0.3% może potwierdzić model enstatytowo - chondrytowy. Magnez powinien być rzadki w skorupie pierwotnej (poniżej 2%), ale pospolity w skorupie wtórnej (4 - 12%) w przypadku gdyby zewnętrza część Merkurego została zniszczona podczas impaktu odsłaniającego wewnętrzną część płaszcza. Zawartość sodu powinna nałożyć ograniczenia ma zawartość substancji lotnych na Merkurym. Jest on uwalniany do egzosfery na skutek uderzeń pyłu międzyplanetarnego, dużych zderzeń odsłaniających świeży materiał, pod wpływem ciepła, na skutek oddziaływań z jonami oraz w trakcie cykli geochemicznych w ocienionych kraterach. Zawartość wapnia na poziomie mniejszym niż 9% w jednostkach geologicznych identyfikowanych jako pokrywy lawowe może potwierdzić model enstatytowo - chondrytowy. Ponadto pierwiastek ten jest składnikiem egzosfery. Stosunek zawartości tytanu do fosforu na poziomie 10 w regionach lawowych może świadczyć o wcześniejszym opadaniu fosforu do jądra planety i tym samym może dostarczyć informacji uzupełniających na temat formowania się jądra Merkurego. Mangan, jeśli zostanie wykryty powinien ograniczać się tylko do skorupy wtórnej. Potas będzie istotnym wskaźnikiem pozwalającym na rozpoznanie skorupy pierwotnej. Ponadto jest ważnym składnikiem egzosfery. Pomiary zawartości siarki będą istotne dla badań substancji zawartych w ocienionych kraterach polarnych. Siarczki żelaza mogą tworzyć w nich warstwę dobrze odbijającą fale radarowe. Stanowią więc alternatywne wobec lodu wodnego wyjaśnienie dużej jasności radarowej kraterów polarnych. Ponadto są one źródłem siarki w egzosferze. Zawartość kryptonu będzie istotna dla odrzucenia niektórych modeli kształtowania się Merkurego. Stosunek zawartości kryptonu do niobu może być też istoty dla uściślenia niektórych modeli, podobnie jak w przypadku Księżyca. Tlen tworzy skały krzemianowe. Jego zawartość powinna znajdować się na poziomie 44 - 46%. Znaczne odstępstwo od tych wartości postawi pod znakiem zapytania dotychczasowe modele mineralogii Merkurego.

Emisja rentgenowska w zakresie pracy instrumentu może pochodzić też ze zjawisk zachodzących w magnetosferze. MIXS może więc wykonać pomiary istne dla badań oddziaływań pomiędzy egzosferą a powierzchnią planety. Są to takie zjawiska jak FTE (Flux Transfer Evetns), uwolnienia energii typu Sustorm oraz odpowiedzi magnetosfery na koronalne wyrzuty masy albo emisje protonów słonecznych o wysokich energiach (Solar Energetic Proton Events - SEPs). Pomiary emisji rentgenowskiej wywołanej przez te procesy zostaną skorelowane z pomiarami cząstek i pól wykonywanymi przez inne instrumenty na MMO i MPO, dając pełniejszy obraz aktywności magnetosfery w układzie magnetosfera - egzosfera - powierzchnia.

Instrument MIXS pozwala na rejestrowanie fluorescencyjnego promieniowania rentgenowskiego z powierzchni Merkurego, powstającego przede wszystkim pod wpływem oddziaływań ze słonecznym promieniowaniu rentgenowskim. Ponadto promieniowanie to wyzwalają oddziaływania ze słonecznymi elektronami i protonami. Energia tej emisji pozwala na zidentyfikowanie poszczególnych pierwiastków. Urządzenie pracuje w zakresie energetycznym 0.5 - 7.5 keV. Intensywność emisji poszczególnych pierwiastków zależy ściśle od intensywności i energii wyzwalającego je promieniowania słonecznego. Intensywność emisji rentgenowskiej z korony słonecznej może zmieniać się o kilka rzędów wielkości, dlatego konieczne jest jednoczesne prowadzenie jej pomiarów. Służy do tego instrument SIXS. Pozwala on też na pomiary lokalnego tła cząstek energetycznych. Dane te pozwalają na normalizację pomiarów promieniowania fluorescencyjnego i uzyskanie właściwego obrazu składu powierzchni.

W skład instrumentu MIXS wchodzą dwa kanały: kanał kolimowany (MIXS Collimated Channel - MIXS-C), oraz kanał teleskopowy (MIXS Telescopic Channel - MIXS-T). Oba kanały posiadają osobne systemy optyczne oraz osobne, ale identyczne systemy płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Assembly - FPA). Układy optyczne są mechanicznie połączone z FPA za pomocą przegród. Jednostka elektroniki jest wspólna dla obu kanałów. Wszystkie elementy instrumentu zostały zainstalowane na wspólnej płycie montażowej.

[Scorus]

Kanał MIXS-C pozwala na pomiary składu powierzchni z rozdzielczością 70 - 270 km, pozwalającą na rozróżnienie różnych regionów geograficznych. Optyka (kolimator) tego kanału jest układem płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP, nie mylić z detektorami o tej samej nazwie). Została dostarczona przez firmę Photonis SAS (Brive, Francja). Jej odbijalność rentgenowska została zwiększona poprzez zastosowanie cienkiej warstwy irydu. Na jej przedniej ścianie naniesiono warstwę glinu o grubości 60 nm zmniejszającą ładunek cieplny. Mikrokanały  są rozmieszczone w postaci prostokątnych w przekroju włókien, a te są ustawione według odpowiedniego planu geometrycznego tworząc kolimator. W MIXS-C zastosowano niekonwencjonalną geometrię radialną, gdzie mikrokanały są ustawione promieniście względem powierzchni detektora. W konwencjonalnych kolimatorach dla instrumentów rentgenowskich stosuje się równoległe kanały tworzące zestaw umieszczony bezpośrednio nad detektorem (równolegle do niego), mającym taki sam rozmiar. Geometria promienista pozwala natomiast na zredukowanie rozmiaru detektora dla danego rozmiaru kolimatora oraz na fizyczne rozdzielenie kolimatora i detektora. To ostatnie usprawnienie zmniejsza masę osłony potrzebnej do ochrony przed promieniowaniem i redukuje zapotrzebowanie na energię potrzebą do chłodzenia. Ponadto zwiększa czułość i zmniejsza koszty urządzenia. Optyka MIXS-C zbudowana jest z 4 parkietów MPC o wymiarach 40 x 40 mm. Posiadają one mikrokanały o szerokościach 20 mikrometrów. Są one rozmieszczone na planie sfery o średnicy 550 mm. Udział części otwartej w powierzchni MPC wynosi 0.6, co odpowiada powierzchni otwartej typowego kolimatora mechanicznego. Długość boku kolimatora wynosi 80 mm.

Detektor w FPA jest kwadratowy, z długością boku 19.2 mm, identycznie jak w przypadku MIXS-T. Znajduje się w odległości 550 mm od kolimatora, w jego osi optycznej, w centrum jego krzywizny. Pole widzenia dla kolimowanego promieniowania rentgenowskiego jest sumą kąta pomiędzy przeciwległymi kanałami i kąta wejściowego kanałów. Ma szerokość 10.4 stopnia. Zastosowana geometria gwarantuje, że wszystkie fotony przechodzące przez kolimator padają na detektor. Poza kolimacją promieniowania zastosowana optyka odbija też promieniowanie, dzięki poryciu wewnętrznych ścian mikronanałów irydem. Dzięki temu powierzchnia efektywna jest stała w całym polu widzenia, w  przeciwieństwie do konwencjonalnych kolimatorów.

[Scorus]

Kanał MIXS-T pozwala na pomiary składu pierwiastkowego powierzchni Merkurego z rozdzielczością do 10 km w czasie rozbłysków słonecznych. Daje to możliwość rozróżnienia poszczególnych form ukształtowania powierzchni, takich jak kratery. Optyka tego kanału jest złożona z układów MCP zbudowanych analogicznie jak w przypadku MIXS-C i dostarczonych przez tego samego producenta. Ich geometria tworzy jednak stożkowe przybliżenie układu optycznego typu Wolter-I.  Mikrokanały mają szerokość 20 mikrometrów. Układ taki pozwala na skupianie promieniowania rentgenowskiego. Jest to pierwszy spektrometr rentgenowski do badań planetarnych wyposażony w optykę ogniskującą. Długość ogniskowej wynosi 1 metr. Promieniowanie rentgenowskie wchodzące do mikronanału przedniego zespołu MCP jest odbijane przez jego wewnętrzne ściany. Następnie wchodzi do mirokanału tylnego zespołu MCP gdzie jest odbijane ponownie. Uzyskane w ten sposób wiązki zbiegają się w płaszczyźnie ogniskowej. W takim układzie odchylenia od doskonałej ścieżki optycznej wynikają z wielokrotnych odbić w obrębie mikrokanałów, niedopasowania mikrokanałów i ich grup, rozpraszania spowodowanego przez odchylenia od doskonałej gładkości warstwy irydu, oraz zastosowanego przybliżenia prawdziwego układu Wolter-I.

Cała optyka MIXS-T ma średnicę 210 mm. Tworzy ją mozaika MCP. Każdy układ MCP jest wycinkiem koła wygiętym na planie sfery. Sektory "przednie" i "tylne" tworzą "tandemy" ustawione w 3 pierścienie różniące się grubością (2.2 mm dla wewnętrznego, 1.3 mm dla środkowego i 0.9 dla zewnętrznego). Przybliża to profil szerokości 1/r maksymalizujący przepustowość teleskopu poprzez maksymalizację prawdopodobieństwa zajścia pojedynczego odbicia w obrębie MCP.

Systemy płaszczyzny ogniskowej FPA dla obu kanałów są identyczne. Detektorem jest pojedynczy układ APS (Active Picsel Sensor) o wymiarach 19.2 x 19.2 mm. W detektorach tych zastosowano technologię makropikseli, łączącą zalety tranzysorów DEPFET (Depleted P-channel Field Effect Transistor) (niski pobór mocy, szybki odczyt, wysoka rozdzielczość pomiarów energii przy niskim szumie, odporność na promieniowanie) i detektorów SDD (Silicon Drift Detector) (okno wejściowe podorujące niską atenurację promieniowanie rentgenowskiego). Każdy detektor jest powierzchnią o wymiarach 64 x 64 makropiksele. Szerokość pojedynczego makropiksela wynosi 300 mikrometrów. Każdy z nich posiada oddzielną strukturę pierścieniową pozwalającą na odczyt. W detektorach CCD ładunek jest przenoszony przez cały detektor i odczytywany przez pojedynczy przedwzmacniacz. W tym typie detektora natomiast każdy piksel ma własny tranzystor odczytujący FET (Field Effect Transistor).

Każdy detektor jest przykryty oknem z warstwy poliamidu o grubości 30 nm i warstwy glinu o grubości 50 nm atenurującym nieużyteczne promieniowanie rentgenowskie o energiach poniżej 0.5 keV. Zastosowane detektory pozwalają na pomiary w zakresie 0.5 - 7.5 keV z rozdzielczością 100 eV przy 1 keV po 6 latach lotu do Merkurego. Rozdzielczość będzie spadać z czasem z powodu degradacji detektorów pod wpływem promieniowania, ale po 1 roku działania na orbicie Merkurego nadal będzie lepsza od 200 eV. Rozdzielczość taka pozwala na rozróżnienie linii pierwiastków będących w kręgu zainteresowania. Wydajności kwantowa detektorów przy energiach poniżej 1 keV gwarantuje zarejestrowanie linii pierwiastków niedostępnych dla wcześniejszych instrumentów tego typu, w tym linii emisyjnej Fe-L przy 0.7 keV. Pozwoli to na zarejestrowanie żelaza przy jego niskich koncentracjach przewidywanych na podstawie obserwacji spektrometrycznych w podczerwieni prowadzonych z Ziemi, czułych na wiązanie Fe-O a nie na samo żelazo. Linia Fe-L jest korzystna do badań, ponieważ linie Fe-K przy wyższych energiach (6.40 i 7.06 keV) są widoczne tylko przy silnych rozbłyskach słonecznych.

Elektronika instrumentu pozwala na kontrolowanie pracy systemu, wykonywanie komend, obróbkę danych i przygotowywanie ich do transmisji. W jej skład wchodzi jednostka obróbki danych (Digital Processing Unit - DPU), zasilacz, interfejs z sensorami oraz interfejs ze statkiem kosmicznym w standardzie SpaceWire. W jej obrębie pracuje też oprogramowanie instrumentu. Jest współdzielona z instrumentem SIXS.

[Scorus]

SIXS
Spektrometr intensywności słonecznego promieniowania rentgenowskiego i cząstek jest zestawem detektorów promieniowania X, protonów i elektronów. Pozwala on na bezpośrednie pomiary promieniowania słonecznego i cząstek w środowisku statku kosmicznego nad powierzchnią Merkurego. Pomiary te są konieczne do modelowania emisji powierzchni w zakresie rentgenowskim. Jest ona wywołana głównie przez słoneczne promieniowanie X oraz cząstki energetyczne. Emisja ta jest rejestrowana przez spektrometr MIXS i umożliwia mapowanie składu pierwiastkowego powierzchni. Jednak ponieważ wyzwalająca ją emisja słoneczna może zmieniać intensywność o kilka rzędów wielkości, jej jednoczesny monitoring jest konieczny. Zakres energetyczny, rozdzielczość i częstotliwości pomiarów zostały zoptymalizowane na potrzeby MIXS. Ponadto instrument jest przydany do badań Słońca i magnetosfery Merkurego. Do jego celów naukowych niezależnych od dostarczania kontekstu dla MIXS zaliczają się: monitorowanie zmian czasowych w intensywności i spektrum emisji rentgenowskiej Słońca na potrzeby badań korony słonecznej; monitorowanie emisji cząstek energetycznych w wewnętrznej helisferze i dostarczanie spektrogramów ich energii na potrzeby badań procesów przyspieszania cząstek na Słońcu; oraz wykonywanie pomiarów emisji cząstek energetycznych w obrębie magnetosfery Merkurego na potrzeby badań dynamiki magnetosfery.

Zasadniczą częścią instrumentu SIXS jest jednostka sensorów (Sensor Unit - SU). Jest ona połączona za pomocą interfejsu seryjnego oraz kabli zasilających z główną jednostką elektroniki, współdzieloną z instrumentem MIXS. W jej skład wchodzi jednostka obróbki danych (Digital Processing Unit - DPU), zasilacz, interfejs z sensorami oraz interfejs ze statkiem kosmicznym w standardzie SpaceWire. W jej obrębie pracuje też oprogramowanie instrumentu.

Struktura mechaniczna jednostki SU jest wykonana z aluminium. Ma kształt połowy piramidy. Kształt taki jest podyktowany konfiguracją pół widzenia trzech detektorów promieniowania rentgenowskiego zamontowanych w obrębie tej struktury. Detektor cząstek jest zamontowany na szczycie konstrukcji. Ściana tylna jest rozszerzona na kształt skrzydeł. Działa ona jak radiator pozwalający na pasywne chłodzenie instrumentu. Powierzchnia samej "piramidy" byłaby do tego celu za mała. Struktura powierzchni radiatora od strony antysłonecznej na przekroju przypomina zęby piły. Część radiatora (połowa jego powierzchni) nie widoczna z perspektywy Słońca i Merkurego w trakcie pracy na orbicie jest pokryta białą farbą AZ-400LSW o wysokim współczynniku emisyjności (około 0.9). Część radiatora zwrócona w stronę Merkurego jest pokryta cienką warstwą aluminium naniesioną poprzez depozycję próżniową. Charakteryzuje się ona niską emisyjnością. Strona przednia jest pokryta warstwa izolacyjną zapobiegająca przyjmowaniu dużej ilości ciepła ze Słońca. Cała jednostka SU jest odizolowana termicznie od statku kosmicznego przez odpowiednie przyłącze, co zapobiega wyciekowi ciepła z wnętrza orbitera. SU mieści dwa systemy sensorów - system detektorów promieniowania rentgenowskiego (X-ray Detector System), oraz system detektorów cząstek (Particle Detectors System). Elektronika bliska sensorów została zainstalowana wewnątrz struktury SU. Dla każdego systemu detektorów zastosowano jedną główną płytę elektroniki. Ponadto detektory promieniowania rentgenowskiego posiadają osobne przedwzmacniacze zamontowane w ich pobliżu.

[Scorus]

System sensorów promieniowania rentgenowskiego obejmuje trzy detektory. Pracują one w zakresie energetycznym 1 - 20 keV. Ich układ pozwala na prowadzenie pomiarów obejmujących około 1/4 nieba. Każdy z detektorów składa się z diody PIN (Positive - Intrinsic - Negative) GaAs o grubości 100 mikrometrów zainstalowanej na ceramicznym substracie wraz z tranzystorem wzmacniającym pierwszego stopnia i termistorem. Układ taki jest zamontowany na chłodziarce termoelektrycznej Peltiera i hermetycznie zamknięty w komorze z oknem wejściowym o grubości 13 mikrometrów. Jest ono wykonane z berylu. Ponadto we wnętrzu każdego układu detektora umieszczono źródło kalibracyjne złożone z Fe-55. Otwór wejściowy każdego detektora jest okrągły, o średnicy ograniczonej do 0.2 mm. Posiada blokadę wykonaną ze złota. Koliste pole widzenia każdego detektora zostało zoptymalizowane do konfiguracji instrumentu. Ma promień około 50 stopni. Sygnały z detektorów są wzmacniane przez przedwzmacniacze. Ponieważ jednocześnie pracuje tylko jeden detektor, jego sygnał jest multipleksowany do całości kanału odczytu. Ponadto elektronika odzyskiwania informacji każdego detektora pozwala na dalsze wzmacnianie sygnału, filtrowanie oraz jego konwersję analogowo - cyfrową. Ponadto zastosowano osobny obwód do odczytu danych inżynieryjnych dotyczących stanu detektora, zasilania, kontroli chłodziarki, oraz generowania wysokiego napięcia na detektorach. Wszystkie funkcje logiczne są wykonywane przez pojedynczy układ FPGA (Field Programmable Gate Array). Zarządza on komunikacją z DPU za pomocą łącza seryjnego. Próbkowanie spektrogramu jest wykonywane przez sprzęt i programowanie w obrębie DPU.

[Scorus]

System detektorów cząstek jest kompaktowym układem zawierającym sześcienny kryształ scyntylacyjny CsI(Tl) (detektor rdzeniowy), którego 5 ścian pokrywają diody Si PIN (detektory boczne). Szusta ściana kryształu jest połączona z fotodiodą Si PIN rejestrująca błyski światła wywoływane przez cząstki w scyntylatorze. Układ ten pozwala na uzyskiwanie spektrogramów energii elektronów w zakresie 0.1 - 3 MeV oraz protonów w zakresie 1 - 30 MeV. Obserwacje obejmują około 1/4 nieba. Układ detektorów znajduje się we wnętrzu aluminiowej kopuły z otworem wejściowym dla cząstek. Kolimator ma postać ustawionych naprzemiennie pierścieni z aluminium i wolframu. Wraz z centrami powierzchni aktywnych detektorów krzemowych definiuje on 5 stożkowych pól widzenia systemu detekcyjnego.  Jeden z kierunków widzenia jest w przybliżeniu zwrócony w stronę przeciwną do nadiru. Pozostałe są prostopadłe do tego kierunku, odległe od siebie o 90 stopni. Kąt rozwarcia każdego stożkowego pola widzenia wynosi około 50 stopni, dlatego też wszystkie pola razem pokrywają około połowy sfery w przestrzeni wokół systemu. Struktura kolimatora zawiera też dwie cienkie folie, wykonane z berylu oraz z kaptonu. Ich grubość w obu przypadkach wynosi 7 mikrometrów. Są umieszczone nad detektorami krzemowymi, bardzo blisko ich powierzchni. Główną funkcją folii zewnętrznej jest ochranianie detektora krzemowego przed zewnętrznym środowiskiem cieplnym i elektromagnetycznym. Folia wewnętrzna stanowi dodatkową barierę chroniącą przed zakłóceniami elektromagnetycznymi. Obie osłaniają też detektory przed światłem widzialnym.

Wymiary kryształu scyntylacyjnego wynoszą 5.0 x 5.0 x 6.3 mm. Krzemowe detektory boczne mają grubość 150 mikrometrów. Ich powierzchnia jest podzielona na dwa obszary aktywne. Obszar centralny o średnicy 2.5 mm pracuje jednocześnie z detektorem rdzeniowym. Protony i elektrony o energiach pozwalających na opuszczenie detektora krzemowego i przejście do kryształu scyntylacyjnego są identyfikowanie na podstawie profilu utarty energii pomiędzy dwoma detektorami. Jednak elektrony i protony o najniższych energiach są zatrzymywane przez detektory krzemowe. W tym wypadku oba rodzaje cząstek mogą być odróżnione od siebie tylko na bazie analizy statystycznej. Powierzchnia aktywna detektorów krzemowych osłaniająca opisaną wyżej powierzchnię centralną stanowi rodzaj osłony przed niepotrzebnymi cząstkami. Pozwala na odrzucenie cząstek nadchodzących spoza stożkowych pól widzenia systemu detekcyjnego. Rozmiar detektorów i ich powierzchni zewnętrznej został dobrany tak, aby zoptymalizować efekt odrzucania cząstek zbędnych, przenikających przez aluminiową kopułę systemu detekcyjnego, z uwzględnieniem efektów wywieranych przez montaż mechaniczny i strukturę detektorów.

Ładunek wywoływany przez epizody oddziaływania cząstek z detektorami krzemowymi oraz generowany w fotodiodzie przez błyski świetlne produkowane w obrębie scyntylatora jest zbierany przez przedwzmacniacze czułe na ładunek. Następnie jest on ponownie wzmacniany przez wzmacniacze filtrujące, zwiększające współczynnik sygnału do szumu. Wszystkie funkcje związane z sygnałem analogowym są wykonywane przez obwód ASIC (Application Specific Integrated Circuit). Jeśli sygnał z jakiegokolwiek detektora przekroczy zaprogramowany próg detekcji, wykonywana jest konwersja analogowo cyfrowa z dwóch aktywnych w danym czasie detektorów. Przeprowadza ją układ FPGA. Sposób wyboru sygnału do ucyfrowienia wykorzystuje hierarchę ważności. Zawsze jako pierwszy wybierany jest sygnał z detektora rdzeniowego. Następnie wysoki priorytet ma sygnał z detektora krzemowego ustawionego w kierunku przeciwnym do nadiru. Sygnał cyfrowy jest przesyłany do DPU wraz z dodatkowymi danymi binarnymi na temat kierunku nadejścia cząstki za pomocą interfejsu seryjnego. DPU przyjmuje produkt konwersji analogowo - cyfrowej i buduje dwa rodzaje produktów wyjściowych - histogramy intensywności sygnału w stosunku do energii (spektrogramy energii) dla protonów i elektronów w 5 różnych kierunkach widzenia, oraz kanały wysokiej rozdzielczości czasowej. Czas zbierania produktów obróbki danych w trakcie pomiarów może być programowany.

[Scorus]

MERTIS

Radiometr i spektrometr podczerwieni cieplnej jest instrumentem przeznaczonym do mapowania składu mineralnego powierzchni Merkurego. Pozwala on na radiometrię w zakresie 7 - 40 mikrometrów i spektrometrię w zakresie 7 - 14. Tym samym pozwala na łatwe mapowanie zawartości skaleni, które dają kilka linii diagnostycznych w zakresie 7 - 14 mikrometrów, np cechę Christiansena. Ponadto pozwala na badania zawartości siarki pierwiastkowej, piroksenów, oliwinów i innych złożonych minerałów. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: scharakteryzowanie składu chemicznego powierzchni Merkurego; zidentyfikowanie minerałów skałotwórczych; wykonanie map składu mineralnego powierzchni; oraz wykonanie pomiarów zmian temperatury powierzchni i inercji termicznej. Urządzenie pozwoli na zmapowanie całego globu z rozdzielczością 500 metrów. Wyższa rozdzielczość zostanie uzyskana dla 5 - 10% powierzchni. Dane te będą miały istotne znacznie dla badań ewolucji Merkurego.

Funkcjonalnie w skład instrumentu MERTIS wchodzą dwa kanały: radiometr podczerwieni cieplnej (MERTIS Thermal Infrared Radiometer - MERTIS-TIR), oraz spektrometr podczerwieni cieplnej (MERTIS Thermal Infrared Spectrometer - MERTIS-TIS). Są one ściśle zintegrowane ze sobą i pracują jednocześnie. Oba kanały współdzielą wspólna optykę, elektronikę oraz cele kalibracyjne, dzięki czemu instrument jest pojedynczym urządzeniem. Podobne podejście zastosowano w przypadku systemów PFS (Planetray Fourier Spectrometer) Mars 96, Mars Express i Venus Express oraz TES (Therlam Emission Spectrometer) sondy Mars Global Surveyor. Fizycznie urządzenie składa się z dwóch części - głowicy z optyką, siatką dyfrakcyjną i detektorami oraz jednostki elektroniki. Obie sekcje są połączone ze sobą tak, że instrument stanowi pojedynczy moduł. Masa urządzenia wynosi 3.4 kg, a typowy pobór mocy - 13W (minimalny 3W, maksymalny 19W). Jego wymiary bez przegród to 180 x 180 x 130 mm. Podczas prac nad instrumentem wykorzystano rozwiązania zastosowane w urządzeniach PFS sond Mars 96, Mars Express i Venus Express oraz VIRITIS (Visual and Thermal Imaging Spectrometer) sond Rosetta i Venus Express.

Kanał MERTIS-TIS pracuje w zakresie 7 - 14 mikrometrów z rozdzielczością spektralną 78 - 156. MERTIS-TIR pracuje w zakresie 7 - 40 mikrometrów, w dwóch kanałach spektralnych. Oba kanały używają wspólnej optyki, a instrument uzyskuje jednocześnie dane spektralne, radiometryczne i przestrzenne. Rozdzielczość przestrzenna dla obu kanałów wynosi 280 m. Szerokość obserwowanego pasa terenu jest zwykle większa od 28 km.

Sekwencja pracy instrumentu polega na obrazowaniu 4 celów - powierzchni Merkurego, przestrzeni kosmicznej oraz celów kalibracyjnych w postaci dwóch ciał doskonale czarnych utrzymywanych w temperaturach 300 i 700 K, będących odniesieniami dla pomiarów emisji z powierzchni planety. W tym celu w przedniej części optyki zastosowano mechanizm skanujący, złożony z urządzenia obracającego oraz zwierciadła nachylonego pod kątem 45 stopni. Pozwala on na częste obserwowanie planety, przestrzeni oraz celów kalibracyjnych. Mechanizm ten opiera się na silniku krokowym. Pozycja zwierciadła jest określana przez sensory magnetyczne. Zwierciadło skanujące jest umieszczone we wnętrzu cylindra, który zapobiega dostawaniu się na niego promieniowania z innych kierunków niż jeden wybrany cel. Cały układ skanujący znajduje się we wnętrzu aluminiowej struktury oddzielonej termicznie od głównej optyki instrumentu. Jest on przyłączony do zewnętrznej przegrody optyki.

Światło ze zwierciadła skanującego przechodzi przez okno wejściowe ograniczające promieniowanie do obserwowanego zakresu oraz szczelnie zamykające instrument. Następnie trafia do optyki głównej, będącej teleskopem o długości ogniskowej 50 mm i stosunku ogniskowej F/2. Pole widzenia ma szerokość 4 stopni. Układ optyczny jest oparty na układzie trzech zwierciadeł (Three Mirros Assembly - TMA). System TMA składa się z 3 astygmatycznych, asferycznych zwierciadeł pozaosiowych. Wiązka świetna po wyjściu z tego układu pada na płaszczyznę ogniskowej zawierającą pierwszą macierz ciepłomierzy oraz szczelinę wejściową spektrometru Offnera. Macierz ciepłomierzy wykonuje pomiary radiometryczne.

Po przejściu przez szczelinę wejściową spektrometru światło pada na duże, wklęsłe zwierciadło Offnera i jest odbijane na odbiciową, wypukłą siatkę dyfrakcyjną. Jest ona umieszczona prawie w połowie odległości pomiędzy szczeliną wejściową i zwierciadłem Offnera. Elementy spektrometru są dopasowane tak, że jest on prawie wolny od  zbędnej dyfrakcji, ale pole widzenia posiada zagięcia i zniekształcenia charakterystyczne dla układów pozaosiowych. Aberracja wynikająca ze sferycznej powierzchni zwierciadła Offnera oraz siatki dyfrakcyjnej została skorygowana poprzez zastosowanie trzech zwierciadeł sferycznych w układzie TMA. Ponieważ próby wytworzenia sitaki holograficznej dla zakresu 7 - 14 mikrometrów zakończyły się niepowodzeniem, do wyprodukowania siatki dyfrakcyjnej zastosowano technikę SPDT (Single-Point Diamond Turning). 

Pomiary są wykonywane w trybie Pushbroom. Siatka dyfrakcyjna pozwala na uzyskanie informacji spektralnej i przestrzennej za jednym zamachem. Obraz na całym detektorze przedstawia 1 wymiar (1D-FOV). Każda jego linia odpowiada informacji przestrzennej, a każda kolumna - informacji spektralnej na temat skanowanego obiektu. Jednowymiarowe pole widzenia jest zorientowane prostopadle względem orbity sondy. Każda klatka jest odczytywana po określonym czasie, w którym orbiter przebywa określony dystans. Dzięki temu instrument za każdym razem uzyskuje pomiary 3-wymiarowe, obejmujące informacje spektralne, przestrzenne, a także radiometryczne.

Po odbiciu od siatki dyfrakcyjnej światło pada na kolejną płaszczyznę ogniskowej. Zawiera ona detektor będący macierzą mikrobolometrów, podobnie jak w przypadku instrumentu THEMIS (Thermal Emission Imaging System) sondy 2001 Mars Odyssey. Nie wymaga on chłodzenia. Konieczne jest tylko utrzymywanie go w stabilnej temperaturze. Ma wymiary 160 x 120 pikseli. Pojedynczy piksel ma szerokość 35 mikrometrów. Detektor ten został dostarczony przez francuską firmę ULIS. W celu uniknięcia wpływu cieplnego głównej elektroniki detektora na jego rdzeń, głowica sensora z elektroniką bliską została obdzielona od elektroniki głównej. W jej obrębie kontrolery, interfejsy i zasilacze również zostały rozdzielone. W celu zwiększenia współczynnika sygnału do szumu i zmniejszenia ilości produkowanych danych MERTIS-TIS używa trybu makropikseli. Oba wymiary - spektralny i przestrzenny są traktowane niezależnie w zależności od ich znaczenia naukowego. Dla kierunku przestrzennego używane jest sumowanie pikseli zwiększające współczynnik sygnału do szumu i redukujące ilość danych. Dla kierunku spektralnego używana jest średnia przesuwanego okna, co zwiększa stosunek sygnału do szumu zachowując większość informacji. Rozmiar produkowanych danych prawie nie zmienia się.

Z powodu przyjmowanych dużych ładunków cieplnych konieczne było uniknięcie powstawania dużych gradientów temperatur, które mogłyby deformować układ optyczny. W tym celu w całym systemie optycznym użyto elementów aluminiowych. Z aluminium wykonano zwierciadła oraz ich strukturę mocującą. Każde zwierciadło jest zamocowane w 3 punktach położonych w jego centrum. Jednorodny materiał pozwolił na uzyskanie prawie idelanego zachowania w szerokim zakresie temperatur. Ponieważ zachowanie się detektorów zależy od temperatury, zastosowano chłodziarkę termoelektryczną (Thermo-Electric Cooler - TEC) stabilizująca ich temperaturę z dokładnością 10 mK, w zakresie pracy 20 - 40°C. W celu zapewnienia stabilności termicznej głowicy sensora na poziomie 0.05°C w czasie 1 minuty instrument został umieszczony w obrębie radiatora orbitera MPO. Jego optyka skanująca jest zwrócona w stronę nadiru i jest chroniona przed ciepłem przez przegrodę.

Kalibracja instrumentu w czasie lotu polega na obserwacji dwóch celów w postaci ciał doskonale czarnych. Cel o temperaturze 700K ma postać jamy. Instrument jest oświetlany emisją z centrum mikroemitera. Cel o temperaturze 300K ma postać powierzchni o mikrostrukturze złożonej z piramidalnych stożków zwiększających powierzchnię emisji. Ponadto dodatkowe obserwacje przestrzeni kosmicznej (wzdłuż linii prostopadłej do kierunku do planety +Z i w kierunku lotu +X) stanowią przybliżenie zerowej emisji. Pojedyncza obserwacja trwa 40 sekund. Na początku obserwowany jest cel 300K, następnie przestrzeń kosmiczna, Merkury i cel 700K. Każdy krok trwa 10 sekund. Krótkie cykle kalibracyjne pozwalają na wyeliminowanie efektów wywoływanych przez zmiany termiczne we wnętrzu instrumentu i znacznie zwiększają jakość spektrogramów.

W trakcie misji instrument będzie mógł pracować w dwóch podstawowych trybach operacyjnych - trybie mapowania (Mapping Mode) oraz w trybie obserwacji celów specjalnych (Special Target Mode) - np emisji po stronie nocnej. Priorytetem będzie globalne mapowanie powierzchni. Teoretycznie kompletna mapa mogłaby zostać wykonana w 1 dzień merkuriański (176 dni), ale w celu zapewnienia pełnego pokrycia planuje się prowadzenie mapowania przez 3 dni merkuriańskie. Strategia mapowania zostanie zoptymalizowana po charakteryzacji pracy instrumentu na początku fazy badawczej misji. Zmiany oświetlenia pozwolą na zebranie informacji na temat właściwości powierzchni zależnych od kątów fazowych. Pod koniec fazy mapowania uzyskana zostanie globalna mapa powierzchni, a strefa równikowa zostanie zbadana z maksymalną rozdzielczością spektralną i przestrzenną. Na wysokości 400 km szybkość sondy względem powierzchni będzie wynosić około 2.6 km/s, a czas powtarzania pomiarów będzie wynosił około 210 ms. Powstające przerwy w pokryciu powierzchni będą zapełniane poprzez przesunięcia czasu obserwacji na kolejnych orbitach. W okolicach perycentrum cykle kalibracyjne będą mogły zostać opuszczone. W trybie obserwacji celów specjalnych instrument wykona obserwacje obszarów ważnych naukowo z maksymalna rozdzielczością przestrzenną i spektralną.

Urządzenie pozwoli między innymi na scharakteryzowanie natury jasnych radarowo osadów w kraterach polarnych. Jeśli zawierają one siarkę wykryje on cechę emisyjną przy 12 mikrometrach. Służy do tego dodatkowy tryb polarny (Polar Mode). W jego trakcie nie będą wykonywane alternatywne pomiary naukowe i kalibracyjne. Poniżej szerokości geograficznej 60 stopni instrument wykona 20 cykli kalibracyjnych. Następnie w wysokich szerokościach wykonywane będą tylko pomiary naukowe, aż do osiągnięcia terminatora. Po stronie nocnej wykonanych zostanie 20 cykli kalibracyjnych. Pomiary w tym trybie będą trwały co najmniej 20 orbit. Pomiary w takim cyklu obejmą około 80% stref polarnych, co pozwoli na uzyskanie dobrych map spektralnych zagadkowych osadów.

W czasie nocy priorytet będzie miał MERTIS-TIR, jednak MERTIS-TIS również będzie aktywny. Będzie używał wtedy dużych makropikseli. Będzie mógł uzyskać pomiary różnic w temperaturach i uzupełnić pomiary MERTIS-TIR.

Do monitoringu funkcji instrumentu służy tryb charakteryzacji (Characterisation Mode). W przypadku MERTIS-TIS polega on na uzyskiwaniu pomiarów kalibracyjnych przez dłuższe okresy czasu. Jest to niezbędne dla śledzenia długotrwałej stabilności instrumentu, identyfikacji możliwych dryfów termicznych, oraz wzajmeniej kalibracji wraz z innymi instrumentami. W trybie tym pomiary będą uzyskiwane przy pełnej rozdzielczości w kierunku przestrzennym i spektralnym. Obserwacje takie będą wykonywane głównie w fazie testowej. W czasie badań naukowych będą prowadzone w określonych dostępach czasu.

Za prace nad instrumentem odpowiedzialna jest Niemiecka Agencja Kosmiczna DLR. Głównymi partnerami są Institut fur Planetologie na Westfalische Wilhelms-Universitat w Munster, niemiecki Instytut Badań Kosmicznych PF i Instytut Systemów Optyczno-Informatycznych OS, a także Polska Akademia Nauk (budowa systemu skanującego). Partnerami przemysłowymi są firmy Kaiser-Threde (analizy optyczne, termiczne i strukturalne, budowa zasilaczy, przegrody i migawki), IB Ulmer (opracowanie oprogramowania i urządzeń elektrycznych do testów naziemnych) oraz Astro-und Feinwerktechnik Adlershof (zaprojektowanie optyki i celów kalibracyjnych).

[Scorus]

MGNS
Spektrometr promieniowania gamma i neutronów jest urządzeniem służącym do badań składu pierwiastkowego powierzchni i warstwy podpowierzchniowej oraz poszukiwań lodu wodnego w stale zacienionych kraterach polarnych. Pomiary zawartości różnych pierwiastków różnych regionach planety będą istotne dla badan pochodzenia szczególnie wysokiego stosunku zawartości żelaza do krzemianów na Merkurym. Ponadto pomiary obejmujące dna kraterów oraz wyżyny pozwolą na opracowanie modelu zmian składu skorupy wraz z głębokością.

Opracowanie modeli składu warstwy podpowierzchniowej z rozdzielczością 400 metrów powoli na jej porównanie z Marsem. Mars nie posiada pełnego pola magnetycznego pomimo znacznie szybszej rotacji niż w przypadku Merkurego. Jedną z teorii wyjaśniającej funkcjonowanie mechanizmu dynama na Merkurym jest istnienie tzw gorących równoleżników. Dwa przeciwległe równoleżniki na Merkurym z powodu rezonansu pomiędzy ruchem obrotowym i orbitalnym w peryhelium przyjmują maksymalną ilość energii słonecznej - w jednym roku jeden, a w drugim przeciwległy. Z tego powodu wzdłuż nich powinny istnieć  anomalie w składzie chemicznym możliwe do wykrycia za pomocą instrumentu. Ponadto instrument ten przyczyni się też do poszukiwań anomalii kompozycyjnych na dnie dużych basenów uderzeniowych.

Kolejnym istotnym celem naukowym MGNS jest określenie natury substancji zawartych w ocienionych kraterach podbiegunowych oraz zmapowanie globalnej zawartości wodoru w regolicie. W kraterach polarnych występują osady o wysokiej odbijalności radarowej, mogące być skupiskami lodu wodnego pochodzącego z komet. Potwierdzenie istnienia zasobów lodu pozwoliłoby na porównanie ich z zasobami lodu na Księżycu, dostarczając informacji na temat historii zderzeń w wewnętrznym Układzie Słonecznym. Alternatywnie obszary o wysokiej odbijalności radarowej mogą być nagromadzeniami siarczków. Ponadto wodór jest wprowadzany w materiał powierzchniowy przez wiatr słoneczny. Mapowanie jego zawartości na całej powierzchni Merkurego pozwoli na zbadanie tego procesu.

Ostatnim głównym celem instrumentu jest dostarczenie danych pozwalających na wybranie jednego z 9 głównych modeli składu chemicznego powierzchni Merkurego. W celu ich przetestowania na różnych częściach powierzchni instrument dostarczy istotnych statystycznie zestawów pomiarów linii jądrowych najbardziej charakterystycznych dla tych modeli.

Konstrukcja instrumentu MGNS opiera się na detektorze neutronów sondy Mars Odyssey - HEND (High Energy Neutron Detector - HEND). Główną modyfikacją jest dodanie dodatkowego spektrometru promieniowania gamma. Prototyp MGNS, również o nazwie HEND, ale zawierający już spektrometr gamma zastosowano na sondzie Phobos-Grunt. Instrument pozwala na rejestrowanie promieniowania gamma powstającego podczas oddziaływań materiału powierzchniowego z promieniowaniem kosmicznym oraz emitowanego przez naturalne pierwiastki promieniotwórcze (K, Th, U). Na Merkurym galaktyczne promieniowanie kosmiczne może bezpośrednio oddziaływać z warstwą podpowierzchniową produkując wtórne neutrony do głębokości 1 - 2 metra pod powierzchnią. Neutrony te oddziałują z jądrami atomowymi  w materiale powierzchniowym na drodze rozpraszania elastycznego i reakcji wychwytu, powodując emisję promieniowania gamma. Każdy pierwiastek posiada charakterystyczny dla siebie układ linii emisyjnych, co pozwala na jego zidentyfikowanie. Intensywność linii emisyjnych w zakresie gamma zależy od spektrum i intensywności emisji neutronów, dlatego też określenie gęstości spektralnej neutronów jest niezbędne do badań zawartości poszczególnych pierwiastków prowadzonych tą metodą. Ponadto spektrum energii neutronów wydostających się z podłoża zależy od jego składu. Neutron o masie m traci niewielką ilość energii, w przybliżeniu m/(M+m) zderzając się z jądrem atomowym o masie M. Gdy m = M cząstka traci połowę swojej energii. Jest to przypadek kolizji neutronu z atomem wodoru. Efekt taki sprawia, że nawet mała domieszka wodoru w materiale powierzchniowym powoduje spadek gęstości wydostających się z niego neutronów epitermalnych i wysokoenergetycznych przy jednoczesnym wzroście emisji neutronów termalnych. Detektory neutronów dostarczają więc zarówno danych potrzebnych do interpretacji wyników pomiarów promieniowania gamma, jak i pozwalających na ocenę składu podłoża pod kątem głównych pierwiastków, w tym wodoru. Większe ilości wodoru występują najczęściej pod postacią nagromadzeń wody. Metoda ta pozowali więc na wykrycie ewentualnych pokładów lodu wodnego w stale ocienionych kraterach polarnych. Ponadto pozwoli na mapowanie zawartości wodoru wprowadzanego do regolitu przez wiatr słoneczny.

W skład instrumentu MGNS wchodzą dwa zespoły detekcyjne - spektrometr promieniowania gamma (Mercury
Gamma-Ray Spectrometer - MGRS) oraz spektrometr neutronów (Mercury Neutron Spectrometer - MNS) uzupełniane przez segment logiczny (Digital and Logic Segment - DLS). Wszystkie detektory i elektronika są połączone w pojedynczy moduł o wymiarach 257 x 342 x 140 mm.

Spektrometr promieniowania gamma MGRS obejmuje jeden detektor - SCD/G. Pozwala on na przeprowadzenie bezpośredniej analizy spektrometrycznej składu materiału powierzchniowego pod kątem zawartości naturalnych pierwiastków promieniotwórczych (K, U i Th). Ponadto pozwala na uzyskanie spektrum indukowanej emisji gamma zawierającej najbardziej intensywne linie jądrowe charakterystyczne dla poszczególnych pierwiastków. Urządzenie to opiera się na liczniku scyntylacyjnym w postaci kryształu LaBr3. Jest to nowo opracowana technologia pomiarów promieniowania gamma. Pozwala na uzyskanie bardzo dobrej rozdzielczości spektralnej (3% przy 662 keV) oraz zadowalającego współczynnika absorpcji fotonów (15% przy 6 MeV).  Dzięki temu pozwala na wyodrębnienie poszczególnych linii spektralnych i jest najlepszym scyntylatorem dla instrumentu o niewielkiej masie. Kryształ ten ma szerokość 8 centymetrów i wysokość również 8 centymetrów. Na początku prac nad instrumentem wyprodukowanie kryształu LaBr3 o takiej wielkości nie było możliwe, jednak już w 2007r wyprodukowano 3 takie kryształy na potrzeby projektu. Kryształy tego typu były testowane na ISS, gdzie po roku nie stwierdzono wyraźnych degradacji wywołanych przez promieniowanie. Epizody oddziaływań kwantów gamma z detektorem są konwertowane na spektrogram energii zawierający 4096 liniowych kanałów w całkowitym zakresie energetycznym  300 keV - 10.0 MeV.

Spektrometr neutronów MNS obejmuje 4 detektory neutronów - SD1, SD2, MD i SCD/N. Dodatkowo detektor neutronów o wysokich energiach (SCD/N) jest otoczony scyntylatorem plastikowym pozwalającym na odrzucanie szkodliwych cząstek (Anticoincidence  Plastic Scintillator - APS), chroniącym jego aktywną część przed cząstkami naładowanymi z zewnątrz. Wstępne produkty obróbki danych ze wszystkich 4 detektorów neutronów pozwalają na określenie gęstości spektralnej emisji neutronów w bardzo szerokim zakresie energii, od energii epitermalnych do 10 MeV. Neutrony termalne są mierzone przy energiach około 0.4 eV. Pomiary dla neutronów epitermalnych wykonywane są w dwóch częściowo pokrywających się zakresach - od 0.4 eV do 1 keV oraz od 0.4 eV do 500 keV. Neutrony wysokoenergetyczne są rejestrowane w przedziale 0.3 - 10.0 MeV.

Układy SD1, SD2 i MD są identycznymi licznikami proporcjonalnymi zawierającymi hel-3 pod ciśnieniem 6 atmosfer. Ich elektronika analogowa odczytująca informacje również jest identyczna i prosto zbudowana. Zbudowano je na bazie prototypów detektorów typu LND2517 instrumentu HEND sondy Mars Odyssey. Mają średnicę 12.7 mm i wysokość 94 mm. Wykorzystywana jest w nich reakcja He-3 + n = H-3 + p. Ucyfrawianie zliczeń z detektorów pozwala na wykrycie charakterystycznego dwupikowego spektrum energii H-3 i p. Pik przy 764 keV odpowiada całkowitej depozycji energii przez obie cząstki. Pik przy niższej energii, 191 keV odpowiada depozycji energii tylko przez H-3, gdy proton ucieka z objętości detekcyjnej. Wpływ szumu o niskiej amplitudzie może zostać wyeliminowany poprzez odpowiednie zaprogramowanie progu detekcji w zakresie niskich energii.

Detektory te dostarczają profili czasowych zliczeń neutronów. Są najbardziej czułe na neutrony termalne i epitermalne. Detektor SD1 jest otoczony osłoną z kadmu absorbującą wszystkie neutrony o energiach poniżej 0.4 eV. Detektor ten wykrywa więc neutrony epitermalne, o energiach powyżej tego progu. Detektor SD2 nie posiada osłony i wykrywa neutrony zarówno termalne jak i epitermalne. Różnica pomiędzy zliczeniami detektorów SD1 i SD2 odpowiada neutronom termalnym. Neutrony epitermalne są mierzone przez SD2 w zakresie 0.4 eV - 1 keV. Detektor MD znajduje się we wnętrzu grubej osłony z polietylenu, umieszczonej we wnętrzu osłony z kadmu. Zewnętrza osłona z kadmu odrzuca neutrony termalne z zewnątrz, a osłona wewnętrzna z polietylenu - neutrony epitermalne i wysokoenergetyczne (0.4 eV - 500 keV). Dzięki temu jest on czuły na neutrony o energiach wyższych niż detektor SD1.

Detektor SCD/N również jest oparty na instrumencie HEND sondy Mars Odyssey. Jest scyntylatorem pracującym w całkowitym zakresie 0.3 - 10.0 MeV. Dostarcza spektrum energii zliczeń neutronów wysokoenergetycznych w 16 kanałach energii  Zastosowano w nim kryształ stylbenu. Ma on kształt walcowaty o wymiarach 30 x 40 cm. Wykrywa neutrony o wysokich energiach. Wykorzystywana jest w nim reakcja n + H = n' + p. Energia powstających protonów przyjmuje przypadkowe wartości w zakresie od 0 do całkowitej energii neutronów. Protony te produkują błyski świetle w obrębie kryształu. Są one łatwo wykrywalne dla protonów o energiach powyżej ok. 300 keV. Wartość ta określa też dolny próg detekcji detektora. Sensor stylbenowy jest otoczony scyntylatorem plastikowym APS odrzucającym protony z zewnątrz. Błyski świetlne wywoływane przez protony powstające w stylbenie są zewnętrznie obdzielane od błysków powstających na skutek elektronów produkowanych podczas oddziaływań z kwantami gamma. Służy do tego odpowiednia płyta elektroniki analogowej. Wykorzystano tutaj różnice w  profilu czasowym pomiędzy błyskami wywoływanymi przez różne procesy. Elektronika ta charakteryzuje się dużą dokładnością w odróżnianiu elektronów od protonów. Na 2000 przypadków występuje 1 pomyłka.

Segment elektroniki DLS jest oparty na zabezpieczonych przez promieniowaniem układach FPGA (Field Programmable Gate Array) firmy Actel. Zawiera płyty elektroniki przeznaczonej do obróbki sygnału analogowego z sensorów, obróbki logicznej, gromadzenia danych, wymiany danych ze statkiem kosmicznym oraz zasilania za pomocą wysokiego i niskiego napięcia. Poziom zasilania w zakresie wysokiego napięcia może być zmieniany za pomocą komend. Interfejs ze statkiem kosmicznym pozwala na przyjmowanie zasilania z jego sieci elektrycznej, wysyłanie danych z detektorów i dotyczących kontroli temperatury oraz przyjmowanie komend.

Instrument został opracowany przez Instytut Badań Kosmicznych (IKI) Rosyjskiej Akademii Nauk.

[Scorus]

SIMBIO-SYS
Zintegrowany spektrometr i system obrazujący jest złożonym instrumentem optycznym umożliwiającym obrazowanie powierzchni Merkurego w wysokiej rozdzielczości, multispektralnie i stereoskopowo oraz na spektrometrię w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni. Instrument pozwoli na mapowanie powierzchni pod kątem morfologii i tektoniki a także właściwości fizycznych i chemicznych. Uzyska mapy globalne, a ponadto pozwoli na obrazowanie wybranych celów z nieosiągalną wcześniej rozdzielczością. Pozwoli na zbudowanie kompleksowego obrazu Merkurego, łączącego informacje na temat geologii, topografii i składu mineralnego. Informacje te będą pomocne przy rekonstruowaniu historii planety. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: zbadanie geologii i stratygrafii powierzchni; poznanie składu powierzchni, właściwości regolitu i dyferencjacji skorupy; scharakteryzowanie populacji kraterów i procesów ich degradacji; określenie wieku powierzchni; zbadanie procesów wulkanicznych; zbadanie dynamiki skorupy i właściwości mechanicznych litosfery; oraz wykonanie badań związków pomiędzy powierzchnią a egzosferą.

W przypadku badań geologii powierzchni kanał stereoskopwy STC i kanał wysokiej rozdzielczości HRIC (patrz dalej) dostarczą obrazów o wysokiej jakości pozwalających na mapowanie różnorodnych cech geologicznych i topograficznych oraz na rekonstrukcję lokalnych i globalnych sekwencji stratygraficznych. Mapowanie spektralne struktur geologicznych za pomocą spektrometru obrazującego VIHI pozwoli na zebranie informacji na temat różnic w składzie chemicznym pomiędzy przylegającymi jednostkami geologicznymi. Pozwoli to na określenie ich pochodzenia i rozdzielenie różnych typów wulkanizmu. Ponadto HRIC poprzez obrazowanie fragmentów równin międzykraterowych będzie mógł wykonać poszukiwania osadów uwarstwionych. Do tej pory nie zostały one znalezione, ale powinny powstawać na skutek erupcji piroklastycznych i wypływów lawy w przeszłości geologicznej. Jednostki takie powinny zachodzić na regolit pozwalając na oszacowanie jego grubości. Ponadto układy uwarstwione powinny formować się na skutek mechanicznej erozji skał.

Skład chemiczny powierzchni Merkurego jest przedmiotem debaty. Jego badania mogą dostarczyć ograniczeń dla modeli akrecji w okresie formowania się planety i pochodzenia jej wyjątkowo dużego jądra metalicznego. Kanał VIHI pozwoli na zebranie bezprecedensowych danych spektralnych w zakresie bliskiej podczerwieni, ogromnie przyczyniając się do badań globalnej mineralogii Merkurego. Ważnym celem badań VIHI są też poszukiwania siarczków żelaza na powierzchni. Jeśli Merkury uformował się w innymi miejscu mgławicy protosłonecznej niż znajduje się obecnie powinien on zawierać siarkę, w przeciwnym wypadku były siarki pozbawiony zupełnie. Obecność siarki na powierzchni będzie wskazywać na jej występowanie również we wnętrzu planety. Tam natomiast może ona przyczyniać się do utrzymywania płynności jądra zewnętrznego do dnia dzisiejszego. Zakres spektralny VIHI rozciąga się do światła widzialnego pozwalając na zarejestrowanie silnej linii emisyjnej siarczków i/lub siarki przy 600 nm. Tlenki żelaza mogą zostać wykryte w zakresie 400 - 500 nm. Kształt spektrogramu poniżej 550 nm pozwoli na określenie zawartości żelaza. Parametr ten będzie też istotny dla określenia wieku regolitu. Filtry wybrane dla kanałów STC i HRIC pokrywają zakres widzialny i bliskiej podczerwieni, pozwalając na diagnostykę zawartości minerałów skałotwórczych. Dane spektralne z VIHI zostaną porównane z obrazami multispektralnymi z STC. Filtry STC pokrywają pasma absorpcyjne Fe2+, pozwalając na zidentyfikowanie procesów różnicowania się skorupy. Mapy multisopektralne z STC pozwolą też na rozpoznanie minerałów skałotwórczych na bazie albedo i koloru powierzchni.

W przypadku badań kraterów SIMBIO-SYS pozwoli na określenie procesów erozyjnych którym podlegają i poznanie tępa ich usuwania. Pozwoli to na określenie tępa odnawiania się powierzchni. Ponadto pozwoli na skorelowanie wielkości kraterów z grubością warstwy regolitu. W tym celu połączenie obrazów małych kraterów z HRIC z obrazami STC obejmującymi duże obszary pozwoli na określenie ich parametrów morfologicznych i określenie natury geologicznej badanych terenów.

Badania wieku powierzchni zostaną oparte na globalnych mapach z kanału STC. Pozwolą one na zliczanie kraterów o wielkości równiej lub większej od 200 metrów. Ponadto obrazowanie wybranych miejsc za pomocą HRIC pozwoli na zliczanie kraterów o wielkości ponad 20 metrów i na określenie względnego wieku nawet bardzo młodych jednostek. Ponadto wielkość i ilość kraterów pozwoli na oszacowanie tępa impaktów w wewnętrznym Układzie Słonecznym. W połączeniu z badaniami spektralnymi młodych kraterów pozwoli to na zebranie informacji na temat populacji meteoroidów w niewielkiej odległości od Słońca.

Obecność wulkanizmu w historii Merkurego jest przedmiotem debaty. Wulkaniczne pochodzenie niektórych równin zdają się potwierdzać dane zebrane przez sondę MESSENGER podczas przelotów oraz rekalibrowane obrazy multispektralne z Marinera 10. W tej dziedzinie VIHI pozwoli na zidentyfikowanie różnic w składzie mineralnym pomiędzy różnymi jednostkami na równinach. Odniesienie ich do granic topograficznych rozpoznanych dzięki STC pozwoli na dobre potwierdzenie ich wulkanicznego pochodzenia i wykluczenie możliwej alternatywy - wykształcenia ich jako wyrzutów materii z dużych kraterów. Ponadto połączenie obrazów wysokiej rozdzielczości przestrzennej z danymi o wysokiej rozdzielczości spektralnej pozwoli na dobre poznanie skali procesów wulkanicznych w historii planety i na rozróżnienie różnych typów wulkanizmu.

Utwory tektoniczne oraz topografia powierzchni będą istotne dla badań dynamiki skorupy Merkurego w przeszłości i w okresie obecnym. Obrazy stereoskopowe z STC pozwolą na opracowanie trójwymiarowych modeli globalnej sieci struktur liniowych. Pozwolą one na nałożenie ograniczeń na teorie opisujące powstawanie tych utworów. Pozwolą na wykonanie lepszych obliczeń dotyczących kurczenia się skorupy w trakcie ochładzania się wnętrza planety, dzięki dokładnym pomiarom wysokości i długości klifów. Ponadto opracowane na ich bazie przekroje uskoków pozwolą na oszacowanie przemieszczeń skorupy wzdłuż nich i określenie grubości elastycznej litosfery w trackie ich powstawania. Topografia powierzchni określi również środowisko tektoniczne i erozyjne. Może zostać użyta do modelowania problemów geologicznych w skalach regionalnych i globalnych. Odniesienie modeli terenu z STC do anomalii grawitacyjnych będzie narzędziem użytecznym do badań procesów związanych z równowagą izostatyczną skorupy. Obrazy wysokiej rozdzielczości z HRIC niektórych utworów tektonicznych o charakterystycznych geometriach lub przecinających stare obszary pozwolą na wykonanie interpretacji kinematycznych i bardziej prawdopodobnych rekonstrukcji tektonicznych. Badania utworów przecinających obszary o różnym wieku pozwolą na rekonstrukcję zmian w naprężeniach skorupy w różnych okresach czasu. SIMBIO-SYS będzie też użyteczny do pomiarów parametrów geofizycznych wraz z eksperymentem radiowym MORE i wysokościomierzem laserowym BELA. Poziom spłaszczenia globu i amplituda libracji będą odzwierciedlały stan fizyczny jądra planety (czy jest stałe, czy ciekłe) i jego rozmiary. Kamera dostarczy tutaj danych uzupełniających pomiary parametrów orbity sondy, poprzez śledzenie utworów powierzchniowych. Wysoka rozdzielczość HRIC będzie bardzo przydatna do pomiarów libracji.

W przypadku badań relacji pomiędzy powierzchnią a egzosferą istotne będą dane spektralne pozwalające na pomiary składu mineralnego powierzchni. Pozwolą one na zidentyfikowanie minerałów będących źródłem pierwiastków występujących w egzosferze, a zwłaszcza na wyjaśnienie anomalii w stosunku zawartości Na/K. Ponadto dane takie będą istotne dla badań mechanizmów uwalniania pierwiastków. Pozwolą też na dokładniejsze badania obszarów mogących uwalniać gazy w zwiększonych ilościach - dna basenu Caloris oraz jasnych radarowo fragmentów powierzchni na dużych szerokościach geograficznych. W kontekście badań systemu powierzchnia - egzosfera - magnetosfera SIMBIO-SYS uzupełni pomiary instrumentów PHEBUS i SERENA na MPO oraz MSASI na MMO.

[Scorus]

SIMBIO-SYS: KONFIGURACJA

W skład instrumentu SIMBIO-SYS wchodzą trzy oddzielne kanały: kanał obrazujący w wysokiej rozdzielczości (High-Resolution Imaging Channel - HRIC); kanał do obrazowania stereoskopowego i multispektralnego (Stereo and Colour Imaging Channel - STC); oraz hiperspektralny system obrazujący w zakresie światła widzialnego i bliskiej podczerwieni (Visibile and Near-Infrared Hyperspectral Imaging Channel - VIHI). Kanały te posiadają wspólną jednostkę elektroniki głównej (Main Electronics - ME) i zasilacz. Tworzą one część przednią instrumentu (Instrument Front End - IFE). Każdy kanał posiada własną optykę, detektor, system kontroli temperatury, elektronikę bliską oraz przyłącze do źródła zasilacza. Połączenie z ME umożliwia interfejs SpaceWire, osobny dla każdego kanału. Elektronika bliska jest kontrolowana przez układy typu FPGA (Field Programmable Gate Array), zarządzające komendami z elektroniki głównej. W czasie obrazowania FPGA wprowadza odpowiednią konfigurację detektora, wywołuje sekwencję obrazowania, a następnie odbiera dane i po ich ucyfroweniu wysyła do ME w celu dalszej obróbki. Strategia obserwacji powierzchni jest oparta na skoordynowanym działaniu wszystkich kanałów, ale w zależności od potrzeb poszczególne kanały mogą działać pojedynczo. Maksymalna możliwa produkcja danych na różnych etapach misji jest uzyskiwana dzięki odpowiedniemu rozdzielaniu odstępnych zasobów (zasilania, możliwości transmisji danych) pomiędzy poszczególne kanały.

Instrument został przystosowany do pracy w bardzo trudnych warunkach, zwłaszcza pod kątem temperatur. W tym celu zastosowano odpowiednie przegrody i filtry pozwalające na bardzo efektywne odrzucanie ciepła. Zastosowano też strukturę mechaniczną pozwalającą na bardzo stabilne utrzymywanie poszczególnych komponentów i umożliwiającą pozycjonowane z dokładnością kilku sekund kątowych, potrzebną przy pomiarach libracji. W celu sprostania maksymalnej spodziewanej dawce promieniowania oraz okresowym jego wzrostom komponenty elektroniczne były wybierane i projektowane bardzo ostrożnie, pod kątem zapewnienia maksymalnej niezawodności systemu. W urządzeniu zastosowano szereg modyfikacji rozwiązań konwencjonalnych, dzięki czemu instrument jest stosunkowo mały, ale charakteryzuje się wysoką sprawnością.

Masa całego systemu wynosi 8.69 kg, a pobór mocy - 24W. Ma on wymiary 510 x 490 x 280 mm.

[Scorus]

SIMBIO-SYS: HRIC

Kanał wysokich rozdzielczości pozwala na uzyskiwanie zdjęć powierzchni Merkurego przedstawiających bezprecedensowo małe szczegóły. Jego rozdzielczość przestrzenna z odległości 400 km (perycentrum orbity sondy) wynosi 5 metrów na piksel. Pozwala na obrazowanie multipsektralne w zakresie światła widzialnego. Dostarczy obrazów wybranych celów, które po zakończeniu misji nominalnej łącznie obejmą około 20% powierzchni planety. Pozwoli to na zobrazowanie istotnych naukowo utworów powierzchniowych (kraterów, skarp, strumieni lawowych, równin) i zbadanie ich pod kątem procesów geologicznych, geochemicznych i geofizycznych kształtujących powierzchnię oraz efektów wywoływanych przez bombardowanie powierzchni. Cele takie będą obserwowane głównie po zakończeniu fazy globalnego mapowania planety. Poza danymi z STC i VIHI do ich wyboru posłużą dane z misji MESSENGER.

HRIC jest urządzeniem kompaktowym, łączącym optykę, mechanizmy i detektor w jedną małą jednostkę. W skład urządzenia wchodzi 6 głównych elementów: przegroda zewnętrza umieszczona przed otworem wejściowym ograniczająca rozproszone światło oraz zmniejszająca ładunek cieplny dzięki zastosowaniu odpowiedniego kształtu (konfiguracji Stavroudisa w której profile kolejnych ostrzy są fragmentami elipsoid i hiperboli); komora optyki złożona z płyt aluminiowych o strukturze plastra miodu chroniąca optykę przed wibracjami, ciepłem i zabłąkanym światłem; elektronika bliska (Proximity Electronics - PE) umieszczona w jednostce na górze komory optyki, odpowiedzialna za ucyfrawianie danych i ich transmisję do ME; stożkowa struktura podbierająca korektor optyczny; pakiet detektora zawierający filtry i detektor umieszczone w jednostce na końcu komory optyki; oraz kapilary cieplne łączące detektor i PE z radiatorem.

Kanał HRIC posiada optykę katadioptryczną w postaci teleskopu Ritcheya - Chretiena. Jej komponenty znajdują się ona na strukturze podpierającej zlokalizowanej we wnętrzu komory optyki. Na przedzie optyki znajduje się filtr odrzucający podczerwień cieplną. Teleskop posiada korektor złożony z 3 elementów refrakcyjnych. Są one zainstalowane w obrębie struktury mechanicznej znajdującej się za zasadniczą obudową optyki. Korektor ten to kamera refrakcyjna korygująca pole widzenia na płaszczyźnie detektora. Połączenie elementów refleksyjnych i refrakcyjnych pozwoliło na zachowanie dobrego stosunku pomiędzy uzyskanymi właściwościami optycznymi a masą i objętością systemu. Pozwoliło na zredukowanie wielkości urządzenia. Średnica teleskopu wynosi 100 mm, długość ogniskowej 800 mm a stosunek ogniskowej - f/8. Dzięki takiej wartości stosunku ognikowej dyfrakcja w zakresie spektralnym powyżej 400 nm została zminimalizowana, co zwiększyło jakość obrazów poprzez optymizację parametrów radiometrycznych. Ponadto taka konfiguracja pozwoliła na dalsze zminimalizowanie rozmiarów urządzenia. Pole widzenia ma szerokość 1.47 stopnia.  Rozdzielczość kątowa wynosi 12.5 mikroradiana na piksel.

Urządzenie pracuje w całkowitym zakresie spektralnym 400 - 900 nm. Zastosowano w nim jeden filtr szerokopasmowy z centrum na 650 nm (+/- 250 nm) oraz trzy filtry wąskopasmowe scentrowane na 550 nm (+/-20 nm), 750 nm (+/- 20 nm) i 880 nm (+/- 20 nm). Pierwszy filtr wąskopasmowy jest czuły na procesy przenoszenia ładunków pomiędzy atomami żelaza w krzemianach oraz na pasma przewodnictwa siarczków. Pozostałe pozwalają na wykrycie modyfikacji kryształów żelaza. Układ filtrów tworzy mozaikę umieszczoną nad detektorem. Poszczególne filtry obejmują różne obszary detektora w kształcie pasów. Dla filtra monochromatycznego użyto fragmentu detektora o wielkości 640 x 2048 pikseli. Filtry wąskpasmowe wykorzystują powierzchnie o wielkości 384 x 2048 piksele, osobne dla każdego.

Detektorem HRIC jest układ SiPIN/CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor)  o wielkości 2048 x 2048 piksele. Pojedynczy piksel ma szerokość 10 mikrometrów. Detektor ten jest złożony z dwóch warstw. Ich parametry zostały zoptymalizowane osobno, a następnie połączono je w jeden układ. Warstwa SiPIN złożona jest z fotodiod krzemowych PIN (Positive - Intrinsic - Negative). Zbierają one światło z układu optycznego i przekształcają je na ładunek elektryczny. Warstwa CMOS jest multiplekserem mierzącym wartość ładunku z każdej fotodiody. Użycie detektora dwuwymiarowego jest w wypadku tej misji bardziej korzystne niż zastosowanie detektora liniowego pracującego w trybie Pushbroom. Pozwala na wykonywanie pojedynczych klatek i jest mniej wrażliwe na stabilność i pozycjonowanie w surowym środowisku termicznym wokół Merkurego. Detektor ten charakteryzuje się bardzo niskim szumem odczytu (około 60 e-) i wysoką szybkością odczytu - na poziomie 5 megapikseli na sekundę. Obwód odczytujący pozwala na równoległy odczyt różnych obszarów detektora, co pozwala na zbieranie danych w różnych zakresach spektralnych jednocześnie.

System HRIC może pracować w 5 różnych trybach - dwóch trybach obrazowania monochromatycznego w wysokiej rozdzielczości, trybie obrazowania monochromatycznego w niskiej rozdzielczości, trybie obsmarowania szerokpasmwego, oraz w trybie obrazowania pełnego.

Tryb obrazowania monochromatycznego w wysokiej rozdzielczości z kompresją 7x służy do charakteryzowania geomorfologicznego wybranych obszarów. Jest przeznaczony do użycia na wysokościach od 400 do 690 km. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością około 6.5 metra na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 28 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 2 100 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 250 megabitów danych. Obrazy mogą tworzyć mozaiki w kierunku ruchu orbitalnego albo prostopadle do niego. W celu uzyskania zdjęć wybranego obszaru poszczególne obserwacje mogą być wykonywane w różnym czasie, podczas misji nominalnej identyczne warunki oświetleniowe powtórzą się dwukrotnie.

Tryb obrazowania monochromatycznego w wysokiej rozdzielczości z kompresją 2x służy do charakteryzowania geomorfologicznego wybranych obszarów z najlepszą możliwą jakością obrazu. Jest przeznaczony do zastosowania na wysokościach od 400 do 690 km. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością 6.5 metra na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 112 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 8 400 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 1000 megabitów danych. Jedyną różnią w stosunku do poprzedniego trybu jest inny poziom kompresji danych. Również tutaj możliwe jest wykonywanie mozaik.

Tryb obrazowania monochromatycznego w niskiej rozdzielczości z kompresją 7x służy do charakteryzowania geomorfologicznego wybranych obszarów z większym pokryciem przestrzennym. Jest przeznaczony do użycia na wysokościach od 900 do 1500 km, na części orbity od strony apocentrum. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością 15 metrów na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 7 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 500 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 95 megabitów danych. Obserwacje struktur w strefach polarnych są możliwe tylko w tym trybie.

Tryb obrazowania szerokopasmowego w wysokiej rozdzielczości z kompresją 7x służy do mapowania mineralogicznego w małej skali przestrzennej. Został zaprojektowany do użucia na wysokościach od 400 do 545 km. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością około 6 metrów na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 21 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 1 550 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 190 megabitów danych.

Tryb obrazowania pełnego łączy obrazowanie monochromatyczne i szerokpasmowe. Używana jest tutaj kompresja 7x. Służy do równoczesnej charakterystyki geomorfologicznej i mapowania mineralogicznego. Jest przeznaczony do zastosowania na wysokościach od 400 do 545 km. Pozwala na uzyskanie obrazów z rozdzielczością 6 metrów na piksel. Szybkość transmisji danych wynosi 500 kbps na orbitę (szybkość szczytowa w trakcie 1 sekundy - 3 700 kbps). W czasie 1 orbity można uzyskać 440 megabitów danych. W trybie tym wykorzystywane są wszystkie 4 filtry systemu.

[Scorus]

SIMBIO-SYS: STC

Kanał stereoskopowy i multispektralny składa się z dwóch kamer szerokokątnych zwróconych pod kątem 20 stopni w stosunku do kierunku do nadiru. Kamery te pozwalają na jednoczesne obrazowanie powierzchni w dwóch różnych perspektywach. Tym samym pozwalają na uzyskanie monochroamtyczncyh par obrazów. Są one następnie używane do uzyskania cyfrowych modeli terenu (Digital Terrain Model - DTM). Ponadto system ten umożliwia obrazowanie multispektralne wybranych obszarów. Rozdzielczość obrazów uzyskiwanych z perycentrum orbity sondy wyniesie 50 metrów na piksel na równiku. System ten w pierwszej kolejności posłuży do zmapowanie całej planety i wykonania globalnych modeli DTM. Po uzyskaniu tych danych wykonywane zostaną mozaiki barwne wybranych fragmentów powierzchni, obrazy stereoskopowe z niższym poziomem kompresji, oraz bardziej szczegółowe modele DTM niektórych regionów ważnych naukowo. W okresie globalnego mapowania obie kamery będą pracowały na całej orbicie sondy. Są one jednak niezależne od siebie. Ta cecha, wraz z zastosowanym układem filtrów sprawia, że system net charakteryzuje się niezwykle wysoką plastycznością. W zależności od fazy misji i celów naukowych oba podkanały mogą pracować razem lub niezależnie, uzyskiwać pary stereoskopowe albo obrazy barwne, a także używać różnych kombinacji filtrów, obserwować pasy powierzchni o różnej wielkości i stosować i różne (dla obu podkanałów) poziomy kompresji. Możliwość stosowania różnych poziomów kompresji i obserwowania fragmentów powierzchni o różnej wielkości pozwala na zredukowanie objętości produkowanych danych.

Obie kamery współdzielą większość elementów optycznych oraz detektor. Konfiguracja taka pozwoliła na maksymalnie zmniejszenie masy i wielkości systemu. Poszczególne kamery posiadają jednak osobne przegrody chroniące przed zabłąkanym światłem.

STC posiada optykę katadioptryczną będącą zmodyfikowanym teleskopem Shmidta z parą romboidalnych pryzmatów i korektorem pola widzenia. Wszystkie elementy dioptryczne zostały wykonane ze spiekanego krzemu, co zapewniło maksymalną odporność na promieniowanie i przejrzystość. Pryzmaty zostały umieszczone z przodu obiektywu. W takim układzie korektorem Shmidta nie jest klasyczna płyta korekcyjna umieszczona w centrum krzywizny zwierciadła sferycznego teleskopu, ale dublet umieszczony w połowie odległości pomiędzy zwierciadłem a centrum jego krzywizny. Pozwoliło to na zmniejszenie objętości układu o czynnik 2 w stosunku do rozwiązania klasycznego. Korektorem pola widzenia jest układ dwóch soczewek umieszczony z przodu detektora. Pozwala on na zredukowanie aberracji. Wszystkie elementy optyczne za wyjątkiem pryzmatów są wspólne dla obu kamer. Optyka i pryzmaty nie są wrażliwe na ich nachylenie, co zmniejsza błędy w pozycjonowaniu pomiędzy oboma podkanałami.

Długość ogniskowej wzdłuż osi optycznej wynosi 90 mm. Średnica otworu wejściowego to 15 mm. Stosunek ogniskowej wynosi f/6. Średnia rozdzielczość kątowa to 23.5 sekundy kątowej na piksel (114 mikroradianów na piksel). Globalne pole widzenia STC ma wymiary 5.3 x 4.6 stopnia. Dla każdej kamery jest rozdzielone na 4 segmenty w formie pasów, po jednym dla każdego filtra (patrz dalej). Segmenty pokrywają po 4 pasy na powierzchni Merkurego. Są one w przybliżeniu równoległe do siebie. Tak więc pole widzenia w kierunku prostopadłym do kierunku ruchu orbitalnego ma szerokość 5.3 stopnia. Wzdłuż kierunku ruchu sondy ma szerokość 2.4 stopnia dla filtra monochromatycznego oraz 0.3 stopnia dla filtrów barwnych. W peryhelium orbity, na równiku pas dla filtra monochromatycznego obejmuje fragment powierzchni o wymiarach 38 x 18 km, a pasy dla filtrów barwnych - fragment o wielkości 38 x 2.2 km.

Urządzenie pracuje w zakresie spektralnym 400 - 1000 nm. Posiada 5 filtrów - 1 filtr szerokopasmowy scentrowany na 700 nm (+/- 100 nm) do obserwacji stereoskopowych oraz 4 filtry barwne do obserwacji multispektralnych o niższej rozdzielczości. Te ostatnie są scentrowane na 420 nm (+/-10 nm), 550 nm (+/-10 nm), 700 nm (+/-10 nm), oraz 920 nm (+/- 10 nm). Pierwsze dwa filtry wąskopasmowe są czułe na procesy przenoszenia ładunków pomiędzy atomami żelaza w krzemianach oraz na pasma przewodnictwa siarczków. Pozostałe dwa pozwalają na wykrycie modyfikacji kryształów żelaza. W celu uniknięcia stosowania części ruchomych poszczególne filtry w kształcie pasów zostały naniesione na pojedynczy substrat. Tak zbudowane okno zostało ustawione w ścieżce optycznej blisko detektora.

Detektorem STC jest układ SiPIN/CMOS Complementary Metal Oxide Semiconductor) o wymiarach 2048 x 2048 piksele. Piksele mają kształt kwadratowy i szerokość 10 mm. Detektor ten jest złożony z dwóch warstw. Ich parametry zostały zoptymalizowane osobno, a następnie połączono je w jeden układ. Warstwa SiPIN złożona jest z fotodiod krzemowych PIN (Positive - Intrinsic - Negative). Zbierają one światło z układu optycznego i przekształcają je na ładunek elektryczny. Warstwa CMOS jest multiplekserem mierzącym wartość ładunku z każdej fotodiody. Detektor tego typu jest bardzo odporny na promieniowanie, a ponadto pozwala na bardzo szybki odczyt. W przypadku STC skraca czas ekspozycji do 1 ms.

[Scorus]

SIMBIO-SYS: VIHI

Hiperpekralny system obrazujący jest przeznaczony do badań składu mineralnego powierzchni Merkurego poprzez rejestrację fotonów odbitych od niej. Pozwala na mapowanie składu powierzchni z rozdzielczością lepszą od 500 metrów dla całego globu i około 100 metrów dla wybranych celów. Obserwacje wysokorozdzielcze obejmą około 10% powierzchni Merkurego. W okresie mapowania globalnego VIHI będzie działał ciągle po dziennej stronie planety, zmieniając parametry operacyjne w zależności od warunków obserwacji (odległości od powierzchni, kąta oświetlenia). Tym samym w celu ułatwienia operacji orbita sondy zostanie podzielona na segmentu na których używane będą różne parametry, takie jak szerokość obserwowanego pasa terenu, uśrednianie pikseli w kierunkach spektralnym i przestrzennym, współczynnik kompresji, czas powtarzania obserwacji, czas integracji. Obserwacje będą ograniczone kątem oświetlenia na poziomie 45 stopni. Mapowanie globalne zakończy się po okresie około 6 miesięcy. Podczas obserwowania wybranych celów spektrometr będzie używany w sposób bardziej plastyczny, z uwzględnieniem ograniczenia objętości danych możliwych do przesłania. Dla każdego obszaru i określonego celu naukowego obserwacji wybierane będą parametry wymagające przeznaczenia większych zasobów. Np badania struktur wulkanicznych będą wymagały większego nacisku na rozdzielczość spektralną, natomiast interpretacja cech spektralnych pod kątem korelacji z cechami morfologicznymi będzie wymagała wyższej rozdzielczości przestrzennej. Ponadto używane będą różne poziomy kompresji.

System VIHI pracuje w zakresie spektralnym 400 - 2000 nm w 256 kanałach spektralnych. Zakres ten został wybrany jako kompromis pomiędzy celami naukowymi oraz ograniczeniami technicznymi. Konstrukcja tego urządzenia jest oparta na dobrze znanej architekturze spektrometru Littrowa i konfiguracji zaprojektowanej przez firmę Galileo Avionica. Ogólnie urządzenie składa się z teleskopu zbierającego światło oraz spektrometru z siatką dyfrakcyjną. Oba elementy są dokładnie połączone w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu, gdzie zlokalizowana jest szczelina wejściowa spektrometru. Obraz szczeliny wejściowej jest rozpraszany przez siatkę dyfrakcyjną na dwuwymiarowej powierzchni detektora. Tym samym odczyt detektora zawiera obraz szczeliny po dyfrakcji w obrębie wybranych regionów spektralnych. Kompletny obraz jest budowany w trybie Pushbroom, podczas sekwencji następujących po sobie odczytów, z wykorzystaniem ruchu orbitalnego statku kosmicznego. Finalnym produktem jest trójwymiarowy zestaw danych, zawierający informacje spektralne oraz przestrzenne w dwóch kierunkach.

Doraźne pole widzenia (Instantaneous Field-of-View - IFOV)) wynosi 250 mikroradianów, co odpowiada rozdzielczości przestrzennej 100 m w peryhelium i 375 m w aphelium orbity. Rozdzielczość spektralna wynosi 6.5 nm. Dzięki temu VIHI charakteryzuje się dużą plastycznością. Może uzyskać globalne mapy planety z wybraną rozdzielczością przestrzenną (lepszą niż 500 m) dzięki stasowaniu różnych trybów operacyjnych (różnych sposobów sumowania pikseli). Pole widzenia FOV o szerokości 64 mrad pozwala na uzyskanie pokrycia globalnego już w trakcie pierwszych 6 miesięcy misji nominalnej. Pozostały okres 6 miesięcy zostanie przeznaczony na dokładniejsze badania wybranych miejsc z maksymalną rozdzielczością przestrzenną i spektralną.

Konstrukcja VIHI znajduje się w pojedynczej obudowie przyłączonej do kanału STC. Obejmuje ona system optyczny czyli teleskop i spektrometr, jednostkę kalibracyjną, migawkę, układ płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Assembly - FPA) oraz elektronikę bliską.

Teleskop zbiera światło z powierzchni Merkurego i skupia je na szczelinie wejściowej spektrometru. Jest zmodyfikowanym teleskopem Shmidta. Zastosowano w nim dwa dublety dioptryczne korygujące aberrację. Ma on średnicę 25 mm i długość ogniskowej 160 mm. Parametry te zostały dobrane tak, aby uzyskać odpowiednią skalę przestrzenną na detektorze i ograniczyć dyfrakcję w całym używanym zakresie spektralnym. Stosunek ogniskowej wynosi f/6.4. Pole widzenia ma szerokość 64 x 0.25 mrad. Rozdzielczość kątowa wynosi 250 mikroradianów na piksel.

W szczelinie wejściowej spektrometru znajduje się jedyna cześć ruchoma systemu - migawka mechaniczna. Ma postać małego metalowego ostrza zakrywającego szczelinę. Jest obracana przez solenoid rotacyjny. Jest ona niezbędna do określenia i następnego usunięcia sygnału ciemnego powstającego na detektorze i sygnału tła pochodzącego z mocowań elementów spektrometru. Okresowo w czasie pomiarów naukowych jest ona zamykana, po czym wykonywane są pomiary sygnału ciemnego i sygnału tła.

Po przejściu przez szczelinę wejściową spektrometru światło chodzi do spektrometru Littrowa. W jego obrębie pada na płaską siatkę dyfrakcyjną, a następnie jest kierowane za pomocą zwierciadeł na system płaszczyzny ogniskowej FPA. Siatka dyfrakcyjna charakteryzuje się dyspersją spektralną na poziomie 6.25 nm na piksel. Układ optyczny daje powiększenie 1x. Spektrometr definiuje tylko rozdzielczość spektralną, rozdzielczość przestrzenną określa teleskop. W spektrometrze, podobnie jak w przypadku teleskopu zastawno dwa dublety dioptryczne korygujące aberrację.

Układ FPA zawiera zestaw filtrów na oknie wejściowym, system detektora (Sensor Chip Assembly - SCA) oraz dwustopniową chłodziarkę termoelektryczną (komórkę Peltiera) chłodzącą detektor do temperatury operacyjnej 220 K. W tym celu system ten zużywa 4.5W mocy. Detektorem jest macierz o wymiarach 256 x 256 pikseli złożona z hybrydyzowanego HgCdTe połączona ze zintegrowanym obwodem odczytującym CMOS (CMOS Readout Integrated Circuit - ROIC). Pojedynczy piksel ma wymiary 40 x 40 mikrometrów. Wzmacniacz CTIA (Capacitance Trans-Impedance Amplifier) pozwala na odczyt detektora również w trakcie integracji. Gwarantuje to osiągnięcie niezbędnej wysokiej szybkości odczytu detektora. Współczynnik efektywności kwantowej detektora jest wyższa od 50. Budowa detektora definiuje zakres spektralny pracy systemu. Standardowe układy HgCdTe/CMOS zawierają substrat CdZnTe  na którym przeprowadzana jest krystalizacja HgCdTe. Powoduje on jednak obcięcie zakresu spektralnego przy 800 nm. W detektorze użytym w VIHI warstwa ta została  zastąpiona materiałem przezroczystym poniżej 800 nm. Rozciągnęło to zakres spektralny do fal krótszych (do 400 nm) i pozwoliło na zastosowanie pojedynczego detektora zarówno dla światła widzialnego jak i podczerwieni. Dzięki temu masa i objętość systemu zostały znacznie zredukowane. Górny skraj rejestrowanego zakresu spektralnego,  2000 nm wynika z kompromisu pomiędzy koniecznością pokrycia cechy spektralnej odpowiadającej drugiemu przejściu żelaza w piroksenie (cecha absorpcyjna położona pomiędzy 1900 a 2200 nm w zalewności od zawartości żelaza i wapnia w piroksenie) oraz ograniczenia wkładu prądu ciemnego do szumu detektora. W ostatnim wypadku dla umożliwienia identyfikacji i określenia zawartości minerałów w materiale powierzchniowym konieczne było zachowanie stosunku sygnału do szumu na poziomie co najmuje 100 w całym zakresie spektralnym. Detektor został dostarczony przez firmę Raytheon Vision System z Goleta w USA.

Elektronika bliska detektora zawiera interfejs SpaceWire z systemem ME. Pozwala ponadto na obsługę FPA, migawki i systemu kalibracyjnego a także chłodziarki termoelektrycznej detektora. Odbiera też i konwertuje dane naukowe oraz inżynieryjne.

System kalibracyjny pozwala na wykrywanie degradacji układu i jego zachowania się w stosunku o parametrów określonych w czasie kalibracji naziemnej. Pozwala on na pomiary odpowiedzi spektralnej i radiometrycznej oraz na uzyskanie flatfieldów (w tym na wykrycie wadliwych pikseli). System ten oświetla otwów wejściowy VIHI jednorodnie, z intensywnością taką samą jak światło pochodzące  z powierzchni Merkurego. Nie zawiera on ruchomych części. Oświetlenie otworu wejściowego umożliwia umieszczone na nim semirefleksyjne okno. Oświetlenia w zakresie bliskiej podczerwieni dostarcza lampa wolframowa pracująca przy temperaturze 2500K, a w zakresie widzialnym - biała dioda LED. Po odbiciu od okna na wejściu układu optycznego światło ze źródła kalibracyjnego jest skupiane na szczelinie wejściowej spektrometru przez układ złożony z wklęsłego zwierciadła oraz soczewki cylindrycznej. Zwierciadło pozwala na uzyskanie długości ogniskowej równej ogniskowej teleskopu. Soczewka poprawia jednorodność sygnału kalibracyjnego poprzez zogniskowanie wiązki w obrębie wąskiej linii wzdłuż szczeliny wejściowej.