CORONAS-Photon – przegląd misji

0

Satelita CORONOAS-Photon (Complex Orbital Observations Near-Earth of Activity of the Sun Photon Mission; Koronas Foton) jest rosyjskim satelita przeznaczonym do obserwacji Słońca w zakresie promieniowania ultrafioletowego, promieniowania rentgenowskiego, miękkiego promieniowania gamma oraz monitoringu cząstek energetycznych emitowanych przez Słońce.

Misja jest realizowana w ramach międzynarodowego programu Living With a Star. Jest to 3 satelita serii CORONAS – wcześniejszymi były CORONAS-I (start 2 marca 1994r) oraz CORONAS-F (start 31 lipca 2001r). Głównymi obszarami badawczymi misji są: badania gromadzenia energii i jej przekształcania w energię cząstek energetycznych podczas rozbłysków słonecznych; badania mechanizmów przyspieszania, propagacji, oraz oddziaływań szybkich cząstek w atmosferze Słońca; oraz badania korelacji między aktywnością Słońca a procesami fizycznymi i chemicznymi w atmosferze Ziemi. Do celów naukowych misji zaliczają się: określenie rozkładu przyspieszonych elektronów, protonów i jąder atomowych oraz ich dynamiki z wysoką rozdzielczością czasową; badania różnic w przyspieszaniu elektronów i protonów; badania zmian w rozkładzie energii cząstek wysokoenergetycznych (o energiach do kilku GeV); badania nieregularności w rozkładzie kątowym oddziaływań cząstek poprzez analizę statystyczną spektrogramów energii oraz parametrów polaryzacji twardego promieniowania rentgenowskiego; badania efektów w regionach o intensywnej emisji promieniowania gamma; określenie mechanizmów przyspieszania elektronów i protonów w różnych fazach rozbłysków słonecznych oraz określenie parametrów regionów emitujących wysokoenergetyczne cząstki; określenie składu pierwiastkowego w regionach produkujących promieniowanie gamma poprzez spektrometrię gamma; określenie intensywności promieniowania rozbłysków poprzez obserwacje słabnącej emisji w linii deuteru z rozbłysków na krawędziach tarczy Słońca; określenie spektrum energii przyspieszanych protonów i jąder atomowych oraz dynamiki tego spektrum; oraz monitorowanie absorpcji ekstremalnego ultrafioletu przez atmosferę Ziemi w okresach niskiej aktywności Słońca. Instrumenty satelity pozwolą również na wykonanie badań astrofizycznych, w tym: badania twardego promieniowania rentgenowskiego i promieniowania gamma z rozbłysków gamma; oraz badania emisji rentgenowskiej z jasnych źródeł wzdłuż płaszczyzny ekliptyki.

KONSTRUKCJA

Satelita CORONAS-Photon ma masę 1 900 kilogramów. Masa instrumentów naukowych wynosi 540 kilogramów. Konstrukcja satelity jest oparta na satelitach meteorologicznych serii Meteor-M. Ma on kształt walcowaty. Statek kosmiczny składa się z 2 zasadnych sekcji – sekcji serwisowej, oraz sekcji instrumentów naukowych. Za instrumenty naukowe satelity odpowiedzialny jest Moskiewski Instytut Fizyki Inżynieryjnej (Moscow Engineering Physics Institute – MEPhI). Za satelitę odpowiada Instytut Badawczy Elektromechaniki (Research Institute for Electromechanics, NII Elektromekhaniki – NIIEM) w Istra, Region Moskiewski. W programie naukowym biorą udział ośrodki z Rosji, Ukrainy, Polski i Indii.

Sekcja serwisowa została wyprowadzona z satelitów Meteor. Zawiera ona główne komponenty inżynieryjne satelity. Kontrolę orientacji przestrzennej zapewniają koła reakcyjne. Danych nawigacyjnych dostarczają szperacze gwiazd, sensory Słońca oraz magnetometr SM-8M. Magnetometr został zainstalowany na długim wysięgniku. Wykonuje pomiary pola magnetycznego w zakresie od -55 uT do +55 uT. Został wykonany przez FGU NPP “Geologorazvedka” w St-Petersburgu i MEPhI w Moskwie. Statek jest stabilizowany trójosiowo. Dokładność kontroli orientacji przestrzennej wzdłuż głównej osi satelity w kierunku środka tarczy Słońca jest lepsza od 1 – 2 minut kątowych. Dokładność orientacji wzdłuż innych osi wynosi 2 – 3 minut kątowych. Energii elektrycznej dostarczają 2 skrzydła fotoogniw słonecznych rozlokowane po boku modułu serwisowego. Każde z nich składa się z 2 paneli fotowoltaicznych. System ten ma zdolność obracania się za Słońcem. W czasie startu panele były złożone po bokach satelity. Normalny pobór mocy wynosi 774 W, z czego instrumenty naukowe zużywają 400 W. Dane naukowe są gromadzone przed transmisją przez rejestrator o pojemności około 1 gigabajta. System telemetryczny statku BUS-FM został wykonany przez Instytut Badań Kosmicznych (Space Research Institute) w Moskwie. Umożliwia transmisję danych z szybkością 7.68 mbps. Podczas pojedynczej sesji łączności ze stacją naziemną odbieranych jest około 2048 megabajtów danych. Dziennie statek dostarcza 8.2 gigabajta danych. System łącznościowy pracuje w paśmie X 8.2 GHz. Moc użyteczna nadajnika wynosi 8 W. Nadajnik został dostarczony przez Rosyjski Instytut Inżynierii Sprzętu Kosmicznego (Russian Institute of Space Device Engineering) w Moskwie.

Sekcja instrumentów naukowych jest platformą dołączona do busa Meteor zawierająca większość sprzętu helifizycznego satelity.

WYPOSAŻENIE

W skład wyposażenia naukowego satelity CORONAS-Photon wchodzą: szybki monitor promieniowania rentgenowskiego BRM; analizator cząstek z ładunkiem elektrycznym ELECTRON-5-PESKA; spektrometr słonecznych i kosmicznych rozbłysków gamma KONUS-RF; spektrometr promieniowania wysokich energii NATALYA-2M; polarymetr twardego promieniowania rentgenowskiego PENGUIN; wielokanałowy monitor ekstremalnego ultrafioletu i miękkiego promieniowania rentgenowskiego PHOCA; teleskop promieniowania gamma niskich energii RT2; teleskop cząstek energetycznych STEP-F; teleskop promieniowania ultrafioletowego i X TESIS. Instrumenty zostały w większości zainstalowane w sekcji instrumentów. Na module serwisowym zainstalowano TESIS i jeden z komponentów KONUS-RF.

BRM

Szybki monitor promieniowania rentgenowskiego służy do wykonywania pomiarów promieniowania rentgenowskiego z wysoką rozdzielczością czasową. Jego podstawowym zadaniem jest monitoring rozbłysków słonecznych w celu badań ich rozwoju i uwalniania energii.

Masa instrumentu wynosi 10.5 kg. Detektorem jest scyntylator postaci kryształu YAlO3(Ce). Ma on wymiary 60 x 10 milimetrów. Pozwala na pomiary zmian w zakresie promieniowania rentgenowskiego w bardzo krótkich skalach czasowych, 2 – 3 milisekund. Instrument pracuje w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego (zakres energetyczny 20 – 500keV). Pomiary są wykonywane w 6 kanałach energetycznych.

Instrument BRM został opracowany przez MEPhI.

ELECTRON-5-PESKA

Analizator cząstek z ładunkiem elektrycznym ELECTRON-5-PESKA jest monitoring zmian w emisji elektronów, protonów, cząstek alfa i lekkich jonów podczas różnych faz aktywności słonecznej. Jest głownie używany podczas monitoringu rozbłysków słonecznych i innych gwałtownych procesów na Słońcu.

Masa instrumentu wynosi 16 kilogramów. Instrument jest teleskopem cząstek wyposażonym w 4 detektory półprzewodnikowe. Detektory mają powierzchnię 9, 6, 9 i 9 centymetrów kwadratowych. Pole wodzenia ma szerokość 50 stopni. Urządzenie pozwala na rejestrowanie elektronów o energiach 0.2 – 2MeV, protonów o energiach 1.0 – 150 MeV, cząstek alfa o energiach 1.5 -50 MeV na nukleon, oraz jąder atomowych o Z <26. W przypadku tych ostatnich pozwala na rejestrowanie jonów o energiach w zakresie 2.0 – 50 MeV na nukleon. Rozdzielczość pomorów energii cząstek wynosi 0.5 eV przy energii 30 keV.

Instrument ELECTRON-5-PESKA został opracowany przez Instytut Fizyki Nuklearnej (Institute of Nuclear Physics) Uniwersytetu Moskiewskiego (Moscow State University), oraz przez University de Alkala w Madrycie.

KONUS-RF

Spektrometr słonecznych i kosmicznych rozbłysków gamma pozwala na pomiary energii promieniowania gamma pochodzącego z rozbłysków słonecznych. Ponadto pozwala na obserwacje promieniowania gamma pochodzącego z astrofizycznych rozbłysków gamma.

Masa instrumentu wynosi 31.5 kg. Urządzenie pracuje w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego i miękkiego promieniowania gamma (przedział energetyczny 0.10 – 12 MeV). Instrument składa się z 2 detektorów scyntylacyjnych NaI(Tl). Pierwszy detektor, umieszczony w module instrumentów naukowych satelity służy do obserwacji promieniowania słonecznego. Ma on wymiary 127 x 76.2 milimetra. Rozdzielczość pomiarów energii tego detektora wynosi 8% przy energii 662 keV. Drugi detektor znajduje się po przeciwnej stronie satelity, na module serwisowym blisko łącznika z trzecim stopniem rakiety. Służy do obserwacji promieniowania gamma z rozbłysków pozagalaktycznych. Ma on wymiary 200 x 50 milimetrów. Rozdzielczość pomiarów energii tego komponentu wynosi 11% przy 662 keV.

Instrument KONUS-RF został opracowany przez Ioffe Physical-Technical Institute w St-Petersburgu.

NATALYA-2M

Spektrometr promieniowania wysokich energii służy do monitoringu promieniowania gamma oraz neutronów wytwarzanych głownie podczas rozbłysków słonecznych.

Masa instrumentu wynosi 360 kilogramów. Urządzenie pozwala na rejestrowanie promieniowania gamma o energiach w zakresie 0.3 -2000 MeV. Ponadto pozwala ono na rejestrowanie neutronów w przedziale energetycznym 20 – 300 MeV. Instrument składa się z 16 detektorów scyntylacyjnych w postaci kryształów CsI(Tl) o wymiarach 380 x 80 x 45 centymetrów. Zostały one ustawione w 4 szeregach i osłonięte osłoną w kształcie kopuły. Całkowita powierzchnia detektorów wynosi 1216 centymetrów kwadratowych. Rozdzielczość pomiarów energii wynosi 9.9% przy 662 keV oraz ?30% w paśmie 50 – 2000 MeV. Pomiary wykonywane są w trzech trybach: trybie normalnym, trybie flar i trybie rozbłysków.

Instrument NATALYA-2M został opracowany przez MEPhI oraz Instytut Fizyki im Lebedeva (Lebedev Physical Institute – FI RAN) w Moskwie.

PENGUIN

Polarymetr twardego promieniowania rentgenowskiego służy do pomiarów intensywności miękkiego promieniowania rentgenowskiego, polaryzacji promieniowania rentgenowskiego o wysokich energiach, oraz do monitoringu energii neutronów słonecznych. Pomiary są podczas okresów niskiej aktywności słonecznej oraz podczas rozbłysków słonecznych.

Urządzenie ma masę 29.5 kilograma. PENGUIN pozwala na pomiary miękkiego promieniowania rentgenowskiego w zakresie energetycznym 1 – 10 keV oraz na polarymetrię w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego (przedział energetyczny 20 – 150 keV). Ponadto pozwala na spektrometrię w zakresie promieniowania rentgenowskiego i gamma o energiach 0.15 -5 MeV. Wykonuje też pomiary energii neutronów w przedziale 5 – 50 MeV. Instrument składa się z centralnego detektora scyntylacyjnego w postaci kryształu p-terfinil o wymiarach 140 x 100 milimetrów. Jest otoczony cylindrycznym układem sześciu kryształów CsI(Tl). Ten zestaw jest otoczony licznikami zliczającymi tło. Pomiary polaryzacji liniowej twardego promieniowania rentgenowskiego są oparte na rozpraszaniu fotonów w centralnym krysztale. Stopień polaryzacji jest określany na podstawie anizotropii rejestrowanego rozpraszania fotonów. Liczniki tła i kryształy CsI(Tl) osłaniają detektor centralny i zmniejszają tło. Powierzchnia efektywna do rejestrowania rozproszonych fotonów ma wielkość 2 centymetrów kwadratowych.

Instrument został opracowany przez Ioffe Physical-Technical Institute w St-Petersburgu oraz MEPhI.

PHOCA

Do podstawowych celów naukowych wielokanałowego monitora ekstremalnego ultrafioletu i miękkiego promieniowania rentgenowskiego zaliczają się: badania rozwoju rozbłysków słonecznych; badania zmian w promieniowaniu Słońca w długich okresach czasu; oraz pomiary promieniowania słonecznego pochłanianego przez atmosferę Ziemi (podczas wchodzenia i wychodzenia z cienia Ziemi).

Masa instrumentu wynosi 10 kilogramów. Instrument pracuje w 2 zakresach promieniowania EUV (1 – 11 nm i 27 – 37 nm) oraz w paśmie Lyman-alfa (121.6 nm). W zakresie EUV obserwowane są linie HeII, HeI, oraz OII – OIV. Detektorami instrumentu są fotodiody (Absolute XUV Photodiodes – AXUV-50). Instrument posiada 7 detektorów. Każdy ma powierzchnię 1 centymetra kwadratowego. W celu zablokowania światła które nie powinno paść na detektory zastosowano filtry metalowe Ti-Pd dla pasma 1 – 11 nm oraz Cr/Al dla pasma 27 – 37 nm. Filtr Cr/Al zmieniasz intensywność światła widzialnego o 7 rzędów wielkości, a filtr Ti-Pd o 6 rzędów wielkości. W celu umożliwienia mierzenia światła tła zastosowano filtry krzemowe umieszczone na kole filtrów. Różne pozycje koła odpowiadają różnym trybą pracy instrumentu. Pole widzenia instrumentu ma wymiary 3 x 3 stopnie.

W rozwój instrumentu PHOCA zaangażowane były: MEPhI, Instytut Astrofizyki (Astrophysical Institute) w Poczdamie, oraz Fraungofer Institute we Frymburgu.

RT2

Do podstawowych celów instrumentu zaliczają się: badania zmian czasowych w spektrum twardego promieniowania rentgenowskiego; szybkie obserwacje twardego promieniowania rentgenowskiego z rozbłysków słonecznych; pomiary liniowej polaryzacji twardego promieniowania rentgenowskiego z rozbłysków; obrazowanie Słońca w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego; badania energii, ładunku i składu jonów emitowanych przez rozbłyski; badania fizyki struktur magnetycznych na Słońcu; badania ewolucji struktur magnetycznych w dużej skali; obrazowanie rekolekcji magnetycznej; oraz badania przyczyn eksplozyjnego uwalniania energii i szczegółów ogrzewania korony.

Masa urządzenia wynosi 68 kilogramów. Instrument składa się z 3 jednostek – RT-2/S, RT-2/G i RT-2/CZT oraz jednostki elektroniki RT-2/E. Instrument pracuje w zakresie energii 15 keV – 2000 keV. W zakresie tym obszar efektywny ma wielkość 75 centymetrów kwadratowych. Rozdzielczość pomiarów energii jest lepsza od 16.5% przy 60 keV. Podjednostka RT-2/S posiada detektor scyntylacyjny Phoswich NaI(Tl) o wielkości 3 mm. Detektor posiada pasywne i aktywne osłony. Podjednostka RT-2/G posiada detektor scyntylacyjny Phoswich CsI(Na) o wielkości 25 mm. Podjednostka RT-2/CZT jest wyposażona w detektor półprzewodnikowy (Solid-State Detector) pozwalający na obrazowanie.

Urządzenie RT2 zostało dostarczone przez Indnie. Zostało zbudowane przez Instytut Badań Podstawowych (TATA Institute of Fundamental Research – TIFR) w Bombaju.

STEP-F

Teleskop cząstek energetycznych pozwala na monitoring elektronów, protonów i cząstek alfa podczas różnych stanów aktywności słonecznej.

Masa instrumentu wynosi 7.5 kilograma. Instrument pozwala na rejestrowanie elektronów o energiach w zakresie 0.15 – 10 MeV, protonów o energiach 4.0 – 62 MeV, oraz cząstek alfa w przedziale 15.5 – 245.5 MeV. Instrument jest teleskopem cząstek wyposażonym w detektory półprzewodnikowe. Całkowita powierzchnia detekcyjna ma wielkość 36 centymetrów kwadratowych. Pole widzenia instrumentu ma szerokość 8 stopni.

Urządzenie STEP-F zostało opracowane przez Kharkov State University na Ukrainie.

TESIS

Teleskop promieniowania ultrafioletowego jest systemem umożliwiającym obrazowanie tarczy słonecznej oraz polarymetrię w zakresie dalekiego ultrafioletu i promieniowania rentgenowskiego. Instrument pozwala na obrazowanie całej tarczy słonecznej w zakresie wąskich kanałów spektralnych z wysoką rozdzielczością przestrzenną i czasową. Do głównych celów naukowych instrumentu zaliczają się: śledzenie procesów dynamicznych w koronie (rozbłyski, CME itp) z wysoką przestrzenną (1”) i czasową (ok 1 s) rozdzielczością; monitoring głównych parametrów plazmy, takich jak gęstość elektronów i jonów, temperatura itp; badania rozwoju w dużej skali struktur magnetycznych w koronie i ich wpływu na globalną aktywność korony; oraz badania mechanizmów gromadzenia energii i jej uwalniania podczas rozbłysków. W celu wykonania tych zadań instrument pozwala na obrazowanie Słońca w zakresie linii jonów HeII, SiXI, FeXXI-FeXXIII i MgXII. Instrument pozwala na obserwacje dynamiki flar słonecznych; erupcyjnych procesów w atmosferze Słońca; koronalnych wyrzutów masy (ich formowania i dynamiki); pozwala na spektrometrię plazmy w szerokim zakresie temperatur; oraz badania ogrzewania górnej atmosfery Ziemi.

W skład tego instrumentu wchodzą: spektroheliometr EUV (EUV Spectroheliometer – EUSH); spektroheliometr obrazujący linii MgXII (MgXII Imaging Spectroheliometer – MISH); koronograf EUV (Solar EUV Coronograph – SEC); teleskop EUV pełnego dysku słonecznego 1 (Ful Disc EUV Telescope 1 – FET-1); teleskop EUV pełnego dysku słonecznego 2 (Ful Disc EUV Telescope 2 – FET-2); oraz fotometr rentgenowski (Solar Photometer in X-ray – SPHNIX). Urządzenie posiada własną jednostkę elektroniki. Instrument jest ponadto wyposażony w 2 szperacze gwiazd. Może dostarczać 500 MB danych dziennie. W optyce instrumentu zastosowano nowy rodzaj warstw odbijających.

Spektroheliometr EUSH pracuje w zakresie spektralnym 280 – 330 A. Pozwala na spektrometrię obrazującą zarówno gorącej jak i chłodniejszej plazmy. Pracuje w liniach HeII, SiIX, SiXI, FeXIV-FeXVI, MgVIII, NiXVIII, CaXVII, AlIX, FeXXII i innych. Pozwala na obserwacje całego dysku słonecznego. Posiada siatkę dyfrakcyjną oraz zwierciadło paraboliczne pokryte wielowarstwowym filmem odbijającym. Pole widzenia ma szerokość 1st 24′. Rozdzielczość kątowa wynosi 4.4 sekundy kątowej. Układ optyczny charakteryzuje się ogniskową 600 mm. Otwór wejściowy ma wymiary 5 x 80 mm. Szybkość odczytu z detektora wynosi 30 ? 600 s. Detektorem jest CCD o wymiarach 1024 x 2048 pikseli. Pojedynczy piksel ma wymiary 13.5 um x 13.5 um.

Spektroheliometr MISH pracuje w zakresie dubletu 8.418 A i 8.423 A. Pozwala na obserwacje plazmy o temperaturze 10 MK i określanie jej parametrów oraz dynamiki. Jest to spektroheliometr Bragga ze sferycznie wygiętym zwierciadłem krystalicznym. Jego pole widzenia wynosi 1st 15′ (obejmuje całą tarczę słoneczną). Rozdzielczość kątowa wynosi 2 sekundy kątowe na piksel. System optyczny charakteryzuje się ogniskową 1378 mm. Otwór wejściowy ma wymiary 71 x 103 mm. Obraz może być uzyskiwany w czasie od 1 s (subklatki) do 10 s (pełne klatki). Detektorem jest CCD o wymiarach 2048 x 2048 pikseli. Pojedynczy piksel ma wymiary 13.5 um x 13.5 um.

Koronograf SEC pozwala na badania dynamiki i struktury CME w odległości do 4 promieni Słońca. Jego konfiguracja jest oparta na układzie Ritcheya – Chretiena. Pracuje w zakresie 290 – 320 A. Pole widzenia ma szerokość 2st 5′. Obejmuje wewnętrzną i zewnętrzną koronę w odległości 0.7 – 4 promieni traczy słonecznej. Układ optyczny charakteryzuje się długością ogniskowej 600 mm. Otwór wejściowy ma postać pierścienia o średnicy wewnętrznej 25 mm i zewnętrznej 85 mm. Rozdzielczość czasowa wynosi 600 s. Detektorem jest CCD o wymiarach 2048 × 2048 pikseli. Pojedynczy piksel ma wymiary 13.5 um × 13.5 um.

Teleskop FET-1 pracuje w zakresie 130 – 136 A, a FET-2 w paśmie 290 – 320 A. Konfiguracja obu teleskopów jest podobna. Są to teleskopy w układzie Hershela ze zwierciadłem parabolicznym porytym wielowarstwowym filmem odbijającym. Pole widzenia ma szerokość 1 stopnia. Rozdzielczość kątowa wynosi 1.7 ” na piksel. Długość ognikowej układu optycznego wynosi 1600 mm. Otwór wejściowy ma szerokość 100 mm. Obraz jest uzyskiwany w czasie od 1 s (subklatki) do 60s (pełne klatki). Detektorem jest CCD o wymiarach 2048 x 2048 pikseli. Pojedynczy piksel ma wymiary 13.5 um x 13.5 um.

Fotometr SPHNIX pracuje w zakresie 0.8 keV – 15 keV (są to pierwsze obserwacje spektrometryczne Słońca w tym zakresie). Jego masa wynosi 3.7 kg, maksymalny pobór mocy 10 W, a produkcja danych – 50 MB na dobę. Jego głównym zadaniem jest monitoring składu pierwiastkowego atmosfery Słońca w różnych warunkach jego aktywności poprzez analizę cech linii spektralnych. Do obserwowanych pierwiastków zaliczają się neon, magnez, krzem, siarka, argon, wapń, żelazo i nikiel. Pozwala też na badania warunków fizycznych podczas rozbłysków słonecznych. Ponadto stanowi detektor rozbłysków dla innych komponentów TESIS i innych instrumentów CORONAS-Photon. Urządzenie może rejestrować emisję zarówno ze Słońca spokojnego, jak i podczas wszystkich stopni jego aktywności. SPHNIX posiada 3 otwory wejściowe o powierzchniach 19.96, 0.397 i 0.0785 milimetra kwadratowego. Pole widzenia ma szerokości 5 stopni. Urządzenie posiada 4 detektory Si PIN o powierzchni 20 milimetrów kwadratowych i grubości 500 mikronów. Detektory podobnego typu zastosowano w instrumencie APXS łazika Sojourner do badań skał. Rozdzielczość spektralna wynosi 290 eV dla detektorów D2, D3 i D4 oraz 490 eV dla detektora D1, więc jest większa od rozdzielczość teleskopu RHESSI (około 1 keV).

Jednostka elektroniki instrumentu TESIS pozwala na jego kontrolę i zarządzanie danymi, w tym ich kompresję. Może wykonywać 6.4×10^7 operacji na sekundę. Jest wyposażona w pamięć masową o pojemności 256 MB. Składa się z 4 redundancyjnych kanałów. Jest zdolna do przyjmowana uaktualnień oprogramowania.

Głównym wykonawcą instrumentu TESIS jest Instytut Fizyki Lebedeva (Lebedev Physical Institute – LPI) w Moskwie. Komponent SPHNIX został dostarczony przez Centrum Badań Kosmicznych PAN.

HISTORIA MISJI

Według pierwotnych planów misją CORONAS-Photon miała wystartować w 2004r. Pierwotnie konstrukcja statku miała być oparta na platformie AUOS-SM, podobnie jak satelity CORONAS-I i CORONAS-F. Platforma ta została zaprojektowana przez KB Yuzhnoe w Dniepropietrowsku na Kurainie. Jednakże w celu uniezależnienia od wykonawcy na Ukrainie zdecydowano się później na znalezienie wykonawcy w Rosji. Głównym wykonawcą satelity został NIIEM. Później kontrolę nad projektem przejęła była macierzysta spółka NIIEM Iosifiyan All-Russian Institute of Electrical Mechanics (VNIIEM). Konstrukcja satelity została oparta na busie Meteor. Uniezależniło to rosyjską agencję kosmiczną od Ukrainy. Jednak satelita został zbudowany na bazie przestarzałej konstrukcji mogącej zapewnić tylko ograniczoną kontrolę orientacji przestrzennej. Próbowano skompensować ten brak zmniejszający jakość obserwacji przez zastosowanie zestawu instrumentów mogącego pracować jak najszerszym zakresie spektralnym. Start misji został przesunięty na marzec 2008r, a potem na 1 czerwca 2008r. 9 października 2008r nowa data startu stał się koniec 2008r. W listopadzie 1008r start planowano na 15 grudnia 2008r. Statek został przetransportowany na kosmodrom Pesieck w nocy z 14 na 15 grudnia 2008r. Ostateczna datą startu stał się styczeń 2009r.

PRZEBIEG MISJI

Miejscem startu satelity był kosmodrom w Plesiecku. Rakietą nośną był Cyklon-3. Rakieta nośna została umieszczona na platformie startowej 32 dnia 29 stycznia 2009r o godzinie 18:00 UTC. Jednak tego samego dnia o godzinie 13:15 UTC start został opóźniony 24 godziny. Satelita CORONAS-Photon wystartował ostatecznie 30 stycznia 2009r o godzinie 13:30 UTC. Start przebiegał bez problemu. Satelita oddzielił się od 3 stopnia rakiety o 14:14 UTC. Pierwsze pomiary radiowe orbity wykonano o 15:02 UTC. Po starcie prawidłowo rozwinęły się panele słoneczne. Również ciśnienie w wnętrzu statku było prawidłowe. Po wejściu na orbitę rozpoczęto testy systemów satelity i jego instrumentów. Program naukowy został rozpoczęty 3 lutego.

Satelita został umieszczony na orbicie w przybliżeniu kołowej o perygeum na wysokości 533 kilometrów i apogeum 560 kilometrów. Nachylenie orbity do płaszczyzny równika wyniosło 82.485 stopnia. Orbita jest synchroniczna ze Słońcem. Pozwala na stałe monitorowanie Słońca bez wejścia w cień Ziemi przez około 25 dni od kwietnia 2009r.

Misja nominalna satelity CORONAS-Photon została przewidziana na 3 lata. W tym czasie satelita uzyska około miliona obrazów Słońca i około 200 godzin wideo. Później planowane jest przedłużenie misji o 2 lata.

Źródła:
http://www.russianspaceweb.com/
http://iaf.mephi.ru/coronos-photon_main_e.htm
http://sprg.ssl.berkeley.edu

Share.

Comments are closed.