Sonda kosmiczna BepiColombo
Organizacja | ESA , JAXA |
---|---|
Budowniczy |
Airbus DS Niemcy / Francja Thales Alenia Space Francja / Włochy NEC (moduł MMO) |
Program | Horyzont 2000+ |
Pole | Badanie Merkurego |
Rodzaj misji | Orbiter |
Status | W tranzycie |
Uruchomić | 19 października 2018 r. |
Wyrzutnia | Ariane 5 – ECA |
Rozpoczęcie misji operacyjnej | Kwiecień 2026 |
Identyfikator COSPAR | 2018-080A |
Teren | sci.esa.int/bepicolombo |
Przebyty dystans | 9 000 000 000 km |
---|
Msza podczas startu | 4121 kg |
---|---|
Napęd |
Chemiczny (MPO) Chemiczny i elektryczny (MTM) |
v |
~ 5 km / s (MMT) ~ 1 km / s (MPO) |
Kontrola postaw |
Stabilizowany w 3 osiach (MPO) Spinne (MMO) |
Źródło energii | Panele słoneczne |
Energia elektryczna |
14 kW (MTM <0,62 AU) 1565 W (MPO <0,4 AU) 465 W (MMO <0,4 AU) |
satelita z | Rtęć |
---|---|
Perycentrum | 400 km |
Apocentrum |
1500 km (MPO) 11 800 km (MMO) |
Kropka |
2,3 godziny (MPO) 9,2 godziny (MMO) |
Nachylenie | 90 ° |
BELA | Wysokościomierz laserowy |
---|---|
MERMAG | Magnetometr |
MERTIS | Obrazowanie spektrometru w podczerwieni |
MGNS | Spektrometr neutronów i promieni gamma |
MIESZANKI | Spektrometr do obrazowania rentgenowskiego |
Phebus | Spektrometr dalekiego i ekstremalnego ultrafioletu |
SERENA | Spektrometr masowy i analizator cząstek |
SIMBIO-SYS | Spektrometr obrazowy |
MERMAG-M / MGF | Magnetometr |
MPPE | Cząstki energetyczne |
PWI | Fale plazmowe |
MSASI | Spektrometr światła widzialnego |
BepiColombo to misja badająca planetę Merkury , wystrzelona 19 października 2018 roku. Jest rozwijana przez Europejską Agencję Kosmiczną we współpracy z Japońską Agencją Badań Kosmicznych (JAXA). Dwa orbitery, które składają się na misję, muszą zostać umieszczone na orbicie wokół Merkurego w grudniu 2025 roku. Orbiter MPO, opracowany przez ESA , zawiera 11 instrumentów i musi badać wnętrze i powierzchnię planety Merkury, a także jej egzosferę . Orbiter MMO, opracowany przez japońską agencję kosmiczną JAXA, zawiera 5 instrumentów naukowych i ma na celu badanie pola magnetycznego , egzosfery oraz fal i cząstek znajdujących się w bezpośrednim otoczeniu planety. Trzeci moduł, Mercury Transfer Module , lub MTM , którego głównym wykonawcą jest ESA , zajmuje się napędem modułów MPO i MMO na orbitę Merkurego.
Wysłanie misji na Merkurego wiąże się z poważnymi trudnościami technicznymi. Ze względu na bliskość Słońca sonda kosmiczna jest narażona na temperatury w zakresie od -180 do +450 °C, które wymagają użycia różnych urządzeń ( osłona cieplna ) do jej ochrony. Co więcej, aby móc okrążać Merkurego, BepiColombo musi znacznie zmniejszyć swoją prędkość : aby spełnić ten cel, sonda kosmiczna wykorzystuje napęd jonowy , jedyny zdolny do wytworzenia takiego spowolnienia bez narzucania zbyt dużej masy paliwa . Podąża również po złożonej trajektorii trwającej 7,2 roku, podczas której leci ponad 7 razy szybciej niż planety Wenus i Merkury, których asysta grawitacyjna uzupełnia działanie napędu.
Przed BepiColombo dogłębne badania przeprowadziła tylko mała amerykańska sonda kosmiczna Messenger , umieszczona na orbicie wokół Merkurego w 2011 roku. Poprzedził ją dopiero Mariner 10, który był w stanie wykonać tylko trzy przeloty w latach 1974-75. Dlatego Merkury pozostaje mało znaną planetą, a jego bliskość do Słońca czyni go ważnym celem naukowym dla zrozumienia genezy Układu Słonecznego . Europejska Agencja Kosmiczna zdecydowała się rozwijać BepiColombo w 2000 roku w ramach programu Horizon 2000+ . Wybór dotyczy ciężkiej sondy kosmicznej (4100 kg) z napędem elektrycznym po raz pierwszy pod względem eksploatacyjnym . Misja podstawowa, która musi trwać rok, może zostać opcjonalnie przedłużona o kolejny rok.
Umieszczenie sondy kosmicznej na orbicie wokół Merkurego , planety znajdującej się najbliżej Słońca, wymaga, aby w locie bezpośrednim była w stanie zmniejszyć prędkość orbitalną sondy kosmicznej o 13 km/s , gdy ucieknie ona przed przyciąganiem Ziemi. Dodatkowo sonda umieszczona na orbicie wokół Merkurego poddawana jest bardzo wysokim temperaturom, które wymagają odpowiednich urządzeń i doskonałej kontroli orientacji. Biorąc pod uwagę te trudności techniczne, minęło kilka dziesięcioleci bez żadnej sondy umieszczonej na orbicie wokół Merkurego. Postęp dokonany w dziedzinie mechaniki kosmicznej w latach 80. i 90. doprowadził do rozwoju trajektorii balistycznych i pośrednich wykorzystujących asystę grawitacyjną planet. Umożliwiają one umieszczenie sondy na orbicie wokół Merkurego przy ograniczonym wykorzystaniu napędu. Mariner 10 , opracowana przez NASA, jest pierwszą sondą kosmiczną, która zbliżyła się do Merkurego , przelatując ponad trzykrotnie w latach 1974-1975. Wystrzelona 3 listopada 1973 w kierunku Wenus , jako pierwsza wykorzystuje asystę grawitacyjną planety (Wenus), aby dotrzeć do Merkurego, który pierwotnie nie był planowany. Wyposażony w kamerę, magnetometr i kilka spektrometrów Mariner 10 pokazuje znaczne, ale słabe pole magnetyczne i pokazuje wysoką gęstość planety, przypisywaną obecności dużego jądra żelaznego. Do najpotężniejszych naziemnych teleskopów nie udało się uzyskać jakość obrazu na powierzchni, ze względu na bliskość Słońca do linii wzroku. Zdjęcia wykonane przez Mariner 10 mogą zmapować prawie 45% powierzchni planety z rozdzielczością około 1 km i ujawniają starożytną powierzchnię pokrytą kraterami uderzeniowymi, które wyglądają bardzo podobnie do Księżyca.
W połowie 2000 roku NASA opracowała pierwszy orbiter planety o nazwie Messenger , w ramach programu tanich sond kosmicznych , który ograniczał pokładową aparaturę naukową. Podczas siedmioletniego tranzytu na planetę Messenger wykonał sześć bliskich lotów planet wewnętrznych (Ziemia, Wenus dwukrotnie i Merkury trzykrotnie), co pozwoliło ograniczyć masę paliwa przenoszonego przez tę sondę do nieco ponad 50% jego całkowitej masy. Messenger zostaje umieszczony na orbicie okołoziemskiej w 2011 roku i rozpoczyna fazę operacyjną, która kończy się w 2015 roku wraz z wyczerpaniem się jego propelentów . Choć wyposażony w ograniczoną liczbę instrumentów, dostarcza wielu informacji naukowych. Relacja fotograficzna jest zakończona i ujawnia formacje, które do tej pory nie znalazły wyjaśnienia; dokonano kilku nieoczekiwanych odkryć dotyczących składu gleby Merkurego, a zmierzone pole magnetyczne potwierdza obecność częściowo płynnego jądra. Pomimo wysokiej temperatury powierzchni, lód wodny wykrywany jest w rejonach polarnych, które są stale pogrążone w cieniu, ze względu na brak odchylenia osi obrotu planety względem jej orbity.
Europejska Agencja Kosmiczna pracy, od połowy lat1980, na misjach na Merkurego z wykorzystaniem napędu elektrycznego , który jest bardziej wydajny w generowaniu znacznego delta-V . Na początku lat 90. prace te doprowadziły do powstania projektu orbitera. W tej samej dekadzie zaprojektowano misję świetlną nazwaną Mercury Express na obrazie Mars Express , ale lepiej znaną pod nazwą LUGH ( Low-cost Unified Geophysics at Hermes ). Przewiduje wodowanie statku-matki wykonującego przelot z dwiema minisondami. Ale LUGH nie został wybrany, ponieważ jego cele były wspierane przez misję Messenger, którą NASA postanowiła rozwijać w tym samym czasie w ramach programu Discovery . Wagę eksploracji Merkurego doceniono, gdy komitet naukowy Europejskiej Agencji Kosmicznej zdecydował w 1996 roku o wyborze kolejnych ciężkich misji programu naukowego Horizon 2000+ : wybrano misję na Merkurego oraz LISA , Gaia i Darwin . Szczegółowe badania tej misji przeprowadzonej w 1997 roku przewidują wykorzystanie napędu elektrycznego i dwóch oddzielnych pojazdów: stabilizowanego orbitera 3-osiowego odpowiedzialnego za badanie powierzchni planety oraz mniejszego orbitera typu spinner, który przeprowadza badania in situ pola magnetycznego. i pola elektryczne oraz cząstki energetyczne. Wkład nowej misji na Merkurego, podczas gdy Messenger jest w fazie rozwoju, jest przedmiotem fundamentalnej debaty, z której wnioski są jednomyślne. Jednoczesne wystrzelenie dwóch europejskich orbiterów pozwala na znacznie bardziej dogłębne badania. Messenger , opracowany w ramach limitującego budżet programu Discovery, posiada niekompletny zestaw narzędzi. Misja europejska powinna umożliwiać wykonanie pokrycia fotograficznego i badań topograficznych, które musi wykonać Messenger .
We wrześniu 1999 roku proponowana misja na Merkurego została ochrzczona BepiColombo, na cześć włoskiego naukowca Giuseppe Colombo , znanego jako Bepi. Wykonane przez nią obliczenia pozwoliły inżynierom NASA, odpowiedzialnym za zaprojektowanie trajektorii Mariner 10, wykonać kilka przelotów nad planetą Merkury. Komitet programowy Europejskiej Agencji Kosmicznej postanawia na posiedzeniu, które odbędzie się w dniach 11 i 12 października 2000 r., o realizacji pięciu misji rekomendowanych przez Komitet Naukowy ds. Horyzontu 2000+ , a mianowicie trzech misji ciężkich LISA , Gaia i BepiColombo (uruchomienie planowane na 2009 rok) oraz dwie flexi-misje: udział Europy w misji NASA NGST (która później przekształciła się w JWST) oraz obserwatorium słoneczne Solar Orbiter .
W 1997, japońska agencja kosmiczna ISAS bada również wysłanie sondy kosmicznej na Merkurego. Planowana misja wykorzystuje zarówno napęd elektryczny, jak i wspomaganie grawitacyjne, aby ustawić się na eliptycznej orbicie wokół planety. Jego celem jest badanie pól i cząstek. Sonda kosmiczna musi zostać uruchomiona w2005 przez japońską wyrzutnię H-IIA z przylotem na cel w 2008. W2000, następuje połączenie projektów europejskich i japońskich. Za dostarczenie orbitera typu spinner odpowiadają Japończycy.
Porzucenie projektu lądownikaW początkowym scenariuszu element powierzchniowy rtęci (MSE) jest małym lądownikiem, który musi wylądować w rejonach polarnych (szerokość geograficzna 85 °) niedaleko terminatora, aby zmniejszyć naprężenia termiczne, z jakimi się spotyka. 44 kg maszyna o średnicy 90 cm jest obciążona 7 kg przyrządami naukowymi, w tym kamerami zjazdowymi i powierzchniowymi, spektrometrem rentgenowskim alfa, magnetometrem, sejsmometrem oraz zestawem do oceny temperatury, pojemności cieplnej, gęstości i twardość gleby ziemskiej. Kilka z tych przyrządów wymaga zaprojektowania urządzenia do penetracji gruntu, a także mikrołazika „przymocowanego” do podwozia, ale który można rozmieścić kilka metrów od tego ostatniego.
Ponieważ planeta nie ma atmosfery, lądowanie wymaga znacznego użycia rakiet retro, które mają znaczący wpływ na masę materiałów pędnych na pokładzie; jednostka napędowa musi sprowadzić prędkość zniżania do zera na wysokości 120 m przed wyrzuceniem i opuszczeniem podwozia chronionego poduszkami powietrznymi, przy czym prędkość w momencie zderzenia nie może przekraczać 30 m/s . Jednostka jest wyposażona w baterię dostarczającą 1,7 kWh energii podczas swojej siedmiodniowej misji.
Wreszcie, biorąc pod uwagę konieczność radzenia sobie z ekstremalnymi temperaturami na powierzchni, ograniczony budżet masowy dostępny dla misji, a ponadto ogólne ograniczenia budżetowe nałożone na Europejską Agencję Kosmiczną w 2003, przewóz lądownika zostaje porzucony.
Wybór wyrzutni i trajektoriiPoczątkowo rozważane są dwie metody uruchamiania. Pierwszy scenariusz, złożony, z wykorzystaniem dwóch rakiet Sojuz z kosmodromu Bajkonur , aby wystrzelić każdy orbiter, którego masa jednostkowa wynosi wówczas około 1500 kg . Drugi, kosztowny scenariusz zakłada użycie pojedynczej rakiety Ariane 5 do umieszczenia na orbicie masy szacowanej na 2500–2800 kg . Opracowanie nowej wersji górnego stopnia rakiety Fregat rakiety Sojuz, a także decyzja o budowie wyrzutni dla tej rakiety w Kourou – dodatkowy czynnik wzrostu wydajności – prowadzi do przyjęcia scenariusza pojedynczego startu przez Rakieta Sojuz-Fregat z Kourou w2013, z wprowadzeniem na orbitę Merkurego w 2019.
BebiColombo został pierwotnie zaprojektowany tak, aby jego objętość mieściła się pod owiewką wyrzutni Sojuz, a jego masa nie przekraczała 80% tego, co ta rakieta może wystrzelić na wybraną orbitę. Jednak podczas opracowywania masa BebiColombo rośnie do tego stopnia, że przekracza pojemność programu uruchamiającego, a projekt graniczy z anulowaniem w2008. Agencja Kosmiczna postanawia jednak kontynuować projekt, decydując się na wystrzelenie sondy kosmicznej przez rakietę Ariane 5 , znacznie potężniejszą, zwiększającą koszt o 120 mln euro. Wreszcie wgrudzień 2009Komitet Naukowy Europejskiej Agencji Kosmicznej zatwierdza rekonfigurację misji i podpisuje 15 września 2011kontrakt na uruchomienie z Arianespace .
Główną trudnością misji jest konieczność dokonania poważnych, zużywających paliwo zmiany biegów , aby dostać się na orbitę Merkurego. . Tak więc zbliżanie się do Słońca wymaga tyle samo energii, co oddalanie się od niego i koniecznych jest wiele trajektorii łączących różne tryby napędu z wykorzystaniem asysty grawitacyjnej z planet wewnętrznych. Jeśli przyjęta trajektoria jest złożona, wynika to również z faktu zwiększenia ładowności (sond i przyrządów), co mechanicznie wymusza zmniejszenie ilości paliwa na pokładzie i jest to de facto przelot nad Księżycem, co pozwala BepiColombo, aby uwolnić się od ziemskiego przyciągania (patrz rozdział Tranzyt między Ziemią a Merkurym ). Ponadto maksymalna ilość paliwa, jaką może zużyć Ariane 5, nie pozwala na skierowanie sondy na bezpośrednią trajektorię w kierunku Merkurego.
W 2007 roku ESA wybrała Astrium Germany (później Airbus Defence and Space ) wspólnie z Thales Alenia Space Italy do realizacji sondy kosmicznej (moduły MPO i MTM). Dalsze badania przeprowadzone w fazie rozwojowej pokazują, że panele słoneczne, tak jak zostały zaprojektowane, nie będą w stanie poradzić sobie z przepływem ciepła, któremu muszą przejść i że ich powierzchnia musi zostać znacznie zwiększona. Uwzględniając inne modyfikacje wprowadzone do pierwotnej koncepcji, masa sondy kosmicznej wzrasta do 4 ton, co wymaga wystrzelenia rakietą Ariane 5. Koszt dla Europejskiej Agencji Kosmicznej wynosi od 665 do 970 mln euro. ESA postanawia jednak kontynuować projekt. Start zaplanowano wówczas na 2014 r., ale przełożono go na sierpień 2015 r., a następnie na lipiec 2016 r. ze względu na problemy, jakie napotkano w rozwoju silników elektrycznych, paneli słonecznych i anten.
Model termiczny i strukturalny MPO został dostarczony przez firmę Thales Alenia Space Italy (podwykonawca Astrium Germany) do ESTEC w sierpniu 2011 roku. Testy na tym obiekcie rozpoczęły się we wrześniu symulacjami ekspozycji na wysokie temperatury przeprowadzonymi w LSS ( Large Space Simulator , duża komora symulująca próżnię kosmiczną w celu zbadania odporności statku na błąd orientacji w regionach bliskich Słońcu). W grudniu 2011 roku do ESTEC dostarczono z Japonii model strukturalny i termiczny gry MMO. Pomiar właściwości fizycznych (rozkład masy) w pełni zmontowanej sondy kosmicznej rozpoczął się w lipcu 2012 roku. Montaż modelu protovol BepiColombo (model używany zarówno do kwalifikacji, jak i lotu) został zakończony w lipcu 2014 roku w zakładzie Thales Alenia Space w Turynie . Różne moduły są dostarczane latem 2015 roku do ESTEC w celu przeprowadzenia testów wersji BepiColombo, która ma zostać uruchomiona. W listopadzie 2016 roku podczas przygotowań do testów termicznych modułu napędowego MTM wykryto poważny problem elektryczny w elektrycznej jednostce sterującej. Europejska Agencja Kosmiczna musi odroczyć start o 6 miesięcy do października 2016 r. Nowa data startu przesuwa przybycie sondy kosmicznej z powrotem na grudzień 2025 r. Latem 2017 r. sonda kosmiczna kończy swoje testy w założeniu Europejskiej Agencji Kosmicznej Agencja ESTEC, które zostały przeprowadzone zarówno w jego konfiguracji podczas tranzytu Ziemia-Merkury, jak i po rozdzieleniu dwóch modułów MPO i MMO.
Ostatecznie całkowity koszt projektu dla Europejskiej i Japońskiej Agencji Kosmicznej szacowany jest na 1,65 mld euro.
Merkury to najbliższa planeta do Słońca i najmniejszą w Układzie Słonecznym . Podróżuje w odległości od Słońca od 0,31 do 0,47 jednostek astronomicznych , czyli od 46 do 70 milionów kilometrów (jedna jednostka astronomiczna odpowiadająca odległości Ziemia-Słońce). Merkury okrąża Słońce w 87,969 dni , ale będąc w rezonansie 3:2 ze Słońcem, czas trwania jednego dnia na planecie wynosi 58,646 ziemskich dni. Nachylenie Merkurego osi obrotu na swojej płaszczyźnie orbitalnej jest najsłabszym w układzie słonecznym, zaledwie 2 minuty łuku . Merkury jest planetą lądową (w przeciwieństwie do planet gazowych), podobnie jak Wenus , Ziemia i Mars . Jest prawie trzy razy mniejsza i prawie dwadzieścia razy mniej masywna niż Ziemia, ale prawie tak samo gęsta , z grawitacją powierzchniową prawie równą Marsowi, który jest jednak prawie dwa razy masywniejszy. Jego niezwykła gęstość wynika z znaczenia metalicznego jądra , które zajmuje ponad 40% jego objętości, w porównaniu z zaledwie 17% dla Ziemi. Pozbawiona prawdziwej atmosfery jej powierzchnia jest bardzo pokryta kraterami i globalnie podobna do niewidocznej strony Księżyca . Niemal brak atmosfery w połączeniu z bliskością Słońca powoduje, że temperatury powierzchniowe wahają się od 90 K ( -183 ° C ) na dnie kraterów polarnych (gdzie promienie słoneczne nigdy nie docierają) do 700 K (+ 427). ° C ).
Messenger , jedyna misja kosmiczna, która przeprowadziła dogłębne badania Merkurego, umieszczając się na orbicie wokół niego, uzyskała niezwykłe wyniki pomimo skromnego budżetu (około czterokrotnie niższego niż BepiColombo), który nie pozwalał na " przenosi tylko 47 kg instrumentów naukowych (BepiColombo: 130 kg ) i ogranicza tryby obserwacji w porównaniu z europejskimi sondami kosmicznymi. Główne wyniki dostarczone przez sondę kosmiczną NASA to:
Cele naukowe BepiColombo odnoszą się do następujących tematów:
Powstawanie i ewolucja planetyBepiColombo zostaje uruchomiony 19 października 2018o 1:45 UTC przez rakietę Ariane 5 ECA. Rakieta umieszcza sondę kosmiczną na heliocentrycznej orbicie, zapewniając jej nadmierną prędkość około 3 km/s . Nieco mniej niż trzydzieści minut po wystrzeleniu wynurzenie i wtrysk kończy się oddzieleniem wyrzutni i MCS (razem utworzonych przez dwie sondy, MTM i MOSIF ). Automatyczna sekwencja wyzwala aktywację małych silników, umożliwiając orientację sondy kosmicznej, rozmieszczenie paneli słonecznych modułów MPO i MTM. Wreszcie sonda kosmiczna zwraca panele słoneczne w kierunku Słońca, a następnie zaczyna przesyłać na Ziemię pierwsze dane o stanie swojego sprzętu. W ciągu kolejnych trzech miesięcy rozmieszczane są i sprawdzane różne elementy wyposażenia: rozmieszczenie anten o średnim i wysokim zysku, słupa podtrzymującego czujniki magnetometru, zwolnienie mechanizmu umożliwiającego skierowanie ciągu silników jonowych. Przyrządy modułów MPO i MMO są aktywowane i sprawdzane (o ile mogą być w konfiguracji tranzytowej) oraz testowany jest napęd jonowy. Trzy małe kamery zainstalowane na module MTM dostarczające czarno-biały obraz, co pozwala na monitorowanie operacji wdrożeniowych.
Zgodnie z japońską tradycją moduł MMO opracowany przez Agencję Kosmiczną JAXA po premierze otrzymuje nazwę MIO.
Tranzyt między Ziemią a MerkurymTranzyt między Ziemią a Merkurym trwa nieco ponad siedem lat. Aby osiągnąć orbitę wokół Merkurego, sonda kosmiczna musi zmniejszyć swoją prędkość o 7 km/s . Aby to osiągnąć, BepiColombo łączy działanie swoich silników jonowych (które zapewniają prędkość 4 km/s ), wspomaganie grawitacyjne planet oraz, po przybyciu, napęd na paliwo ciekłe modułu MPO. W tej fazie planowane jest wykonanie pewnych obserwacji za pomocą instrumentów, w szczególności podczas dwóch przelotów planety Wenus .
Wystrzelenie umieszcza sondę kosmiczną na orbicie, która początkowo oddala ją od Słońca (1,2 AU lub 1,2 razy odległość Ziemia-Słońce) i która stanowi najzimniejszą fazę podróży do Merkurego.
Estakada i asysta grawitacyjna Ziemi10 kwietnia 2020 r., półtora roku po uruchomieniu, BepiColombo z powodzeniem lata nisko nad Ziemią. Pomoc grawitacyjne z tego jednego modyfikuje orbita przez zbliżenie jej do Sun. Sonda zbliża się do 12700 km od Ziemi. Tuż po tym przejściu BepiColombo przechodzi w cień Ziemi i wchodzi w zaćmienie na 34 min . Jest to delikatna faza, ponieważ zasilanie elektryczne sondy zapewniają baterie. Od czasu premiery po raz pierwszy panele słoneczne nie otrzymały światła słonecznego.
Podczas tego lotu włączane są różne instrumenty BepiColombo. Dzięki zebranym danym (Ziemia i Księżyc) oraz wcześniejszym bazom danych (modele i inne sondy) inżynierowie i naukowcy mogą kalibrować różne instrumenty do pomiarów wokół Merkurego w 2026 roku. Kamery MCAM modułu MTM są włączone i robią zdjęcie Ziemia podczas zbliżania się sondy.
Po tej pomocy grawitacyjnej peryhelium znajduje się teraz na 0,7 AU (bliżej Słońca niż Wenus). Jest to gorąca faza tranzytu i gdy sonda kosmiczna znajduje się jak najbliżej Słońca, napęd jonów musi zostać zmniejszony, jeśli nie zostanie przerwany, ponieważ panele słoneczne dostarczające energię niezbędną do działania tych silników nie mogą temperatura powyżej 190 °C i jej częstość w stosunku do promieniowania słonecznego musi być odpowiednio zmniejszona.
Estakady i asysta grawitacyjna WenusSonda kosmiczna pomyślnie leci nad planetą Wenus na15 października 2020 r.o 03:58 GMT (05:58 CEST ). Zbliża się na odległość 10 720 km . Podczas tego lotu kamera MCAM 2 obrazuje planetę w odległości 17 000 km .
Musi ponownie przelecieć nad Wenus 11 sierpnia 2021. Przekazywany impuls umożliwia zarówno zbliżenie płaszczyzny orbity, w której krąży BepiColombo, do płaszczyzny Merkurego, jak i zbliżenie peryhelium do Słońca.
Pomiędzy orbitą Ziemi a orbitą Wenus panele słoneczne mogą zasilać tylko jeden silnik jonowy, który zapewnia ciąg od 90 do 130 milinewtonów w zależności od odległości od Słońca. Kiedy trajektoria sondy kosmicznej znajduje się na orbicie Wenus, dwa silniki jonowe mogą zostać uruchomione z ciągiem od 195 do 290 milinewtonów.
Przeloty i asysta grawitacyjna MerkuregoAphelion orbity jest następnie stopniowo zbliżany do Wenus, przelatując sześć razy nad Merkurym i używając napędu jonowego przez długi czas. Pod koniec wszystkich tych manewrów sonda kosmiczna krąży po orbicie zbliżonej do orbity Merkurego ze względną prędkością mniejszą niż dwa kilometry na sekundę, co pozwala na jej „przechwycenie” przez planetę.
Przestarzały | Zdarzenie | |
---|---|---|
20 października 2018 | Orbitowanie |
![]() |
10 kwietnia 2020 | Estakada i asysta grawitacyjna Ziemi | |
15 października 2020 r. | Lot nad i pierwsza asysta grawitacyjna Wenus | |
11 sierpnia 2021 | Estakada i druga asysta grawitacyjna Wenus | |
2 października 2021 | Estakada i pierwsza asysta grawitacyjna Merkurego | |
23 czerwca 2022 | Estakada i druga asysta grawitacyjna Merkurego | |
20 czerwca 2023 | Estakada i trzecia asysta grawitacyjna Merkurego | |
5 września 2024 | Flyover i czwarta asysta grawitacyjna Merkurego | |
2 grudnia 2024 | Flyover i piąta asysta grawitacyjna Merkurego | |
9 stycznia 2025 | Estakada i szósta asysta grawitacyjna Merkurego | |
początek października 2025 | Zwolnienie modułu napędu jonowego (MTM) | |
5 grudnia 2025 | Wprowadzenie na orbitę za pomocą chemicznych silników napędowych DFO | |
![]() | ||
Prędkość (km/s) i odległość (miliony km) w stosunku do Merkurego z BepiColombo między 20 października 2018 r. (uruchomienie) a końcem 2025 r. (wprowadzenie na orbitę wokół planety) podczas jego tranzytu między Ziemią a Merkurym. Czerwone kółka odpowiadają przelotom planety (z asystą grawitacyjną ). |
Dwa miesiące przed wejściem na orbitę wokół Merkurego moduł MTM , który wykonał swoje zadanie, zostaje odrzucony, a silniki na paliwo ciekłe modułu MPO są wykorzystywane do późniejszego wejścia na orbitę i operacji korekcji trajektorii. Napęd elektryczny ograniczał prędkość przybycia na Merkurego, co umożliwia umieszczenie się na orbicie wokół jednego z punktów Lagrange'a L1/L2 systemu Mercury-Sun bez konieczności zwalniania, unikając konieczności wykonywania manewru krytycznego.
Zespół kosmiczny (MMO, MPO i MOSIF) następnie umieszcza się w strefie wpływów Merkurego, zanim zostanie przechwycony przez planetę na orbicie o wysokości około 674 × 178 000 km , technika znana jako „ przechwytywanie granicy słabej stabilności ”.
Orbita ta jest następnie stopniowo zmniejszana, gdy rozpoczyna się faza wprowadzania ( MOI ) z pięcioma odpaleniami chemicznych silników odrzutowych, aby zredukować apoastro i najpierw osiągnąć operacyjną orbitę sondy MMO o wymiarach 590 × 11640 km, która jest następnie wypuszczana. Operacja podlega kilku ważnym ograniczeniom, w tym:
Moduł MOSIF jest następnie wyrzucany wkrótce potem, umożliwiając sondzie MPO wykonanie serii dziesięciu manewrów, aby powrócić na orbitę roboczą o wymiarach 480 × 1500 km .
Faza wstawiania (MOI) trwa łącznie trzy miesiące, do których należy dodać ostateczne uruchomienie modułu MPO, które trwa około jednego dodatkowego miesiąca.
Drop MMO.
MMO i MPO na orbicie wokół Merkurego.
Aby spełnić cele misji, czas trwania misji ustalono na jeden rok lądowy zarówno dla statku kosmicznego MMO, jak i MPO. W tym okresie planeta Merkury okrąży Słońce 4 razy. Opcjonalnie planowane jest wydłużenie misji o jeden rok ziemski.
Orbiter MPO jest tak zorientowany, że jego instrumenty teledetekcyjne stale zbierają informacje o powierzchni Merkurego. Ponadto czujniki tych instrumentów są zgrupowane na tej samej powierzchni sondy kosmicznej, która jest stale skierowana w stronę powierzchni. W rezultacie 5 z 6 ścian orbitera jest w takim czy innym czasie wystawionych na promieniowanie słoneczne. Nieeksponowaną stronę zajmuje promiennik odpowiedzialny za rozpraszanie ciepła generowanego przez działanie przyrządów oraz przechodzącego przez warstwy izolacji termicznej Słońca i Merkurego.
Kontrolą BepiColombo z ziemi zajmuje się kilka zakładów. Podczas tranzytu fazowego na Merkurego Europejska Agencja Kosmiczna kieruje operacjami z centrum kontroli ESOC w Darmstadt (Niemcy) za pomocą anteny 35- metrowej Cebreros w Hiszpanii do komunikacji ze statkiem kosmicznym.
Po wprowadzeniu na orbitę ESOC przejmuje kontrolę nad modułem MPO, podczas gdy centrum Sagamihara Japońskiej Agencji Kosmicznej monitoruje operacje modułu MMO przy użyciu 64- bitowej anteny satelitarnej Usuda o średnicy metrów.
Za działania naukowe odpowiada ESAC ( Villafranca del Castillo , Hiszpania) powołująca Europejską Agencję Kosmiczną. Ten planuje obserwacje z zaangażowanymi naukowcami oraz zajmuje się archiwizacją i dystrybucją zebranych danych.
BepiColombo zawiera dwie niezależne sondy kosmiczne i dwa moduły techniczne, które są integralne podczas tranzytu między Ziemią a Merkurym, ale rozdzielają się po osiągnięciu celu:
Cztery moduły tworzą zestaw o wymiarach 3,9 × 3,6 × 6,3 metra o rozpiętości skrzydeł 30,4 metra po rozłożeniu paneli słonecznych modułu napędowego MTM. BepiColombo o masie 4,121 kg na uruchomienie, w tym około 1,400 kg na propelenty .
Funkcja | Moduł MPO | Moduł MMO | Moduł MTM | Moduł MOSIF |
---|---|---|---|---|
Rola | Badanie powierzchni i egzosfery | Badanie magnetosfery | Napęd podczas tranzytu na Merkurego | Ochrona MMO i interfejs techniczny |
Masa | 1230 kg | 225 kg | 2645 kg | 145 kg, w tym 20 kg na urządzenie wyrzucające i obracające MMO |
Wymiary | 2,4 × 2,2 × 1,7 m | 1,8 × 1,8 × 1,1 m | 3,5 × 3,7 × 2,3 m | 3 × 1,8 m² |
Całkowity zasięg (wdrożone panele słoneczne) |
7,8 m² | 1,8 m² | 30,4 m² | - |
Instrumenty naukowe | 11 (85 kg ) | 5 (45 kg ) | - | |
Wytworzona energia | 935-1565 watów | 348–450 watów | 7-14 kilowatów | |
Energia zużyta przez instrumenty |
110-180 watów | 90 watów | - | |
Ergol | paliwo płynne: 669 kg | - |
ksenon 587 kg paliwo płynne 157 kg |
|
Delta-V | ~ 1 km / s | - | ~ 5 km / s | |
Telekomunikacja | w paśmie Ka przez regulowaną antenę 1 metr |
w paśmie X przez antenę fazową 0,8 metra |
- | |
Ilość danych naukowych | 1550 gigabitów / rok | 100 gigabitów / rok | - |
Mercury Transfer Module (MTM ) odpowiada za przemieszczanie jednostki złożonej z MMO i MPO z Ziemi na orbitę Merkurego. Został zrzucony dwa miesiące przed wejściem na orbitę. Ważąc 2645 kg , wykorzystuje napęd elektryczny i chemiczny. Podczas długich okresów napędu elektrycznego satelita jest stabilizowany w trzech osiach z kierunkiem zgodnym z wektorem ciągu silników. Gdy napęd nie jest aktywny, sonda kosmiczna jest stabilizowana przez obrót (obracanie) w celu ograniczenia zużycia chemicznych paliw pędnych, co byłoby wymagane przy stałej orientacji.
Europosłów ( MTM elektryczny Układ napędowy ) napęd elektryczny składa się z czterech T6 siatki silników jonowych każdy zapewnia 145 milinewtonów z pchnięcia . Siła ciągu może być modulowana poprzez zmianę mocy elektrycznej. Może ona wahać się od 2,5 do 4,6 kilowatów, zapewniając odpowiednio siłę ciągu od 75 do 145 mN . Odpowiadające specyficzne impulsu wynosi pomiędzy 3958 i 4,285 sekundy. Silniki te wyrzucają ksenon przechowywany w trzech zbiornikach. Moduł posiada 580 kg ksenonu, co zapewnia całkowitą delta-V 5400 m/s . Każdy silnik może być indywidualnie zorientowany tak, aby wektor ciągu przechodził w sposób ciągły przez środek masy w miarę zużywania się paliwa . Siła ciągu może być celowo odsunięta od środka, aby zmniejszyć nasycenie koła reakcyjnego . Normalnym trybem pracy jest obsługa dwóch z czterech silników. Dostarczane przez angielskiego producenta QinetiQ , wywodzą się z silnika T5 używanego przez europejską misję GOCE . Podczas misji oczekuje się, że napęd elektryczny będzie działał łącznie przez 880 dni, rozłożony na ponad 25 faz napędu, z których najdłuższa powinna trwać 167 dni. Fazy napędu są przerywane na 30 dni przed lotem każdej planety, aby nie modyfikować parametrów nalotu, które odgrywają ważną rolę w dokładności wspomagania grawitacyjnego .
Silniki jonowe muszą być zasilane energią elektryczną i wymagają mocy do 11 kW . Moduł MTM posiada dwa ogromne panele słoneczne o długości 14 metrów każdy (łączna rozpiętość modułu wynosi wtedy około 30 m ), oferując moc do 13 kW .
Do odległości 0,62 jednostek astronomicznych od Słońca panele słoneczne mogą być skierowane bezpośrednio na Słońce bez doznania uszkodzeń, ale poniżej tego energia promieniowania słonecznego staje się zbyt duża i doprowadza temperaturę paneli do wartości które ich degradują. Aby uniknąć tego wzrostu temperatury, są one stopniowo nachylane, aby zapewnić zmniejszoną powierzchnię skierowaną w stronę strumienia słonecznego. Gdy zapotrzebowanie na energię jest maksymalne, w rzeczywistości tylko w okresach szczytowych jonów silników jonowych, panele słoneczne są następnie zorientowane tak, aby były w stanie dostarczyć niezbędną energię bez przekraczania jednak ich temperatury roboczej. Ograniczenie to w zamian nakłada dużej powierzchni paneli słonecznych, w tym przypadku, 42 m 2 .
MTM jest wyposażony w trzy kamery monitorujące. Z rozdzielczością 1024x1024 pikseli i monochromatycznie, są one zorientowane tak, aby sfilmować jeden z dwóch paneli słonecznych (M1) MTM, antenę o średnim zysku (M2) i antenę o wysokim zysku (M3) orbitera MPO. MMO Orbiter nie jest widoczny z tymi kamerami.
Pozwalają monitorować po wysłaniu zlecenia z ziemi, czy wszystko poszło idealnie. Zostały one szczególnie potwierdzone przezpaździernik 2018rozmieszczenie paneli słonecznych i dwóch anten. Od tego czasu są one regularnie oświetlane w celu sprawdzenia ich działania lub sfilmowania wszelkich modyfikacji orientacji anten. Najczęściej używana jest kamera M3, ponieważ jest ona wyśrodkowana na antenie o dużym wzmocnieniu, której orientacja zmienia się regularnie w kierunku Ziemi.
Kamery te mają również czysto medialny cel, ponieważ umożliwiają szybkie udostępnianie obrazów w sieciach społecznościowych , docierając w ten sposób do ogółu społeczeństwa .
Konstrukcja i zbiorniki paliwa.
Szczegół silników na paliwo ciekłe.
Szczegół silników na paliwo ciekłe.
MPO ( Mercury Planetary Orbiter ) to stabilizowana 3-osiowa sonda kosmiczna , która jest umieszczona na eliptycznej orbicie polarnej (480 × 1500 km ). Przemierza rewolucję dookoła planety w 2,3 godziny. MPO, który jest rozwijany przez Europejską Agencję Kosmiczną , ma na celu badanie planety. Jego masa wynosi 1140 kg , a ładowność 85 kg .
Energia słoneczna jest dostarczana przez trzy panele słoneczne tworzące pojedyncze regulowane skrzydło o długości 7,5 m na powierzchni 8 m 2 i wytwarzające średnią moc do 1800 watów. Aby ograniczyć ich temperaturę do 215 °C , panele częściowo pokrywa się elementami odblaskowymi ( OSR ), ale także orientuje się tak, aby nie wystawiać ich twarzy prostopadle do promieni słonecznych.
Aby nie przekroczyć granic temperatury wywołanego przez albedo i promieniowania podczerwonego z rtęci, którego stosunek i oczodołu sterowania ( AOCS ) sondy zapewnia, aby obracać go w sposób ciągły. Kontrola postawa jest osiągnięty za pomocą czterech kół reakcyjnych i dwa redundantne zestawy czterech silników rakietowych 10 Newtonów z pchnięciem spożyciu hydrazyny . Orientację modułu określa się za pomocą 3 czujników gwiazdowych , dwóch jednostek bezwładnościowych, z których każda składa się z 4 akcelerometrów i 4 żyroskopów oraz dwóch zestawów dwóch redundantnych precyzyjnych czujników słonecznych . Korekty trajektorii powierzono dwóm redundantnym zestawom czterech silników rakietowych o ciągu 22 niutonów dwupaliwowych, zużywających mieszaninę hydrazyny i MON-3 .
Telekomunikację zapewnia w paśmie X sterowana antena o dużym zysku o średnicy 1 metra, sterowana antena o średnim zysku oraz dwie stałe anteny o niskim zysku.
Orbiter MPO jest poddawany szczególnie restrykcyjnym reżimom termicznym. Na swojej orbicie roboczej moduł spada do mniej niż 0,3 jednostki astronomicznej od Słońca. Ponadto powierzchnia Merkurego, nad którą orbiter przelatuje co dwie godziny, całkowicie oddaje strumień ciepła emitowany przez gwiazdę. Natężenie oświetlenia słoneczny jest między 6,290 W / m 2 , gdy rtęć jest w afelium orbity i 14.500 W / m 2 na jej perihelium . Powierzchnia orbitera jest nagrzewana do temperatury przekraczającej 400 ° C . Aby poradzić sobie z tym problemem, korpus MPO pokryty jest trzema warstwami izolacji termicznej. Wysoko wydajna warstwa zewnętrzna (tkanina ceramiczna) wytrzymuje 450 ° C bez degradacji . Warstwa pośrednia jest odporna na temperaturę 250 °C . Na koniec na strukturę MPO i części sondy kosmicznej wystawionej bezpośrednio na Słońce nakładana jest warstwa standardowej powłoki termicznej. Trzy warstwy są oddalone od siebie o 2 cm za pomocą przekładek, aby amortyzować uderzenia mikrometeorytów.
Pomimo warstw izolacji, 300 watów dochodzącego ciepła i 1200 watów generowanych przez elektronikę i wyposażenie sondy musi zostać odprowadzone przez sieć 97 rurek podłączonych do promiennika, który rozprasza to wewnętrzne ciepło. Grzejnik jest montowany na powierzchni maszyny, która nigdy nie jest wystawiona na słońce i dlatego zawsze jest zorientowana na Merkurego. Aby promiennik spełniał swoją rolę pod wpływem promieniowania cieplnego emanującego z powierzchni planety, jest on częściowo przykryty ukośnymi listwami i termicznie odsprzęgnięty od powierzchni promiennika. Są one wykonane z tytanu ze srebrną powłoką i mają zakrzywiony kształt, który odzwierciedla przepływ ciepła Merkurego.
BELA ( BepicolomBo laser altimeter ) to wysokościomierz laserowy służący do wykreślania topografii Merkurego poprzez podanie wysokości i współrzędnych (w układzie odniesienia wyśrodkowanym na Merkurym) sieci punktów znajdujących się na powierzchni. Informacje te pozwolą na stworzenie cyfrowego modelu terenu, który posłuży do badań geologii, tektoniki oraz do oszacowania wieku powierzchni. BELA wykorzystuje klasyczną technikę polegającą na emisji wiązki laserowej, która jest odbijana od powierzchni Merkurego i analizowana 5 milisekund po emisji przez teleskop będący częścią instrumentu. Otrzymane dane są optymalizowane dla wysokości satelity 1050 km . Wiązka laserowa jest emitowana co 250 metrów na torze naziemnym . Są one oddalone od siebie o 25 km na równiku i znacznie mniej na wyższych szerokościach geograficznych. Pod koniec misji odległość między torami na ziemi będzie mniejsza niż 6 km na poziomie równika. BELA dostarcza również informacji o szorstkości i albedo terenu. Instrument jest dostarczany przez Uniwersytet w Bernie i Institut für Planetenforschung DLR w Berlinie.
Magnetometr MPO-MAGMagnetometr MPO-MAG jest częścią zestawu magnetometrów MERMAG ( magnetometr Mercury ), w skład którego wchodzą również dwa magnetometry zainstalowane na pokładzie orbitera MMO: MPO-MAG i MMO-MGF. MPO-MAG zawiera dwa cyfrowe magnetometry, które szczegółowo mierzą pole magnetyczne Merkurego. Celem jest zrozumienie pochodzenia tego pola, jego ewolucji i wywnioskowanie z niego wewnętrznej struktury planety. Pomiary wykonywane są z częstotliwością próbkowania 128 Hz, którą na polecenie można zmniejszyć do 0,5 Hz . Dwa magnetometry są zainstalowane na maszcie w różnych odległościach od korpusu orbitera, aby określić wpływ prądu elektrycznego i obecnych magnesów. Instrument został opracowany przez Technische Universität Braunschweig w Niemczech .
Akcelerometr ISAISA ( włoski akcelerometr sprężynowy ) to trójwymiarowy akcelerometr, który mierzy siły działające na sondę kosmiczną generowane przez ciśnienie promieniowania promieniowania słonecznego w zakresie widzialnym oraz promieniowanie podczerwone generowane przez Merkurego. Zebrane dane są łączone z danymi dostarczanymi przez wyszukiwarkę gwiazd, kamerę i pokładowy repeater w celu określenia dokładnej pozycji i orientacji MPO względem Ziemi oraz punktów odniesienia na powierzchni Merkurego. Akcelerometr odgrywa ważną rolę w eksperymencie radionaukowym MORE. Instrument został opracowany przez Instytut Astrofizyki i Planetologii Kosmicznej w Rzymie (IAPS).
WIĘCEJ eksperymentu radiowegoWIĘCEJ ( Mercury Orbiter Radio-science Experiment ) to eksperyment radionaukowy służący do pomiaru pola grawitacyjnego Merkurego, a tym samym określenia wielkości i stanu fizycznego jądra planety. To z kolei pomoże modelować strukturę Merkurego i testować teorie grawitacji z niezrównaną precyzją. Powinna także umożliwiać pomiar stopnia spłaszczenia Słońca oraz charakteryzować precyzję układu do wyznaczania pozycji sondy kosmicznej. Cele te wynikają z wykorzystania danych dostarczanych przez MORE w stacji naziemnej, ale także przez instrumenty pokładowe (BELA, ISA i SIMBIO-SYS) oraz przez system kontroli orientacji BepiColombo. Bezpośrednio powiązanym instrumentem jest pokładowy repeater pracujący w paśmie Ka, którego sygnał jest wykorzystywany przez stacje naziemne. Dane wytwarzane bezpośrednio przez MORE to odległość do stacji z dokładnością do 15 cm oraz przyspieszenie względem niej z dokładnością 1,5 µm/s 2 (dla czasu całkowania 1000 s ). Doświadczenie zostało opracowane przez Uniwersytet Rzymski „La Sapienza” .
Spektrometr do obrazowania w podczerwieni MERTISMERTIS obrazowania w podczerwieni spektrometr ( Radiometr rtęci i termiczne spektrometr podczerwieni ) przedstawiono dane dotyczące składu geologicznej powierzchni rtęci. Jest to prawdopodobnie najstarsza planeta Układu Słonecznego. Znajomość jego składu odgrywa kluczową rolę w wyborze pomiędzy różnymi scenariuszami dotyczącymi procesów zachodzących w wewnętrznych obszarach Układu Słonecznego na początku jego powstawania. Promieniowanie spektralne powierzchni Merkurego po stronie dziennej jest zdominowane, dla długości fal większych niż 1,2 µm (w 725 K ), przez promieniowanie cieplne, które przewyższa promieniowanie odbite od Słońca. Pasmo spektralne od 0,8 do 2,8 µm jest obszarem przejściowym, ale strumienie ciepła przeważają nad strumieniami odbitymi, co umożliwia identyfikację minerałów, których główne linie emisyjne znajdują się w tej części widma. MERTIS wykorzystuje mikro bolometer technologię , która nie wymaga systemu chłodzenia. Pokryte pasmo widmowe wynosi od 7 do 14 µm dla spektrometru i od 7 do 40 µm dla radiometru . Pole widzenia jest 4 ° , a pokos przyrządu jest to 28 ° . Rozdzielczość widmową 90 nm można zmienić, aby zoptymalizować stosunek sygnału do szumu w stosunku do minerałów obecnych w obserwowanym obszarze. Stosunek ten, który domyślnie wynosi co najmniej 100 , może zostać przesunięty do 1000, jeśli powierzchnia jest drobnoziarnista i częściowo szklista. Przyrząd powinien umożliwiać sporządzenie mapy mineralogicznej od 5 do 10% powierzchni planety o rozdzielczości przestrzennej 500 metrów oraz mapy temperatury o rozdzielczości przestrzennej 28 km . Jest rozwijany przez Uniwersytet w Münster oraz Niemieckie Centrum Aeronautyki i Astronautyki .
Detektor cząstek SERENASERENA ( początek od spektrometru masowego z wirującym polem ) to przyrząd mierzący in situ neutralne i zjonizowane cząstki obecne w obszarze przestrzeni otaczającej Merkurego. Zebrane dane dotyczą sprzężeń między magnetosferą , egzosferą i powierzchnią planety, a także interakcji między cząstkami energetycznymi, wiatrem słonecznym , mikrometeorytami i ośrodkiem międzyplanetarnym . Instrument dostarczany przez Instytut Astrofizyki i Planetologii Kosmicznej w Rzymie zawiera cztery uzupełniające się detektory do pomiaru cząstek neutralnych i zjonizowanych:
SYMBIO-SYS ( Spektrometry i Imager dla MPO BepiColombo Zintegrowanego Systemu Observatory ) obrazowania spektrometru dostarcza danych na temat geologii powierzchni Merkurego, jej aktywność wulkaniczna, tektoniki, wiek powierzchni i geofizyki. Instrument został opracowany wspólnie przez Osservatorio Astronomico di Padova , Uniwersytet w Padwie i Włoską Agencję Kosmiczną. W rzeczywistości łączy w sobie trzy instrumenty:
PHEBUS ( Probing of Hermean Exosphere By Ultraviolet Spectroscopy ) to spektroskop ultrafioletowy, który mierzy widmo promieniowania emitowanego do egzosfery , dokonując obserwacji nad ramieniem Merkurego. Składa się z pojedynczej części optycznej związanej z dwoma zespołami siatki dyfrakcyjnej/detektora, z których każdy pokrywa część widma ultrafioletowego. Promieniowanie padające przechodzi przez deflektor zainstalowany w grzejniku, który tworzy kąt 10°. Deflektor można obracać o 360°, co pozwala na zmianę celu i obserwację określonego obszaru egzosfery lub wysokości. Spektroskop EUV obejmuje pasmo 55-155 nm i może obserwować linie drugiego rzędu w paśmie 25-50 nm . Drugi spektroskop obejmuje pasmo 145-315 nm oraz długości fal 404 i 422 nm . Rozdzielczość widmowa jest 1 nm . Celem pomiarów jest lepsze zrozumienie sprzężeń między powierzchnią, egzosferą i magnetosferą Merkurego. Przedstawiony zostanie skład i pionowa struktura egzosfery. Instrument został opracowany wspólnie przez francuskie laboratorium LATMOS i Instytut Badań Kosmicznych Rosyjskiej Akademii Nauk .
Spektrometr obrazowania rentgenowskiego MIXSMIXS ( Mercury Imaging X-ray Spectrometer ) to spektrometr obrazowania pracujący w ultrafiolecie. Wykorzystuje zjawisko fluorescencji rentgenowskiej : promieniowanie rentgenowskie z korony słonecznej wzbudza atomy warstwy powierzchniowej na powierzchni Merkurego. Zjawisko to dotyczy warstw elektronowych K i L atomów, które reemitują energię w postaci linii emisyjnych charakterystycznych dla pierwiastka chemicznego. Analizując pasmo spektralne 0,5 - 7,5 keV , możemy określić obfitość lekkich atomów wchodzących w skład skał: magnezu, glinu, krzemu, tytanu i żelaza. Pomiar jest kalibrowany przy użyciu padającego strumienia słonecznego przy użyciu danych dostarczonych przez instrument SIXS. MIXS składa się z dwóch instrumentów. MIXS-T zapewnia obrazy o wysokiej rozdzielczości z polem widzenia 1°. MIXS-C to instrument szerokokątny (10 °). Dane dostarczone przez instrument MIXS spełniają trzy cele naukowe. Powinny one umożliwić odwzorowanie liczebności głównych pierwiastków chemicznych wchodzących w skład skał na powierzchni Merkurego z dokładnością od 5 do 50% w zależności od ich udziału procentowego. Bardziej szczegółowe mapy zostaną utworzone, jeśli pozwolą na to warunki oświetleniowe.
Konkretnie, instrument powinien umożliwiać lepsze zrozumienie, między innymi, sposobu, w jaki powstał Merkury, z jakiego materiału, historii ewolucji jego skorupy lub potwierdzenie, że strefa zorzy, w której cząstki energetyczne oddziałują z powierzchnia, jest intensywnym źródłem promieniowania rentgenowskiego.
Instrument jest dostarczany przez Uniwersytet w Leicester w Wielkiej Brytanii .
Spektrometr rentgenowski i cząstek SIXSSIXS ( spektrometr promieniowania rentgenowskiego i cząstek promieniowania słonecznego ) składa się z dwóch detektorów, które mierzą in situ widmo z jednej strony promieni rentgenowskich o energii od 1 do 20 keV z drugiej strony protonów o energii od 0,33 do 30 MeV , a także elektrony o energii od 50 keV do 3 MeV . Przyrząd może mierzyć do 20 000 cząstek / padających fotonów na sekundę. Jego pole widzenia jest większe niż 180 °. Celem naukowym związanym z instrumentem jest pomiar strumienia promieniowania słonecznego i odbitego od powierzchni Merkurego. Celem jest uwypuklenie zmian intensywności, które sięgają kilku rzędów wielkości w skali czasu od kilku sekund do kilku lat oraz ustalenie ich korelacji ze zmianami aktywności Słońca. Aby wykorzystać zebrane informacje, analiza wykorzystuje również dane ze spektrometru obrazowania MIXS.
SIXS jest rozwijany przez Uniwersytet w Helsinkach ; MIXS i SIXS to nie tylko akronimy, ale w języku fińskim oznaczają „dlaczego?” I „dlatego”.
Spektrometr neutronów i promieniowania gamma MGNSMGNS ( spektrometr rtęciowy promieniowania gamma i neutronów ) to spektrometr neutronów i promieniowania gamma, który z jednej strony musi umożliwiać określenie składu pierwiastków na całej powierzchni Merkurego za pomocą identyfikowalnych obszarów z dokładnością od 0 do 30 % i rozdzielczości przestrzennej 400 km . Drugim celem jest zapewnienie rozkładu elementów lotnych, które osadzają się w obszarach biegunowych rtęci na stałe znajduje się z dala od słońca i dostarczenie mapy gęstości tych złóż, z dokładnością do 0,1 g / cm 2 , a rozdzielczość przestrzenna 400 km . Urządzenie musi określić możliwą obecność lodu wodnego w kraterach słupów. Pomiary te są przeprowadzane poprzez analizę neutronów generowanych przez oddziaływanie promieni kosmicznych na powierzchnię Merkurego przy braku ochrony, jaką mogłoby zapewnić silne pole magnetyczne lub atmosfera. Oddziałują one z warstwami powierzchniowymi (1 do 2 metrów) gleby i wytwarzają promienie gamma w liniach spektralnych charakterystycznych dla pierwiastka chemicznego stanowiącego wzbudzony atom. Ponadto obecne w glebie potas, tor i uran naturalnie wytwarzają promienie gamma. Instrument analizuje zarówno promienie gamma, jak i neutrony emitowane przez powierzchnię. Składa się z pięciu detektorów. MGRS ( Mercury Gamma Ray Spectrometer ) to spektrometr promieniowania gamma, który wykorzystuje scyntylator do bromku lantanu (LaBr3). MNS ( Rtęciowy Spektrometr Neutronów ) składa się z czterech detektorów neutronów wykorzystujących proporcjonalne liczniki gazu do helu-3 , ³He. Instrument został opracowany przez IKI w Moskwie .
Instrument | Rodzaj | Charakterystyka | Masa | pobór mocy |
Laboratoria główne i drugorzędne |
Menedżerowie instrumentów |
---|---|---|---|---|---|---|
BELA | Wysokościomierz laserowy | Impulsy 50 mJ długości fali 1064 nm, częstotliwość impulsów 10 Hz Rozbieżność (in) 50 μrad Odbiornik: 20 cm Cassegraina , f / 5 przesłony |
12 kg | 36 watów |
Uniwersytet w Bernie DLR Institut für Planetenforschung, Berlin |
Nicolas Thomas i Hauke Hussmann |
JEST | Akcelerometr | Dokładność 10-8 m/s 2 | 5,8 kg | 7,4 do 12,1 watów | IAPS ( Rzym ) | Valerio Jafolla |
MPO-MAG | Magnetometr | Dynamiczny zakres pomiarowy ± 2000 nT Rozdzielczość 2 pT |
Technische Universität Braunschweig | Karl-Heinz Glassmeier i Chris Carr | ||
MERTIS | Spektrometr obrazowania w podczerwieni | Długości fal 7-14 µm (spektrometr) i 7-40 µm (radiometr) Rozdzielczość spektralna: 90 nm Rozdzielczość przestrzenna: 500 m Pole widzenia: 4° (pokos 28 km ) |
3,3 kg | 8 do 13 watów | Uniwersytet w Münster i Niemieckie Centrum Aeronautyki i Astronautyki | Harald Hiesinger i Jörn Helbert |
MGNS | Spektrometr neutronów i promieniowania gamma | Rozdzielczość przestrzenna na powierzchni 400 km Rozdzielczość pod powierzchnią około 1 m |
5,5 kg | 6,5 wata | IKI , Moskwa | Igor Mitrofanow |
MIESZANKI | Spektrometr do obrazowania rentgenowskiego | Długości fal: 0,5-7 keV Pole widzenia: 1° (MIXS-T) 10° (MIXS-C) |
Uniwersytet w Leicester | Emma Bunce i Karri Muinonen | ||
JESZCZE | Transponder radiowy | Uniwersytet Rzymski „La Sapienza” | Luciano Iess i Sami Asmar | |||
FEBUS | Spektrometr dalekiego i ekstremalnego ultrafioletu | Długości fal: 55-155 nm , 145-315 nm , 404 nm i 422 nm Rozdzielczość spektralna: 1 nm Kierowanie: 1 stopień swobody |
LATMOS IKI , Moskwa |
Eric Quémerais, I. Yoshikawa i Oleg Korablev | ||
SERENA | Spektrometr masowy | ELENA: cząstki neutralne 20 eV -5 keV ΔV / V> = 10% STROFIO: cząstki neutralne < 1 eV , m / /m = 60 MIPA: jony 15 eV - 15 keV , ∆e / e = 7% i m / / m = 5 PICAM: jony 1 eV -3 keV, ∆e / e = 7% oraz m / ∆m> 60 |
IAPS ( Rzym ) | Stefano Orsini, Stefano Livi, Stas Barabash i Herbert Lichtenegger | ||
SIMBIO-SYS | Spektrometr obrazowy | Kamera stereofoniczna STC: rozdzielczość przestrzenna 50 m Kamera wysokiej rozdzielczości: rozdzielczość przestrzenna 5 m Spektrometr obrazowania HIVI: pasmo spektralne 400 do 2000 nm Rozdzielczość przestrzenna 100 m |
Osservatorio Astronomico di Padova | Gabriele Cremonese, Fabrizio Capaccioni, Pasquale Palumbo, Alain Doressoundiram i Yves Langevin | ||
SZEŚĆ | Spektrometr rentgenowski | Uniwersytet w Helsinkach | Juhani Huovelin, Manuel Grande i Rami Vainio |
MMO ( Mercury Magnetospheric Orbiter ) to naukowy satelita opracowany przez Japońską Agencję Kosmiczną JAXA, którego głównym celem jest badanie atmosfery i magnetosfery planety Merkury. Krąży po wysoce eliptycznej orbicie polarnej o wymiarach 11 640 km na 590 km, którą pokonuje w nieco ponad 9 godzin.
Z całkowitą masą około 275 kg, w tym 45 kg oprzyrządowania, MMO ma formę ośmiokątnego pryzmatu o wysokości 0,9 metra z przeciwległymi ścianami 1,8 metra od siebie. Konstrukcja satelity składa się z dwóch oddzielnych pokładów o wysokości 40 centymetrów, w których mieszczą się instrumenty. Przestrzeń ta jest podzielona przez cztery przegrody i centralny cylinder, który przenosi ciąg podczas faz napędowych. Satelita obraca się (w obrocie) z prędkością 15 obrotów na minutę wokół własnej osi, która jest utrzymywana prostopadle do płaszczyzny orbity Merkurego wokół Słońca. Ten wybór orientacji gwarantuje, że końce satelity (dolna i górna część pryzmatu) nigdy nie są skierowane w stronę Słońca i umożliwia skierowanie anteny o dużym zysku w kierunku Ziemi, umożliwiając jej orientację z jednym stopniem swobody . Orientację określa się za pomocą szukacza gwiazd zamocowanego pod satelitą i dwóch czujników Słońca umieszczonych na bokach. Jest modyfikowany za pomocą propelentów zimnego gazu. W centralnym cylindrze zainstalowany jest system tłumienia nutacji .
Górna część ścian ośmiokąta pokryta jest mozaiką ogniw słonecznych (50% powierzchni) generujących 350 watów oraz luster (Optical Solar Reflector lub OSR), które utrzymują temperaturę w akceptowalnym zakresie. 80 cm średnicy duży zysk anteny parabolicznej przenoszą w paśmie X danych na średnim poziomie 16 kilobitów na sekundę lub 40 megabajtów dziennie w dziennych sesji łączności trwającej 6 godzin. Satelita posiada dwugigabajtową pamięć masową do przechowywania danych telemetrycznych i naukowych pomiędzy dwiema sesjami radiowymi. Satelita posiada również antenę o średnim zysku.
Moduł interfejsu Magnetospheric Orbiter Sunshield and Interface Structure (MOSIF) chroni MMO przed słońcem i działa jako interfejs między MMO a MPO.
MMO posiada pięć instrumentów naukowych, których masa i całkowita przydzielona moc wynoszą odpowiednio 40 kg i 53 waty:
Magnetometry MMO / MGFMMO / MGF ( Mercury Magnetometer / Magnetometer Fluxgate ) zawiera dwa trójosiowe magnetometry nasycenia: MGG-O (zaburtowy) to cyfrowy magnetometr montowany na końcu 4,4-metrowego masztu przyrządu identycznego z zainstalowanym na pokładzie z MPO. MGF-I (inboard) to analogowy magnetometr montowany na tym samym maszcie 1,6 metra od końca. Obecność dwóch przyrządów pozwala na wyodrębnienie w przeprowadzonych pomiarach występowania magnesów i prądów elektrycznych występujących w satelicie. Zebrane dane przyczynią się, zarówno wewnętrznie, jak i w porównaniu z danymi zebranymi na temat magnetosfer Ziemi, Jowisza i Saturna, do poszerzenia naszej wiedzy o magnetosferze Merkurego. Wymagania dotyczące wydajności instrumentów są wysokie, ponieważ gęstość wiatru słonecznego jest pięciokrotnie większa, a natężenie międzyplanetarnego pola magnetycznego dziesięciokrotnie większe. W rezultacie procesy zachodzą trzydzieści razy szybciej w magnetosferze Merkurego. Pomiary wykonywane są z częstotliwością próbkowania 128 Hz i mogą mierzyć pola ± 2000 nanosli z rozdzielczością 3,8 pikotesli. Instrument uzupełnia magnetometr na pokładzie satelity MPO, dostarczając dane umożliwiające rozróżnienie wahań czasowych i zmienności przestrzennej. Urządzenie jest dostarczane przez Instytut Badań Kosmicznych w Austriackiej Akademii Nauk .
Detektor cząstek i plazmy MPPEMPPE ( Mercury Plasma / Particle Experiment ) to detektor plazmy, cząstek o wysokiej energii i neutralnych atomów energetycznych, zaprojektowany do badania interakcji między wiatrem słonecznym a magnetosferą Merkurego. Obejmuje siedem detektorów, z których sześć wykonuje pomiary in situ . Instrumentami tymi są, dla elektronów, dwa czujniki analizatora elektronów rtęciowych (MEA1 i MEA2) zamontowane pod kątem 90° względem siebie oraz instrument High Energy Particle dla elektronów (HEP-ele); w przypadku jonów są to: Analizator jonów rtęci (MIA), Analizator widma masowego rtęci (MSA) i urządzenie do pomiaru cząstek o wysokiej energii (HEP-ion). Wreszcie czujnik Energetic Neutrals Analyzer (ENA) wykrywa neutralne cząstki energetyczne wytwarzane przez wymianę ładunku elektrycznego i dostarcza informacji o interakcji plazmy i gazów neutralnych ze środowiskiem Merkurego. Instrument jest dostarczany przez Institute for Space and Astronautical Sciences z siedzibą w Kanagawa w Japonii.
Detektor kurzu MDMMDM ( Mercury Dust Monitor ) to detektor pyłu, który musi zbierać informacje o ich charakterystyce w regionie, w którym krąży planeta Merkury, czyli w odległości od Słońca od 0,31 do 0,47 jednostki astronomicznej. Mierzy energię uderzenia, przybliżony kierunek i gęstość (w liczbie). MDM zawiera cztery ceramiczne detektory piezoelektryczne o wymiarach 40 × 40 mm , które mierzą pył dochodzący z praktycznie jednej półkuli. Przewiduje się od 100 do 200 uderzeń na rok ziemski. Instrument jest dostarczany przez Chiba University of Technology z siedzibą w Japonii.
Spektrometr MSASIMSASI ( Mercury Sodium Atmospheric Spectral Imager ) to spektrometr, który musi mierzyć intensywność linii emisji D2 sodu (589 nm ± 0,028 nm) na powierzchni Merkurego o niewyjaśnionym rozkładzie. Instrument mierzy jego rozkład na całej powierzchni dzięki z jednej strony obracającemu się zwierciadłu, az drugiej ruchowi sondy kosmicznej na swojej orbicie. Instrumentem jest interferometr Fabry'ego-Perota dostarczony przez Uniwersytet Tokijski .
Detektor fal plazmowych PWIPWI ( badanie fal plazmowych ) składa się z dwóch detektorów pola elektrycznego ( MEFISTO i WPT ) oraz dwóch detektorów pola magnetycznego ( LF-SC i DB-SC ) które muszą mierzyć kształt fal i częstotliwość pola elektrycznego ( do ' przy 10 MHz ) i pole magnetyczne (od 0,1 Hz do 640 kHz ). MEFISTO i WPT to 32-metrowe anteny rozmieszczone na orbicie po obu stronach korpusu satelity. LF-SC i DB-SC składają się z detektorów umieszczonych na 4,4-metrowym maszcie nośnym przyrządu, który jest również używany przez magnetometry MMO/MGF . Instrument jest dostarczany przez Uniwersytet Tōhoku w Japonii.
Instrument | Rodzaj | Charakterystyka | Masa | pobór mocy |
Laboratorium I i II stopnia |
Menedżer instrumentów |
---|---|---|---|---|---|---|
MMO / MGF | Magnetometr | Częstotliwość próbkowania: 128 Hz Rozdzielczość: 3,8 pT |
Instytut Badań Kosmicznych , Graz | Wolfgang baumjohann | ||
MPPE | Zestaw instrumentalny przeznaczony do badania cząstek o wysokiej i niskiej energii ( eksperyment z cząsteczkami plazmy rtęciowej ) | Instytut Nauk Kosmicznych i Astronautycznych , Kanagawa | Yoshifumi Saito | |||
PWI | Analiza struktury i dynamiki magnetosfery ( Instrument Fal Plazmowych ) | Uniwersytet Tōhoku | Yasumasa Kasaba | |||
MSASI | Spektrometr światła widzialnego pracujący w zakresie spektralnym linii D2 emisji sodu ( Mercury's Sodium Atmosphere Interferometer ) | Rozdzielczość widmowa 0,009 nm Rozdzielczość przestrzenna 3 do 30 km Czułość 10 k R |
3,48 kg | 15,2 watów | Uniwersytet w Tokio | Ichiro Yoshikawa |
MDM | Międzyplanetarny pomiar pyłu ( Merkury Dust Monitor ) | Ceramiczny czujnik piezoelektryczny PZT Powierzchnia 64 cm 2 Czułość większa niż 1 pikogram km/s |
601 g z elektroniką | Maksymalnie 3 waty | Politechnika Chiba | Masanori kobayashi |