V minulém díle našeho seriálu Návrat k poslovi bohů jsme si podrobněji popsali šest z celkových jedenácti vědeckých přístrojů družice Mercury Planetary Orbiter (MPO). Jednalo se o laserový výškoměr BELA, akcelerometr ISA, magnetometr MPO-MAG, radiometr a infračervený spektrometr MERTIS, neutronový a gama spektrometr MGNS a rentgenový spektrometr MIXS. Popsání všech jedenácti experimentů by však bylo na jeden článek až příliš a proto jsme tento pohled pod kůži rozdělili na dva články. Dnes se tedy k vědeckým přístrojům MPO vracíme a rozebereme si zbývající pětici, která se bude věnovat převážně podrobnému studium povrchu planety Merkur.

Vědecké přístroje družice Mercury Planetary Orbiter (2/2)

MORE

Mercury Orbiter Radio science Experiment
radiový experiment

Hlavní výzkumný pracovník: Luciano Iess, Univerzita v Římě „La Sapienza“, Itálie.

Vědecké cíle

MORE se zaměří na ambice BepiColombo v oblasti geodezie, geofyziky a fundamentální fyziky. Pomůže definovat gravitační pole Merkuru stejně jako velikost a skupenství jeho jádra. Poskytne zásadní experimentálně ověřené vstupy pro tvorbu modelu vnitřní struktury planety a ověření teorií gravitace s nebývalou přesností. Dále také změří gravitační zploštění Slunce a ověří funkčnost nejpokročilejšího meziplanetárního sledovacího systému, jaký lidstvo doposud vytvořilo. V neposlední řadě také zhodnotí výkony tohoto nového sledovacího systému při určování přesných parametrů oběžné dráhy a při vesmírné navigaci.

Jak bylo uvedeno, jedním z cílů je určení rovníkového zploštění Merkuru a amplitudy jeho 88 denní librace v délce. Tyto dva údaje společně s údaji o gravitačním poli planety indikují existenci či neexistenci tekutého jádra a napoví také, jaký je jeho průměr.

Těchto vědeckých cílů bude dosaženo za pomocí několika typů dat, ať už to budou data z MORE generovaná pozemní sledovací stanicí, z dalších přístrojů na palubě MPO (např. BELA, ISA nebo SIMBIO-SYS), nebo ze systému pro určování a řízení orientace družice. Tato doplňková vstupní data budou důležitá zejména pro kalibraci. Klíčovým prvkem celého systému je pokročilý transpondér v pásmu Ka, který na družici zajistí přijetí radiového signálu a jeho odeslání zpět na Zemi. Tento přístroj tedy neprodukuje a neodesílá žádná telemetrická data, jelikož samotné měření probíhá na pozemní sledovací stanici.

Princip měření

Základní data získaná z experimentu MORE využívající mikrovlnné radiové spojení budou mít přesnost 15 cm a rozsah rychlostí 1,5 mikronů/s.  Rozsah rychlostí je měřen pomocí Dopplerova posunu elektromagnetických vln vysílaných ze Země, přijatých družicí a odeslaných zpět na Zemi. Vzdálenost družice je získána z měření zpoždění času mezi vysláním a přijetím známé modulace nosného signálu. Na pozemní sledovací stanici je k tomu navíc zapotřebí doplňkového vybavení, které poskytne mokrou a suchou troposférickou kalibraci.

Tato data budou kombinována s měřením vektorového negravitačního zrychlení naměřeného akcelerometrem ISA, čímž budou získány přesné parametry oběžné dráhy a odhad hodnot zájmových fyzikálních parametrů. K určení rotace a přesného stavu planety jako reference bude využito snímků povrchových útvarů poskytnutých přístrojem SIMBIO-SYS. Všechna radiometrická měření musí být uskutečněna v koherentním dvousměrném režimu s využitím vysoce stabilních frekvenčních standardů a vodíkových maserů. Ztrátě nebo degradaci koherence nosné fáze je nutné zabránit na palubě družice nebo v pozemní sledovací stanici. Signál vyslaný za pomoci vodíkového maseru na pozemní stanici bude na MPO zachycen dvěma palubními transpondéry a odeslán zpět na Zemi. Získané vysílání poté bude vhodně převedeno v otevřené i uzavřené smyčce.

PHEBUS

Probing of Hermean Exosphere by Ultraviolet Spectroscopy
ultrafialový spektrometr

Hlavní výzkumný pracovník: Eric Quémerais, Atmosférická laboratoř LATMOS-IPSL, Guyancourt, Francie.

Vědecké cíle

PHEBUS je ultrafialový spektrometr pracující v rozsahu vlnových délek od 55 do 330 nm. Využívá emise ultrafialového záření Merkurovy exosféry k charakterizaci jejího složení, struktury, dynamiky a jejích vztahů s povrchem planety. Skenování s jedním stupněm volnosti umožní průzkum vybraných regionů a výšek nad povrchem s nejvyšším možným poměrem signálu k šumu.

Obecné vědecké cíle přístroje PHEBUS jsou orientovány k lepšímu pochopení vztahů mezi povrchem, exosférou a magnetosférou a mohou být shrnuty do následujících bodů:
– Určení složení a vertikální struktury exosféry Merkuru včetně objevů dříve nedetekovaných prvků.
– Charakteristika dynamiky exosféry.
– Denní a noční cirkulace a přesun látky z aktivních oblastí do oblastí neaktivních.
– Studium povrchových procesů uvolňujících materiál do exosféry.
– Identifikace a charakteristika zdrojů jednotlivých prvků exosféry.
– Detekce a charakteristika ionosféry a jejího vztahu k neutrální atmosféře.
– Prostorové a časové pozorování interakcí mezi exosférou a magnetosférou a souvisejících transportních procesů.
– Studium a kvantifikace geochemického cyklu a úniku hmoty z exosféry.

Dodatečnými vědeckými cíli experimentu PHEBUS je hledání povrchových ledových vrstev v permanentně zastíněných regionech polárních kráterů nebo měření odrazivosti UV záření od železitých prvků v regolitu. Další cíle souvisejí s heliosférou a sluneční fyzikou a zahrnují studium interakce mezihvězdného plynu s prostředím Sluneční soustavy, studium koronárních výronů nebo i ultrafialová pozorování komet a jiných malých těles vnitřní heliosféry.

Všech těchto cílů je možné dosáhnout pouze za pomoci práce samotného přístroje PHEBUS, avšak může být doplněno a zpřesněno dalšími experimenty sondy BepiColombo, jako například MSASI a MPPE na japonské družici MMO, nebo MIXS a SERENA na evropské MPO.

Princip měření

Přístroj se skládá ze dvou ultrafialových spektrometrů a jednoho parabolického zrcadla s jednou rotační osou. Pohyblivé zrcadlo pošle světelné paprsky z exosféry do vstupní štěrbiny spektrometrů. Spektrograf EUV pro extrémní ultrafialové záření pokrývá spektrum v rozsahu vlnových délek 55 – 155 nm, což umožňuje zachytit druhotné spektrální čáry v rozmezí 25 – 50 nm. Je optimalizován pro celé spektrum očekávaných spektrálních čar s minimem překrytí. Druhý spektrometr FUV pro vzdálené ultrafialové záření má rozsah 145 – 315 nm s rozšířením na 404 – 422, což je blízké ultrafialové spektrum. Oba detektory společně poskytují spektrální rozlišení 1 nm.

PHEBUS získává emise ultrafialového záření skrze tubusovitou vstupní clonu, která je nainstalována u radiátoru družice MPO pod úhlem 10° a může se otáčet v jedné rovině v rozmezí 360°. To umožňuje zaměřování s jedním stupněm volnosti, díky čemuž je možné soustředit se na vybrané zájmové regiony a výšky nad povrchem planety. Vstupní štěrbina je rovnoběžná s místním horizontem a kolmá na směr pohybu družice. Dvě holografické mřížky a dva detektory mohou být použity samostatně nebo společně v závislosti na dostupné kapacitě a šířce pásma paměti SSMM. Různé pozorovací režimy se skládají z pozorování s fixním nebo pohyblivým zaměřením různých zájmových regionů, například vertikální skenování, orbitální skenování, postupné skenování v oblasti terminátoru apod.

V průběhu mise bude přístroj čas od času kalibrován za pomocí známých hvězd za účelem stanovení jeho přesné efektivity, která se z důvodu degradace detektorů v průběhu času mění. Tato kalibrace si může vyžádat změny orientace družice, jelikož hvězdy vhodné ke kalibraci, které vyzařují převážně v požadovaných ultrafialových spektrech, nejsou tak běžné a nemusí se nacházet v zorném poli přístroje.

SERENA

Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances
analyzátor částic

Hlavní výzkumný pracovník: Stefano Orsini, Institut astrofyziky a planetologie (INAF-IAPS), Řím, Itálie.

Vědecké cíle

SERENA je experiment skládající se ze čtyř vzájemně se doplňujících jednotek neutrálních a iontových částicových detektorů. Poskytne informace o celém propojeném systému povrchu Merkuru, jeho exosféry a magnetosféry, a o interakcích mezi energetickými částicemi, slunečním větrem, mikrometeority a meziplanetární hmotou. Tento přístroj se bude zabývat jedním z hlavních úkolů celé mise BepiColombo – studiem složení, původu a dynamiky Merkurovy exosféry a polárních depozitů; a také strukturou a dynamikou Merkurovy magnetosféry.

Přístroj STROFIO bude měřit složení a hustotu nízkoenergetických neutrálních částic v exosféře, ELENA se zaměří na neutrální částice vyššího energetického spektra uvolněné z povrchu, MIPA bude monitorovat sluneční vítr, a konečně PICAM je optimalizován pro měření nízkoenergetických planetárních iontů. Každá jednotka dokáže pracovat samostatně za účelem získání dílčích výsledků, avšak jejich spolupráce výrazně zvyšuje šance na úspěch při plnění hlavních i vedlejších vědeckých cílů.

Primární vědecké cíle:
– chemické složení exosféry,
– profily a asymetrie hustoty neutrálního plynu,
– složení exo-ionosféry,
– energetické a prostorové rozložení exo-ionosféry,
– rychlost precipitace iontů,
– procesy a rychlost uvolňování částic z povrchu,
– rychlost ztráty částic z okolního prostředí Merkuru.

Vedlejší vědecké cíle:
– dálkový průzkum složení povrchu planety,
– struktura a dynamika magnetosféry,
– reakce planety na variace slunečního větru,
– monitorování neutrálních energetických atomů a aplikace získaných dat pro srovnávání solárně-planetárního vztahu.

Princip měření

Přístroj ELENA (Emitted Low-Energy Neutral Atoms) je detektor neutrálních částic zkoumající neutrální plyny unikající z povrchu Merkuru, jejich dynamiku a procesy zodpovědné za jejich únik. ELENA má 1D (ano, skutečně jednorozměrné) zorné pole pro mapování neutrálních částic unikajících z povrchu. Druhý rozměr bude poskytnut pohybem samotné družice. Zorné pole má rozměry 4,5° × 76° a směřuje přímo k planetě při úhlovém rozlišení 4,5° × 4,5°. ELENA bude měřit neutrální energetické částice mezi 20 eV a 5 keV. Současný operační plán počítá s prací ve třech režimech přesnosti, jejichž volba bude záviset na vzdálenosti k povrchu planety a roční době.

STROFIO (Start from a ROtating Field mass spectrOmeter) je spektrometr neutrálních částic, který bude zkoumat složení plynů exosféry. Jedná se o nový typ hmotnostního spektrometru, u kterého je počáteční čas vyznačen v trajektorii částice radiofrekvenčním elektrickým polem, které ohýbá trajektorii ve stanovené rovině. Konečný čas je určen dopadem částice na detektor. Neutrální částice vstupují do systému skrze element ionizující neutrální plyn. Tyto ionty jsou uvolňovány do zaostřovací optiky, která vytvoří soustředěný paprsek iontů do disperzního systému. Jakmile částice opustí disperzní systém, pohybují se po konstantní trajektorii do 2D detektoru, kde je měřen čas jejich letu. Z těchto údajů pak bude vypočítána hmotnost a náboj částic. Systém analyzuje každou částici, což dramaticky zvyšuje celkovou citlivost spektrometru. Jelikož bude STROFIO provádět kontaktní měření, nasbírá tím více částic (a tedy i dat), čím blíže bude družice MPO k povrchu planety.

MIPA (Miniature Ion Precipitation Analyser) je iontový detektor, který bude zkoumat řetězec procesů, kterými plazma dosáhne povrchu. Skládá se ze senzoru a jedné desky s elektronikou, která zahrnuje i vysokonapěťové napájení. Úhel toku dopadajících iontů bude analyzován elektrostatickým deflektorem a jejich energie následným elektrostatickým analyzátorem. Ionty opouštějící energetický analyzátor budou poté urychleny elektrickým proudem do jednotky pro měření času letu částice, která se skládá ze dvou elektronových násobičů (CCEM). Ionty prostupující startovní desku produkují sekundární elektrony a dále postupují k cílové desce. Sekundární elektrony jsou zachyceny elektronovým násobičem u startovní desky a produkují počáteční (tzv. start) pulz. Podobně jsou sekundární elektrony vytvořené na cílové desce zachyceny druhým elektronovým násobičem a poskytnou tak stop pulz. Z časové prodlevy mezi těmito dvěma událostmi je pak možné vypočítat rychlost částic a v kombinaci s jejich známou energií také jejich hmotnost.

Poslední čtvrtou jednotkou experimentu SERENA je PICAM (Planetary Ion CAMera), což je iontový hmotnostní spektrometr pracující jako celooblohová kamera pro nabité částice. Bude se zabývat studiem procesů, při kterých jsou neutrální částice vybuzeny a uvolněny z povrchu Merkuru, ionizovány a transportovány napříč okolním prostředím planety. Přístroj je založen na principu modifikované štěrbinové kamery. Senzor je symetricky orientován podél osy z (spojnice středu Merkuru a družice MPO) a jeho zorné pole má tvar polokoule se středem v této ose. Ionty do přístroje pronikají prstencovou štěrbinou na kuželovitém povrchu. Po odražení od zrcadla projdou částice úzkým prstencovitým výstupem a vstoupí do sekce pro měření času jejich letu. Sekce hmotnostní analýzy se skládá z deflekční brány, rovinného zrcadla, analyzéru RPA a detektoru. Napětí aplikované na druhé zrcadlo určí horní prahovou hodnotu energie, zatímco napětí aplikované na mřížku analyzéru RPA určí dolní prahovou hodnotu energie. Detektor pak určí stop čas pro měření času pohybu částice.

SIMBIO-SYS

Spectrometer and Imagers for MPO BepiColombo Integrated Observatory System
sada kamer

Hlavní výzkumní pracovníci: Gabriele Cremonese, Astronomická observatoř Padova (INAF), Itálie; Enrico Flamini, výkonný ředitel Italské kosmické agentury (ASI) pro pozorování vesmíru, Řím, Itálie.

Vědecké cíle

SIMBIO-SYS je integrovaná sada pozorovacích a spektroskopických přístrojů pro průzkum povrchu Merkuru. Jeho vědeckými cíli je geologický průzkum (stratigrafie, geomorfologie), studium vulkanismu (rozložení lávových polí, identifikace vulkánů), globální tektonika (strukturální geologie, mechanické vlastnosti litosféry), stáří povrchu (populace kráterů a morfologie, degradační procesy), složení povrchu (zralost a diferenciace kůry, zvětrávání, stanovení hojnosti horninotvorných minerálů), a geofyzika (měření librace, vnitřní dynamika planety). SIMBIO-SYS zahrnuje schopnosti provádět stereoskopické a barevné globální mapování s vysokým prostorovým rozlišením s využitím dvou panchromatických a třech širokopásmových filtrů, a dále obrazovou spektroskopii v rozsahu vlnových délek 400 – 2000 nm.

Princip měření

STC – Stereo Channel: Kanál STC poskytne barevné globální pokrytí povrchu s rozlišením 50 metru na pixel s cílem definovat hlavní geologické prvky, velké tektonické znaky, populaci kráterů a případné vulkanické struktury. Bude užitečným nástrojem pro definici topografických detailů, které jsou klíčové pro měření a charakterizaci tektonických znaků, definici laterálních hranic geologických oblastí a pro měření důležitých geofyzikálních parametrů.  Hlavním cílem je globální stereoskopické a barevné mapování s prostorovým rozlišením větším než 110 metrů při maximálním rozlišení 50 metrů na pixel. Zorné pole STC je široké 4° a bude mít čtyři kanály (550, 650, 700 a 880 nm).

HRIC – High spatial Resolution Imaging Channel: Hlavním cílem HRIC je charakteristika vybraných povrchových objektů. Při snímání v nejnižším bodě oběžné dráhy ve výšce 400 km poskytne snímky s rozlišením 5 metrů na pixel. Tímto vysokým rozlišením bude zmapováno více než 10 % povrchu. Zorné pole činí 1,47° a spektrální rozsah je 400 – 900 nm.

VIHI – Visible Infrared Hyperspectral Imager Channel: VIHI je hyperspektrální snímač ve viditelné a blízké infračervené oblasti spektra, který zmapuje Merkur za účelem poskytnutí globální mineralogické mapy složení povrchu. Zvolené spektrální charakteristiky (rozsah 400 – 2000 nm s možným rozšířením na 2200 nm) spolu se zobrazovacími schopnostmi (rozlišení 100 m při snímání z výšky 400 km) umožní jednoznačnou vzájemnou korelaci morfologických prvků a složení povrchu. Hlavními cíli je poskytnutí globálního mineralogického mapování s rozlišením lepším než 400 m, mineralogická identifikace se spolehlivostí 5 – 10 % a porovnání dat o složení povrchu s morfologickými prvky s rozlišením 400 metrů pro celou planetu a s rozlišením až 100 m u vybraných lokalit.

SIXS

Solar Intensity X-Ray and Particles Spectrometer
rentgenový a částicový spektrometr

Hlavní výzkumný pracovník: Juhani Huovelin, Ústav fyziky, Univerzita v Helsinkách, Finsko.

Vědecké cíle

Povrch Merkuru je bombardován intenzivním slunečním rentgenovým zářením a vysokoenergetickými částicemi, což způsobuje, že povrch planety vyzařuje v rentgenovém spektru. Sluneční záření jakožto primární zdroj je však proměnlivé a vlivem cyklu sluneční aktivity i vlivem jeho povrchových erupcí se jeho intenzita nepředvídatelně mění v čase a to v řádech sekund i několika let. Merkurovo rentgenové záření nám poskytuje jakýsi jedinečný podpis ve formě fluorescence. Povrch planety je monitorován rentgenovým spektrometrem MIXS popsaném v minulém díle tohoto seriálu. Činnost SIXS a MIXS je přitom úzce provázaná a probíhá souběžně. Data získaná přístrojem SIXS jsou nutná pro úspěšnou analýzu spektra získaného experimentem MIXS. Cílem přístroje SIXS je tedy provádět měření slunečních rentgenových paprsků. Detektor je schopen širokopásmového měření rentgenových paprsků a protonových a elektronových spekter s vysokým časovým rozlišením a velmi širokým zorným polem.

Nezávislými vědeckými cíli přístroje SIXS jsou studium časové spektrální variability sluneční rentgenové koróny, klasifikace rentgenového spektra slunečních erupcí v průběhu času, a v neposlední řadě studium variability protonové a elektronové radiace v okolí Merkuru. Dosažení těchto cílů bude znamenat vědecký zisk nad rámec hlavního úkolu SIXS.

Princip měření

SIXS dokáže měřit rentgenové spektrum s časovým rozlišením až 1 sekunda a to v energetickém rozsahu 1 – 20 keV za současného měření protonového a elektronového spektra v energetickém rozsahu 0,33 – 30 MeV u protonů a 50 keV – 3 MeV u elektronů. Oba dva kanály, rentgenový i částicový, mají souhrnné zorné pole o minimálním průměru 180 stupňů. Detektory jsou schopny pracovat při běžných teplotách a materiály, ze kterých byly vyrobeny, jsou vysoce odolné proti radiaci. Součástí přístroje je radioizotop železa (55Fe), který slouží ke kalibraci rentgenového detektoru.

Standardní vědecká analýza bude obsahovat stanovení fyzikální energetické stupnice a spektrálního rozlišení rentgenových paprsků pomocí signálu z kalibračního zdroje radioizotopu železa a s využitím veřejně dostupného softwaru pro analýzu rentgenového spektra. Výsledky této analýzy budou dále zpracovávány pro potřeby fluorescenční analýzy povrchu Merkuru přístrojem MIXS a také pro nezávislé studium sluneční koróny a slunečních erupcí.

Tímto článkem končí třídílná série podrobného popisu evropské vědecké družice MPO, která je hlavním elementem mise BepiColombo. V příštím díle seriálu se zase posuneme o kousek dál a rozebereme si japonskou vědeckou družici MMO. Na závěr si ještě jednou pomocí následující infografiky v jednoduchosti zopakujme všech 11 vědeckých přístrojů MPO a jejich úkoly.

Zdroje informací:
http://www.esa.int/ESA
http://sci.esa.int/home/
https://www.cosmos.esa.int/

Zdroje obrázků:
European Space Agency (ESA): BepiColombo Launch Media Kit. 2018.
https://www.cosmos.esa.int/
https://www.cosmos.esa.int/
https://www.cosmos.esa.int/
https://www.cosmos.esa.int/
https://www.cosmos.esa.int/