«научные эксперименТы на малых космических аппараТах аппаратура, сбор данных и управление, электронная компонентная база Труды научно-Технического семинара россия Таруса 23–25 мая 2012 г. под редакцией Р. Р. Назирова, И. ...»

ISSN 2075-6836

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки

Институт космических исследований Российской академии наук

(ИКИ РАН)

научные эксперименТы

на малых

космических аппараТах

аппаратура,

сбор данных и управление,

электронная

компонентная база

Труды

научно-Технического семинара россия Таруса 23–25 мая 2012 г.

под редакцией Р. Р. Назирова, И. В. Чулкова, В. Н. Юрова механика, упраВление и инФормаТика москва — УДК 629.7 ISSN 2075- ББК 39. В данные труды включены тексты докладов, представленных на семинаре «Научные эксперименты на малых космических аппаратах: аппаратура, сбор данных и управление, электронная компонентная база». Семинар проводился Федеральным государственным бюджетным учреждением науки Институтом космических исследований Российской академии наук (ИКИ РАН) и Федеральным государственным автономным образовательным учреждением высшего профессионального образования «Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ» Министерства образования и науки (НИЯУ МИФИ) в г. Таруса, Калужской обл., 23–25 мая 2012 г.

Приводятся описания научных экспериментов, систем сбора информации, методик исследования стойкости электронных изделий к радиационным воздействиям.

Материалы представляют интерес для научных сотрудников и инженеров, занимающихся разработкой аппаратуры для космических экспериментов, студентов и аспирантов.

The reports have been presented on the “Scientific experiments on small satellites: apparatus, data collection and control, electronic components” seminar are included in the Proceedings. The seminar was conducted by Space research institute Russian Academy of Science and National research nuclear university “MEPhI” in Tarusa, Kaluga region, 23-25.05.2012.

The scientific experiments, data collection and control systems, methods for investigation radiation stability electronic components descriptions are given in reports.

This information is interesting for scientists and engineers have been occupied with cosmic research equipment working out, and for post-graduate students.

Редакционная коллегия: В. Н. Юров И. В. Чулков Е. А. Антоненко В. С. Корниленко Редактор:

Компьютерная верстка: Е. О. Кораблева А. Н. Захаров Дизайн:

В. М. Давыдов © Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт космических исследований Российской академии наук (ИКИ РАН),

ПРЕДИСЛОВИЕ

В последние годы ряд организаций – разработчиков космических аппаратов (КА)занимается созданием унифицированных спутниковых платформ для проведения экспериментов различного назначения. Разрабатываемые платформы, в том числе, относятся и к классу малых аппаратов (МКА), обеспечивающих эксплуатацию на орбите целевой аппаратуры массой 100…120 кг и потребляемой мощностью 100…120 Вт. Конечно, эксперименты на МКА не могут полностью заменить большие специализированные научные лаборатории, но занимают и будут занимать своё определенное место в общем объёме космических исследований по следующим причинам:

• унифицированные платформы достаточно быстро и с небольшими затратами адаптируются к требованиям конкретного эксперимента;

• вывод на орбиту может осуществляться групповым пуском нескольких МКА или попутным грузом с большим КА специального назначения, что значительно расширяет возможности и уменьшает стоимость пуска;

• малые КА лучше адаптируются к требованиям эксперимента в части условий наблюдения.

В результате у исследователей появляется возможность проведения научных исследований со значительно меньшими (до 10 раз), чем на больших КА, финансовыми затратами и сокращением сроков(до 3…5 лет) на создание и запуск аппаратуры.

Результат космического эксперимента (КЭ) в значительной степени зависит от реализованной схемы взаимодействия научной аппаратуры (НА) со служебными системами КА. Связи НА с КА осуществляются через системы питания, управления, телеметрии, сбора и передачи данных. Максимальное использование возможностей служебных систем для обеспечения функционирования НА повышает её надёжность и расширяет технические возможности КЭ. К сожалению, разработчики КА весьма неохотно делятся своими ресурсами с создателями научных приборов, так как это требует более сложной наземной отработки взаимодействия аппаратуры. Все интерфейсы обмена реализуются в одном или двух блоках научной аппаратуры, в которых размещаются узлы управления и подачи питания и система сбора, накопления и передачи научной информации. В интерфейсах бортовой аппаратуры применяются, как правило, хорошо ранее отработанные в космических экспериментах системы. Поэтому при выборе схемотехнических решений в научных приборах полезен и очень важен обмен информацией и сравнение различных технических реализаций построения аналогичных устройств.

Надёжность работы аппаратуры при проведении КЭ в значительной степени определяется правильным выбором комплектующей элементной базы. Сложные условия эксплуатации: воздействие солнечных и галактических космических лучей, частиц солнечного ветра и радиационных поясов Земли, широкий температурный диапазон, космический вакуум, длительный (более 5 лет) период функционирования – существенно ограничивают рынок применяемых электрорадиоизделий (ЭРИ). В последние годы произошло несколько инцидентов с российскими космическими аппаратами (КА ГЛОНАСС, КА «Фобос-Грунт»), официальной причиной которых названо применение некачественных ЭРИ.

В связи с этим вводятся более жесткие требования к сертификации используемых в бортовой аппаратуре комплектующих изделий отечественного и иностранного производства. Откорректированы и выпущены Перечни ЭРИ, рекомендованных к применению, и в контрактах на разработку приборов планируется выделение этапа работ по обоснованию и защите применяемой комплектации. Ситуация усложняется из-за того, что ЭРИ, сертифицированные для работы в условиях высоких радиационных нагрузок, изготавливаются по специальным технологиям ограниченными партиями и их стоимость в 500…1000 раз превышает цену аналогичных коммерческих изделий. Например, цена программируемой логической интегральной схемы Virtex-4 c квалификацией Space составляет примерно 150 тысяч долларов США. Основными производителями радиационно стойких ЭРИ за рубежом являются компании США и их приобретение — длительная (до одного года) и сложная процедура, требующая разрешения государственных структур.

По этим причинам следует в максимальной степени использовать при разработке отечественной научной аппаратуры ЭРИ российского производства и очень большое значение имеет информация о рынке и возможностях разработчиков комплектующих изделий.

Для производителей продукции не менее важно знание интересов потенциальных потребителей.

Все вышеизложенные обстоятельства и определили тематику проведенного семинара.

УДК 629. ТЕхнИчЕСкая кОнцЕПцИя И научныЕ заДачИ кОмПЛЕкСа научнОй аППаРаТуРы «аРка» ДЛя маЛОгО кОСмИчЕСкОгО аППаРаТа мка-ФкИ № С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физический институт им. П. Н. Лебедева Российской академии наук (ФИАН), Москва Физический институт Российской академии наук (ФИАН) ведет работы по созданию комплекса научной аппаратуры «Арка» (КНА «Арка») для малого космического аппарата (МКА) № 5, создаваемого в рамках программы фундаментальных космических исследований (МКА-ФКИ). Аппарат предназначен для построения высокоточных изображений Солнца с пространственным разрешением 0,1 угл. с/пиксел, что соответствует линейному размеру ~70 км на поверхности Солнца. Соответствующее разрешение в 17 раз выше, чем разрешение телескопов ТЕСИС на спутнике «КОРОНАС-Фотон» (Россия) и в 6 раз превышает разрешение действующих солнечных телескопов AIA на спутнике SDO (США).

Концепция КНА «Арка» близка к концепции обсерватории TRACE (США), выведенной на орбиту в 1998 году в рамках программы малых космических аппаратов НАСА SMEX (SMall EXplorer missions): наблюдения Солнца производятся в ограниченном поле зрения, но имеют очень высокое угловое разрешение. В состав КНА «Арка» входят три инструмента: два больших телескопа для наблюдения солнечной короны и переходного слоя Солнца в линиях Fe IX 171 (телескоп Т1) и He II 304 (телескоп Т2), а также относительно компактный телескоп ТХ, строящий изображения полного солнечного диска. Для спутника выбрана геосинхронная орбита с наклонением 63,4, которая обеспечивает непрерывную видимость Солнца за исключением краткосрочных периодов Богачев Сергей Александрович – ведущий научный сотрудник, доктор физико-математических наук, [email protected] Кузин Сергей Вадимович – заведующий лабораторией рентгеновской астрономии Солнца, доктор физико-математических наук, [email protected] Перцов Андрей Александрович – старший научный сотрудник, канд. физико-математических наук, [email protected] Шестов Сергей Викторович – старший научный сотрудник, канд. физико-математических наук, [email protected] Иванов Юрий Сергеевич – ведущий инженер-конструктор, [email protected] Ульянов Артем Сергеевич – аспирант, [email protected] Кириченко Алексей Сергеевич – инженер 1-й категории, [email protected] Рева Антон Александрович – аспирант, [email protected] С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева затмений, а также позволяет передать на Землю значительные объемы целевой информации. Предполагается, что телескопы будут получать от 100 до 1000 высокоточных изображений Солнца в сутки с размером кадра 61446144 пиксела. В настоящее время ведутся работы по созданию сайта проекта, который будет открыт по адресу http://arka.lebedev.ru.

ключевые слова: малые космические аппараты; Солнце; ВУФтелескоп.

Введение Несмотря на значительный прогресс последних десятилетий, в физике Солнца остаётся нерешенным ряд фундаментальных проблем. Это, в частности, нагрев короны и хромосферы Солнца, триггеры солнечных вспышек и формирование и ускорение солнечного ветра [Aschwanden, 2005; Golub, Pasachoff, 2009]. Тот факт, что огромное количество экспериментальных данных, поступающих с космических и наземных обсерваторий, не позволяет решить указанные проблемы физики Солнца, вероятно, свидетельствует о недостаточной точности современных наблюдений.

Речь идет как о недостаточно высоком временнм разрешении наблюдений, так и о нехватке пространственного разрешения.

Если говорить о космических телескопах, т. е. инструментах, получающих двумерное изображение Солнца, то их временное разрешение складывается из времени экспозиции изображения, времени считывания данных с детектора (обычно ПЗС-матрицы), а также времени на подготовку ПЗС-матрицы к следующему наблюдению. Для космических солнечных телескопов середины 1990–2000 гг. (телескоп EIT на спутнике SOHO [Delaboudinire et al., 1995]; телескоп TRACE [Handy et al., 1998]; телескоп XRT на спутнике Hinode [Golub et al., 2007]) лучшее временне разрешение составляло от 30 до 60 с. В настоящее время (первая половина 2010-х) ситуация несколько изменилась благодаря повышению чувствительности рентгеновской оптики, а также улучшению характеристик ПЗС-матриц, позволяющих заметно сократить время считывания данных и время подготовки матрицы к следующему сеансу наблюдений. Так, телескопы в составе комплекса аппаратуры ТЕСИС на спутнике «КОРОНАС-Фотон» [Kuzin et al., 2009] позволяли получать серии наблюдений со скважностью (интервал времени между двумя последовательными кадрами) около 10 с, а при наблюдениях фрагмента Солнца – до 4…5 с [Ulyanov et al., 2010]. Телескопы AIA на борту спутника SDO (запущен в 2010 г.) имеют сейчас скважность около 10…12 с [Lemen et al., 2012]. Таким образом, в наши дни временне разрешение в 10 с можно считать стандартным, разрешение в 5 с является рекордным, а разрешение в 1 с и лучше все еще недоступно.

Угловое (пространственное) разрешение телескопов зависит от качества оптической системы, но не может быть меньше предела, устанавливаемого дифракцией или ПЗС-матрицей.

При наблюдениях Солнца в коротких длинах волн (порядка и менее 100 ) дифракционный предел обычно так мал, что главным является угловой размер пиксела детектора. В частности, при фотографировании Солнца, угловой диаметр которого составляет около 2000 угл. с, с помощью ПЗС-матрицы размером 10241024 пиксела (матрицами такого размера были оснащены телескопы EIT на спутнике SOHO и телескоп TRACE) нельзя получить угловое разрешение лучше 2 угл. с. В случае ПЗС-матриц размером 20482048 пикселов (телескопы ТЕСИС на спутнике «КОРОНАС-Фотон» и телескопы EUVI на спутниках STEREO-A и STEREO-B) максимальное угловое разрешение при наблюдении полного диска Солнца составляет одну угловую секунду, а для матриц размером 40964096 пикселов (телескопы AIA на спутнике SDO) максимальное разрешение равно 0,5 угл. с.

Увеличение размера ПЗС-матрицы не может продолжаться неограниченно, так как при этом растет объем получаемого изображения в байтах. В частности, размер одного изображения телескопа AIA составляет 32 МБ (каждый пиксел содержит 2 байта информации). Для сравнения, суточный объем целевой информации, поступавший в 2009 г. с российского спутника «КОРОНАС-Фотон», составлял около 1…2 ГБ. В пересчете на изображения AIA этого хватило бы на 32…64 кадра в сутки. При попытке улучшить угловое разрешение в 2 раза, т. е. при переходе к матрицам 81928192 пиксела, объем изображения увеличился бы до 128 МБ, а суточное количество кадров на 1 ГБ целевой информации сократилось бы до 8. Очевидно, что этого недостаточно для получения сколь-либо значимой информации о динамике Солнца и событиях солнечной активности.

Выход состоит в переходе от наблюдений полного диска Солнца к исследованиям отдельных фрагментов солнечной поверхности. Примером таких наблюдений является обсерватория TRACE (США), запущенная в рамках программы малых космических аппаратов NASA SMEX в 1998 г. [Handy et al., 1999]. Телескопы обсерватории были оснащены ПЗС-матрицами размером пиксела, но наблюдали не полный диск Солнца, а фрагмент поверхности размером 8,58,5 угл. мин. Если при наблюдении полного диска Солнца максимальное разрешение такой матрицы составляет 2 угловых секунды, то при наблюдениях в поле зрения 8,58,5 угл. мин разрешение TRACE составило 0,5 угл. с, что в 4 раза лучше. Соответствующий режим наблюдения не свободен от недостатков, главным из которых является то, что значительная часть событий на Солнце, находящихся вне поля зрения инструмента, пропускается им. Этот недостаток компенсируется возможностью получения изображений, в 4-5 раз превышающих по точности кадры полного солнечного диска. Помимо TRACE подобный способ исследования Солнца в крайнем УФ-диапазоне после нигде не применялся.

С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева Комплекс научной аппаратуры «Арка» будет первым после TRACE инструментом для сверхдетального исследования отдельных участков солнечной короны [Кузин и др., 2011]. КНА предназначен для установки на борту малого космического аппарата (платформа «Карат» разработки НПО им. С. А. Лавочкина) и включает три телескопа, два из которых должны осуществлять наблюдения Солнца со сверхвысоким угловым разрешением, а третий телескоп предназначен для координации работы двух основных инструментов. Поле зрения прибора больше, чем у телескопов TRACE (10,2 угл. мин против 8,5 угл. мин). При этом, однако, с использованием ПЗС-матрицы существенно большего размера (61446144 пиксела против 10241024 пиксела) в ходе эксперимента планируется достичь углового разрешения в 0,1 угл. с против 0,5 угл. с у телескопов TRACE. Таким образом, угловое разрешение КНА «Арка», по плану, должно быть в 5 раз лучше, чем у TRACE, и в 6 раз лучше, чем разрешение наиболее современной солнечной обсерватории NASA SDO (0,6 угл. с). При пересчете в километры, один пиксел матрицы КНА «Арка» соответствует размеру около 70 км. Обоснованы ожидания, что столь подробные наблюдения структур солнечной короны помогут продвинуться в ряде направлений солнечной физики, в особенности в вопросах исследования микроактивности Солнца, имеющей большое значение для решения ряда фундаментальных проблем.

В настоящей работе приводятся научные задачи КНА «Арка» в том объеме, в котором они видны на текущий момент, а также описываются основные технические характеристики научной аппаратуры.

1. научные задачи кна «арка»

Основной целью эксперимента, проводимого с помощью КНА «Арка», является получение изображений солнечной короны с рекордным пространственным разрешением, которое составляет около 70 км/пиксел. Временное разрешение (минимальный интервал времени между двумя кадрами), как ожидается, должно быть не хуже, чем 10 с. Исходя из этих характеристик научной аппаратуры, можно сформулировать круг научных задач, которые могут быть решены в ходе эксперимента.

Одной из наиболее значимых для современной физики Солнца является проблема поиска и исследования так называемых нановспышек, то есть событий, интегральное энерговыделение которых лежит в диапазоне от 1024 до 1027 эрг. Для сравнения, энерговыделение одной крупной солнечной вспышки может достигать 1033 эрг [Aschwanden, 2005]. Исходя из наблюдений известно, что распределение солнечных вспышек по энергии хорошо описывается степенным законом, то есть формулой вида где E – энергия вспышки, а dN – число вспышек в интервале энергий от E до E + dE. Величина j называется показателем степенТехническая концепция и научные задачи ного распределения (обычно полагают, что j > 1). Из формулы (1) следует, что при увеличении энергии вспышки их число уменьшается и, наоборот, при переходе от бльших энергий к меньшим энергиям число вспышек растет. Поскольку в большинстве случаев интерес представляет не число вспышек, а связанная с ними энергия, то формула (1) может быть переписана в виде:

где DE – полная энергия в диапазоне [E0, E1], откуда Нетрудно убедиться, что если наклон степенного распределения превышает 2, т. е. j > 2, то интегральная энергия вспышек DE стремится к бесконечности при E0, стремящемся к нулю. Отсюда можно сделать два вывода. Первый состоит в том, что в зависимости от наклона распределения вспышек по энергиям возможны два сценария. Первый соответствует значению j 2. В этом случае энергия, высвобождающаяся в крупных вспышках, превосходит энергию, выделяющуюся в микро- и нановспышках. При таком сценарии роль микропроцессов в глобальной энергетике короны незначительна. Во втором случае, когда j > 2, основная вспышечная энергия Солнца оказывается заключена в микрои нанособытиях. Такой сценарий представляется чрезвычайно привлекательным, так как позволяет использовать микрособытия для объяснения целого ряда фундаментальных вопросов физики Солнца. В настоящее время, в частности, большой популярностью пользуются механизмы нагрева короны, основанные на нановспышках. Следует подчеркнуть, что при j > 2 полная энергия вспышек, просуммированная в диапазоне от E = 0 до E, неограниченно растет. Это означает, что солнечные вспышки не могут быть сколь угодно малыми и существует так называемая энергия отсекания: E > Eмин, которая, помимо прочего, определяет полную вспышечную энергию Солнца:

Вопрос о наклоне распределения вспышек в области малых энергий, таким образом, является весьма существенным, причем ответ на него может быть получен только экспериментальным путем. Также, лишь в ходе эксперимента, может быть обнаружена и измерена минимально возможная энергия вспышек и, как следствие, определена суммарная вспышечная энергия всего Солнца.

Вторым, весьма значимым выводом является вопрос о собственных колебаниях мелкомасштабных магнитных структур в нижней короне Солнца. Хорошо известно, что крупные магнитные С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева петли (с размерами порядка 10…100 тыс. км) при их наблюдении с высоким временным разрешением часто показывают наличие колебаний (осцилляций) [Aschwanden, Schrijver, 2011]. Как правило, такие осцилляции являются реакцией петли на ударное воздействие от солнечной вспышки. Начало осцилляций соответствует моменту прихода к петле вспышечного возмущения, а амплитуда колебаний, их период и время затухания существенно зависят от свойств петли и окружающей короны. Последнее позволяет использовать соответствующие наблюдения для диагностики физических свойств короны Солнца.

Поскольку помимо больших корональных петель на Солнце существует огромное число магнитных структур малого масштаба, представляет интерес вопрос о регистрации в них таких же колебаний. При этом помимо использования этих данных для диагностики нижней короны важной является оценка полной энергии, заключенной в мелкомасштабных осцилляциях. Речь идет о том, что если мы наблюдаем осциллирующую магнитную петлю, колебания которой через какое-то время затухают, то естественным кажется вывод, что энергия колебания этой петли перешла в тепловую или кинетическую энергию окружающей плазмы. Таким образом, множественные осцилляции мелкомасштабных структур могут быть источником дополнительного энерговыделения в короне Солнца, который пока не учитывается в моделях нагрева короны и ускорения солнечного ветра.

Еще одной задачей для КНА «Арка» является исследование солнечных спикул, поставляющих вещество из нижних слоев атмосферы Солнца (хромосферы и переходного слоя) в солнечную корону. Исследование спикул имеет значение, как минимум, для двух фундаментальных проблем физики Солнца: для проблемы нагрева короны и восполнения потерь коронального вещества, уходящего вместе с солнечным ветром. Основным препятствием для такого исследования является малый размер спикул – несколько тысяч километров и короткое время жизни – несколько минут. КНА «Арка», очевидно, будет свободен от таких ограничений. Соответственно, есть основания надеяться на существенный прогресс в изучении физики солнечных спикул и их влияния на атмосферу Солнца в целом.

Из дополнительных задач можно отметить проблему поиска свидетельств магнитного пересоединения среди магнитных структур малого масштаба. Речь идет о том, можно ли считать, что физика микрособытий солнечной активности подобна физике крупных солнечных вспышек, либо механизм энерговыделения на этом уровне является иным, не основанным на магнитном пересоединении.

В целом, есть основания полагать, что экспериментальные данные, полученные благодаря рекордным характеристикам КНА «Арка», могут обеспечить прогресс по целому ряду направлений физики Солнца, в число которых входят фундаментальные проблемы.

Краткий перечень научных задач КНА «Арка» в настоящее время выглядит следующим образом:

• определение механизма нагрева солнечной короны, получение аргументов в пользу окончательного выбора одного из механизмов;

• экспериментальное подтверждение пересоединения магнитных полей в нижних слоях солнечной атмосферы (“магнитном коврике”);

• определение механизмов переноса энергии и вещества из нижних слоев солнечной атмосферы в корону;

• исследование связей между микро- и макропроявлениями солнечной активности;

• определение механизмов и энергетики микровспышек и установление их роли в формировании горячей короны Солнца.

2. Основные технические характеристики кна «арка»

В настоящем разделе описываются облик КНА «Арка» и основные технические характеристики аппаратуры. Аппаратура состоит из трех двухзеркальных телескопов (телескопы Т1, Т2 и ТХ) и блока электроники (БЭ), включающего источник питания, модуль управления научной аппаратурой и модуль сбора и обработки Таблица 1. Основные спектральные линии, попадающие в канал регистрации Т1 КНА «Арка»

XXII XXIII С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева информации. Телескопы Т1 и Т2 являются основными инструментами, осуществляющими наблюдение Солнца с угловым разрешением 0,1 угл. с. Телескопы имеют одинаковую оптическую схему и различаются только селективными характеристиками покрытия главного и вторичного зеркал. Первый телескоп Т1 имеет полосу чувствительности в области 168…173 с максимумом вблизи 171, совпадающим с линией железа Fe IX (табл. 1). Второй телескоп Т2 работает в области 296…310 с максимумом вблизи линии ионизованного гелия He II 304 (табл. 2). Третий телескоп Арка-ТХ является вспомогательным и предназначен для построения Таблица 2. Основные спектральные линии, попадающие в канал регистрации Т2 КНА «Арка»

XVIII XVII изображений полного диска Солнца с разрешением 1,76 угл. с.

Телескоп предназначается для координации работы основных двух инструментов, в том числе для привязки наблюдаемых ими участков поверхности Солнца к изображениям полного диска. Полоса пропускания телескопа ТХ совпадает с полосой пропускания телескопа T1 (см. табл. 1).

Все три инструмента построены по схеме Ричи-Кретьена, т. е.

представляют собой двухзеркальные телескопы с гиперболическими зеркалами. Главное зеркало является вогнутым (собирающим); вторичное зеркало – выпуклое (рассеивающее). Схематическое изображение телескопа Т1 показано на рис. 1. Телескоп Т построен по такой же схеме.

На левой панели рис. 1 показан общий вид телескопа. Конструктивно инструмент состоит из трех основных элементов: трубы, верхней панели и нижней панели. Труба телескопа имеет длину 180 см и диаметр 25 см. Труба изготавливается из прецизионного сплава ниобия (36 %) и титана (64 %) со следующими характеристиками: плотность –5,45 г/см3; предел текучести – 550 МПа; коэффициент теплового расширения – 0,75·10–6 K–1. Трубы телескопов Т1 и Т2, вероятно, будут термически стабилизированы, то есть их температура будет поддерживаться на одном уровне с точностью до 0,5…1 °C. Назначение системы термической стабилизации заключается в сглаживании суточных вариаций температуры и связанного с ними теплового расширения.

Передний узел телескопа (сторона, обращенная к Солнцу) показан на нижней правой панели рис. 1. Узел включает следующие элементы: передняя крышка (6); входной фильтр (7); узел фокусировки (8); узел стабилизации изображения (9); вторичное зеркало (10); отсекатель вторичного зеркала (11). Система фокусировки включает один двигатель, ось которого совпадает с осью вторичного зеркала. Система обеспечивает линейные подвижки вторичного зеркала с характерным шагом около 1 мкм, что достаточно для обеспечения резкости изображения. Система стабилизации включает три двигателя, работающих на основе пьезоэффекта и обеспечивающих малые подвижки зеркала с шагом несколько нанометров. При подаче одинаковых смещений на все три двигателя зеркало смещается вдоль оптической оси без наклона, что эквивалентно тонкой фокусировке оптической системы. Если смещения неодинаковы, то вторичное зеркало будет наклоняться. При этом происходит смещение изображения в плоскости детектора.

Таким способом можно компенсировать биение оси космического аппарата, которое имеет скорость около 1 угл. с/с. Информация о текущем положении Солнца поступает с оптического датчика, входящего в состав аппаратуры (датчик не показан на схеме). Вторым элементом переднего узла являются входной фильтр и расположенная непосредственно перед ним крышка телескопа. Поскольку тонкопленочный фильтр при старте ракеты может быть поврежден акустическими колебаниями, телескоп предполагается С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева Рис. 1. Схематическое изображение каналов Т1 и Т2. Слева – телескоп.

Справа наверху – нижняя панель телескопа. Справа внизу – верхняя панель телескопа вакуумировать. Поэтому к передней крышке (как и к конструкции в целом) помимо других требований предъявляются требования герметичности.

Задний узел телескопа (верхняя правая панель на рис. 1) включает: главное зеркало (1); механический затвор, задающий время экспонирования (2); фильтр детектора (3); детектор (4) и отсекатель главного зеркала (5). В качестве детектора предполагается использовать ПЗС-матрицу с обратной освещенностью размером 92169216 пикселов. Размер пиксела – 10 мкм. Формируемое изображение представляет собой круг диаметром 6144 пиксела, т. е.

занимает только часть площади ПЗС. Остальная область используется как буфер для быстрого сдвига изображения при его чтении.

Поле зрения телескопа составляет 0,16144 = 614,4 угл. с или 10,24 угл. мин, что примерно равно 1/3 от диаметра солнечного диска. Поскольку рабочая температура детектора составляет около –40 °C, детектор оснащается контуром охлаждения на основе элементов Пельтье (из одного или двух элементов).

Отсекатели оптической системы (5) и (11) предназначены для устранения оптических лучей, которые могут попадать на детектор сквозь центральное отверстие в главном зеркале без отражения от главного и вторичного зеркал. Также отсекатели блокируют некоторую долю заряженных частиц, тем самым снижая радиационную нагрузку на детектор.

Подробно характеристики телескопов Т1 и Т2 приведены в табл. 3.

Таблица 3. Основные характеристики телескопов Т1 и Т2 КНА «Арка»

Угловое разрешение, угл. с/пиксел 0, Расстояние между вершинами главного и вторичного зеркал, мм Расстояние между вершиной первичного зеркала и плоскостью детектора, мм Размер пиксела ПЗС (пиксел является ква- дратным), мкм Эффективное фокусное расстояние теле- 20626, скопа, мм Радиус кривизны главного зеркала, мм 3986, Коническая константа главного зеркала –1, Радиус кривизны вторичного зеркала, мм 427, Коническая константа вторичного зеркала –1, Диаметр вторичного зеркала, мм 24, С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева Третий телескоп КНА «Арка», телескоп ТХ, имеет конструкцию, совпадающую с конструкцией Т1 и Т2 (см. рис. 1), но отличается существенно меньшими размерами. Телескоп ТХ также не оснащен системами стабилизации изображения и термостабилизации трубы. Кроме того, поскольку детектор телескопа ТХ имеет рабочую температуру около 0 °С, то здесь не нужна система охлаждения детектора. Характеристики телескопа TX приведены в табл. 4.

Рис. 2. Расчет RMS (среднеквадратичное отклонение оптических лучей) для каналов Т1 и Т2. Верхняя панель: пятно рассеивания лучей в плоскости детектора как функция угла падения лучей: верхний ряд – изображения для углов 0; 0,0171 и 0,0341°; нижний ряд – изображения для углов 0,0512; 0,0683 и 0,0853°; квадрат соответствует размеру пиксела ПЗС;

круг – дифракционный предел. Нижняя панель: радиус RMS как функция угла падения лучей в диапазоне от 0 до 0,0853° Таблица 4. Основные характеристики телескопа ТХ КНА «Арка»

Эффективное фокусное расстояние, мм 1584, Расстояние между вершинами зеркал, мм Расстояние от вершины главного зеркала 89, до плоскости детектора, мм Радиус кривизны главного зеркала, мм 1364, Коническая константа главного зеркала –1, Тип вторичного зеркала выпуклое гиперболическое Радиус кривизны вторичного зеркала, мм 815, Коническая константа вторичного зеркала –7, Для оценки качества изображения, получаемого основными инструментами КНА «Арка» – Т1 и Т2, была использована программа Zemax. С ее помощью был произведен расчет среднеквадратичного отклонения оптических лучей (RMS), сфокусированных на плоскости детектора, от идеального положения. Расчет производился как функция угла падения лучей: от нулевого угла, соответствующего центру поля зрения, до краевых лучей. Результаты расчетов показаны на рис. 2. Оба изображения демонстрируют, что радиус RMS во всем поле зрения находится ниже уровня 5 мкм;

соответственно, пятно рассеивания на всей матрице не превышает размера пиксела. Угловое разрешение оптической системы, таким образом, не хуже, чем пиксельное разрешение.

В заключение, в табл. 5 приводятся основные массово-энергетические характеристики КНА «Арка», а в табл. 6 – характеристики орбиты и объем телеметрии.

Таблица 5. Массово-энергетические характеристики телескопов КНА «Арка»

С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева Таблица 6. Сведения по орбите и объемам целевой информации КНА «Арка»

«Арка», ГБ Благодарности Авторы благодарны коллективу НПО им. С. А. Лавочкина за существенный вклад в работы по подготовке эксперимента КНА «Арка» и по его эскизному проектированию.

Исследовательские работы по проекту частично проводились при поддержке гранта Президента РФ № МД-5510.2011.2 по поддержке молодых российских ученых и поддержке гранта РФФИ № 11-02-01079-а.

Литература [Кузин и др., 2011] Кузин С. В., Богачев С. А., Перцов А. А. и др. Исследование солнечной короны со сверхвысоким пространственным разрешением в проекте «Арка» // Известия РАН. Серия физическая. 2011. Т. 75. № 1.

С. 91–94.

[Aschwanden, 2005] Aschwanden M. J. Physics of the Solar Corona. An Introduction with Problems and Solutions. Praxis Publishing Ltd., Chichester, UK;

Springer, New York, Berlin, 2005.

[Aschwanden, Schrijver, 2011] Aschwanden M. J., Schrijver C. J. Coronal Loop Oscillations Observed with Atmospheric Imaging Assembly—Kink Mode with Cross-sectional and Density Oscillations // The Astrophysical Journal. 2011.

V. 736. Iss. 2. Article id. 102.

[Golub, Pasachoff, 2009] Golub L., Pasachoff J. M. The Solar Corona. Cambridge University Press, 2009.

[Golub et al., 2007] Golub L., Deluca E., Austin G. B. The X-Ray Telescope (XRT) for the Hinode Mission // Solar Physics. 2007. V. 243. Iss. 1. P. 63–86.

[Delaboudinire et al., 1995] Delaboudinire J.-P., Artzner G. E., Brunaud J.

et al. EIT: Extreme-Ultraviolet Imaging Telescope for the SOHO Mission // Solar Physics. 1995. V. 162. Iss. 1-2. P. 291–312.

[Handy et al., 1998] Handy B. N., Bruner M. E., Tarbell T. D., et al. UV Observations with the Transition Region and Coronal Explorer // Solar Physics. 1998.

V. 183. Iss. 1. P. 29–43.

[Handy et al., 1999] Handy B. N., Acton L. W., Kankelborg C. C. et al. The Transition Region and Coronal Explorer // Solar Physics. 1999. V. 187. Iss. 2.

P. 229–260.

[Kuzin et al., 2009] Kuzin S. V., Bogachev S. A., Zhitnik I. A. et al. TESIS experiment on EUV imaging spectroscopy of the Sun // Advances in Space Research. 2009. V. 43. Iss. 6. P. 1001–1006.

[Lemen et al., 2012] Lemen J. R., Title A. M., Akin D. J., et al. The Atmospheric Imaging Assembly (AIA) on the Solar Dynamics Observatory (SDO) // Solar Physics. 2012. V. 275. Iss. 1–2. P. 17–40.

[Ulyanov et al., 2010] Ulyanov A. S., Bogachev S. A., Kuzin S. V. Bright points and ejections observed on the sun by the KORONAS-FOTON instrument TESIS // Astronomy Reports. 2010. V. 54. Iss. 10. P. 948–957.

TeCHNICAL CONCePTION AND SCIeNTIFIC

OBJeCTIVeS OF THe INSTRUMeNT “ARKA” FOR SMALL SPACe eXPLOReR S. A. Bogachev, S. V. Kuzin, A. A. Pertsov, S. V. Shestov, Yu. S. Ivanov, A. S. Ulyanov, A. S. Kirichenko, A. A. Reva The Lebedev Physical Institute of the Russian Academy of Sciences (LPI RAS), Moscow The Lebedev Physical Institute of the Russian Academy of Sciences (LPI RAS) works currently on the scientific instrument “Arka” for Small space explorer №5 included in the Russian program of fundamental space researches. The instrument is designed to obtain highly-precision images of the Sun with spatial resolution of about 0.1 arcsec/pix which correspond to linear size of ~ 70 km on the solar surface. This resolution is of 17 times higher than the one for TESIS telescopes on board CORONAS-Photon (Russia) and is of 6 times higher than resolution of solar telescope AIA operated on board SDO spacecraft (USA).

The conception of “Arka” is similar to the TRACE observatory, launched in 1998 within the NASA program SMEX (SMall EXplorer missions).

This concept means an observation of the Sun within a strongly limited field of view and with very high angular resolution. The “Arka” consists of three instruments: two main telescopes for an observation of solar С. А. Богачев, С. В. Кузин, А. А. Перцов, С. В. Шестов, Ю. С. Иванов, А. С. Ульянов, А. С. Кириченко, А. А. Рева corona and transition region of the Sun in spectral lines Fe IX (telescope Т1) and He II 304 (telescope Т2); the last instrument is a relatively compact telescope TX intended for full solar disk imaging.

The spacecraft will operate on geosynchronous orbit with an inclination of 63.4 which provides a possibility for non-occulting observation of the Sun except for short-term eclipse periods. We expect that the telescopes will be providing from 100 to 1000 images of the Sun per day.

The size of images will be 61446144 pix. The web site of the experiment will be available on http://arka.lebedev.ru.

Keywords: small space explorer; Sun; EUV telescope.

Bogachev Sergey Aleksandrovich – Leading researcher, PhD, [email protected] Kuzin Sergey Vadimovich – Head of laboratory of Solar X-ray Astronomy, PhD, [email protected] Pertsov Andrey Aleksandrovich – Senior scientific researcher, PhD, [email protected] Shestov Sergey Viktorovich – Senior scientific researcher, PhD, [email protected] Ivanov Yuriy Sergeevich – Leading design engineer, [email protected] Ulyanov Artem Sergeevich – postgraduate student, [email protected] Kirichenko Alexey Sergeevich – Engineer of the 1st category, [email protected] Reva Anton Aleksandrovich – postgraduate student, [email protected] УДК 520.66+53.08:629. кОнцЕПцИя ПОСТРОЕнИя ВСЕнаПРаВЛЕннОй СИСТЕмы РЕгИСТРацИИ ПОТОкОВ заРяЖЕнных чаСТИц на маЛОм кОСмИчЕСкОм аППаРаТЕ А. В. Дудник 1, М. Прето 2, Е. В. Курбатов 1, С. Санчез 2, Т. Г. Тимакова 1, К. Г. Титов 1, П. Парра2, А. М. Авилов 1, Ю. Д. Котов 3, В. Н. Юров Харьковский национальный университет имени В. Н. Каразина (ХНУ), Харьков, Украина Группа космических исследований, Университет г. Алкала, Алкала де Энарес, Испания Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего профессионального образования «Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ» (НИЯУ МИФИ), Институт астрофизики (ИАФ), Москва В данной работе представлена концепция построения всенаправленной системы мониторинга заряженных частиц высоких энергий на основе группы малогабаритных бортовых приборов.

Описываются структурная схема, принципы работы, первые результаты лабораторных тестов отдельных модулей унифицированного Дудник Алексей Владимирович – заведующий сектором космических исследований ХНУ имени В. Н. Каразина, кандидат физико-математических наук, [email protected] Прето Мануэл Матео – доцент кафедры автоматики политехнического факультета университета г. Алкала де Энарес, доктор философии (PhD), [email protected] Курбатов Евгений Владимирович – инженер 1-й категории ХНУ имени В. Н. Каразина, [email protected] Санчез Себастиан Прето – доцент кафедры автоматики политехнического факультета университета г. Алкала де Энарес, доктор философии (PhD), [email protected] Тимакова Таиса Гавриловна – ведущий инженер ХНУ имени В. Н. Каразина, [email protected] Титов Кирилл Германович – студент 6-го курса физико-технического факультета ХНУ имени В. Н. Каразина Парра Пабло Эспада – старший преподаватель кафедры автоматики политехнического факультета университета г. Алкала де Энарес Авилов Александр Максимович – старший научный сотрудник ХНУ имени В. Н. Каразина Котов Юрий Дмитриевич — директор ИАФ НИЯУ МИФИ, профессор, кандидат физико-математических наук, [email protected] Юров Виталий Николаевич — заместитель директора ИАФ НИЯУ МИФИ, кандидат физико-математических наук, [email protected] А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров компактного прибора SIDRA. Обосновывается необходимость разработки спектрометра и приводится перечень актуальных задач, решаемых с помощью группы унифицированных приборов. Обсуждаются результаты компьютерного моделирования, измерений основных характеристик электронных узлов; тестирования лабораторного макета. Описываются режимы работы прибора.

ключевые слова: заряженные частицы, кремниевый детектор, космический аппарат, электронные узлы, ускоритель частиц, ПЛИС, сцинтиллятор, испытания, программное обеспечение.

Введение Бортовые служебные системы и научная аппаратура спутников могут функционировать со сбоями или даже выходить из строя под воздействием повышенных потоков заряженной радиации высокой энергии. В случае, если спутники имеют на своем борту сенсоры, адекватно отражающие изменения радиационной обстановки, причина сбоев может быть идентифицирована. К примеру, приборы, установленные на борту спутников SCATHA, Voyager I и CRRES, помогли идентифицировать причины сбоев в работе аппаратуры, сброса первичного питания при его подаче на полезную нагрузку [Дудник и др., 2011, 2012; Violet, Frederickson, 1993]. Несмотря на многолетние усилия разработчиков космической аппаратуры по применению различных методов защиты электронного и оптического оборудования от воздействия заряженной радиации, все еще поступают сведения о выходе из строя того или иного устройства или системы космического аппарата. Так, в результате мощной солнечной вспышки балла X5.4 в рентгеновском диапазоне длин волн по данным спутника GOES15, произошедшей в 04.02UT 7 марта 2012 г., и серии более мелких предшествующих и последующих вспышек, из короны Солнца в межпланетное пространство были выброшены огромные облака намагниченной плазмы. Европейский космический зонд “Венера-Экспресс”, находящийся на орбите Венеры и гораздо ближе к Солнцу, чем Земля, подвергся воздействию радиации. Звездные датчики были “ослеплены”. Группа управления полетом Европейского космического агентства приняла решение временно вывести датчики из эксплуатации и поддерживать ориентацию зонда с использованием гироскопов.

Новые детектирующие системы для регистрации потоков заряженных частиц развиваются быстрыми темпами. Высоко интегрированные электронные системы цифровой обработки сигналов, такие как микропроцессоры и программируемые логические интегральные схемы (ПЛИС), позволяют разрабатывать достаточно простые и в то же время эффективные малогабаритные приборы для записи и передачи информации о потоках частиц разных сортов и энергий. В частности, применение органических сцинтилляторов из п-терфенила или стильбена с регистрацией сигнала концепция построения всенаправленной системы кремниевыми фотоумножителями [Renker, 2006; Vacheret et al., 2011] в блоке детекторов прибора позволяет уменьшить число слоев в телескопической системе по сравнению с применением одних только полупроводниковых детекторов. В то же время расширяется диапазон регистрируемых энергий и увеличивается верхний предел регистрируемых скоростей счета сигналов от частиц.

Целью настоящей работы является описание концепции построения всенаправленной системы мониторинга заряженных частиц высоких энергий на основе унифицированных одноблочных компактных детекторных модулей макета прибора SIDRA (Space Instrument for Determination of RAdiation environment) [Dotsenko et al., 2009; Dudnik et al., 2009а, 2009б] – базового прибора системы.

Описываются принципы функционирования прибора, электрические характеристики отдельных модулей аналоговой и цифровой обработки сигналов, а также результаты компьютерного моделирования, градуировочных измерений с использованием радиоактивных источников и ускоренных заряженных частиц; результаты тепловакуумных испытаний и измерений электромагнитных помех.

1. научные задачи, решаемые с использованием системы детекторных модулей Совместный анализ данных солнечного рентгеновского спектрофотометра SphinX и спутникового телескопа электронов и протонов СТЭП-Ф разработки Центра космических исследований Польской академии наук и ХНУ имени В. Н. Каразина, соответственно, установленных на борту космического аппарата (КА) «КОРОНАС-Фотон», показал значительную разницу в характере энергетических спектров ультрарелятивистских электронов в области Южно-Атлантической магнитной аномалии (ЮАА), внешнего и внутреннего радиационных поясов [Дудник и др., 2012]. Есть указания на то, что даже в случае слабых геомагнитных бурь на малых высотах наблюдаются два внутренних электронных радиационных пояса Земли [Дудник и др., 2011]. Причем, энергетический спектр дополнительного пояса значительно мягче спектра основного внутреннего пояса. Кроме того, пучки электронов под радиационными поясами на высотах ~550 км носят ярко выраженный анизотропный характер в сравнении с почти изотропным распределением потоков частиц в районе ЮАА. Однако данные результаты получены в солнечно спокойный период за короткий промежуток времени и нуждаются в уточнении и подтверждении.

В связи с этим остается актуальной задачей дальнейшее изучение динамики потоков и энергетических спектров электронов и протонов промежуточных энергий.

Практически неизученной является природа появления микровсплесков электронов на низких и приэкваториальных широтах под радиационными поясами Земли на высотах в несколько сотен километров от поверхности Земли. Так, в августе 2009 г. прибором СТЭП-Ф на борту КА «КОРОНАС-Фотон» были зарегистрированы А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров повышения интенсивности электронов с энергиями до ~0,5 МэВ в десятки и тысячи раз в виде кратковременных микровсплесков.

Эти микровсплески наблюдаются в тех зонах магнитосферы, где их не должно быть согласно моделям распределения заряженной радиации, а именно – на низких широтах и вблизи экватора в областях, далеко отстоящих от ЮАА.

На рис. 1 представлен временной ход плотности потока электронов с энергиями Ее = 0,18…0,51 МэВ на высоте ~550 км 9 августа 2009 г. в период с 9 ч 25 мин до 9 ч 58 мин мирового времени (UTC) с временным разрешением 2 с (рис. 1а) и электронов в двух энергетических диапазонах – Ее = 0,18…0,51 МэВ и Ее = 0,35…0,95 МэВ — в период с 10 ч 12 мин до 11 ч 00 мин UTC с временным разрешением 30 с (рис. 1б). Пунктирными линиями обозначены географические широты положения КА в процессе движения. Рис. 1а показывает, что в период между двумя пересечениями внутреннего радиационного пояса в южном и северном полушариях на восходящем витке орбиты КА прибор СТЭП-Ф, проходя низкоширотные и приэкваториальные зоны, регистрировал интенсивные всплески потоков электронов с энергиями Рис. 1. Временной ход плотности потока электронов 9 августа 2009 г.

с временным разрешением 2 с на восходящем витке орбиты (а) и с временным разрешением 30 с на нисходящем витке орбиты (б) по данным прибора СТЭП-Ф на борту КА «КОРОНАС-Фотон». Правая шкала оси Y – географическая широта положения КА (пунктирные кривые).

концепция построения всенаправленной системы Ее = 0,18…0,51 МэВ. Максимальные амплитуды этих всплесков были сравнимы с плотностью потока частиц во внутреннем поясе и регистрировались, главным образом, на низких широтах северного полушария. В то же время подобные всплески более энергичных электронов практически не наблюдались, что указывает на быстро спадающий энергетический спектр электронов.

На нисходящем витке орбиты КА плотность потока электронов низких энергий в районе экватора и низких широт северного и южного полушарий значительно превышала плотность потока частиц во внутреннем поясе (рис. 1б). Кроме того, в начале восходящего витка в период с 10 ч 56 мин до 11 ч 00 мин UTC наблюдались повышенные потоки электронов с энергиями Ее = 0,35…0,95 МэВ.

Учитывая полное отсутствие солнечной и геомагнитной активности в августе 2009 г., возможной причиной необычного поведения электронов могла быть повышенная сейсмическая активность, в частности землетрясение балла 7,1 вблизи Японии в 10 ч 55 мин с координатами 33° с. ш. и 138° в. д. Для подтверждения этого предположения и выяснения причин появления интенсивных всплесков высыпающихся электронов на низких широтах и в районе экватора необходимы дополнительные спутниковые эксперименты с уменьшением нижнего энергетического порога регистрации с Ее = 180 кэВ до минимально возможного порога по энергии.

Помимо этого, в составе комплекса научной аппаратуры проекта «Солнечный монитор» с целью мониторинга радиационного состояния околоземного космического пространства [Юров и др., 2011] задачей аппаратуры SIDRA планируется исследование на околоземной орбите химического и изотопного состава ускоренных во вспышке ядер легких и средних элементов, энергетических и временных характеристик вспышечных электронов и протонов в режиме мониторинга.

2. Состав и расположение системы; функциональные узлы приборов Систему всенаправленной регистрации потоков заряженных частиц высоких энергий на спутниковых высотах предполагается построить на основе унифицированных компактных модулей. Каждый из модулей не имеет пространственной чувствительности, однако одновременная установка нескольких модулей под разными углами по отношению к осям КА и в разных местах на его поверхности позволит определять направление прихода каждой частицы или пучков частиц. Так, в случае солнечно-ориентированного КА (ось Z направлена на Солнце) целесообразно установить 1-й модуль под углом 35° к этой оси для отворота конуса обзора прибора от прямых попаданий солнечных лучей и, соответственно, для минимизации тепловых нагрузок на детекторные узлы. При этом целесообразно расположить модуль таким образом, чтобы проекция оси конуса обзора прибора на плоскость XY КА совпадала либо с осью Х, либо с осью Y КА.

А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров Второй унифицированный прибор необходимо расположить на противоположной стороне КА в антисолнечном направлении, вдоль оси –Z. Наконец, последние 2 прибора следует расположить вдоль осей X и Y КА. В случае стабилизации КА не только в направлении на Солнце, но и вдоль осей Х и Y, в определенный момент времени одна из осей плоскости XY будет направлена в сторону Земли, а вторая ось – вдоль ее поверхности. Через полвитка первая ось, напротив, будет направлена в сторону от Земли, и, таким образом, приборы системы будут одновременно и попеременно регистрировать потоки частиц, направленные к Земле, от нее и вдоль поверхности Земли.

С целью отработки электрических параметров каждого из модулей был разработан и изготовлен макет прибора, структурная схема которого и общий вид показаны на рис. 2.

Детекторная головка представляет собой телескопическую систему, состоящую из трёх высокоомных кремниевых PINдетекторов различной толщины и органического сцинтилляционного детектора с малыми значениями эффективного заряда и плотности. Непосредственно под детекторной головкой расположен модуль обработки аналоговых сигналов. Он состоит из трёх однотипных каналов, включающих малошумящие зарядочувствительные предварительные усилители (ЗЧПУ), формирующие усилители (ФУ) с программно регулируемыми коэффициентами усиления, масштабирующие усилители, и отдельного канала на основе ФУ. Дополнительно, 2-й и 3-й каналы обработки сигналов включают в себя устройства выборки и хранения (УВХ) и быстрые аналого-цифровые преобразователи (АЦП). Основными задачами, выполняемыми модулем цифровой обработки сигналов, являются сбор и первичная обработка цифровых данных, поступающих от аналого-цифровых преобразователей; идентификация сортов частиц и их энергий; пересылка научных данных в бортовой компьютер. Кроме того, с помощью модуля цифровой обработки происходит конфигурирование некоторых ключевых параметров прибора в целом [Prieto et al., 2009].

Модуль вторичного питания расположен в нижней части прибора и имеет два идентичных полукомплекта, собранных на одной печатной плате. Модуль работает по принципу «холодного»

резервирования, т. е. только один полукомплект, обеспечивающий все вторичные питания, подключен к бортовому источнику первичного питания 18…36 В. Второй полукомплект схемы при этом отключен, обеспечивая продление периода активной работы прибора в целом. Выбор включенного полукомплекта осуществляется путем подачи телекоманды от бортового компьютера спутника.

Предусмотрены контроль всех величин вторичных напряжений обоих полукомплектов с помощью телеметрической системы КА, а также применение самовосстанавливающихся после срабатывания от короткого замыкания защитных цепей. Защитные схемы предусмотрены в цепях как первичного, так и вторичного питания.

концепция построения всенаправленной системы Рис. 2. Структурная схема (а) и общий вид (б) макета прибора SIDRA Каждый из функциональных узлов сконструирован таким образом, что предусматривает установку печатных плат в отдельные металлические корпуса, соединяемые друг с другом. Такая конструкция, позволяющая дополнить прибор несколькими модулями при необходимости увеличить число аналоговых сигналов от дополнительных детекторов или детекторных головок, очень удобна для настройки, регулировки и ремонта прибора.

А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров 3. Детекторная головка и детекторы PIN -детекторы детекторной головки, изготовленные из сверхчистого кремния, защищены от прямого попадания солнечного света и низкоэнергетических частиц магнитосферной и межпланетной плазмы алюминиевой фольгой толщиной ~20 мкм. Такая защита обеспечивает нижний энергетический порог регистрации электронов Ее 40 кэВ. Общий вид детекторной головки и кремниевых детекторов, изготовленных по специальному заказу фирмой Micron Semiconductor, Ltd.*, показан на рис. 3а. Тонкие алюминиевые пластины, соединенные между собой миниатюрными винтами, надежно удерживают кремниевые детекторы и защищают их от механических перегрузок на этапе вывода космического аппарата на орбиту.

Для варианта реализации эксперимента на низколетящем спутнике с круговой полярной орбитой детекторы имеют одинаковые активные площади 1010 мм, толщина верхнего тонкого пролетного E-детектора Д1 составляет hД1 = 109 мкм, в то время как толщина второго и третьего толстых детекторов полного поглощения Д2 и Д3 составляет, соответственно, hД2 = 999 мкм и hД3 = 1500 мкм.

Полное обеднение активных областей детекторов Д2 и Д3 достигается при напряжениях обратного смещения U 150 В и выше и U~250 В и выше, соответственно. Емкости детекторов довольно малы, практически одинаковы во всем диапазоне напряжений обратных смещений, и составляют С 15 пФ. Полное обеднение активной области детектора Д1 достигается при напряжении обратного смещения U 8 В и выше, при этих условиях емкость детектора будет составлять С 105 пФ.

Рис 3. Общий вид детекторной головки и кремниевых PIN- детекторов (а);

энергетические спектры -источника конверсионных электронов 207Bi, измеренные с помощью детекторов Д2 толщиной h = 999 мкм и Д3 толщиной h = 1500 мкм (б) * http://www.micronsemiconductor.co.uk Таблица 1. Чувствительность SЗЧПУ и диапазоны регистрируемых энергий для трёх величин коэффициентов усиления Ку формирующих усилителей(ФУ) в зависимости от емкости обратной связи Сf ЗЧПУ Рис. 3б демонстрирует качество работы кремниевых детекторов Д2 и Д3 с использованием обычной лабораторной техники при нормальной температуре и влажности во время измерения энергетического спектра электронов от -радиоактивного источника Bi, имеющего четыре энергетические линии.

Спектры показывают очень хорошую эффективность регистрации для наибольшей энергии Ee= 1048 кэВ. Для детектора Д3 эффективность регистрации выше, чем для Д2, ввиду большей толщины и, соответственно, большего количества полностью остановившихся электронов. Хорошее энергетическое разрешение, которое варьирует в диапазоне от Е = 14 кэВ до Е = 17 кэВ для электронов, имеющих энергии Ee = 0,4…1 МэВ, позволяет построить прибор SIDRA как спектрометр энергий заряженных частиц с шагом квантования по энергиям Е 20 кэВ.

4. модуль обработки аналоговых сигналов Зарядочувствительные предварительные усилители (ЗЧПУ) построены на основе широкополосных операционных усилителей с цепью обратной связи, в которой емкость обратной связи Сf играет важную роль для определения чувствительности ЗЧПУ — SЗЧПУ, выраженной в единицах мВ/МэВ. В табл. 1 представлены значения SЗЧПУ и максимально возможных регистрируемых энергий частиц на выходах ЗЧПУ в зависимости от величины Сf в случае, когда максимальное выходное напряжение ЗЧПУ Uвых = 3,6 В. Скорость нарастания сигналов ЗЧПУ ~150 В/мкс, темновой ток ~1 нА.

Формирующие усилители обеспечивают плавную регулировку коэффициента усиления без искажения квазигауссовой формы выходного сигнала. Они имеют также цепи восстановления базовой линии, которые могут функционировать при частоте следования А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров импульсных сигналов до f = 300 кГц. Диапазоны регистрируемых энергий частиц для трех величин коэффициентов усиления (Ку1, Ку2, Ку3) также представлены в табл. 1. Диапазон выходных напряжений U = 25…3600 мВ соответствует линейной части характеристики Uвых= f(Uвх) устройства выборки и хранения спектрометрических каналов аналоговой обработки сигналов.

Длительность выходных сигналов составляет ~2,1 мкс на уровне 0,1 Umax, где Umax – максимальная амплитуда выходных сигналов.

Устройство выборки и хранения имеет широкий диапазон длительностей сигналов для запоминания, малые искажения и максимальный темп счета до f = 600 кГц. Максимальные скорости нарастания сигналов пиковых детекторов W2,3=8,1 В/мкс для второго и третьего каналов и W1 = 50 В/мкс для первого канала модуля обработки аналоговых сигналов.

Каждый канал модуля обработки аналоговых сигналов имеет внешние разъемы, позволяющие подавать тестовые сигналы на входы ЗЧПУ и наблюдать выходные сигналы формирователей и пиковых детекторов на осциллографе во время регулировки прибора.

5. модуль цифровой обработки сигналов Основными компонентами модуля цифровой обработки сигналов, блок-схема которого показана на рис. 4, являются программируемая логическая интегральная схема (ПЛИС) с эмулированным микропроцессором LEON2, тестовый порт для отладки программного обеспечения, интерфейсы связи с аналоговой электроникой и бортовыми подсистемами сбора информации. При разработке модуля главной задачей было создание перенастраиваемой сиРис 4. Блок-схема модуля цифровой обработки сигналов стемы на основе ПЛИС таким образом, чтобы минимизировать число компонентов и упростить конструкцию печатной платы.

Кроме того, благодаря возможности реконфигурирования, обеспеченной микросхемой ПЛИС, в случае изменения технических требований доработка конструкции и сопровождающей технической документации будет происходить с уменьшенными затратами.

Для разработки прототипа модуля цифровой электроники, а также для сокращения времени и стоимости, на ранней стадии проектирования использовался коммерческий вариант готовой отработанной платы, отвечающей изложенным выше требованиям.

В качестве такой платы была выбрана GR- XC3S 1500 разработки компаний Aeroflex Gaisler* и Pender electronic design GmbH**. Программное обеспечение написано на языке программирования СИ и загружается через операционную систему реального времени для мультипроцессорных систем RTEMS, используемую во многих космических системах.

Программное обеспечение ПЛИС позволяет проводить текущий анализ данных таким образом, что могут быть определены тип частицы, ее энергия и интенсивность потока. Это влечет за собой требование исполнения микропроцессором последовательности математических операций в реальном масштабе времени. Для этого программный код должен, помимо реализации операций с плавающей запятой, быть оптимизирован для ускорения исполнения процессов.

Конечная конфигурация для прототипа цифровой электроники обеспечивает два основных входных/выходных интерфейса: интерфейс связи с управляющим персональным компьютером для отладки и тестирования и интерфейс связи с аналоговой электроникой. Интерфейсом связи с управляющим компьютером является 10/100 Мбит/с Ethernet интерфейс. Для летной модели прибора рассматриваются такие возможные интерфейсы связи с космическим аппаратом как Spacewire, RS422 или CANBus.

Посредством порта Ethernet управляющий компьютер получает и хранит телеметрические данные, генерированные прибором (научную информацию и статусные данные).

Он также посылает команды и конфигурирует прибор согласно выбранному режиму работы. Возможно также дистанционное управление в случае, если прибор будет подключен к сети Интернет.

Основная функция интерфейса связи с модулем обработки аналоговых сигналов — это сбор данных, поступающих от высокоскоростных АЦП в реальном времени. Через этот интерфейс идет обмен всеми сигналами между АЦП и микропроцессором. Помимо этого, могут быть настроены определенные параметры узлов аналоговой электроники, такие как коэффициенты усиления ФУ, уровни порогов дискриминации.

* http://www.gaisler.com ** http://www.pender.ch А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров Аппаратное и основное программные обеспечения разработаны таким образом, чтобы было видно большое количество статусной информации о процессе (счетчик числа ошибок, время выполнения операции и др.) с целью иметь возможность выполнять необходимые настройки на самой ранней стадии отработки проекта.

В итоге было разработано программное обеспечение на языке программирования С++ для получения и передачи данных на управляющий компьютер. Программа SidraRawView.exe может отображать данные в реальном времени, помогая детектировать аномалии в процессе получения данных. Основное интерфейсное окно программы SidraRawView показано на рис. 5. Как видно на рисунке, пользователь может отсылать телекоманды, получать и наблюдать необработанные данные, используя это единственное интерфейсное окно.

Рис. 5. Вид интерфейсного окна программы SidraRawView.exe приема и отображения данных в цифровом и графическом форматах Рис. 6. Общий вид платы SRG-A3P-v модуля цифровой обработки сигналов концепция построения всенаправленной системы Таблица 2. Сравнительные характеристики плат модуля цифровой обработки сигналов прибора SIDRA ячеек пользовательских линий ввода вывода МГц Вторичные напряжения на плате, В +3,3; +2,5; +1,5 +3,3; +2,5; +1, МГц Возможность расширения ОЗУ до 64МБ х 64 бит Нет А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров Количество дифференциальных 12 (LVDS (2,5В)) 12 (LVDS МГц использование ПЛИС типа Actel ProAsic3E A3PE3000-FG484 FGPA вместо ПЛИС Xilinx Spartan 3 XC3S1500 4FG456 FGPA. В табл. представлены сравнительные характеристики двух плат цифровой обработки сигналов. Заметны преимущества платы SRG-A3P-v в ряде параметров. В частности, большее количество элементарных ячеек ПЛИС Actel ProAsic3E A3PE3000-FG484 позволяет использовать процессорное ядро типа ARM, а конфигурацию логической матрицы можно многократно записывать непосредственно в энергонезависимую память ПЛИС.

6. Определение диапазонов энергий регистрации электронов С помощью библиотеки программ GEANT4 [Agostinelli et al., 2003] проведено компьютерное моделирование отклика прибора на прохождение частиц через материалы детекторов. С помощью метода Монте-Карло оценены величины поглощенных энергий электронов, протонов и ядер химических элементов в каждом детекторе телескопической системы в зависимости от энергии первичной частицы [Dudnik et al., 2011]. Было обнаружено значительное влияние процессов кулоновского рассеяния электронов с энергиями, близкими к энергиям полного поглощения, на диапазоны регистрируемых энергий во всех детекторах. Поэтому верхние граничные диапазоны энергий электронов, регистрируемые каждым из детекторов телескопической системы, имеют вероятностный характер.

В табл. 3 представлены диапазоны регистрации энергий первичных электронов каждым из трёх кремниевых детекторов. Видно, что прибор будет регистрировать электроны в широком диапазоне энергий от Е1 50 кэВ до Е2 2450 кэВ с вероятностью верхнего предела РД3 = 8 %.

концепция построения всенаправленной системы Таблица 3. Диапазоны первичных энергий электронов, регистрируемых кремниевыми детекторами телескопической системы прибора. Е1Дi и Е2Дi – нижние и верхние пределы энергий, i – номер детектора. РДi – вероятности регистрации верхнего предела энергий Протоны, дейтроны, альфа-частицы и ядра легких элементов не испытывают такого сильного рассеяния в материале детектора, поэтому величины поглощенных энергий, отражаемые в виде амплитуд импульсов в модуле аналоговой обработки сигналов, приобретают более определенные значения.

7. Измерения электромагнитных помех прибора в цепи питания При функционировании в составе космического аппарата научная аппаратура (НА) должна быть устойчива к воздействию электромагнитных помех, создаваемых другими научными приборами и служебными системами КА, и одновременно не оказывать вредного влияния на них. Поэтому на этапе автономной отработки НА проводятся испытания на электромагнитную совместимость (ЭМС). Допустимые уровни помех задаются в технической документации на аппаратуру. На стадии разработки и изготовления макетов необходимо проведение исследовательских испытаний, подтверждающих правильность выбранных схемо-технических решений и возможность создания НА с заданными характеристиками.

Одним из видов электромагнитных воздействий являются кондуктивные помехи по цепям питания. Величина воздействия определяется выбором элементной базы, применением конструкционных и схемных решений в виде электрических и магнитных экранов, использованием электрических фильтров и защитных заземлений и оптимальной разводки электрических цепей. Для оценки примененного нами технического решения проведены предварительные измерения уровней кондуктивных помех, которые макет прибора генерирует в цепи первичного электропитания. Чтобы устранить попадание различных типов шумов и электромагнитных наводок из промышленной сети U = 220 В с частотой f = 50 Гц, для А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров уровней кондуктивных помех, создаваемых прибором SIDRA в цепях первичного питания питания макета прибора SIDRA были использованы две аккумуляторные батареи с суммарной разностью потенциалов U = 25,5 В.

На рис. 7 изображена схема измерительной установки.

Уровни шумов измерялись микровольтметром В3-57 с частотным диапазоном от 5 Гц до 9 МГц и селективным микровольтметром WMS-4 польского производства, работающим в частотном диапазоне от 30 до 300 МГц. Для контроля работоспособности макета прибора, имитации прохождения частиц через детекторную систему, приема контрольным компьютером цифровых сигналов и наблюдения аналоговых сигналов использовались осциллограф Tektronix TDS 2012, генератор сигналов произвольной формы Tektronix AFG 310 и переносной персональный компьютер AcerFerrari 3400. С помощью микровольтметра В3-57 измерения проРис 8. Установка для измерения уровня кондуктивных помех водились в двух поддиапазонах — f1 = 5 Гц – 50 кГц, и f2 = 5 Гц – 9 МГц. По результатам измерений величины эффективных кондуктивных помех Uэф, генерируемых прибором SIDRA в цепь первичного питания U = 25,5 В, составили: Uэф 700 мкВ в первом частотном поддиапазоне и Uэф 121 мкВ в каждом произвольно выбранном поддиапазоне f3 = 50 кГц общего диапазона f2. На рис. показана установка для измерения уровня кондуктивных помех.

В табл. 4 представлены результаты измерений пиковых значений Uпик кондуктивных помех в высокочастотном диапазоне с использованием селективного микровольтметра WMS-4. Уровень помех, создаваемых в 4-м частотном поддиапазоне, несколько выше, чем в соседних. Однако все измеренные значения достаточно низкие в сравнении с требованиями по ЭМС, предъявлявшимися к прибору СТЭП-Ф при установке на КА «КОРОНАС-Фотон».

Проведенные измерения в диапазоне частот от 5 Гц до 300 МГц показали правильность выбора элементного состава и схемы модуля вторичного питания прибора.

Таблица 4. Пиковые значения кондуктивных помех в высокочастотном диапазоне, создаваемых прибором SIDRA в цепях первичного питания номер поддиапазона 8. градуировочные измерения с использованием ускоренных частиц Проверка работоспособности детекторов и модуля обработки аналоговых сигналов проводилась с использованием изотопных радиоактивных источников и ускоренных легких ядер, полученных на циклотроне НИИ ядерной физики имени Д. В. Скобельцына МГУ имени М. В. Ломоносова [Саркисян и др., 1979]. В экспериментах использовались выходные сигналы устройств выборки и хранения, которые анализировались с помощью спектрометрического 12-разрядного АЦП 4К-8К-САЦП-USB производства ООО «Парсек»*.

В качестве радиоактивных источников использовались -источник конверсионных электронов 207Bi и источник альфа-частиц 226Ra.

Для экспериментов на циклотроне использовались ускоренные пучки протонов, дейтронов и -частиц с энергиями до 7,5 МэВ/нукл.

* http://www.parsek.ru А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров С помощью набора калиброванных алюминиевых пластин различной толщины на входе детекторов были получены пучки легких ядер в диапазоне энергий Е = 7,8…21 МэВ.

В канале обработки сигналов детектора полного поглощения Д2 коэффициент усиления по тестовому входу был отрегулирован на величину Ку = 3,8 для расширения линейной части диапазона регистрируемых энергий частиц. Поэтому из четырех энергетических линий электронов -источника 207Bi была использована только одна с наибольшей энергией Е = 1048 кэВ, сигнал от которой регистрировался в 32-м канале АЦП.

В эксперименте с -частицами расстояние между источником Ra и детектором составляло 4,02 мм; на таком расстоянии потери энергии в воздухе Е = 543 кэВ.

Поэтому значения исходных энергий Е1 = 4599 кэВ, Е2 = 4782 кэВ и Е3 = 5490 кэВ были уменьшены на величину потерь при построении соответствующего графика.

На основе полученных энергетических спектров от частиц были найдены значения номеров каналов АЦП, соответствующих максимумам в распределениях числа частиц с разными энергиями.

Был произведен перерасчет номеров каналов АЦП в амплитуды выходных сигналов пиковых детекторов UПД и полученные результаты сведены на одном графике. На рис. 9 представлена зависимость энергии полного поглощения в детекторе Д2 от амРис. 9. Зависимость энергии полного поглощения частиц в детекторе Д от амплитуды на выходе пикового детектора канала обработки аналоговых сигналов концепция построения всенаправленной системы плитуды аналогового сигнала UПД на выходе пикового детектора соответствующего электронного канала обработки. Видно, что все полученные экспериментальные значения от разных источников ускоренных заряженных частиц с хорошей точностью можно аппроксимировать линейной зависимостью.

Следовательно, примененная методика может быть использована для определения чувствительности канала при выбранном коэффициенте усиления, нахождения максимального значения энергии полного поглощения после предварительного измерения динамического диапазона работы пикового детектора с помощью тестового сигнала. Кроме того, полученная зависимость является одним из источников исходных данных для создания логики обработки и программного обеспечения ПЛИС.

9. Тепловакуумные испытания действующего макета прибора С целью имитации температурных режимов работы прибора и его отдельных модулей в космическом пространстве был спроектирован и изготовлен термостол в составе стационарной вакуумной установки ХНУ имени В. Н. Каразина. Термостол состоит из медной плиты, на которой установлены медная трубка змеевидной формы, предназначенная для охлаждения стола парами жидкого азота, и нагреватель из нихромовой проволоки мощностью 1 кВт, выполненный в виде спирали, размещаемой в кварцевых трубках. Медная и кварцевая трубки установлены в пазах медной плиты таким образом, чтобы теплопередача была максимальной.

Выбранный способ размещения обеспечивает также равномерный нагрев по всей верхней рабочей плоскости термостола. Минимальный температурный градиент по поверхности и толщине стола реализуется благодаря очень хорошему тепловому контакту медной трубки змеевидной формы и нагревателя с плитой. Для установки и тепловой развязки термостола от корпуса вакуумной камеры в его нижней части предусмотрены четыре тепловых изолятора в виде ножек высотой ~50 мм.

Медная трубка нижней части термостола соединяется с сосудом Дьюара для хранения жидкого азота с помощью медных и стальных трубок, выведенных через гермопереходник из вакуумной камеры. Поток холодных паров поступает по наружным трубкам в змеевик, охлаждая при этом термостол до температуры ~ – 40 °С, а нагрев до +80 °С осуществляется с помощью нихромовой спирали, расположенной в кварцевых трубках.

Для поддержания температуры термостола в пределах ±1 °С служит двухканальный термостат типа ТРМ-202, работающий в режиме как нагрева, так и охлаждения. Передача тепла от стола к испытываемым частям телескопа осуществляется, в основном, вследствие их теплопроводности. Контроль температур в разных точках испытываемого устройства ведется с помощью специально изготовленных и отградуированных хромель-алюмелевых термопар.

А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров Рис. 10. Действующий макет прибора SIDRA в вакуумной камере при открытом боковом фланце перед проведением испытаний Тепловакуумные испытания действующего макета прибора SIDRA проводились при давлении внутри вакуумной камеры Р = 2…8·10–5 торр, величина которого зависела от степени нагрева или охлаждения прибора. Вакуум обеспечивался форвакуумным насосом и магниторазрядным высоковакуумным насосом типа НОРД-250. На рис. 10 показано размещение прибора в вакуумной камере перед проведением испытаний.

Испытания проводились в три этапа:

1) проверка работоспособности макета прибора при постоянной температуре термостола, поддерживаемой хладагентом; проведение этого этапа вызвано медленным нагревом термостола работающим прибором SIDRA, который являлся источником положительных температур;

2) проверка работоспособности макета прибора и распределение температур внутри модулей во время нагрева термостола до +50 °С;

3) проверка работоспособности макета прибора и распределение температур внутри модулей при медленном охлаждении термостола до температуры –34 °С.

9.1. Испытания прибора при постоянной температуре термостола Перед проведением испытаний в разных точках прибора были установлены термодатчики — калиброванные термопары из хромель-алюмелевых сплавов: Т1 — на поверхности термостола;

Т2 — на поверхности ПЛИС Xilinx Spartan 3 XC3S1500 4FG концепция построения всенаправленной системы Рис. 11. Вариант расположения и варьируя скорость течения термопары на поверхности ПЛИС воды, на протяжении 100-миXilinx Spartan 3 XC3S1500 4FG вакуумной камеры с включенным прибором температура термостола поддерживалась постоянной и равной Т 21 °С. На рис. показано распределение температур по показаниям четырех термодатчиков с течением времени. Через 90…100 мин от начала эксперимента температура на поверхности ПЛИС достигла ~53 °С и далее практически не изменялась. В то время как температура на поверхности ПЛИС в лабораторных условиях при атмосферном давлении составляла ~40 °С, в условиях вакуума, при постоянной температуре термостола и отсутствии конвекции и внешних тепловых излучателей, температура возросла на величину Т = 13 °С.

Рис. 12. Распределения температур в условиях высокого вакуума при постоянной температуре термостола А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров 9.2. Распределение температур при нагреве термостола Сначала термостол был нагрет до температуры +40 °С и поддерживался в таком состоянии в течение 140 мин. За время t 40 мин наступила почти полная термостабилизация (рис. 13).

Уровень вакуума составил ~7·10–5 торр и несколько ухудшился изза отгаживания клеевых материалов печатных плат и кабельной сети. Температура на поверхности ПЛИС достигла ~66 °С. Тонкой горизонтальной штрихпунктирной линией при Т = 85 °С обозначена верхняя температурная граница работоспособности ПЛИС.

Далее на 160…220-й мин эксперимента температура термостола была повышена до +50 °С. Температура на поверхности ПЛИС достигла значения +72 °С, в то время как температура остальных частей и модулей прибора медленно приближалась к температуре термостола.

Рис. 13. Распределения температур в условиях высокого вакуума при нагреве термостола до +40 и +50 °С 9.3 Распределение температур при охлаждении термостола На рис. 14 представлены распределения температур во время охлаждения термостола с помощью паров жидкого азота в течение 170 мин. Система охлаждения была выключена на 171-й мин, и до окончания эксперимента (200-я мин) шла теплопередача от внешних стенок вакуумной камеры к внутренним. Давление остаточной атмосферы внутри камеры варьировало от 4,2·10– концепция построения всенаправленной системы Рис. 14. Распределения температур в условиях высокого вакуума при охлаждении термостола до -340С до 1,4·10–5 Торр при самой низкой температуре. Несмотря на непрерывное снижение температуры термостола и всех плат в течение первых 60 мин, температура на поверхности ПЛИС повышалась и достигла Т = 42 °С на 50…60-й мин. При достижении практически всеми модулями прибора отрицательных температур Т = –34 °С температура на поверхности ПЛИС была все еще положительной и составляла Т = 12 °С.

Таким образом, работающий макет прибора SIDRA продемонстрировал свою работоспособность в условиях высокого вакуума при охлаждении температуры термостола до –34 °С и при его нагреве до +50 °С. В то же время была подтверждена правильность установки теплоотводящего радиатора на поверхности DC-DCконвертеров платы вторичного питания, и проявилась необходимость установки подобного радиатора на поверхности ПЛИС.

10. Режимы работы прибора Как уже указывалось выше, дистанционное программное управление коэффициентами усиления Ку в каналах модуля аналоговой обработки сигналов дает возможность выбирать типы регистрируемых заряженных частиц в процессе эксплуатации прибора.

Настройка на определенные группы частиц происходит путем выбора чувствительности ЗЧПУ, т. е. емкости обратной связи ЗЧПУ, и значения Ку масштабирующего усилителя в каждом из каналов.

А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров Таблица 5 Последовательные режимы регистрации прибором SIDRA разных групп сортов заряженных частиц высоких энергий 1 ны 0,05…2,3 частицы (1,3…13 углерода (1,9… 2 Протоны 1,2…14 лития Li (1,4… В процессе эксплуатации прибора емкости обратной связи для каждого из трёх ЗЧПУ остаются неизменными, в то время как величины Ку настраиваются независимо друг от друга в произвольно выбранный момент путем подачи телекоманды. В связи с этим возможны различные варианты регистрации разных групп частиц.

Легкие частицы, дающие наименьшие сигналы в детекторах, регистрируются при максимальных величинах Ку. Мониторинг более тяжелых ядер, образующих в материалах детекторов гораздо большее количество вторичных зарядов, требует уменьшения величин Ку. При этом регистрация легких частиц остается возможной, но в более узком диапазоне энергий при неизменных уровнях нижних порогов дискриминации шумовых сигналов.

В табл. 5 представлен вариант организации последовательных режимов регистрации трёх групп частиц высоких энергий с разными сортами ядер в каждой из групп. Измерения ядер тяжелее кислорода требуют значительного подавления величины Ку и одновременного увеличения активной площади детекторов, поскольку распространенность элементов в космическом пространстве заметно падает с увеличением количества нуклонов.

заключение Разработана концепция построения системы всенаправленной регистрации потоков заряженных частиц. Изготовлен действующий лабораторный макет компактного одноблочного прибора SIDRA для мониторинга заряженных частиц высоких энергий в космических условиях. Моделирование прохождений одиночных частиц разных сортов через телескопическую систему, а также лабораторные измерения с использованием радиоактивных изотопов и пучков ускоренных ядерных частиц показали возможность мониторинга электронов, протонов и ядер легких элементов в широком диапазоне энергий и темпов счета. Универсальность разработанного модуля аналоговой обработки сигналов позволяет использовать его для мониторинга потоков электронов и протонов и одновременно для регистрации ядер легких и средних элементов с помощью дополнительных детекторных модулей на внешней обшивке космического аппарата. Использование разработанной фирмами Aeroflex Gaisler и Pender electronic design GmbH платы GR-XC3S-1500 в стандарте EuroCard с ПЛИС Xilinx Spartan III и эмулированным процессором LEON 2 в качестве прототипа модуля цифровой обработки информации позволило отработать лабораторный макет одноблочного компактного прибора с небольшими габаритными размерами и энергопотреблением.

Тепловакуумные испытания показали работоспособность макета прибора в диапазоне температур от –30 до +50 °С.

Авторы благодарны заведующему лабораторией ускорительных установок НИИ ядерной физики имени Д. В. Скобельцына Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова А. В. Спасскому и старшему научному сотруднику ХНУ имени В. Н. Каразина В. Н. Дубине за активную помощь в работе.

Работа выполнена при поддержке Научно-технологического центра в Украине, грант № 3542, при поддержке Университета г. Алкала, грант № CCG08-UAH/ESP-3991, и Министерства науки и инноваций Испании, грант № ESP2005-07290-C02-02.

Литература [Дудник и др., 2011] Дудник А. В., Подгурски П., Сильвестер Я. и др. Исследования электронных поясов в земной магнитосфере с помощью рентгеновского спектрофотометра SphinX и спутникового телескопа электронов и протонов СТЭП-Ф: предварительные результаты // Космічна наука і технологія. 2011. Т.17. № 4. С. 14–25.

[Дудник и др., 2012] Дудник А. В., Подгурски П., Сильвестер Я. и др. Рентгеновский спектрофотометр SphinX и спектрометр частиц СТЭП-Ф спутникового эксперимента КОРОНАС-Фотон – предварительные результаты совместного анализа данных // Астрономический вестник. 2012. Т. 46.

№ 2. С. 173–183.

[Саркисян и др., 1979] Саркисян Л. А., Кирьянов Е. Ф., Воробьев Ю. А. Модернизация стодвадцатисантиметрового циклотрона // Приборы и техника эксперимента. 1979. № 1. С. 19–21.

[Юров и др., 2011] Юров В. Н., Котов Ю. Д., Гляненко А. С. и др. Научная аппаратура “Солнечный монитор” для исследования радиационного состояния околоземного космического пространства // Ядерная физика и инжиниринг. 2011. Т. 2. № 4. С.314–319.

[Agostinelli et al., 2003] Agostinelli S., Allison J., Amako K., et al. Geant4-a simulation toolkit // Nucl. Instrum. Meth. A. 2003. V. 506. Iss. 3. P. 250–303.

А. В. Дудник, М. Прето, Е. В. Курбатов, С. Санчез, Т. Г. Тимакова, К. Г. Титов, П. Парра, А. М. Авилов, Ю. Д. Котов, В. Н. Юров [Dotsenko et al., 2009] Dotsenko O. V., Dudnik O. V., Meziat D., Prieto M. Concept of application of the SIDRA instrument to ensure safe operation of a satellite // 9th Ukrainian Conference on space research. Abstracts, 2009. P. 76.

[Dudnik et al., 2009а] Dudnik O. V., Meziat D., Prieto M. The concept of compact on-board instrument for measurements of particle fluxes and dose rates // Scientific Session MEPHI-2009, Abstracts. 2009. V. 2. P. 151. (in Russian).

[Dudnik et al., 2009б] Dudnik O. V., Bilogub V. V., Kurbatov E. V. et. al. Compact on-board instrument SIDRA for measurement of particle fluxes and dose rates — concept and first model // 9th Ukrainian Conference on space research.

Abstracts, 2009. P. 78.

[Dudnik et al., 2011] Dudnik O. V., Prieto M., Kurbatov E. V. et al. First concept of compact instrument SIDRA for measurements of particle fluxes in the space // J. Kharkiv University, phys. series “Nuclei, Particles, Fields”. 2011. V. 969.

Iss. 3(51). P. 62–66.

[Prieto et al., 2009] Prieto M., Guzmаn D., Garcia J. I. et. al. Control Unit of the SIDRA Scientific Instrument // Proc. of 9th Conference “Jornadas de Computacion Reconfigurable y Aplicaciones”, Alcala de Henares, Spain, 2009.

P. 475–484.

[Renker, 2006] Renker D. Geiger-mode avalanche photodiodes, history, properties and problems // Nucl. Instrum. Meth. A. 2006. V. 567, Iss. 1. P. 48–56.

[Vacheret et al., 2011] Vacheret A., Barker G. J., Dziewiecki M. et. al. Characterization and simulation of the response of Multi-Pixel Photon Counters to low light levels // Nucl. Instrum. Meth. A. 2011. V. 656. Iss. 1. P. 69–83.

[Violet, Frederickson, 1993] Violet M. D., Frederickson A. R. Spacecraft anomalies on the CRRES satellite correlated with the environment and insulator samples // IEEE Trans. Nucl. Sci. Dec. 1993. V. 40. N. 6. P. 1512–1519.

CONCePT OF THe OMNIDIReCTIONAL SYSTeM

FOR THe ReGISTRATION OF CHARGe PARTICLe

FLUXeS AT THe SMALL SPACeCRAFT

O. V. Dudnik 1, V. Prieto 2, E. V. Kurbatov 1, S. Sanchez 2, T. G. Timakova 1, K. G. Titov 1, P. Parra 2, A. M. Avilov 1, Yu. D. Kotov 3, V. N. Yurov V. N. Karazin Kharkiv National University (KhNU), Kharkiv, Ukraine Space Research Group (SRG), University of Alcala, Alcala de Henares, Spain Institute of Astrophysics, National Research Nuclear University “MEPhI” In this work we introduce the concept of construction of the omnidirectional monitoring of high energy charged particles on the basis of several small on-board devices. It is described a block diagram of the system, work principles, first results of laboratory tests of an individual modules of unified compact device SIDRA. The necessity of development of the spectrometer and a list of actual tasks to be solved by a system of standardized instruments is substantiated. The results of computer simulations as well as of measurements of main characteristics of electronic modules, and tests of laboratory model are discussed.

Different work modes of the apparatus are described.

Keywords: charge particles, silicon detector, spacecraft, electronic modules, particle accelerator, FPGA, scintillator, tests software.

Dudnik Oleksiy Volodymyrovich – head of space research sector, PhD, [email protected] Prieto Manuel Mateo – associate professor, PhD, [email protected] Kurbatov Evgen Volodymyrovich – engineer, [email protected] Sanchez Sebastian Prieto – associate professor, PhD, [email protected] Timakova Taisa Gavrilovna – leading engineer, [email protected] Тitov Kirill Germanovich – student, [email protected] Parra Pablo Espada – assistant lecturer, [email protected] Avilov Alexandr Maximovich – senior researcher.

Kotov Yury Dmitrievich — professor, PhD, [email protected].

Yurov Vitaly Nikolaevich — deputy director, PhD, [email protected] УДК: 520.6. РЕнТгЕнОВСкИй И гамма-СПЕкТРОмЕТР гРИС Ю. Д. Котов 1, В. Н. Юров 1, А. С. Гляненко 1, А. В. Кочемасов 1, Е. Э. Лупарь 1, Ю. А. Трофимов 1, И. В. Рубцов 1, Е. А. Жучкова 1, В. Г. Тышкевич 1, Е. М. Орешников 1, А. В. Туманов 1, В. И. Лягушин Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего профессионального образования «Национальный исследовательский ядерный университет “МИФИ”» (НИЯУ МИФИ) Министерства образования и науки РФ, Институт астрофизики (ИАФ), Москва ОАО «Ракетно-космическая корпорация “Энергия” им. С. П. Королева», Королев, Московская обл.

Описан планируемый эксперимент по исследованию рентгеновского и гамма-излучения и нейтронов солнечных вспышек.

Излучение будет регистрироваться сцинтилляционными спектрометрами на основе кристаллов LaBr3(Ce) и CsI(Tl) в диапазонах энергии 0,05…15 МэВ и 0,3…200 МэВ соответственно. Спектрометр LaBr3(Ce) будет с высокой эффективностью регистрировать линейчатое излучение и обеспечивать идентификацию линий.

Спектрометр CsI(Tl) предназначен для регистрации высокоэнергичного излучения и выделения нейтронов по форме сцинтилляционного сигнала. Приведены описания научной аппаратуры Котов Юрий Дмитриевич – директор ИАФ НИЯУ МИФИ, кандидат физикоматематических наук, [email protected].

Юров Виталий Николаевич — заместитель директора ИАФ НИЯУ МИФИ, кандидат физико-математических наук, [email protected].

Гляненко Александр Степанович – заведующий НИС ИАФ НИЯУ МИФИ, кандидат физико-математических наук, [email protected].

Кочемасов Алексей Викторович – инженер 2-й категории ИАФ НИЯУ МИФИ, [email protected] Лупарь Евгений Эдуардович — инженер 2-й категории ИАФ НИЯУ МИФИ, [email protected].

Трофимов Юрий Алексеевич — инженер ИАФ НИЯУ МИФИ, [email protected].

Рубцов Игорь Васильевич — ведущий инженер ИАФ НИЯУ МИФИ, [email protected].

Жучкова Евгения Анатольевна — инженер ИАФ НИЯУ МИФИ, [email protected] Тышкевич Владимир Георгиевич – доцент НИЯУ МИФИ, [email protected].

Орешников Евгений Михайлович — инженер ИАФ НИЯУ МИФИ, [email protected].

Туманов Андрей Викторович — инженер ИАФ НИЯУ МИФИ, [email protected].

Лягушин Владимир Иванович — ведущий научный сотрудник РКК «Энергия»

имени С. П. Королева, кандидат физико-математических наук, [email protected].

ГРИС, условия проведения эксперимента и результаты расчёта характеристик его детектора.

ключевые слова: эксперимент ГРИС-ФКИ-1 на Международной космической станции, нейтроны, рентгеновское и гамма-излучение, солнечные вспышки, кристаллические спектрометры, характеристики аппаратуры.

Введение Сильное воздействие на гелиосферу оказывают нестационарные процессы на Солнце, обусловленные его активностью.

Особенно это касается вспышечных ударных волн, корональных выбросов массы в солнечном ветре и излучений солнечных вспышек. Все эти факторы эффективно воздействуют на магнитосферу Земли, а также на атмосферу и биосферу.

Излучения солнечных вспышек представляют собой:

• электромагнитное излучение в диапазоне от радиоволн до жёсткого гамма-излучения;

• ускоренные во вспышечном процессе и вышедшие в межпланетное пространство протоны, ядра химических элементов и электроны;

• рождённые в ядерных реакциях в атмосфере Солнца во время мощных вспышек и вышедшие из неё нейтроны.

Для исследования процесса ускорения частиц и, следовательно, первичного энерговыделения очень важны характеристики производимого частицами жёсткого рентгеновского излучения, гамма-излучения, а также нейтронного излучения. В частности, на основании изучения временного поведения жёсткого рентгеновского и гамма-излучения была определена длительность актов ускорения. Было установлено, что частицы ускоряются цугами импульсов с длительностью 1…4 с. Внутри цуга проявляются отдельные короткие импульсы, длящиеся десятки микросекунд.

Измерения энергичного нейтрального излучения солнечных вспышек в 23-м цикле солнечной активности проводились только на космических аппаратах RHESSY [Lin et al, 2002] и «КОРОНАС-Ф»

[Кузнецов, 2009а]. Аппаратура на космическом аппарате RHESSY регистрировала направление прихода и энергетические спектры излучения до энергий ~2…3 МэВ, вследствие резкого уменьшения светосилы с ростом энергии и плохих фоновых условий. Приборы АВС-Ф и СОНГ на аппарате «КОРОНАС-Ф» регистрировали излучение в диапазоне от десятков килоэлектронвольт до сотен мегаэлектронвольт. Регистрация излучения осуществлялась одним и тем же блоком детекторов СОНГ-Д. Аппаратура АВС-Ф осуществляла амплитудно-временной анализ сигналов в диапазоне 0,1…80 МэВ. Прибор СОНГ регистрировал рентгеновское и гамма-излучение в диапазоне 30 кэВ – 200 МэВ и потоки нейтронов с энергией более 20 МэВ. Гамма-излучение с энергией более 17 МэВ наблюдалось в девяти событиях [Котов и др., 2009], а с Ю. Д. Котов, В. Н. Юров, А. С. Гляненко, А. В. Кочемасов, Е. Э. Лупарь, Ю. А. Трофимов… Рис. 1. Динамика спектра гамма-излучения во вспышке 28 октября 2003 г.

по измерениям прибора СОНГ. Точка 1 – поток жёсткого рентгеновского излучения, измеренный прибором СПР-Н [Житник и др., 2006]. Линия 2 — спектр гамма-излучения, обусловленного распадом нейтральных и заряженных пионов энергией более 60 МэВ было зарегистрировано в четырёх событиях [Кузнецов, 2009б]. В трёх событиях были зарегистрированы потоки нейтронов [Кузнецов, 2009б]. Эти измерения составляют значительную часть всех имеющихся к настоящему времени данных.

На рис. 1 и 2 представлены измеренные спектры излучения для вспышек класса Х10 28 октября 2003 г. и класса Х17,2 29 октября 2003 г. Следует отметить, что высокоэнергичное излучение регистрировалось в подавляющем большинстве случаев во вспышках класса не ниже М3.

Рис. 2. Суммарный энергетический спектр солнечной вспышки 29 октября 2003 г. (с вычетом фона) во временнм интервале 20:39:07–20:55:00 UT по данным аппаратуры АВС-Ф Измерения гамма-излучения и потоков нейтронов в настоящее время единичны и поэтому для обнаружения и анализа характерных свойств их временнго поведения и спектров, а также сопоставления с излучением в других энергетических диапазонах необходимо проведение новых экспериментов длительностью несколько лет с чувствительной аппаратурой, обеспечивающей высокое энергетическое и временне разрешение.

Задачами эксперимента ГРИС-ФКИ-1 на Российском сегменте Международной космической станции (РС МКС) являются: