Narzędzie do mapowania emisyjności Wenus

VEM

Szczegółowy projekt narzędzia do mapowania emisyjności Wenus
Operator	DLR
Producent	DLR
Typ instrumentu	Spektrometr VIS/NIR
Funkcjonować	Odwzorowujący
Nieruchomości
Rezolucja	10 km
Pasmo widmowe	6 prążków pomiędzy 0,86 a 1,18 µm
Statek kosmiczny gospodarza
Statek kosmiczny	VERITAS i EnVision
Operator	NASA i ESA
Data uruchomienia	2028 (planowane) i 2031 (planowane)

Venus Emissivity Mapper (VEM) to spektrometr do mapowania składu powierzchni Wenus przez określoną liczbę atmosferycznych okien widmowych. Będzie to jeden z dwóch ładunków na pokładzie VERITAS i reprezentuje kanał VenSpec-M zestawu spektrometrów misji EnVision .

Przegląd

Chociaż Ziemia i Wenus są podobne pod wieloma względami, ewoluowały bardzo różnie i obecnie mają różne środowiska powierzchniowe i atmosferyczne. Tam, gdzie na powierzchni Ziemi znajduje się woda w stanie ciekłym i roi się od życia, Wenus doświadcza średniej temperatury powierzchni ponad 400°C i w dwutlenek węgla z ciśnieniem powierzchniowym około 92 razy większym niż ciśnienie ziemskie na poziomie morza. Od 2021 roku niewiele wiadomo o składzie powierzchni Wenus. Gęsta atmosfera i jej warstwy chmur są dość nieprzepuszczalne dla promieniowania widzialnego i podczerwonego , co umożliwia teledetekcję wyzwanie. Gdy sygnał przechodzi przez atmosferę, jest osłabiany przez absorpcję i rozpraszanie oraz zamazany przez emisje z samej atmosfery. Obserwacje Wenus wykazały jednak, że powierzchnię można obserwować w wielu wąskich pasmach widmowych . Używając tej techniki, Venus Express był w stanie zaobserwować świeży bazalt , wskazując na niedawną aktywność wulkaniczną na powierzchni. Podczas korzystania z tych pasm widmowych w celu wykazania, że ​​rzeczywiście pozwalają one na pomiary naziemne, sygnał z tych okien znajdował się na granicy czułego zakresu widmowego instrumentu VIRTIS Venus Express. VIRTIS doświadczył również dryfów termicznych i miał problemy ze światłem rozproszonym. Stało się tak po prostu dlatego, że VIRTIS nie został zaprojektowany do tworzenia map naziemnych, a mimo to umożliwił doskonałą weryfikację koncepcji prowadzącej do projektu VEM. VEM będzie pierwszym instrumentem na orbicie wokół Wenus skupionym wyłącznie na tych pasmach widmowych, co pozwoli na pełne odwzorowanie składu powierzchni i stanów redoks powierzchni.

VERITAS NASA i misji EnVision ESA w czerwcu 2021 r. Głównym badaczem jest Jörn Helbert, a instrument jest zbudowany przez DLR w Berlinie.

Bramka

Celem tego instrumentu jest uzyskanie pełnego mapowania rodzajów skał, ich zawartości żelaza i ich stanów redoks z orbity. Pomiary laboratoryjne wykazały, że 4% różnica we względnej emisyjności jest wystarczająca do rozróżnienia różnych typów skał i potencjalnej identyfikacji ich stanów atmosferycznych. Jest to zatem sterownik projektowy dla instrumentu. Identyfikacja składu gruntu na podstawie zmierzonych widm jest możliwa tylko wtedy, gdy dostępna jest biblioteka widm reprezentująca stan powierzchni Wenus, nad którą pracują Laboratorium Spektroskopii Planetarnej DLR. Dzięki ciągłemu monitorowaniu powierzchni możliwe będzie dalsze ograniczenie obecnej aktywności wulkanicznej. Ponadto wszelkie informacje o powierzchni przyczynią się do zrozumienia przeszłej ewolucji Wenus, prowadzącej do jej obecnego stanu.

Opis

Historia i dziedzictwo

Po ich odkryciu okna widmowe były używane przez kilka misji kosmicznych ( Venus Express , Galileo i Cassini ) oraz naziemnych. Chociaż w większości stanowiły one dowód słuszności koncepcji, zrodziły one pomysł na Venus Emissivity Mapper, który opiera się na dziedzictwie lotów wszystkich wyżej wymienionych misji, zwłaszcza VIRTIS i VMC na pokładzie Venus Express . VEM został po raz pierwszy przedstawiony jako część EnVision propozycja misji w 2010 r. W tym samym czasie zaczęły pojawiać się pierwsze analogowe pomiary Wenus, umożliwiające wyprowadzenie składu powierzchni ze zmierzonych emisyjności Wenus. Wstępna propozycja EnVision nie została zaakceptowana, więc projekt został powtórzony, aby nowa propozycja mogła zostać złożona w 2014 i ponownie w 2016. ESA wybrała ją do dogłębnej analizy projektu w 2018, a trzy lata później ESA ogłosiła EnVision — z VEM (VenSpec-M) na pokładzie — piąta misja Kosmicznej Wizji klasy M.

Venus Emissivity Mapper został również zgłoszony do programu NASA Discovery jako część propozycji VERITAS w 2014 roku. Początkowo został wybrany do finansowania fazy A, ale nie został wybrany do lotu. W 2019 r. zaktualizowany wniosek został złożony do programu Discovery, ponownie otrzymując finansowanie fazy A. upubliczniono ogłoszenie o oficjalnym wyborze VERITAS .

Opierając się na dziedzictwie poprzednich misji, wszystkie podsystemy mają poziom TRL co najmniej 6, co daje VEM ogólny TRL równy 6.

Nauka

Zazwyczaj mierzony jest silniejszy sygnał wynikający z odbitego światła słonecznego. Nie jest to jednak możliwe tutaj, ponieważ światło słoneczne zaciera udział powierzchni w sygnale. Z tego powodu pomiary muszą być wykonywane w nocy, a mierzony jest słabszy - zwłaszcza w interesującym nas obszarze widmowym - sygnał emisyjności.

Zazwyczaj skały magmowe są identyfikowane na podstawie zawartości Na , K i Si — jednak w tym przypadku nie jest to możliwe, ponieważ pierwiastki te nie mają widocznych cech w obszarze 1 µm. Zamiast tego metale przejściowe (głównie Fe ), a ich cechy widmowe w odpowiednich oknach są wykorzystywane do scharakteryzowania składu powierzchni. Ta mapa zawartości żelaza może być następnie wykorzystana wraz z danymi topologicznymi do wygenerowania mapy wywnioskowanych typów skał. Aby pomiary te były raczej bezwzględne niż względne, pomiary należy skalibrować przy użyciu danych zebranych przez lądowniki Venera podczas przelotów nad ich strefami lądowania.

Projekt

Źródła

VEM to multispektralny instrument do obrazowania, działający jako skaner typu push-broom . Składa się z następujących podsystemów: podsystem optyczny (VEMO), kontroler przyrządu (VEMIC), zasilacz (VEMPS) oraz przegroda dwustopniowa (VEMBA). Podejście rozwojowe jest analogiczne do tego, co pomyślnie zrobiono przy projektowaniu MERTIS. Oznacza to, że zaczyna się od płytki prototypowej, przechodzi do prototypu laboratoryjnego, następnie do prototypu inżynieryjnego i ostatecznie osiąga model pełnej kwalifikacji. Po drodze zagrożenia są stale identyfikowane i ograniczane.

optyka (VEMO)

Pasma pomiarowe używane przez Venus Emissivity Mapper w celu wykorzystania luk w atmosferze CO₂ Wenus.

Podsystem optyki to system trzech soczewek, dostarczony przez LESIA , Observatoire de Paris , Francja. Najpierw teleskop o aperturze 8 mm i ogniskowej 40,5 mm wyświetla scenę na matrycy filtrów. Stamtąd jest następnie obrazowany na płaszczyźnie ogniskowej przez dwie kolejne soczewki o łącznym współczynniku powiększenia 0,4. Optyka ma całkowitą transmitancję 0,88, nie uwzględniając filtrów. Układ płaszczyzny ogniskowej (VEMFPA) składa się z Xenics XSW-640 InGaAs detektor o rozdzielczości 640x512 pikseli, polu widzenia 30°×45°, rozstawie pikseli 20 µm i polu widzenia piksela 0,07°×0,07°. Stosowanym elektronicznym układem obrazującym jest LM98640QML-SP firmy Texas Instruments. Detektory InGaAs były z powodzeniem stosowane w przestrzeni kosmicznej przez wiele lat, co czyni je bezpiecznym wyborem. Ta konkretna jednostka jest obecnie używana na sondzie ExoMars Trace Gas Orbiter .

Macierz filtrów jest dostarczana przez CNES Toulouse , Francja. Filtry wąskopasmowe dbają o transmisję tylko interesującego obszaru widmowego. W oparciu o emisyjność względną 4%, która jest potrzebna do rozróżnienia różnych typów skał, stosunek sygnału do szumu (SNR) dla każdego pasma jest wyprowadzany przez uruchomienie odpowiedniego modelu transferu promieniowania. Pasma i ich wymagane współczynniki SNR znajdują się w poniższej tabeli:

Pasma widmowe i ich wymagane SNR w celu spełnienia wymogu 4%.

Zamiar	Mineralogia						Chmury			Woda		Przybłąkane światło
Środkowa długość fali nm	860	910	990	1020	1110	1180	1195	1310	1510	960	1150	790	1060	1370
Szerokość	40	60	30	15	20	12	12	30	30	40	30	?	?	?
Docelowy SNR dB	53	53	44	43	145	125	134	134	134	100	100	0	0	0

Sterownik przyrządu (VEMIC)

Kontroler instrumentu jest interfejsem między jednostkami wewnętrznymi a statkiem kosmicznym. Obsługuje i przetwarza wszystkie dane oraz steruje podsystemem. System używany w VEM pochodzi z MERTIS, tylko interfejsy wymagają dostosowania do zgodności z VEM.

System zasilania (VEMPS)

Główny pobór mocy pochodzi z matrycy płaszczyzny ogniskowej i kontrolera instrumentu. Ten podsystem jest w dużej mierze oparty na zasilaczu MERTIS, ponieważ ten ostatni jest już sprawdzony w locie. Główną częścią PS jest przetwornica DC/DC z serii Interpoint SMRT , którą uzupełniają zewnętrzne filtry LC oraz dodatkowe specjalistyczne układy.

Przegroda (VEMBA)

Aby chronić przed światłem rozproszonym i światłem słonecznym, zastosowano dwustopniową przegrodę. Przednia część to głównie ekran chroniący statek kosmiczny, podczas gdy tylna część zajmuje się światłem rozproszonym. Przegroda ma na celu redukcję rozproszonego światła do współczynnika co najmniej ^10-5 .

Optymalizacje sygnału

Efekty atmosferyczne

Przyglądając się przedstawionym wcześniej pasmom widmowym, można zauważyć, że obok sześciu pasm wykorzystywanych do pomiarów mineralogicznych występuje jeszcze osiem. Te dodatkowe pasma służą do korygowania różnych efektów zmieniających sygnał między powierzchnią Wenus a sondą pomiarową. Mierząc samą atmosferę, można wziąć pod uwagę jej skutki i zmieniające się warunki, które wprowadza. To samo dotyczy światła rozproszonego, dla którego wykorzystywane są trzy dedykowane kanały.

Stosunek sygnału do szumu

Ponieważ trudno jest zoptymalizować czas integracji satelity na orbicie, stosuje się kilka innych technik, aby uzyskać najwyższą możliwą wydajność sygnału do szumu . Te ulepszenia to:

Prototyp laboratoryjny instrumentu Venus Emissivity Mapper.

• Nadpróbkowanie podczas jednego czasu przebywania (dla wolnych orbit)
• Dyskretne całkowanie opóźnione w czasie (TDI)
• Binning przestrzenny (makropiksele)

Po zastosowaniu, nawet na wysokości orbity 8000 km, SNR wymagany do osiągnięcia wymaganej dokładności jest teoretycznie osiągany z marginesem ponad 100% dla wszystkich pasm. Dla wysokości orbity około 250 km SNR jest blisko 10 razy lepszy niż uzyskany na wysokości 8000 km. Prototyp laboratoryjny wykazał potencjał późniejszej wydajności SNR znacznie powyżej 1000.

Zmniejszenie niepewności

Optymalizując detektor dla odpowiednich długości fal i wykorzystując dodatkowe zakresy widmowe, uwzględnia się wpływ atmosfery i światła rozproszonego, co znacznie obniża niepewność pomiarów — jak opisano powyżej. Niepewność jest dodatkowo zmniejszana dzięki nakładającemu się pokryciu gruntu (w celu uwzględnienia krótkoterminowej zmienności atmosferycznej) i powtarzanym pomiarom (w celu zmniejszenia błędu wynikającego z niepewności co do zawartości pary wodnej, zmętnienia chmur i blasku okna powierzchniowego).