Картограф излучательной способности Венеры

ВЭМ

Детальная конструкция картографа излучения Венеры
Оператор	ДЛР
Производитель	ДЛР
Тип инструмента	Спектрометр VIS/NIR
Функция	Картограф
Характеристики
Разрешение	10 км
Спектральный диапазон	6 полос от 0,86 до 1,18 мкм [1]
Космический корабль-носитель
Космический корабль	VERITAS и EnVision
Оператор	НАСА и ЕКА
Дата запуска	2028 (планируется) и 2031 (планируется)

Venus Emissivity Mapper (VEM) — это спектрометр для картирования состава поверхности Венеры через определенное количество атмосферных спектральных окон. Он будет одним из двух полезных нагрузок на борту миссии VERITAS , а также каналом VenSpec-M спектрометрического набора миссии EnVision .

Хотя Земля и Венера во многих аспектах похожи, они развивались совершенно по-разному и в настоящее время имеют различные поверхностные и атмосферные среды. В то время как поверхность Земли имеет жидкую воду и поддерживает жизнь, Венера имеет среднюю температуру поверхности более 400 °C и богатую углекислым газом атмосферу с поверхностным давлением примерно в 92 раза выше, чем у Земли на уровне моря.

Мало что известно о составе поверхности Венеры. Плотная атмосфера и ее облачные слои в основном непрозрачны для видимого и инфракрасного излучения, что делает дистанционное зондирование сложной задачей. Когда свет проходит через атмосферу, он ослабляется поглощением и рассеиванием, и он размывается излучениями самой атмосферы. Наблюдения за Венерой показали, что поверхность можно наблюдать через ряд узких инфракрасных диапазонов . ^{[2] [3]} Используя эту технику, Venus Express удалось наблюдать свежий базальт , указывая на недавнюю вулканическую активность на поверхности. ^{[3] [4] [5] [6] [7]}

Спектральные окна находились на краю чувствительного спектрального диапазона инструмента VIRTIS Venus Express. VIRTIS также испытывал тепловые дрейфы и имел проблемы с рассеянным светом. Это было связано с тем, что VIRTIS не был разработан для картирования поверхности, но он позволил провести проверку концепции, которая привела к разработке VEM. ^[8] VEM станет первым инструментом на орбите вокруг Венеры, сфокусированным исключительно на этих спектральных диапазонах, что позволит провести полное картирование состава поверхности и окислительно-восстановительных состояний поверхности. ^[9]

VEM был выбран для миссии NASA VERITAS ^[10] и для миссии ESA EnVision ^[11] в июне 2021 года. Главным исследователем является Йорн Хельберт ^[12] , а прибор создан DLR в Берлине.

Целью этого инструмента является получение полной карты типов горных пород, их содержания железа и их окислительно-восстановительных состояний с орбиты. Лабораторные измерения показали, что 4% разницы в относительной излучательной способности достаточно, чтобы различать различные типы горных пород и потенциально определять их состояния выветривания. ^{[1] [13]} Таким образом, это является движущей силой проектирования инструмента. Определение состава грунта на основе измеренных спектров возможно только после того, как будет доступна спектральная библиотека, представляющая условия поверхности Венеры, которая находится в разработке в Лаборатории планетарной спектроскопии в DLR. ^{[13] [14]} Благодаря постоянному мониторингу поверхности можно будет дополнительно ограничить текущую вулканическую активность. В дополнение к этому, любая информация о поверхности будет способствовать пониманию прошлой эволюции Венеры, приведшей к ее нынешнему состоянию.

Спектральные окна использовались несколькими космическими ( Venus Express , Galileo и Cassini ) и наземными миссиями для изучения Венеры. Хотя они в основном представляли собой доказательство концепций, они дали начало идее Venus Emissivity Mapper, которая основывается на летном наследии всех вышеупомянутых миссий, особенно на VIRTIS и VMC на борту Venus Express . VEM был впервые выдвинут как часть предложения миссии EnVision в 2010 году. ^[15] В то же время начали появляться первые измерения аналогов Венеры, что позволило вывести состав поверхности из измеренных коэффициентов излучения Венеры. Первоначальное предложение EnVision не было принято, поэтому проект был переработан, чтобы новое предложение можно было сделать в 2014 году и еще раз в 2016 году. ЕКА выбрало его для углубленного исследования проекта в 2018 году ^[16] , а три года спустя ЕКА объявило EnVision — с VEM (VenSpec-M) на борту — пятой миссией Cosmic Vision класса M. ^[11]

Venus Emissivity Mapper также был представлен в программу NASA Discovery в рамках предложения VERITAS в 2014 году. Первоначально он был выбран для финансирования фазы A, но не был выбран для полета. ^[16] В 2019 году обновленное предложение было представлено в программу Discovery, снова получив финансирование фазы A. Два года спустя, в июне 2021 года, было обнародовано объявление об официальном выборе VERITAS . ^[10]

Основываясь на наследии предыдущих миссий, все подсистемы имеют уровень TRL не менее 6, тем самым давая VEM общий уровень TRL 6. ^[14]

Наблюдения будут проводиться ночью путем измерения сигнала излучения с поверхности. ^[13]

Обычно магматические породы идентифицируются по содержанию натрия , калия и кремния . Однако эти элементы не имеют наблюдаемых признаков в спектральном диапазоне 1 мкм. Вместо этого переходные металлы (в первую очередь Fe ^[13] ) и их спектральные признаки в соответствующих окнах будут использоваться для характеристики состава поверхности. Эта карта содержания железа затем, вместе с топологическими данными, будет использоваться для создания карты предполагаемых типов пород.

Для того чтобы эти измерения были абсолютными, а не относительными, их необходимо калибровать с использованием данных, собранных спускаемыми аппаратами «Венера» при пролете над зонами посадки. ^[8]

VEM — это многоспектральный инструмент для получения изображений, работающий как сканер pushbroom . Он состоит из следующих подсистем: оптическая подсистема (VEMO), контроллер прибора (VEMIC), источник питания (VEMPS) и двухступенчатый дефлектор (VEMBA). Подход к разработке аналогичен тому, что было успешно реализовано при проектировании MERTIS. Это означает, что все начинается с макетной платы, затем идет лабораторный прототип, затем инженерный прототип и, наконец, достигается полная квалификационная модель. По ходу дела риски постоянно выявляются и снижаются. ^{[17] [1]}

Оптическая подсистема представляет собой систему из трех линз, предоставленную LESIA, Обсерваторией Парижа , Франция. Сначала телескоп с апертурой 8 мм и фокусным расстоянием 40,5 мм проецирует сцену на решетку фильтров. Оттуда она затем отображается в фокальной плоскости через еще две линзы с объединенным коэффициентом увеличения 0,4. Оптика имеет общий коэффициент пропускания 0,88, не принимая во внимание фильтры. Решетка фокальной плоскости (VEMFPA) состоит из детектора Xenics XSW-640 InGaAs , который имеет разрешение 640x512 пикселей, поле зрения 30°×45°, шаг пикселя 20 мкм и поле зрения пикселя 0,07°×0,07°. Используемый блок электроники визуализации — LM98640QML-SP от Texas Instruments. Детекторы InGaAs успешно использовались в глубоком космосе на протяжении многих лет, что делает их безопасным выбором. Этот конкретный блок в настоящее время используется на орбитальном аппарате ExoMars Trace Gas Orbiter .

Фильтрующий массив предоставлен CNES Toulouse, Франция. Узкополосные фильтры обеспечивают только передачу интересующей спектральной области. На основе 4% относительной излучательной способности, необходимой для различения различных типов горных пород, отношение сигнал/шум (SNR) для каждой полосы выводится путем запуска соответствующей модели переноса излучения. Полосы и требуемые для них SNR приведены в следующей таблице:

Контроллер приборов — это интерфейс между внутренними блоками и космическим аппаратом. Он обрабатывает все данные и управляет подсистемой. Система, используемая в VEM, взята из MERTIS, и только интерфейсы нуждаются в адаптации для соответствия VEM.

Основная мощность поступает от фокальной плоскости и контроллера приборов. Эта подсистема в значительной степени основана на MERTIS PSU, поскольку последний уже проверен в полете. Основная часть PS — это DC/DC-преобразователь серии Interpoint SMRT, который дополнен внешними LC-фильтрами и некоторыми дополнительными специализированными схемами.

Для того, чтобы не допустить попадания постороннего и солнечного света, используется двухступенчатый экран. Передняя часть в основном является экраном для защиты космического корабля, в то время как задняя часть отвечает за посторонний свет. Экран призван уменьшить посторонний свет до коэффициента не менее 10−5 ^. [ ^1]

Если посмотреть на спектральные полосы, представленные ранее, можно увидеть, что рядом с шестью полосами, используемыми для минералогических измерений, присутствуют еще восемь. Эти дополнительные полосы используются для коррекции различных эффектов, изменяющих сигнал между поверхностью Венеры и измерительным космическим аппаратом. Измеряя атмосферу саму по себе, можно рассмотреть ее эффекты и изменяющиеся условия, которые она вносит. То же самое делается для рассеянного света, для которого используются три выделенных канала. ^[1]

Поскольку время интеграции для спутника на орбите вряд ли может быть оптимизировано, применяются несколько других методов для получения максимально возможного соотношения сигнал/шум . Эти улучшения таковы:

• Передискретизация в течение одного времени задержки (для медленных орбит)
• Дискретное интегрирование с задержкой по времени (TDI)
• Пространственное биннинг (макропиксели)

После применения, даже для высоты орбиты 8000 км, SNR, требуемый для достижения необходимой точности, теоретически достигается с запасом более 100% для всех диапазонов. Для высот орбиты около 250 км SNR почти в 10 раз лучше, чем полученный на высоте 8000 км. ^[1] Лабораторный прототип показал потенциал для более поздних показателей SNR, значительно превышающих 1000. ^[14]

Оптимизируя детектор для соответствующих длин волн и используя дополнительные спектральные диапазоны, учитываются эффекты атмосферы и рассеянного света, тем самым значительно снижая неопределенность измерений — как описано выше. Неопределенности дополнительно снижаются за счет перекрывающегося покрытия земли (чтобы учесть краткосрочную изменчивость атмосферы) и повторных измерений (чтобы уменьшить ошибку из-за неопределенности содержания водяного пара, непрозрачности облаков и яркости поверхностного окна). ^[8]