BepiColombo (kompendium)

[Scorus]

PWI: SENSORY POLA MAGNETYCZNEGO - KONFIGURACJA

System magnetometrów zwojowych PWI pozwala na pomiary pola magnetycznego plazmy i fal plazmowych wokół Merkurego w zakresie częstotliwości niskich 0.1 - 20 kHz i wysokich 10 - 640 kHz. Zawiera on dwa magnetometry LF-SC i nowo zaprojektowany magnetometr DB-SC. LF-SC mierzą dwa komponenty pola magnetycznego i niskich częstotliwości wzdłuż dwóch prostopadłych do siebie osi w płaszczyźnie wirowania sondy. DB-SC mierzy jeden komponent pola w zakresie wysokich i niskich częstotliwości wzdłuż osi wirowania orbitera. Magnetometry te zostały umieszczone na platformie na wysięgniku MAST-SC w odległości  4.5 m od korpusu pojazdu. Niweluje to zakłócenia wywierane przez urządzenia na sondzie. Sensory są ustawione prostopadle do siebie. Są nachylone pod kątem 45 w stosunku do płaszczyzny radialnej orbitera. Tym samym są prostopadłe do osi wirowania i mierzą ten sam radialny i azymutalny komponent pola magnetycznego wytwarzanego przez statek. Dlatego też wszystkie są narażone na szum ze statku o tej samej intensywności. Ułatwia to usunięcie szumu z mierzonego sygnału i uzyskanie naturalnego sygnału z magnetosfery. Sensory pokryte są izolacją wielowarstwową i zwierciadłami (Optical Surface Reflectors - OSR) co pozwala na utrzymanie ich temperatur w pobliżu 200°C. Przedwzmacniacze (Serch Coli Preamplifers - SC-Pre) nie mogły zostać umieszczone w pobliżu sensorów, ponieważ temperatura (nawet za osłonami) byłaby dla nich za wysoka. Znajdują się we wnętrzu statku w pobliżu pojemnika rozkładającego MAST-SC. Z sensorami są połączone kablem o długości 4.5 metra. Jest on pokryty odpowiednią izolacją zapobiegającą przedostaniu się dużych ilości ciepła do sensorów i przedwzmacniaczy.

Dwa sensory LF-SC i część do pomiarów niskich częstotliwości sensora DB-SC mierzą komponenty pola magnetycznego wzdłuż 3 osi w zakresie 0.1 Hz - 20 kHz. Pozwalają na określenie kierunku wektora i polaryzacji pola magnetycznego fal plazmowych wokół Merkurego. Wraz z pomiarami pola elektrycznego z WPT i MEFISTO pozwalają na wyznaczenie charakterystyk propagacji fal w celu zidentyfikowania charakterystycznych modów obserwowanych fal. Informacje te są kluczowe dla badań oddziaływań cząstek z falami oraz do badań teledetekcyjnych struktury medium propagacji fal oraz regionów ich powstawania. Spodziewanymi falami elektromagnetycznymi w zakresie pracy sensorów są: jonowe fale cyklotronowe, rozbłyski szumu magnetycznego (Magnetic Noise Bursts - MNB) oraz turbulencje związane z falami szokowymi.

DB-SC może też mierzyć jeden komponent pola magnetycznego AC wzdłuż jednej osi w zakresie wyższych częstotliwości (10 - 640 kHz). Wraz z obserwacjami WPT i MEFISTO dane te pozwalają na ustalenie czy obserwowane fale mają charakter elektrostatyczny czy elektromagnetyczny oraz poprawiają wyznaczanie kierunku nadejścia fal radiowych i plazmowych. Pomiary DB-SC w zakresie częstotliwości wysokich będą pierwszymi tego typu obserwacjami na orbicie wokół Merkurego. Spodziewanymi źródłami fal w tym zakresie są: emisja cyklotronowa Merkurego (Mercury Cyclotron Radiation - MCR), emisja elektronów w fali uderzeniowej magnetosfery; oraz duże słoneczne rozbłyski radiowe typu III.

Napięcie wytworzone w sensorach jest przesyłane kablem do przedwzmacniaczy Dwa sygnały niskich częstotliwości z dwóch sensorów LF-SC (LF-SC Sensors - LF-SC-S) -  Bx(LF) i By(LF) są wzmacniane przez dwa przedwzmacniacze dla niskich częstotliwości (LF-SC Preamplifers - LF-SC-Pre). Sygnał z części do odbioru niskich częstotliwości sensora (DB-SC Sensor - DB-SC-S) oznaczony jako Bz(LF) jest wzmacniany przez przedwzmacniacz DB-SC (DB-SC Preamplifer - DB-SC-Pre). Trzy sygnały niskich częstotliwości są dostarczane do odbiornika EWO-WFC/OFA(B) w obrębie PME. Sygnał z pomiarów w zakresie wysokich częstotliwości dokonywanych przez część do odbioru wysokich częstotliwości sensora DB-SC-S oznaczoną jako Bz(HF) jest wzmacniany przez przedwzmacniacz dla wysokich częstotliwości w obrębie układu DB-SC-Pre. Następnie jest przesyłany do odbiornika SORBET. W celu zmniejszenia masy i rozmiarów wszystkie przedwzmacniacze znajdują się w obrębie jednej jednostki we wnętrzu orbitera.

PWI dostarcza sygnał kalibracyjny zarówno do LF-SC-S jak i DB-SC-S. Sygnał niskich częstotliwości jest dostarczony przez syntezator w obrębie AM2P. PWI dostarcza też wygnał wysokiej częstotliwości dla DB-SC. Pochodzi on z SORBET i zawiera szumy przypominające zakłócenia przypadkowe.

[Scorus]

PWI: SENSORY POLA MAGNETYCZNEGO - LF-SC

LF-SC składa się z dwóch identycznych sensorów LF-SC-S połączonych z dwoma przedwzmacniaczami LF-SC-Pre. Całościowa masa LF-SC-S wynosi 0.12 kg. Urządzenie Pracuje w zakresie częstotliwości 0.1 Hz - 20 kHz. Konstrukcja sensorów jest oparta na magnetometrze zwojowym satelity Geotail. Pole magnetyczne AC jest odbierane przez metalowy rdzeń o kształcie kolumny o kwadratowym przekroju. Charakteryzuje się on wysoką przenikalnością magnetyczną. W celu zapewnienia wysokiej czułości w wysokich temperaturach zastosowano stop niklu i żelaza mający wysoką temperaturę Curie (powyżej której przenikalność magnetyczna jest tracona). Rdzeń umieszczony jest w cewce zawierającej zwojnicę posiadającą 16 000 zwojów. W obrębie tego zwoju głównego indukowane jest napięcie. Zwojnica wykonana jest z drutu miedzianego pokrytego plastikiem poliamidowym odpornym na wysoką temperaturę. Struktura cewki również jest wykonana z plastiku poliamidowego. Wokół zwojnicy znajduje się osłona z aluminium mająca kształt kolumny o przekroju kwadratowym. Zabezpiecza ona drut przed polem elektrycznym. Zwojnica wtórna jest nawinięta wokół zwojnicy głównej. Służy do dostarczania sygnału kalibracyjnego. Ma on postać sygnału sinusoidalnego. Jest generowany przez syntezator AM2P i dostarczany przez EWO(B). Kalibracja polega na rejestracji napięcia wyjściowego na przedwzmacniaczu po zadaniu znanego pola magnetycznego. Wymiary każdego sensora to  16 x 16 x 105 mm, a masa - 90g.

Sygnał elektryczny generowany w sensorach LF-SC-S jest dostarczany do przedwzmacniaczy we wnętrzu statku za pośrednictwem kabla przebiegającego wzdłuż masztu MAST-SC. Napięcia wyjściowe ze zwojnicy głównej są wzmacniane za pomocą niskoszumowego wzmacniacza różnicowego do poziomu akceptowanego przez odbiorniki EWO-WFC(B) w obrębie PME.

[Scorus]

PWI: SENSORY POLA MAGNETYCZNEGO - DB-SC

Magnetometr DB-SC zbudowany jest z sensora DB-SC-S umieszczonego ma maszcie MAST-SC koło seniorów LF-SC-S oraz z zestawu dwóch przedwzmacniaczy DB-SC-Pre. Masa sensora wynosi 0.06 kg. Sensor wykonuje pomiary zarówno w zakresie częstotliwości wysokich jak i niskich. DB-SC-S jest połączony z DB-SC-Pre za pomocą kabla. DB-SC-Pre zawiera przedwzmacniacz dla pasma niskich częstotliwości (sygnał wyjściowy dostarczany do EWO) oraz dla pasma częstotliwości wysokich (sygnał wyjściowy dostarczany do SORBET). Są one umieszczone w tej samej jednostce co przedwzmacniacze LF-SC-Pre.

DB-SC-S pracuje w dwóch pasmach, 0.1 Hz - 20 kHz i 10 kHz - 640 kHz. Jednostka sensora ma długość 112 mm (sam sensor 100 mm, montaż mechaniczny 12 mm) i masę 65g (wraz z 10-centymetrowym kablem). Sensor złożony jest z pojedynczego rdzenia o wysokiej przenikalności magnetycznej (ferrytowym, o temperaturze Curie powyżej 180°C) na który nawinięte są dwie zwojnice różniące się liczbą zwojów. Zwojnica o dużej ilości zwojów (15 000) jest przeznaczona dla pasma niskich częstotliwości, a zwojnica o małej ilości zwojów (400) - dla pasma częstotliwości wysokich. Wyjściowe napięcia ze zwojnic są wzmacniane przez osobne przedwzmacniacze w obrębie systemu DB-SC-Pre. Komponenty elektroniczne zostały opracowane w technologii 3D+. Pozwoliła ona na umieszczenie obu przedwzmacniaczy na małej płycie, tzw Flex. Taki układ został umieszczony w sześciennej obudowie, a ścieżki zostały podłączone pomiędzy nim a ścianami sześcianu. Pozwoliło to na redukcję masy i poboru energii. Technika taka została wprowadzona przez CNES. Cały układ przedwzmacniaczy dla magnetometrów ma masę 0.30 kg.

[Scorus]

MGF
Magnetometr transduktorowy jest instrumentem przeznaczonym do badań pola magnetycznego w obrębie magnetosfery Merkurego oraz wewnętrznej helisofery.

W przypadku badań magnetosfery Merkurego instrument przyczyni się przede wszystkim do analizy rekonekcji. Do tej pory wiele zagadnień związanych z rekonekcją pomiędzy polem magnetycznym Merkurego a międzyplanetarnym polem magnetycznym pozostaje nierozwiązanych. Badania niewielkiej magnetosfery Merkurego mogą też przynieść istotne informacje na temat procesów zachodzących w magnetosferze Ziemi w większych skalach. Kolejnym zagadnieniem są badania ładunków płynących wzdłuż linii pola magnetycznego. Na Ziemi ściśle łączną one magnetosferę z jonosferą. Na Merkurym zaobserwowano występowanie perturbacji pola magnetycznego związanych z takim przepływem ładunków, jednak brak typowej jonosfery jest w tym wypadku bardzo możliwy. Nie jest jasne, czy ładunki te oddziałują z powierzchnią planety. Ostatnim ważniejszym zagadnieniem są badania fal o ultraniskich częstotliwościach (Ultra-low Frequency Waves - ULF). Na Ziemi mogą on być skutecznie modelowane za pomocą magnetohydrodynamicznego modelu plazmy. Na Merkurym takie fale również zostały wykryte. Jednak z powodu małych rozmiarów magnetosfery w ich generowaniu mogą mieć znaczny udział procesy kinetyczne. Instrument pozwoli też na badania innych rodzajów fal o niskich częstotliwościach.

W przypadku badań wewnętrznej heliosfery MGF pozwoli na pomiary parametrów wiatru słonecznego w niewielkiej odległości od Słońca. Do tej pory badania takie były oparte na pomiarach sond Helios wykonanych w odległości 0.3 - 5 AU od Słońca. Właściwości plazmy są tutaj odmienne niż  w odległości 1 AU. Orbiter MMO będzie spędzał dosyć dużo czasu poza magnetosferą w wietrze słonecznym, co pozwoli na wykonanie pomiarów tego typu za pomocą nowszego sprzętu. Pomiary pola magnetycznego o dużej rozdzielczości przestrzennej pozwolą na wyjaśnienie roli fluktuacji magnetycznych w nagrzewaniu plazmy i przyspieszaniu cząstek. Będą istotne dla badań oddziaływań pomiędzy rezonansami cyklotronowymi a spolaryzowanymi liniowo falami Alfvena. Ponadto instrument pozwoli na badania fal uderzeniowych, których fizyka jest najprawdopodobniej odmienna od fizyki fal spotykanych w bardziej zewnętrznych częściach Układu Słonecznego.

[Scorus]

MGF: KONFIGURACJA

Instrument MGF jest złożony z 2 trójosiowych magnetometrów transduktorowych - magnetometru zewnętrznego (MGF Outboard Magnetometer- MGF-O) oraz sensora wewnętrznego (MGF Inboard Magnetometer - MGF-I). Oba składają się z niezależnych sensorów (MGF-O Sensor - MGF-OS i MGF-I Sensor - MGF-IS) oraz jednostek elektroniki (MGF-O Electronics - MGF-OE i MGF-I Electronics - MGF-IE). Zapewnia to redundancję. Ponadto projekt obu sensorów i ich elektroniki jest zupełnie odmienny. Dzięki temu prawdopodobieństwo zupełnej awarii MGF jest bardzo małe. Sensory są umieszczone na wysięgniku (Mast of MGF - MAST-MGF), niezależnym od wysięgnika magnetometrów systemu PWI. Sensor MGF-OS jest położony blisko końca wysięgnika, w odległości 4.4 m od korpusu statku. Sensor MGF-IS jest zlokalizowany w odległości 1.6 m od końca wysięgnika. Sensory są połączone ze swoimi jednostkami elektroniki za pomocą kabli o długości kilku metrów. Sensor zewnętrzny wykonuje pomiary pola magnetycznego w otoczeniu. Sensor wewnętrzny natomiast mierzy też pole magnetyczne wytworzone przez statek kosmiczny, co pozwala na uwzględnienie poprawki w trakcie obróbki danych. Elektronika magnetometrów znajduje się wewnątrz statku, w jednostce wspólnej z elektroniką systemu PWI (PWI-MGF Electronics Box - PME), co pozwoliło na zaoszczędzenie miejsca wewnątrz sondy. Całkowita masa systemu wynosi 766 g a pobór mocy - 4.43 W. Szybkość transmisji danych może wynosić 7700, 420 lub 62 bps.

Oba magnetometry charakteryzują się zasięgiem dynamicznym +/- 2000 nT. Transmitują dane surowe (wektory pola magnetycznego) z częstotliwością 128 Hz i rozdzielczością cyfrową 20 bitów do jednostek obróbki danych (Data Processing Units - DPUs). Każdy sensor ma własną kartę elektroniki, o wymiarach 208 x 148 mm. Pozwala ona na utrzymywamie napięcia w obrębie sensora transduktorowego oraz na odbieranie sygnałów wytworzonych przez zewnętrze pole magnetyczne w jego zwojnicy. Każda z kart jest połączona z osobnym zasilaczem. Obie karty są połączone z osobnymi jednostkami DPU. MGF-OE łączy się z DPU-1, a MGF-IE z DPU-2, umieszczonych w osobnych obudowach. Służy do tego interfejs w standardzie SpaceWire. często stosowanym do łączenia elementów elektroniki na statkach kosmicznych. Oba magnetometry są połączone  z jednym głównym zasilaczem (Power Supply Unit - PSU), ale jego komponenty są w pełni podwojone. Do zasilania stosowane są dwa woltaże (MGF-OE 712 i +3.3V; MGF-IE 712 i +5V).

MGF-O i MGF-I pracują według różnych standardów czasu, więc konieczne jest ich zsynchronizowanie. Sygnał synchronizujący 128 Hz jest dostarczony przez MGF-I do MGF-O poprzez układ LVDF (Low-Voltage Differential Signal Driver).

Instrument wykorzystuje standardową zasadę działania magnetometrów transduktorowych. Każda jednostka składa się z pierścienia wykonanego z materiału który łatwo się magnesuje. Wokół takiego rodzenia nawinięta jest zwojnica. Przez zwojnicę przepuszczany jest zmienny prąd elektryczny. Powoduje on wygenerowanie pola magnetycznego w rdzeniu. Ma ono znaną wartość. Mierzone zewnętrzne pole magnetyczne zaburza symetrię pola indukowanego. Pomiary wynikowego pola magnetycznego są wykonywane dzięki drugiej zwojnicy otaczającej rdzeń. Umożliwiają one obliczenie natężenia zewnętrznego pola magnetycznego.

[Scorus]

MGF: MGF-O

Konfiguracja magnetometru zewnętrznego jest oparta na tzw schemacie magnetometru cyfrowego. Ilość części analogowych została zredukowana poprzez ucyfrawianie sygnału ze zwojnicy bezpośrednio za wzmacniaczem wejściowym, z częstotliwością próbkowania 4 razy większą od częstotliwości pobudzania zwojnicy. Tradycyjna obróbka sygnału analogowego jest zastąpiona przez algorytmy wykonywam przez układ typu FPGA (Field Programmable Gate Array). Zawiera on tez interfejs z DPU. Konfiguracja taka została po raz pierwszy zastosowana w instrumencie ROMAP (Rosetta Lander Magnetometer and Plasma Monitor) lądownika Philae misji Rosetta, a później w magnetometrze MAG (Magnetometrer) sony Wenus Express oraz magnetometrze FGM (Fluxgate Magnetometer) satelitów THEMIS/ARTEMIS. Analogiczną konstrukcję posiadają też oba sensory magnetometru MERMAG orbitera MPO.

Sensor MGF-OS składa się z rdzenia oraz montażu wykonanego z materiału PEEK (Polyetheretherketon) zwiększającego stopień odizolowania termicznego rdzenia od masztu MAST-MGF. Masa urządzenia bez przyłącza kabla i montażu wynosi 100g, a pobór mocy - 1.65 W. Do pomiarów pola magnetycznego służą dwa splecione (prostopadłe do siebie) pierścienie, o średnicy 13 i 18 mm. Są one wykonane ze stopu 13Fe-81Ni-6Mo. Za pomocą mniejszego pierścienia mierzone jest pole magnetyczne wzdłuż osi X i Z. Większy pierścień służy do pomiarów wzdłuż osi Y i Z. Pierścienie są wyposażone w dwa układy przestrzennych zwojnic. Zwojnica wewnętrzna (Pick-Up Coil) służy do zbierania zewnętrznego pola magnetycznego. Zewnętrzny (zwojnica Helmholtza) służy do kompensowania pola magnetycznego w obrębie pierścienia. Zwojnica zewnętrza jest położona jak najbliżej pierścieni rdzenia, co zwiększa stosunek sygnału do szumu. Zwojnica Helmholtza produkuje sygnał wyjściowy. Kompensuje wektor pola magnetycznego w obrębie pierścienia tak, że jest ono utrzymywane na poziomie zerowym. Obie zwojnice wykonane są z drutów miedzianych z odpowiednim pokryciem. Dzięki temu dodatkowe struktury podpierające, takie jak pierścienie ceramiczne zostały maksymalnie zmniejszone. Ponadto możliwe było uniknięcie stosowania materiałów o różnej rozszerzalności cieplnej, co znacznie zredukowało masę sensora. Cylindryczna obudowa sensora ma wysokość 91 mm i średnicę 55 mm.

Wszystkie komponenty sensora, w  tym płyta obwodów i kondensator używany do utrzymywania ładunku w zwojnicy pobudzającej mogą pracować w temperaturze 200°C. Zarówno MGF-OS i MGF-IS bez problemów przeszły testy w zakresie temperatur od -60°C do +200°C.

Elektronika MGF-OE charakteryzuje się masą 188 g.

Magnetometr ten został opracowany przez Institut fur Weltraumforschung (IWF) Austrjackiej Akademii Nauk i Institut fur Geophysik und Extraterrestrische Physik (IGEP) Politechniki w Braunschweig w Niemczech. Głównym kontrahentem jest Magson GmbH w Niemczech. W kalibracji uczestniczy też Imperial College w Londynie.

[Scorus]

MGF: MGF-I

Magnetometr wewnętrzny systemu MGF jest konwencjonalnym analogowym magnetometrem transduktorowym. Jest bardzo podobny do magnetometrów stosowanych na wcześniejszych japońskich misjach - satelitach Akebono i Geotail oraz sondzie Nozomi. Druga harmoniczna w indukowanym sygnale jest wykrywana, modyfikowana i integrowana przez obwód analogowy. Następnie sygnał jest ucyfrawiany. odpowiada on intensywności ładunku zerującego pole magnetyczne, który jest zależny liniowo od zewnętrznego pola magnetycznego.

MGF-IS składa się z trzech identycznych sensorów z rdzeniami w formie pierścieni.   Mierzą one pole magnetyczne wzdłuż trzech prostopadłych do siebie osi. Każdy sensor składa się z części generującej pole magnetyczne oraz połączonej zwojowy zewnętrznej i wyjściowej. Pierwszy element jest złożony z pierścienia o średnicy 20 mm wykonanego ze stopu niklu i molibdenu oraz z nawiniętej na niego zwojnicy. Druga część jest złożona z innej zwojnicy. Otacza część pierwszą. Wszystkie trzy sensory są połączone w jedną jednostkę przez ceramiczną podstawę. Całość jest chroniona przez obudowę z plastiku wzmocnionego włóknami węglowymi (Carbon Fibre Reenforced Plastic - CFRP). Pierwsza część każdego sensora jest połączona z płytą obwodów za pomocą pary kabli. Obwody te produkują pulsy ładunku 600 mA z częstotliwością 11 kHz, utrzymując napięcie w obrębie rdzenia sensora. Amplituda tego sygnału została zoptymalizowana tak, aby zminimalizować pobór energii i zapewnić stabilną pracę w szerokim zakresie temperatury. Całkowity pobór mocy pojedynczego sensora 142 mW. Masa całego urządzenia bez przyłącza kabla i montażu wynosi 120g, a pobór mocy - 2.78 W. Elektronika MGF-IE charakteryzuje się masą 358 g.

Magnetometr ten został opracowany przez JAXA.

[Scorus]

MPPE
System do badań cząstek tworzących plazmę jest złożonym zestawem detektorów służących do rejestracji parametrów wysoko i niskoenergetycznych cząstek w magnetosferze Merkurego. Do jego głównych celów naukowych zaliczają się: badania formowania się i scharakteryzowanie struktur w obrębie niewielkiej magnetosferze planety; badania wkładu wiatru słonecznego do populacji cząstek plazmy obecnych w magnetosferze; badania stabilności arkusza plazmy; scharakteryzowanie niewielkich uwolnień energii typu Substorm; badania procesów przyspieszania cząstek, ich wychwytu i utraty w obrębie magnetosfery; badania oddziaływań pomiędzy powierzchnią, egzosferą i magnetosferą; oraz badania fizyki fal uderzeniowych w wewnętrznej heliosferze.

Magnetosfera Merkurego jest wyjątkowa z kilku powodów. Oddziałuje z silnym wiatrem słonecznym w niewielkiej odległości od Słońca. Ponadto magnetopauza po stronie zwróconej do Słońca znajduje się blisko powierzchni, poniżej połowy promienia planety. Dzięki temu okresowo wiatr słoneczny może bezpośrednio oddziaływać z powierzchnią. Nawet jeśli takie zjawisko nie zachodzi, na powierzchnię ma bezpośredni wpływ plazma w magnetosferze. Wpływ takich oddziaływań na magnetosferę nigdy nie był bezpośrednio badany. Mały rozmiar magnetosfery oznacza też, że procesy zachodzą w niej bardzo szybko. Konwekcja uruchamiana przez rekonekcję po stronie dziennej może objąć całą magnetosferę w przeciągu kilku minut. Ponadto zjawiska uwolnień energii mogą wyzwalać się samoistnie, ponieważ parametry wiatru słonecznego w skalach czasowych konwekcji są praktycznie stałe. Są to warunki zupełnie inne od panujących w magnetosferze Ziemi, gdzie uwolnienia energii są wyzwalane przez niestabilności w wietrze słonecznym albo międzyplanetarnym polu magnetycznym (Interplanetary Magnetic Field - IMF).

W przypadku badań dostarczania plazmy w wiatru słonecznego do magnetosfery przydatne będą detektory plazmy o wysokiej rozdzielczości czasowej oraz spektrometr masowy o szerokim zakresie energii. Podobnie jak na Ziemi plazma wchodzi do magnetosfery po stronie dziennej w trakcie rekonekcji magnetycznej. Aktualne badania sugerują też zachodzenie dodatkowego procesu, niezależnego do rekonekcji. Miejscem wejścia plazmy do magnetosfery byłby skraj ogona magnetosfery.

W przypadku badań niestabilności arkusza plazmy (obszaru w magnetosferze o podwyższonej gęstości plazmy) MPPE będzie istotny dla badań efektów wywołanych przez niestabilności typu LHDI (Lower Hybri Drift Instability). Są one wywoływane gradientem plazmy w arkuszu plazmy. Są prawdopodobnie odpowiedzialne za przyspieszanie elektronów na granicach arkusza plazmy oraz dyfuzję pola magnetycznego w jego obrębie.

W magnetosferze Ziemi uwolnienia energii typu Substrom są zjawiskami w których zachodzi eksplozywne przekształcenie energii zgromadzonej w polu magnetycznym na energię kinetyczną i termiczną cząstek. Gromadzenie energii w polu magnetycznym ogona magnetosfery jest naturalną konsekwencją rekonekcji pomiędzy IMF a polem magnetycznym planety. Linie pola magnetycznego w ogonie nie mogą być akumulowane bez ograniczeń, dlatego też po pewnym czasie następuje rekonekcja i uwolnienie energii. Procesy takie powinny występować w każdej magnetosferze otoczonej wiatrem słonecznym. Dane z Marienra 10 wskazały na ich występowanie również na Merkurym. Szczegółowe badania tych procesów za pomocą MPPE będą prowadzone w kontekście oddziaływań pomiędzy wiatrem słonecznym i magnetosferą oraz efektów przyspieszania cząstek.

Mariner 10 zarejestrował powtarzające się emisje elektronów o energiach około 500 MeV i okresie 6 - 8 sekund. MPPE pozwoli na wyjaśnianie, czy w magnetosferze Merkurego rzeczywiście następują przyspieszanie elektronów do wysokich energii, czy też dużą rolę odgrywa ich transport ze środowiska zewnętrznego. Ważnym celem badań są też poszukiwania procesów utarty wysokoenergetycznych cząstek i ich związków z powierzchnią planety.

Oddziaływania pomiędzy magnetosferą a egzosferą zachodzą na dwóch drogach. Pierwszą jest sprzężenie elektromagnetyczne z przepływem prądów i falami Alfvena. Istotna jest tutaj przewodność ośrodka w pobliżu powierzchni i/lub jonosfery. Jonosfera Merkurego powinna być bardzo cienka i nie powinna dostarczać dostatecznej przewodności. Jednak niektóre interpretacje pomiarów pola magnetycznego z Marinera 10 wskazują na występowanie prądów mogących wskazywać, że jonosfera jest jednak dostarczenie gruba. W takim wypadku powinny w niej występować procesy przyspieszania jonów spotykane w górnej jonosferze Ziemi. Jony takie, wybiegające z rejonów zorzowych mogą być bezpośrednio zarejestrowane. Dzięki temu ich pomiary są jedną z metod badań związków pomiędzy magnetosferą a egzojonosferą. Innym rodzajem związków tego typu jest cyrkulacja materii pomiędzy jonosferą a egzojonosferą. Uderzenia jonów w powierzchnię są jednym ze źródeł gazów w egzosferze. Jony te pochodzą zarówno z ośrodka międzyplanetarnego jak i z jonosfery. Rozmieszenie i szybkie zmiany w gęstości Na i K wskazują na  występowanie ich lokalnych źródeł i krótki czas pobytu w egzosferze. Ich głównym źródłem jest prawdopodobnie fotojonizacja. Następnie są one wymywane przez pole elektryczne wiatru słonecznego. Część tych jonów może jednak pozostawać w ogonie magnetosfery wraz z innymi jonami (w tym wypadku pochodzącymi z wiatru słonecznego). Po przyspieszeniu mogą one uderzać w powierzchnię planety. Bezpośrednie pomiary pozwolą na określenie procesów tworzenia i zanikania populacji takich jonów pochodzących z planety.

W przypadku badań fal uderzeniowych w heliosferze pozycja sondy na orbicie Merkurego jest szczególnie dogodna. Parametry plazmy w otoczeniu tej planety są bardzo specyficzne z powodu bliskości Słońca. Stwarza to unikalne okazje do badań. Badania fal uderzeniowych wzdłuż jego orbity będą miały duże znaczenie dla testowania teorii opisujących fizykę plazmy w Układzie Słonecznym.

[Scorus]

MPPE: KONFIGURACJA

W skład zestawu MPPE wchodzą następujące detektory: analizator elektronów 1 (Mercury Electron Analyzer 1 - MEA1); analizator elektronów 2 (Mercury Electron Analyzer 2 - MEA2); analizator jonów (Mercury Ion Analyzer - MIA); analizator masowy (Mercury Mass Spectrum Analyzer - MSA); detektor cząstek o wysokich energiach dla elektronów (High-Energy Particle Instrument-Electrons - HEP-ele); detektor cząstek o wysokich energiach dla elektronów (High-Energy Particle Instrument-Ions - HEP-ion); oraz analizator wysokoenergetycznych cząstek neutralnych (Energetic Neutrals Analyzer - ENA).

MPPE zapewnia pomiary cząstek nisko i wysokoenergetycznych tworzących plazmę oraz cząstek neutralnych w szerokim zakresie energii, szerokim zakresie dynamicznym, szerokim pokryciem kątowym i z wysoką rozdzielczością masową przy niewielkiej masie i poborze mocy. Cztery sensory cząstek o niskich energiach - MEA1, MEA2, MIA i MSA są umieszczone w czterech kątach ośmiokątnego dolnego panelu orbitera. Minimalizuje to wpływ korpusu sondy na pomiary cząstek niskoenergetycznych. Wysoka rozdzielczość czasowa pomiarów została osiągnięta dzięki zastosowaniu dwóch detektorów elektronów (MEA1 i MEA2) oraz dwóch detektorów jonów (MIA i MSA) które umieszczono w odległości 90 stopni od siebie. Detektor jonów o wysokich energiach (HEP-ion) ma stożkowate pole widzenia, natomiast detektor elektronów o wysokich energiach (HEP-ele) i ENA mają radialne pola widzenia. Wszystkie sensory mają własne osłony cieplne minimalizujące przenikanie ciepła z ich otworów wejściowych do wnętrza. Dane są odbierane przez wspólny procesor obsługujący instrumenty MMO (Mission Data Processor 1 - MDP1). Jest on odpowiedzialny za obróbkę danych i formatowanie ich do transmisji, ich redukcję oraz kompresję.

W zależności od ogólnej szybkości transmisji z MMO dane z MPPE mogą być wysyłane z trzema szybkościami - wysoką, średnią i niską, wynoszącymi odpowiednio 72.5, 5.5 i 0.8 kbps. W trybie transmisji z niską szybkością MEA, MIA i MSA produkują dane dotyczące jonów i elektronów - ich gęstości, szybkości i temperatury. Jest też możliwe wybranie wytwarzania skompresowanego diagramu E - t. HEP i ENA zliczają cząstki z ograniczoną rozdzielczością kątową, masową i energetyczną. W trybie szybkości średnich oprócz tych pomiarów wykonywane są albo trójwymiarowe zliczenia cząstek z ograniczoną rozdzielczością kątową i energetyczną albo zliczenia w dwóch wymiarach. Pełne pomiary w trzech wymiarach będą wykonywane tylko w trybie transmisji szybkiej. Podczas każdego obiegu trwającego 9.4 godziny przez większość czasu używany będzie tryb niskich szybkości. Tryb szybkości wysokich będzie używany średnio przez 4.5 minuty na orbitę, a tryb szybkości średnich - przez 1.15 godziny na orbitę.

[Scorus]

MPPE: MEA

Mariner 10 dostarczył tylko częściowych pomiarów elektronów wokół Merkurego, ponieważ osłony jego analizatorów elektrostatycznych skierowanych w stronę Słońca nie otworzyły się w pełni po starcie. MESSENGER nie posiada spektrometrów elektronów o niskich energiach. Pomiary takie wykonane przez MEA na MMO będą niezbędne do badań procesów plazmowych wewnątrz magnetosfery. Układ MEA obejmuje dwa sensory, MEA1 i MEA2. Łączą one zdolność selekcji przybywających elektronów według ich energii za pomocą odchylenia elektrostatycznego w toroidalnym analizatorze elektrostatycznym z szybkim systemem obrazującym rozkład cząstek. Obrazowanie rozkładu elektronów umożliwia detektor w postaci płyty mikrokanałowej (Microchannel Plate - MCP) z anodami pozwalającymi na rejestrację pozycji uderzenia elektronów. Pole widzenia każdego sensora ma szerokości 8 stopni w płaszczyźnie równoległej do osi wirowania orbitera. Dzięki rotacji może obrazować pełne 360 stopni. Obie jednostki zostały ustawione w rogach panelu dolnego orbitera. Ich płaszczyzny widzenia są prostopadłe do siebie. Pozwalają na uzyskanie trójwymiarowego rozkładu elektronów w funkcji energii (w zakresie 5 - 30 000 eV) z rozdzielczością czasową 1 s. Ponieważ gęstości elektronów są bardzo zmienne zarówno w wietrze słonecznym jak i w magnetosferze  zastosowano układ elektroniczny zmieniający czynnik geometryczny o około 100. Jest to pierwsze zastosowanie takiego systemu w analizatorze elektrostatycznym.

Pole widzenia systemu MEA ma wymiary 8 x 360 stopni. Rozdzielczość kątowa wynosi 22.5 stopnia. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi około 10%. Każda z jednostek ma masę 1.16 kg i pobiera 1.13W mocy.

Oba sensory MEA posiadają identyczną optykę elektronową. Jedyną różnicą jest zastosowanie na jednym z nich atenuatora w postaci kraty (o przejrzystości 5%) na otworze wejściowym. Zmniejsza on czynnik geometryczny o około 20. Elektrony wchodzą do analizatora elektrostatycznego (Electrostatic Analser - ESA). Charakteryzuje się on geometrią toroidalną, podobną do zastosowanej w systemach CODIF (Ion Composition and Distribution Function Analyzer) instrumentów CIS (Cluster Ion Spectrometer) satelitów Cluster 2. Pozwala to na optymalne odrzucanie światła UV oraz na optymalne obrazowanie na płaszczyźnie MCP. ESA składa się z 95-stopniwego toroidalnego deflektora oraz sferycznej sekcji górnej. Stosunek pomiędzy odległością między płytami analizatora a wewnętrznym promieniem deflektora wynosi 0.05. Dzięki temu deflektor odbija fotony UV co najmniej 3 razy. Deflektor składa się z dwóch koncentrycznie ustawionych elektrod, o promieniach 35.88 i 34.12 mm. 2-milimetrowa przerwa pomiędzy wewnętrznym elementem deflektora a wewnętrzną płytą górnej kopuły analizatora jest zlokalizowana 62 stopnie ponad horyzontalną płaszczyzną przecinającą środek torusa. Górna kopuła analizatora obejmuje dwie sferyczne elektrody, o promieniach 77.4 i 84.6 mm. Kąt wejściowy zewnętrze elektrody to 30 stopni. W celu otrzymania pola widzenia o szerokości 8 stopni sferyczna sekcja analizatora ma średnicę 31.4 mm i jest połączona z elementem stożkowym o średnicy 47.8 mm. Atenuator jest ustawiony peryferyjnie w stosunku do kolimatora. Obejmuje on wąskie szczeliny. Otwór wejściowy jest określony przez kolimator, zapewniający też pierwsze odbicie fotonów UV.

Dwie części elektrody zewnętrznej mogą być utrzymywane przy takim samym woltażu (Uan = Utop). Następnie woltaż na elektrodzie wewnętrznej zmieniany w zakresie pomiędzy +1 a +3125 V w celu pokrycia całego zakresu energii (K = E/V = 9.6). Z drugiej strony woltaż środkowej części elektrody wewnętrznej (Utop) jest zmieniany w zakresie niższych napięć niż przykładanych do części toroidalnej (Uan). W takich warunkach analizator przyjmuje elektrony nadlatujące z nieznacznie wyższych azymutów, unikając elektronów z powierzchni orbitera. Ponieważ dGF/dR jest wysoki, stabilność Uan i Utop jest kluczowa dla pomiarów elektronów o niskich energiach. Standardowe źródło wysokiego napięcia wprowadza niepewność około 50 mV przy maksymalnym napięciu 3000 V. W celu jego zmniejszenia zasilacz ENA jest wyposażony w specjalny tryb niskiego napięcia przy pomiarach elektronów o energiach niższych od 100 eV.

Całościowy zakres kątowy w który działa każdy z analizatorów jest podzielony na 16 kanałów o szerokości 22.5 stopnia każdy. Napięcie odchylające elektrony jest zmieniane w 128 małych korkach. Pełne przełączenie energii analizowanych cząstek w 64 sąsiednich kanałach jest wykonywane 16 albo 32 razy na każdy obrót obiera. Częściowy, 2-wymiarowy przekrój obejmujący rozkład elektronów w funkcji kąta z kierunkiem polarnym jest otrzymywany co 1/16 albo 1/32 obrotu pojazdu. Pełny rozkład elektronów jest otrzymywany co połowę obrotu gdy stosowany jest jeden sensor albo co 1/4 oblotu gdy stosowane są oba sensory. W trybie specjalnym, gdy oba sensory wykonują pomiary w stałym zakresie energii dane są otrzymywane bardzo szybko.

Detektorem jest stos dwóch płyt MCP w formie pierścieni. Pozwala on na powielanie uderzających w niego elektronów z analizatora ESA. System anod składa się z 16 sektorów odpowiadającym 16 sektorom analizatora w kierunku polarnym, o szerokości 22.5 stopnia każdy. Dodatkowa anoda pierścieniowa jest zlokalizowana na zewnątrz okręgu MCP. Nie może zostać bezpośrednio uderzona przez elektrony przechodzące przez analizator. Szybkość zliczeń z tej anodyny dostarcza przybliżenia tła radiacji przenikającej z otoczenia. Wszystkie anody (17 sztuk) jest podłączonych do wzmacniaczy/dyskryminatorów poprzedzonych przez liczniki. System zasilający MEA dostarcza dwa zmienne woltaże dla analizatora ESA oraz zasilanie dla MCP. Energia mierzących cząstek jest wybierana poprzez zmiany napięcia na wewnętrznych płytach ESA. Ich zmiany są zsynchronizowane z okresem obrotu orbitera.

[Scorus]

MPPE: MIA

Do celów naukowych pomiarów jonów o niskich energiach wykonywanych przez MIA należą: zbadanie struktury magnetosfery Merkurego; poznanie dynamiki plazmy w magnetosferze; badania oddziaływań Merkurego z wiatrem słonecznym; badania składu szczątkowej atmosfery, jej struktury oraz procesów uwalniających gazy z powierzchni i powodujących ich utratę; oraz badania wiatru słonecznego w odległości 0.3 - 0.47 AU od Słońca. Urządzenie pozwala na trójwymiarowe pomiary rozkładu jonów wiatru słonecznego i jonów magnetosferycznych wokół Merkurego. Charakteryzuje się bardzo wysokim zasięgiem dynamicznym, >10^6 dzięki zastosowaniu jednocześnie kontroli czułości i siatki atenuatora. Pracuje w zakresie energii 5eV/q - 30 keV/q. Zakres ten obejmuje przewidywane energie jonów wiatru słonecznego wokół Merkurego oraz gorących i zimnych jonów arkusza plazmowego. Maksymalna ilość kroków w których zmieniane są przedziały energii rejestrowanych cząstek to 128. Jest to niezbędne do oddzielenia cząstek alfa od protonów w wietrze słonecznym. Rozdzielczość kątowa wynosi 5.625 stopnia dla wiatru słonecznego i 11.25 lub 22.5 stopnia dla jonów magnetosferycznych (zależnie od dostępnej szybkości transmisji danych). Wystarcza to do wypełnienia celów naukowych. MIA dostarcza trójwymiarowego rozkładu jonów raz na każdą połowę okresu rotacji orbitera. Pomiary takie, wykonywane z wysoką rozdzielczością czasową są niezbędne do poznania struktury i dynamiki magnetosfery. Do tej pory nie zostały one wykonane w pobliżu Merkurego. MIA wraz z MSA daje unikalną szansę na badania tych zagadnień.

Pole widzenia systemu ma wymiary 10 x 360 stopni w trybie stosowania wysokiego czynnika geometrycznego (patrz dalej) lub 5 x 360 stopni w trybie używania niskiej wartości czynnika geometrycznego. Rozdzielczość kątowa pomiarów dla wiatru słonecznego wynosi 5.625 x 5.625 stopnia, a dla jonów w magnetosferze - 22.5 x 22.5 stopnia. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 15% przy wysokiej wartości czynnika geometrycznego i 3% przy niskiej wartości czynnika geometrycznego. Urządzenie charakteryzuje się masą 1.28 kg i poborem mocy na poziomie 3.90W.

W skład MIA wchodzi analizator elektrostatyczny (Electrstatic Analyzer - ESA) z toroidalnym deflektorem oraz zespół detektora. Centrum pola widzenia jest lekko odchylone ku górze w stosunku do płaszczyzny prostopadłej do osi rotacji orbitera. W czasie obrotu MMO obserwowany jest rozkład jonów w trzech wymiarach. Do wewnętrznej toroidalnej elektrody przykładane jest napięcie zmieniane w zakresie od 0V do -15 kV. Jony przechodzące przez kolimator są wciągane ku wewnętrznej elektrodzie przez przyłożony do niej potencjał. Tylko jony o określonych energiach wychodzą z obszaru elektrody. Po wyjściu z zespołu deflektora uderzają w detektor w postaci płyty mikrokanałowej (Microchannel Plate - MCP), gdzie są powielane celem wytworzenia wykrywalnego impulsu elektrycznego. Z przodu stosu MCP znajduje się siatka do której przyłożone jest niższe napięcie (-100V). Pozwala ona na zwiększenie efektywności wykrywania jonów. Ostatecznie impulsy ładunku z MCP są odbierane przez 63-kanalową anodę. Pozycja na detektorze z której odbierane są impulsy odpowiadają kątowi azymutalnemu z którego przybyły wykrywane jony. Podobnie jak w przypadku MEA do detektora dodano pojedynczy MCP w formie pierścienia w celu mierzenia promieniowania tła. W anodzie MCP użyto nowo zaprojektowany obwód ASIC (Application Specific Integrated Circuit). Zawiera on dyskryminator 64-kanałowy, szybkie przedwzmacniacze 64-kanałowe oraz liczniki 64-kanałowe.

W celu zapewnienia pomiarów zarówno jonów wiatru słonecznego o dużych energiach bez nasycenia detektora oraz mniej energetycznych jonów w magnetosferze z zadowalającą dokładnością MIA posiada funkcję zmieniania czynnika geometrycznego elektrycznie. Kontrola czułości urządzenia jest dokonywana poprzez zmienianie napięcia na górnej, kopulastej sekcji analizatora elektrostatycznego. Jej centrum jest odizolowane od otaczających struktur. Poprzez zmienianie napięcia pomiędzy 0V a +15 kV czynnik geometryczny może być zredukowany do 1/50 wartości wyjściowej. Ponadto na jednym z sektorów otworu wejściowego umieszczono atenuator w postaci siatki o przejrzystości 10%. Pozwala on na dodatkową redukcję czynnika geometrycznego w czasie pomiarów wiatru słonecznego.

System elektryczny urządzenia obejmuje zasilacze wysokiego napięcia, obwody monitorujące i kontrolujące pracę analizatora oraz obwody łączące go ze statkiem kosmicznym. Jest zintegrowany w jednym pakiecie z analizatorem. W celu zredukowania masy urządzenia część elementów mechanicznych została wykonana ze stopu magnezu.

W pobliżu Merkurego intensywność emisji słonecznej jest około 10 razy wyższa niż w pobliżu Ziemi. Promieniowanie UV jest więc istotnym źródłem tła. W celu jego zminimalizowana zastosowano kilka technik: pociemniono powierzchnię toroidalnego deflektora; zastosowano na nim prążkowanie; na górnym skraju zewnętrznej półkuli analizatora zastosowano pułapkę pochłaniającą fotony; a także w obszarze wejściowym analizatora zastosowano przegrody.

[Scorus]

MPPE: MSA

Spektrometr masowy jonów pozwala na pomiary składu chemicznego plazmy. Do jego celów naukowych zaliczają się: badania roli wiatru słonecznego i powierzchni planety w dostarczaniu plazmy do  magnetosfery i możliwej rozrzedzonej jonosfery oraz efektywności tych źródeł; badania transportu, przyspieszania i utraty plazmy w magnetosferze; ułatwienie poznania dynamiki magnetosfery, uwolnień energii i natury nośników ładunków w jej obrębie; zanalizowanie procesów oddziaływania plazmy z powierzchnią i badania procesów ucieczki jonów z powierzchni; dostarczenie danych ułatwiających poznanie składu chemicznego powierzchni Merkurego; oraz monitorowanie wiatru słonecznego i badania przyspieszonych jonów pochodzenia międzygwiazdowego. MSA dostarcza trójwymiarowego rozkładu jonów w czasie połowy rotacji MMO (2 s).

MSA został opracowany na bazie spektrometru jonów IMS (Ion Mass Spectrometer) systemu do badań plazmy CAPS (Composite Plasma Spectrometer) sondy Cassini. Jest to spektrometr masowy jonów o kształcie walca, symetryczny wzdłuż osi Z. Pracuje w szerokim zakresie energii (5 eV/q - 40 keV/q). Jego pole widzenia ma wymiary 10 x 360 stopni. Rozdzielczość kątowa wynosi  11.25 x 11.25 stopnia. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 10%. Zakres masowy to 1 - 64 u. Rozdzielczość pomiarów masywnych wynosi 40 poniżej energii 15 keV/q i 15 powyżej 15 keV/q. Urządzenie charakteryzuje się masą 3.94 kg i poborem mocy na poziomie 7.60W.

W obrębie MSA można wyróżnić 3 główne części: wejście i analizator elektrostatyczny (Electrostatic Analyzer - ESA); spektrometr czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometer - TOF) oraz zespół detektorów. W skład układu detektorów wchodzą dwie płyty mikrokanałowe (Microchannel Plate - MCP). Istotną cechą MSA jest spolaryzowanie komórki TOF liniowym polem elektrycznym (Linear Electric Field - LEF) co pozwala na zwiększenie rozdzielczości masowej i poprawienie zdolności do analizy składu plazmy. Jest to szczególnie ważne, ponieważ na Merkurym spodziewany jest szeroki wachlarz różnorodnych jonów pochodzących z powierzchni.

Jony wchodzą do spektrometru poprzez otwór wejściowy, gdzie cienkie ściany określają 28 użytecznych, kolimowanych sektorów kątowych, o szerokości 11.25 stopnia w kierunku azymutalnym i 10 stopni w kierunku polarnym. 4 inne identyczne sektory są nieużyteczne z powodu obecności bolców podtrzymujących główne pokrycie cieplne MSA. Zostały one rozmieszczone tak, że symetrycznie do każdego ślepego sektora (względem osi wirowania MMO) znajduje się sektor użyteczny. Dzięki temu po pełnym obrocie orbita uzyskuje się pełnym trójwymiarowy rozkład jonów. Za wejściem znajduje się sferyczny analizator elektrostatyczny ESA. Jego zewnętrza elektroda posiada potencjał na poziomie uziemienia. Napięcie przykładane do wewnętrznej elektrody (maksymalnie -7 kV) pozwala na wybranie jonów o określonej energii na ładunek  z rozdzielczością 10%. Jony opuszczające ESA są przyspieszane ku foliom węglowym spolaryzowanych napięciem -15 kV. Znajdują się one na wejściu do sekcji TOF. Elektroda pośrednia (spolaryzowana napięciem 1 kV) jest zlokalizowana blisko wyjścia ESA. Przeciwdziała ona penetracji do wnętrza ESA pola elektrycznego przyspieszającego jony. Podczas zderzeń i wymiany ładunku z grubymi foliami (o gęstości około 1 mikrograma na centymetr kwadratowy) cząstki opuszczają je jako atomy neutralne albo jony dodatnie lub ujemne. Po uderzeniu jonu folia emituje jeden albo kilka elektronów wtórnych w kierunku do przodu. Są one odbijane i skupiane przez przeznaczoną dla nich optykę elektrostatyczną w kierunku zewnętrznego pierścienia górnego detektora MCP. Dostarcza to impulsu START. Pozycja uderzenia elektronu odpowiada azymutalnemu sektorowi z którego przybył jon który go wytworzył. Rejestracja impulsów START w 28 kanałach dostarcza więc trójwymiarowego rozkładu jonów w funkcji kąta przybycia i energii, bez identyfikacji masy ale z dużą rozdzielczością przestrzenną. Pole elektryczne LEF (zmieniające się prawie liniowo wzdłuż osi Z urządzenia) pomiędzy foliami z napięciem -15 kV i elektrodą na dnie przestrzeni dryfu cząstek z napięciem +15 kV pozwala na zminimalizowanie zniekształceń energii jonów i kątów trajektorii ich lotu w sekcji TOF. Jony dodatnie wychodzące z folii o energiach niższych niż 15 keV są odbojne przez pole LEF i rejestrowane przez centralną sekcję górnego detektora MCP produkując sygnał STOP. Technika TOF pozwala na ustalenie stosunku masy do ładunku i w konsekwencji masy jonów z wysoką rozdzielczością masową. Jednak duża ilość (około 80%) produktów z folii to atomy neutralne albo jony ujemne. Biegną one po skośnych trajektoriach do dolnego MCP na dnie sekcji TOF produkując inny sygnał STOP. To samo dotyczy jonów dodatnich o energiach wyższych niż 15 keV na wejściu TOF. Rozdzielczość masowa pomiarów jest tutaj jednak niższa niż w przypadku jonów odbitych przez LEF. W celu jej poprawienia dolny detektor MCP jest podzielony na dwie części - mały dysk centralny (średnicy 14 mm) i duży dysk zewnętrzny. Cząstki wykrywane przez dysk wewnętrzny charakteryzują się niższym rozrzutem ścieżek i energii, ponieważ z folii wychodzą w kierunku prawie równoległym do nich. Znacznie poprawia to rozdzielczość masową. Zewnętrzny dysk z dużą powierzchnią użyteczną pozwala na pomiary ze zredukowaną rozdzielczością masową, ponieważ rozpiętość ścieżek i energii jonów jest duża.

W celu zmaksymalizowania produkcji danych pomiary wiatru słonecznego są wykonywane w czasie gdy MMO znajduje się poza magnetosferą. Wymagają one redukcji czynnika geometrycznego. 4 sektory azymutalne do wykrywania wiatru słonecznego są wyposażone w elektrody na otworze wejściowym. Pozwalają one na zmniejszenie czynnika geometrycznego. W celu uniknięcia pomiarów wysokoenergetycznych cząstek wewnątrz magnetosfery w kontroli całościowego czynnika geometrycznego urządzenia używane są też polaryzowalne elementy zewnętrznej elektrody ESA.

W celu usunięcia tła i artefaktów w zliczeniach TOF spowodowanych przez promieniowanie UV, ścianki w otworze wejściowym dostarczają dosyć dobrzej ochrony przed fotonami. Ponadto parametry ESA (największa wysokość, grubość ścian, odległość pomiędzy zewnętrzną i wewnętrzną elektrodą) zostały zoptymalizowane tak, aby zapewnić co najmniej 3 odbicia fotonu UV we wnętrzu ESA. Wraz z pociemnieniem niektóry części analizatora i wejścia do urządzenia siarczkiem miedzi znacznie zmniejszyło to zanieczyszczenie sekcji TOF fotonami UV.

[Scorus]

MPPE: HEP

Co celów naukowych sensorów HEP-ele i HEP-ion zaliczają się: wykonanie dokładniejszych badań powtarzających się w czasie epizodów emisji wysokoenergetycznych cząstek w magnetosferze zarejestrowanych przez Marinera 10; wykonanie badań przyspieszania cząstek związanych ze zjawiskami typu Substorm; wykonanie badań pierścienia naładowanych cząstek w magnetosferze (występującego w całości albo w postaci fragmentów); wykonanie badań konfiguracji pola magnetycznego poprzez śledzenie cząstek o wysokich energiach; wykonanie badań formowania się fal uderzeniowych w okolicy orbity Merkurego; oraz wykonanie poszukiwań cząstek energetycznych w regionach gdzie ich występowanie jest typowe albo prawdopodobne (w obrębie magnetosfery oraz w jej okolicach).

System HEP-ele posiada pole widzenia o wymiarach 20 x 130 stopni. Rozdzielczość kątowa to 20 x 12 stopni. Pracuje on w zakresie energetycznym 30 - 700 keV. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 20 keV. Masa to 0.72 kg, a pobór mocy - 3.04 W.

W skład HEP-ele wchodzi prostokątna szczelina wejściowa pozwalająca na identyfikację kierunku nadejścia elektronu; dwa identyczne detektory półprzewodnikowe (Solid-State Detector - SSD) nachylone względem siebie oraz płyty elektroniki.

Detektory SSD opierają się na nowej technologii jednostronnych detektorów pasmowych. Pozwala ona na analizę energii cząstek od kilku MeV. Każda czuła powierzchnia SSD jest pokryta warstwą aluminium która zapobiega penetracji jonów o energiach mniejszych od 700 keV do warstwy czułej detektora. Każdy z zespołów detektora posiada tylko jednej układ SSD, ponieważ odrzucanie nieprzydatnych cząstek nie jest konieczne dla pomiarów elektronów o wysokich energiach, w przeciwieństwie do pomiarów jonów. Zastosowane SSD pozwalają na zadowalające pomiary rozkładu energii cząstek w surowych warunkach termicznych na orbicie Merkurego dzięki znacznej poprawie rozdzielczości pomiarów energii. Zastosowana technologia jest znacznym postępem w stosunku o wcześniejszych instrumentów wykorzystujących SSD. Została też zastosowana w HEP-ion.

System HEP-ion posiada pole widzenia o wymiarach 11 x 110 stopni. Rozdzielczość kątowa to 11 x 20 stopni. Pracuje on w zakresie energetycznym 30 - 1500 keV. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 20 keV. Rozdzielczość masowa pozwala na rozróżnienie H, He, C-N-O, Na-Mg, K-Ca, Fe i elektronów. Masa to 1.71 kg, a pobór mocy - 4.81 W.

Urządzenie to składa się z układu pomiaru czasu przelotu cząstki (Time of Flight Spectrometer - TOF) oraz zespołu detektorów SSD. Komórka TOF pozwala na identyfikację jonów na podstawie czasu ich przelotu przez instrument. Zawiera dwa detektory w postaci płyt mikrokanałowych (Microchannel Plate - MCP). Jony uderzają w ultracienkie folie węglowe wytwarzając elektrony. Elektrony te trafiają następnie na detektory MCP generując sygnały START i STOP. Różnica czasu między nimi daje czas przelotu jonu przez układ, który jest zależny od masy jonu. Folie węglowe są ustawione precyzyjnie na siatce znajdującej się zaraz za stożkowatym kolimatorem pozwalającym na wybór kątów przybycia mierzonych jonów. Zespół 12 detektorów SSD pozwala na precyzyjne pomiary energii jonów. Detektory te są podobne do SSD zastosowanych w HEP-ele. Otaczają one układ MCP. Cała struktura HEP-ion jest cylindryczna i symetryczna co pozwala na uzyskanie szerokiego pola widzenia przy rotacji statku kosmicznego wzdłuż osi prostopadłej do płaszczyzny równika Merkurego.

[Scorus]

MPPE: ENA

Detektor atomów neutralnych pozwala na badania procesów generujących atomy neutralne w magnetosferze Merkurego - wymiany ładunku w otoczeniu planety z egzosferą; oddziaływań wiatru słonecznego z powierzchnią; oraz rozpraszania jonów na powierzchni.

System ENA pracuje w zakresie energetycznym 10 eV - 3.3 keV z rozdzielczością 50%. Zakres i rozdzielczość masowa pozwala na rozróżnianie H, O, Na / grupa Mg, K / grupa Ca, oraz Fe. Pole widzenia ma wymiary 15 x 160 stopni. Całkowita masa tego urządzenia to 2.08 kg (bez izolacji termicznej), a pobór mocy - 4.42 W.

Prototyp ENA - CENA (Chandrayaan Energetic Neutral Analyzer, inna nazwa Low Energy Neutral Atoms Sensor - LENA) został zastosowany na indyjskiej sodzie księżycowej Chandrayaan-1, gdzie wchodził w skład systemu SARA (Sub keV Atom Reflecting Analyzer). Pozwoliło to na zweryfikowanie jego funkcjonalności, a ponadto stworzyło okazję do bezpośrednie porównania Księżyca i Merkurego. Jest to interesujące, ponieważ oddziaływania plazmy z powierzchnią są posobne na obu ciałach, przy czym Księżyc nie posiada zwartej magnetosfery a jedynie lokalne anomalie magnetyczne.

W systemie ENA atomy neutralne wchodzą do układu przez naładowany elektrycznie deflektor. Pozwala on na odrzucenie cząstek naładowanych za pomocą pola elektrostatycznego. Następnie atomy te są zamieniane na jony na powierzchni jonizacyjnej. Potem chodzą do analizatora elektrostatycznego (Electrosattic Analyzer - ESA). Ma on specyficzny pofalowany kształt który pozwala na skuteczne blokowanie fotonów. Wraz z blokadami fotonów UV sprawia to, że urządzenie jest ślepe na Słońce. Podobne rozwiązanie zastosowano wcześniej w sensorze MTOF (Solar Wind Mass TOF - MTOF) instrumentu CELIAS (Charge, Element, and Isotope Analysis System) satelity SOHO. Efektywność odrzucania fotonów wynosi 4 x 10^-15 dla detektora START oraz  2 x 10^-10 dla detektora STOP. Analizator ESA pozwala też na przybliżoną analizę energii jonów.  Za ESA znajduje się analizator czasu przelotu cząstki (Time of Flight Analyzer - TOF). W celu wykonania pomiarów szybkości cząstek i zarazem ich masy wykorzystana została zasada odbijania cząstek, użyta wcześniej w detektorze  NPD (Neutral Particle Detector) instrumentów ASPERA (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms) sond Mars Express i Venus Express. Po wyjściu z ESA jony są przyspieszane do energii 1.5 keV. Potem uderzają do powierzchnię START systemu TOF pod kątem 15 stopni. Wytarzają elektrony odbierane przez detektor mikrokanałowy (Microchannel Plate - MCP) START. Następnie uderzają w powierzchnię STOP i wybijają elektrony rejestrowane przez MCP STOP. Różnica czasu pomiędzy sygnałami START i STOP pozwala na określenie szybkości cząstki i co za tym idzie jej masy. Określenie azymutu i promienia uderzenia cząstki w czuły na pozycję uderzenia detektor START pozwala na określenie azymutu trajektorii cząstki.

Wszystkie atomy są zamieniane na jony dodatnie, zastosowanie zamiany na jony ujemne nie było konieczne, ponieważ urządzenie mierzy atomy neutralne inne niż tlen. Powierzchnia jonizacyjna jest złożona z cienkiej warstwy tlenku magnezu naniesionej na wypolerowany (bardzo gładki) substrat krzemowy. Powierzchnia STOP jest złożona z krystalicznego wolframu na postawie z tytanu.

Zespół elektroniczny urządzenia zawiera elektronikę detektorów czyli elektronikę interfejsu (analogową i ucyfrawiającą) oraz zasilacz wysokiego napięcia. Obróbkę danych wykonuje centralny procesor MDP1, znajdujący się poza ENA i obsługujący też inne instrumenty MMO. Elektronika interfejsu zawiera 20 czułych na ładunek przedwzmacniaczy oraz 7 kanałów TOF. 7 szybkich  przedwzmacniaczy jest przeznaczonych dla 7 sektorów START, 12 wolnych przedwzmacniaczy - dla pierścieni START i 8 anod STOP, a 1 szybki przedwzmacniacz - dla siatki STOP.

[Scorus]

MDM
Monitor pyłu jest instrumentem przeznaczonym do scharakteryzowania środowiska pyłowego w pobliżu Merkurego. Dostarczy nowych danych na temat gęstości i momentu pędu kompleksu mikrometeoroidów w odległości 0.31 - 047 AU do Słońca. Instrument pozwoli na określenie gęstości pyłu na orbitach o niskiej ekscentryczności, wyrzucanego z wewnętrznego Układu Słonecznego pod wpływem wiatru słonecznego. Ponadto pozwoli na stwierdzenie, czy w okolicach Merkurego wielkość ziaren w populacji pyłu jest redukowana przez zderzenia pomiędzy drobinami. Ponadto dostarczy on danych na temat opadu pyłu na powierzchnię planety. Pomiary pyłu będą też istotne dla badań procesów związanych ze stopniowym ciemieniem materiału powierzchniowego oraz produkcją rozrzedzonej atmosfery Merkurego. Uderzenia mikrometeoroidów mogą odgrywać kluczową rolę w tych procesach. Ponadto pomiary te mogą pozwolić na oszacowanie tempa wyrzucania materii z powierzchni przez meteoryty o różnych rozmiarach.

Instrument MDM znajduje się na panelu bocznym orbitera MMO. Składa się on z jednostki sensorów (MDM Sensor Unit - MDM-S) na zewnątrz sondy oraz jednostki elektroniki (MDM Electronics - MDM-E) wewnątrz orbitera. Całkowita masa MDM-S wynosi 220 g.  Masa MDM-E wynosi 380g, a maksymalny pobór mocy - 3W.

Jednostka MDM-S składa się z 4 płytek wykonanych z ceramicznego materiału piezoelektrycznego Pt-Zr-Ti (PZT). Materiał ten przedstawia typowe właściwości piezoelektryczne. Został dostarczony przez Honda Electric Company. Jest odporny na wysokie temperatury, do 230°C. Ponadto utrzymywanie napięcia na takim sensorze nie jest wymagane. Każdy detektor ma wymiary 40 x 40 x 2 mm. Całkowita powierzchnia detektorów to 64 centymetry kwadratowe. Współczynnik przenikalności elektrycznej zastosowanego materiału wynosi 1470, częstotliwość odpowiedzi 1.0 MHz, a pojemność elektrostatyczna - 8 nF. Cząstka pyłu uderzająca w detektor wytwarza sygnał elektryczny. Pozwala on na oszacowanie ilości uderzających cząstek pyłu, przybliżone oszacowanie kierunku nadejścia drobiny, oraz na określenie momentu pędu cząstki. Ponadto istnieje możliwość oszacowania szybkości cząstki. Orbiter MMO rotuje z okresem 4 s. Ponieważ oś obrotu jest prostopadła do płaszczyzny ekliptyki, dlatego też płaszczyzna detektorów MDM jest zawsze równoległa do płaszczyzny ekliptyki. Dlatego tez instrument ma najwyższą czułość dla cząstek pyłu poruszających się w płaszczyźnie ekliptyki. Czas uderzenia cząstki może zostać określony z dokładnością 0.1 s. Kierunek nadejścia cząstki można oszacować w przybliżeniu, z użyciem informacji na temat orientacji przestrzennej orbitera. Rozdzielczość kątowa wynosi więc 180 stopni. Czułość instrumentu to około 1 pg*km/s. Pole widzenia charakteryzuje się szerokością 360 stopni w kierunku azymutalnym i nachyleniem 90 stopni w stosunku do osi rotacji orbitera.

Detektory PZT zostały zainstalowane na ramie z plastiku wzmocnionego włóknem węglowym (Carbon Fiber Reinforced Plastic - CFRP). Jej wymiary to 125 x 125 x 7 mm. Jest wykonana z tego samego materiału co panele boczne sondy. Zmniejsza to stresy cieplne doświadczane przez konstrukcję. Rama CFRP jest wykonana z dwóch części - płyty podstawowej oraz płyty górnej. Sensory PTZ umieszczono pomiędzy tymi płytami. Ponieważ współczynniki rozszerzalności cieplnej PZT i CFRP są różne, pomiędzy tymi materiałami umieszczono arkusze wykonane z miękkiego materiału Cho-Therm. Jest to materiał o wysokim oporze elektrycznym i wysokiej przewodności cieplnej. Arkusze te mają grubość 0.3 mm. Pozwalają na ślizganie się PZT względem CFRP zmniejszając naprężenia wywoływane rozszerzalnością cieplną konstrukcji.

Same detektory PZT są pokryte warstwą złota o grubości 10 mikrometrów stanowiącą elektrodę. Jednak jej odbijalność dla światła słonecznego jest nie wystarczająca dla sprostania intensywnemu oświetleniu na orbicie Merkurego. Dlatego też elektroda zewnętrza jest dodatkowo pokryta cienką warstwą białej farby o współczynniku pochłanialności światła słonecznego 0.40 i współczynniku emisyjności podczerwieni 0.86. Modelowanie temperatur na panelu bocznym sondy wykazały, że instrument będzie narażony na temperatury od -140 do +166°C, będące w granicach tolerancji detektorów. Punkt Curie, powyżej którego zastosowany materiał traci właściwości piezoelektryczne wynosi około 250°C.

Elektronika MDM-E jest złożona z 4 przedwzmacniaczy czułych na ładunek (Charge Sensitive Preamplifiers - CSA) przeznaczonych dla każdego sensora, kontrolera zysku, jednostki filtrującej, oraz obwodu logicznego. Woltaże z 4 detektorów PZT są wzmacniane przez CSA, sumowane przez wzmacniacz sumujący i ucyfrawiane 8-bitowo z częstotliwością próbkowania 20 MHz. Ograniczenia związane z wymianą danych pozwalają na uzyskanie 1000 punktów danych dla każdego uderzenia. W pamięci można przechowywać dane o 30 uderzeniach. Częstotliwość próbkowania i ilość uzyskiwanych próbek mogą być zmieniane. Szybkość transmisji danych na Ziemię zależy od dostępnej ogólnej szybkości transmisji z orbitera MMO.