Astronomie

Jaké opatření bych měl použít k optimalizaci konstrukce dalekohledu v krychli?

Jaké opatření bych měl použít k optimalizaci konstrukce dalekohledu v krychli?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Začal jsem v australském Melbourne projekt s názvem nanosat oko na obloze, který by měl umístit dalekohled do krychle a umístit jej do LEO. Myšlenkou je pak přidání dalekohledu k dalekohledu.

Potřebuji se naučit hromadu návrhů dalekohledů. Mám omezený prostor a chci pochopit, jak měřit teoretický výkon našeho dalekohledu.

Moje otázka tedy zní - jak změřím výkon dalekohledu?


Vyrábím dalekohledy a dalekohledová zrcadla. Ptáte se na těžkou otázku, protože to závisí na tolika věcech. Ale je to zajímavý projekt, takže se pokusím pomoci, jak můžu.

Tvrdým limitem pro výkon je clona nebo průměr primární optiky. Větší clona = vyšší tvrdý limit pro výkon. Na nanosatu máte prostor pouze pro tolik clony, takže výkon bude nutně omezený.

Za druhé, budete potřebovat nějaký kompaktní design. Reflektor určitě, ale ne newtonský. Nějaká varianta Cassegrain, můžete je udělat docela krátké a podsadité. Pokud to nezvládnete tak, aby se to „odvíjelo“ ve vesmíru, ale to bude složité.

Celý optický svazek musí být také velmi tuhý a musí držet svůj tvar při startu a ve vesmíru. Optický systém musí vždy zůstat kolimovaný.

Nakonec pravděpodobně máte nějaké váhové limity. To znesnadní vytvoření rigidního systému.


Jedním z měřítek výkonu je rozlišovací síla, která udává úhlovou velikost nejmenších detailů rozlišených dalekohledem. Vztah je lineární. Clona 100 mm poskytuje rozlišovací schopnost 1 arcsec. Clona 200 mm poskytuje rozlišovací schopnost 0,5 oblouku. A tak dále.


Dalekohledy pracující na úrovni země jsou atmosférou omezeny několika způsoby.

Jedním z nich je takzvané „vidění“ neboli turbulence vzduchu. To rozostří obraz a sníží efektivní rozlišovací schopnost. Vzhledem k tomu, že malé dalekohledy mají nejprve menší rozlišovací schopnost, jsou méně ovlivněny. Clona 100 mm není po většinu času ovlivněna. Clona 200 mm je ovlivněna po většinu času.

Váš dalekohled bude nad atmosférou, takže účinky vidění budou nulové. Po celou dobu bude fungovat s plnou rozlišovací schopností.

Dalším způsobem, jak vzduch ovlivňuje dalekohled, je světelné znečištění a jiné formy luminiscence a odraženého světla ze vzduchu. To snižuje kontrast a „vymaže“ nejslabší objekty z obrazu; jasné objekty, jako jsou planety, nejsou ovlivněny vůbec.

Váš dalekohled nebude ovlivněn světelným znečištěním, takže jeho výkon na slabých objektech (jako jsou galaxie nebo mlhoviny) bude vždy 100% maxima pro danou clonu.

Sečteno a podtrženo: budete mít docela malý dalekohled, ale fungující zcela bez účinků atmosféry.


Vzhledem k tomu, že pracuje v mikrogravitaci, optika se nedeformuje pod svou vlastní hmotností, takže je můžete udělat docela tenkou a lehkou.

Přístroj bude pracovat v extrémních teplotách. Budete potřebovat nějaký druh dynamického zaostření, abyste kompenzovali expanzi / kontrakci. Buďte opatrní, u některých catoptrických konstrukcí, jako je Cassegrain, musíte také věnovat pozornost vzdálenosti od primárního zrcadla k sekundárním prvkům atd. Použití uhlíkových vláken pro kostru by značně snížilo roztažení / kontrakci a také by poskytlo vynikající tuhost na jednotka hmotnosti.

Křemenná zrcadla si dokázala velmi dobře poradit s velkými teplotními výkyvy, ale zpracování křemene je nákladné na optickou přesnost. Borosilikátové sklo (materiál používaný pro většinu amatérských dalekohledů) by také mělo dobře fungovat; Například Supremax 33 je levný a docela dobrý. Záleží na optikovi, kdo zrcadla vyrobí. Pokud najdete někoho, kdo by mohl poskytnout slevu na křemen, jděte do toho; jinak použijte borosilikát a nebojte se o to.

Ke změně orientace dalekohledu v prostoru budete také potřebovat nějaký druh setrvačných prvků. To není triviální úkol.


Sečteno a podtrženo: začínáte s výkonovým rozpočtem omezeným clonou. To je ideální výkon. Problémy v reálném světě pak posunou skutečný výkon pod tuto úroveň: chyby kolimace, teplotní posuny, kvalita optiky, chyby zaostření atd.

Výkon skutečného nástroje je ovlivněn všechno.


Astronomové ASU postaví vesmírný dalekohled, aby prozkoumali blízké hvězdy

V roce 2021 nese kosmická loď velikosti krabice Cheerios malý dalekohled na oběžnou dráhu Země na neobvyklou misi. Jeho úkolem je sledovat světlice a sluneční skvrny malých hvězd, aby bylo možné posoudit, jak obyvatelné je vesmírné prostředí pro planety obíhající kolem nich.

Kosmická loď, známá jako Star-Planet Activity Research CubeSat nebo zkráceně SPARCS, je nový vesmírný dalekohled financovaný NASA. Mise, včetně designu kosmických lodí, integrace a výsledné vědy, je vedena školou Země a výzkumu vesmíru na Arizonské státní univerzitě (SESE).

„Toto je mise na pomezí astrofyziky a astrobiologie,“ uvedla Evgenya Shkolnik, odborná asistentka v SESE a hlavní řešitelka mise SPARCS. „Budeme studovat obyvatelnost a vysokoenergetické prostředí kolem hvězd, které nazýváme trpaslíky M.“

Mise oznámila 10. ledna 2018 na 231. zasedání Americké astronomické společnosti ve Washingtonu D.C.

Hvězdy, na které se SPARCS zaměří, jsou ve srovnání se sluncem malé, slabé a chladné. Mají méně než polovinu velikosti a teploty slunce a svítí sotva jedním procentem jasu.

Volba cílových hvězd pro SPARCS se může zdát neintuitivní. Pokud astronomové hledají exoplanety v obyvatelném prostředí, proč se obtěžovat hvězdami, které se tak liší od Slunce? Odpověď spočívá v číslech.

Za prvé, M trpaslíci jsou mimořádně běžní. Tvoří tři čtvrtiny všech hvězd v naší galaxii Mléčná dráha a převyšují počet hvězd podobných slunci 20: 1.

Astronomové zjistili, že v podstatě každá M trpasličí hvězda má alespoň jednu planetu obíhající kolem ní a přibližně jeden ze čtyř má skalní planetu umístěnou v obyvatelné zóně hvězdy. Toto je potenciálně životaschopná oblast, kde teploty nejsou ani příliš horké, ani příliš chladné pro život, jak jej známe, a na povrchu planety by mohla existovat kapalná voda.

Protože M trpaslíků je tolik, astronomové odhadují, že samotná naše galaxie obsahuje zhruba 40 miliard - to je miliarda s B - skalními planetami v obyvatelných zónách kolem jejich hvězd. To znamená, že většina planet obyvatelné zóny v naší galaxii obíhá kolem M trpaslíků. Ve skutečnosti leží ten nejbližší, nazvaný Proxima b, jen 4,2 světelných let daleko, což je z astronomického hlediska na našem prahu.

Když astronomové začínají zkoumat prostředí exoplanet, které sídlí v obyvatelných zónách jiných hvězd, objevují se při hledání velké trpasličí hvězdy.

Měření pulzu aktivních hvězd

Podle Shkolnika, zatímco M trpasličí hvězdy jsou malé a chladné, jsou aktivnější než slunce, s erupcemi a jinými výbuchy, které střílí silné záření do prostoru kolem nich. Ale nikdo přesně neví, jak aktivní jsou tyto malé hvězdy. Během své jednoroční nominální mise bude SPARCS zírat na cílové hvězdy po celé týdny v naději, že vyřeší hádanku.

Srdcem kosmické lodi SPARCS bude dalekohled o průměru 9 centimetrů nebo 3,6 palce plus kamera se dvěma detektory citlivými na ultrafialové záření, které vyvinula laboratoř Jet Propulsion Laboratory NASA. Dalekohled i kamera budou optimalizovány pro pozorování pomocí ultrafialového světla, které silně ovlivňuje atmosféru planety a její potenciál pro život na povrchu.

"Lidé sledovali M trpaslíky co nejlépe ve viditelném světle. Ale nejsilnější erupce hvězd se vyskytují hlavně v ultrafialovém záření, které zemská atmosféra většinou blokuje," řekl Shkolnik.

Ačkoli obíhající Hubbleův kosmický dalekohled může nerušeně prohlížet hvězdy na ultrafialových vlnových délkách, jeho přeplněný pozorovací plán by mu umožnil věnovat jen nejkratší úsilí M. trpaslíkům.

„Hubble nám za krátkou dobu poskytne spoustu podrobností o několika hvězdách. Abychom však porozuměli jejich aktivitě, potřebujeme dlouhé pohledy na mnoho hvězd místo momentek několika,“ řekl Shkolnik.

Zachycení zdlouhavých pozorování M trpaslíků umožní astronomům studovat, jak hvězdná aktivita ovlivňuje planety obíhající kolem hvězdy.

„Nejen, že jsou M trpaslíci aktivnější než slunce, když jsou staří, ale zůstávají aktivnější déle,“ řekl Shkolnik. „V době, kdy bylo 10 milionů let staré, se slunce stalo mnohem méně aktivním a od té doby neustále klesá. M trpaslíci však mohou zůstat aktivní po dobu 300 až 600 milionů let, přičemž některé z nejmenších hvězd M září často v podstatě navždy."

SPARCS bude následovat ve stopách dalších vesmírných nástrojů a sond pocházejících ze SESE. Již je na cestě k asteroidu Bennu (příchod v srpnu 2018) je OSIRIS-REx Thermal Emission Spectrometer (OTES).

V potrubí jsou Phoenix CubeSat (vytvořený týmem všech studentů, aby studoval místní klimatické účinky měst na Zemi), LunaH-Map (pro měření lunárního vodíku jako zástupce vody), systém zobrazování termální emise Europa (do hledat teplotní anomálie na Jupiterově měsíci Europa), spektrometr Lucy Thermal Emission Spectrometer (k měření povrchových vlastností v Jupiterově rodině trojských asteroidů) a Psyche, mise ke studiu asteroidu vyrobeného výhradně z niklu a železa.

Stejně jako LunaH-Map je i SPARCS CubeSat postavený ze šesti kubických jednotek, z nichž každá má asi čtyři palce na jedné straně. Ty jsou spojeny, aby vytvořily kosmickou loď o šířce dvou jednotek o délce tří v takzvané kosmické lodi 6U. Solární panely se z jednoho konce rozšiřují jako křídla.

„SPARCS se co do velikosti a tvaru nejvíce podobá rodinné krabičce Cheerios,“ řekl Shkolnik.

Kosmická loď bude obsahovat tři hlavní systémy - dalekohled, kameru a operační a vědecký software. Spolu se Shkolnik budou astronomové SESE Paul Scowen, Daniel Jacobs a Judd Bowman dohlížet na vývoj dalekohledu a kamery, včetně softwaru a systémového inženýrství, aby to všechno spojili.

Dalekohled využívá zrcadlový systém s povlaky optimalizovanými pro ultrafialové světlo. Spolu s kamerou může systém měřit velmi malé změny jasu M trpasličích hvězd za účelem provedení primární vědy o misi. Přístroj bude testován a kalibrován na ASU v rámci přípravy na let, než bude integrován do zbytku kosmické lodi.

„Budeme mít omezenou rádiovou komunikaci se SPARCS, takže plánujeme provést spoustu zpracování dat na palubě pomocí centrálního počítače,“ řekl Jacobs. „Tento software budeme psát tady na ASU, k otestování našeho kódu použijeme prototyp kosmické lodi a kamery.“

Po spuštění Jacobs uvedl, že tým bude provádět vědecké operace na ASU a připojovat se k SPARCS prostřednictvím globální sítě pozemních stanic.

Shkolnik řekl, že klíčovou součástí plánu misí je zapojit postgraduální a vysokoškolské studenty do různých rolí. To jim poskytne vzdělávací a výcvikové příležitosti, jak se stát budoucími inženýry, vědci a vedoucími misí.

„Rychlé tempo vývoje - od laboratoře po uvedení na trh může být tak krátké jako pár let - funguje dobře s časovým harmonogramem studentů,“ řekl Shkolnik. „Mohou na tom pracovat, začít až do konce, v době, kdy budou tady na ASU.“

Malý balíček, velká věda

Do ASU v misi SPARCS se připojují vědci z University of Washington, Arizonské univerzity, Lowell Observatory, SouthWest Research Institute a Jet Propulsion Laboratory NASA.

„Mise SPARCS ukáže, jak se správnou technologií mohou malé vesmírné dalekohledy odpovědět na velké vědecké otázky,“ řekl Shkolnik.

Patří mezi ně: „Jak je pravděpodobné, že jsme my lidé ve vesmíru sami? Kde bychom měli hledat obyvatelné planety? A můžeme najít nové a plodnější pochopení toho, co dělá systém exoplanet obyvatelným?“

Zřeknutí se odpovědnosti: AAAS a EurekAlert! nenesou odpovědnost za přesnost novinek zveřejněných na EurekAlert! přispívajícími institucemi nebo za použití jakýchkoli informací prostřednictvím systému EurekAlert.


Amatérský design dalekohledu Zemax

Pracuji jako optický inženýr a pro jeden ze svých plánů plánuji použít amatérský dalekohled.

Dalekohled musí mít dlouhou ohniskovou vzdálenost, řekněme Maksutov s 2700 mm nebo refraktor + Barlow s f = 3000 mm. . To vše jsou hrubá čísla, není třeba být přesný.

Abych simuloval výkon pomocí Zemaxu, potřeboval bych design jednoho z těchto dalekohledů nebo alespoň design „černé skříňky“. Má tady někdo kontakt na výrobce, nebo má jednu z těch blackboxů ??

# 2 luxo II

Pokud chcete podrobnosti o jednom, který si můžete skutečně koupit (např. Skywatcher 180 mm f / 15), podívejte se, zda MKV nebo VLA mají podrobnosti.

Originální papír od Maksutova s ​​matematikou a design Gregoryho Maksutova byly publikovány v S & ampT Gleaning Bulletin C a měli byste je najít. Gregoryho design může být zmenšen, za předpokladu, že víte o 7 ”a vyšší cloně, že bude vyžadovat 1 povrch, aby byl mírně zjišťován.

Upraveno luxo II, 7. října 2019 - 06:15.

# 3 Oregon-raybender

Optický výzkumný inženýr

Můžete také zkontrolovat referenční vzory v Zemaxu, podívat se pod dalekohledy. OSLO má také několik vzorků. Zkontroloval bych knihu Dr. Smitha o optickém designu nebo optice dalekohledu. Podívejte se na knihu William Bell. Možná najdete, co hledáte. Refraktor a Barlow jsou rychlý a snadný jednoduchý systém. K modelování můžete získat optiku ze skladiště přebytků nebo Edmunda. Abych udržel nízké náklady, použil jsem k výrobě modelu „starou optiku“. Pokud potřebujete kompaktní design, Maky jsou dobré, ale musíte v designu zohlednit sekundární.

Spousta možností. 1500 mm s 2x barlowem nebo 1000 mm s 3x barlowem.

Upraveno Oregon-raybender, 7. října 2019 - 22:15.

# 4 DAVIDG

Mnoho návrhů v „Telescope Eyepieces and Astrographs“ od Berryho a kol. Obsahuje předpis Zemax. https: //www.willbell. strographs.html

# 5 Mark Harry

Pěkná kniha Dave. Obsah pokrývá hodně terénu!

# 6 peraspera

Mnoho návrhů v „Telescope Eyepieces and Astrographs“ od Berryho a kol. Obsahuje předpis Zemax. https: //www.willbell. strographs.html

- Dave

Kniha vypadá opravdu pěkně. Náklady na dopravu do Evropy jsou ale vyšší než u samotné knihy ((((

A děkuji všem za odpovědi. Stále se snažím získat nějaký design blackboxu od SkyWatcher nebo Takahashi

# 7 Oregon-raybender

Optický výzkumný inženýr

Zkontroloval bych knihkupectví v Evropě, podíval se na patenty. Na webu existuje mnoho článků o optických designech, jako je

ten, který hledáte. Podívejte se na knihy Edmunda o optice, Warren Smith o optice, Zeiss, Jena a další

optické společnosti. Design, který požadujete, je jednoduchý a nevyžaduje design černé skříňky, pokud

hledáte více, než jste uvedli. Máte přístup k programu sledování optických paprsků? Pokud ano, může být

již design. Také odborné společnosti SPIE a OSA nabízejí knihy E, takže přeprava by neměla být problémem

Zkontrolujte místní univerzitu, může mít. Přejít na WorldCat, pomůže vám hledat knihy.

# 8 dan_h

Kniha vypadá opravdu pěkně. Náklady na dopravu do Evropy jsou ale vyšší než u samotné knihy ((((

A děkuji všem za odpovědi. Stále se snažím získat nějaký design blackboxu od SkyWatcher nebo Takahashi

Nejlepší

Stejně tady a jsem v Kanadě.

# 9 JohnnyE

OFH - Optical Engineering & amp OEM

Ahoj všichni,

Pracuji jako optický inženýr a pro jeden ze svých plánů plánuji použít amatérský dalekohled.

Dalekohled musí mít dlouhou ohniskovou vzdálenost, řekněme Maksutov s 2700 mm nebo refraktor + Barlow s f = 3000 mm. . To vše jsou hrubá čísla, není třeba být přesný.

Abych simuloval výkon pomocí Zemaxu, potřeboval bych design jednoho z těchto dalekohledů nebo alespoň design „černé skříňky“. Má tady někdo kontakt na výrobce, nebo má jednu z těch blackboxů ??

Díky a hvězdné noci !!

Pokud nejste připraveni demontovat objektiv a vyhodnotit a měřit každou jednotlivou součást, nemáte jinou možnost než napsat e-mail zákaznickému servisu a vyžádat si soubor Zemax Black Box komponenty. Měli jsme štěstí, že jsme to udělali s krabičkami Edmund Optics Black.

# 10 jimhoward999

Pokud si vyberete dalekohled jako Celestron SCT, téměř vám řeknou předpis.

Například pro C8 nebo C11 jsou primární a sekundární sférické. Řeknou vám poměr zatemnění, F / # primárního, EFL a konečný F / #, zadní pracovní vzdálenost. Vaše jediné proměnné jsou zakřivení sekundárního a asférického koeficientu korekční desky. Optimalizujte ohniskovou vzdálenost a chybu vlnoplochy na ose a měli byste ji mít.

S verzemi edgeHD je jen o něco více odhadů. Řeknou vám, že korektor je vzduchem rozmístěný dublet N-SSK2 / K10, že systém je optimalizován přes ploché pole a oni vám poskytnou nominální designové bodové diagramy. Takže můžete jen optimalizovat křivky dubletu, dokud se bodové diagramy nevyrovnají.

Jedním z návrhů by tedy bylo vytvořit si vlastní recepty. Mohlo by to být ve skutečnosti rychlejší a snazší, než je získat od výrobců, a vaše úroveň důvěry v to, že máte něco velmi blízkého, by byla stále vysoká.


Budoucnost CubeSats

Todd Bonalsky drží solární panel, který bude napájet satelit Dellingr. Uznání: NASA / Kristen Basham

(Phys.org) - Aby vědci a inženýři v Goddardově vesmírném letovém středisku NASA mohli zkoumat změnu klimatu, vyvíjejí satelit IceCube, který nebude větší než bochník chleba. V roce 2016 bude tento satelit vyspělou technologií, kterou budou vědci používat k analýze oblačnosti v atmosféře.

„Používáme IceCube k testování radiometru, který chceme letět na velké vesmírné misi,“ řekl Jeffrey Piepmeier, vedoucí oddělení Goddardovy pobočky pro mikrovlnné přístroje a technologie. „Vědci v oblasti klimatu nikdy tuto frekvenci nepoužívali k měření ledového mraku z vesmíru.

Projekt zdůrazňuje rostoucí trend směrem k testování přístrojů a provádění vědeckých experimentů na palubě CubeSats. „Každá libra, kterou vysíláte do vesmíru, stojí fenomenální částku peněz,“ řekl Todd Bonalsky, elektrotechnik v Goddardu. „Proto v investici do CubeSats, což jsou malé, kompletní satelity, které jsou levnější a snadněji se staví než jejich větší protějšky.“

Dellingr CubeSat společnosti Bonalsky má být uveden na trh v březnu 2015. S využitím magnetometrického systému Bonalsky miniaturizovaného pro použití CubeSat bude společnost Dellingr měřit magnetické fluktuace, aby pomohla vědcům lépe pochopit, jak vesmírné počasí ovlivňuje Zemi. Dellingr bude první CubeSat, který bude létat na tomto typu magnetometrického systému vědecké úrovně.

Vědci však při práci na CubeSats čelí řadě výzev. Díky své velikosti nemůže CubeSats napájet mnoho impozantních vědeckých přístrojů NASA a existují možnosti, co lze miniaturizovat. Hubbleův kosmický dalekohled například používá zrcadlo široké téměř osm stop k zachycení světla a jeho převodu na obrazy, které menší zrcadlo nedokázalo vyprodukovat.

Tři plechovky sody by Firefly CubeSat naplnily až po okraj. Nenechte se však zmást jeho velikostí - NASA má s těmito malými satelity velké plány. Uznání: NASA / Bill Hrybyk

Doug Rowland, solární vědec z NASA, čelil tomuto dilematu při sběru dat ze svého Firefly CubeSat. Postavil jej k prozkoumání korelace mezi bleskem a gama zářením, ale jeho CubeSat může každý den stáhnout na Zemi pouze 20 milisekundových slotů dat. „Firefly prostě nemá dostatek elektrické energie, aby mohl současně provozovat svůj přijímač GPS, komunikační anténu a náš experiment,“ řekl Rowland. „Na velké kosmické lodi byste měli přinejmenším tisíckrát více dat a měli byste jiné způsoby přenosu dat dolů na Zemi.“

Navzdory těmto nevýhodám otevírá velikost a cena CubeSats nové strategie pro vědecké výzkumy. V konvenčních misích musí každá komponenta fungovat přesně tak, jak byla navržena, ale v závislosti na misi je postradatelný jeden CubeSat.

„Místo toho, abychom nalili peníze do jednoho velkého satelitu, se snažíme vydělat roj,“ řekl Robert Clayton, Goddardský stážista z Dartmouth College. „Je v pořádku, když z roje 20 ztratíme dva nebo tři. Místo toho se soustředíme na to, aby každý CubeSat byl co nejlevnější a reprodukovatelný.“

Tyto tři jednotky (3U) CubeSats mají přibližně stopu na délku a šířku čtyři palce a mají podobný design jako IceCube. Uznání: NASA

CubeSats tak může snížit rozpočet vědecké mise a umožnit vědcům měřit více datových bodů, které by byly jinak nedosažitelné.

Použití více kosmických lodí pro jednu misi není v žádném případě nový koncept. Například observatoř Solar Terrestrial Relations Observatory je dvojice téměř identických observatoří, které sledují sluneční hmotu, jak proudí ze Slunce. Ztráta jednoho z těchto nákladných observatoří by však pro misi znamenala katastrofu, na rozdíl od ztráty jednoho CubeSatu v roji.

Pokroky v odvětví mobilních telefonů otevřely dveře pro menší solární panely a efektivnější baterie. NASA vyvíjí takovou technologii jak pro zdokonalení metod nákladově efektivního sběru dat, tak pro testování technologie, která povede k větším misím po silnici. Průkopnické mise CubeSat mohou otevřít nové dveře v budoucnosti průzkumu vesmíru.


Qarman CubeSat: Pád do ohnivé koule

První z mnoha CubeSatů nasazených z Mezinárodní vesmírné stanice společností NanoRacks v únoru 2014. Systém nasazení Nanoracks obsahující jeden nebo více CubeSats uvnitř je umístěn přes přechodovou komoru modulu JAXA Kibo. Odtud robotické rameno modulu - japonský systém vzdáleného manipulátoru experimentálního modulu - umisťuje dispečer pro bezpečnou orientaci mimo stanici pro nasazení. Uznání: Nanoracks

Tuto středu 12. února vstoupí nejnovější mise ESA do vesmírného vakua nikoli na palubě rakety, ale uvolněním z Mezinárodní vesmírné stanice. Prvním úkolem Qarman CubeSat velikosti botníku je jednoduše spadnout. Zatímco typické vesmírné mise odolávají orbitálnímu úpadku, Qarman bude měsíc po měsíci klesat, dokud se nevrátí do atmosféry, a poté shromáždí množství dat o ohnivé fyzice návratu.

Technicky Qarman společnosti ESA „QubeSat pro aerotermodynamický výzkum a měření na ablaci“ dosáhl oběžné dráhy 5. prosince a letěl jako náklad na kapsli Dragon SpaceX k ISS. Nanosatelit je CubeSat složený ze standardizovaných 10cm boxů: s délkou pouhých 30 cm se snadno vejde na palubu a je uložen v komerčním systému Nanoracks CubeSat Deployment System.

Ve středu ale přichází další obrovský skok ambiciózní mini-mise. Astronaut Andrew 'Drew' Morgan vezme dispečera Nanoracks a umístí jej důkladně do přechodové komory japonského modulu Kibo. Odtud robotické rameno modulu - japonský systém vzdáleného manipulátoru experimentálního modulu - umístí dispečer pro bezpečnou orientaci mimo stanici, poté bude Qarman vystřelen do vesmíru.

„Odtamtud si myslíme, že bude trvat asi šest měsíců, než znovu vstoupíme do atmosféry - zjistit, jak přesně můžeme předpovědět Qarmanův orbitální úpadek, je součástí důvodu, proč letíme s misí, relevantní pro studium vesmírných úlomků,“ vysvětluje Prof Olivier Chazot, vedoucí leteckého / leteckého oddělení Institutu Von Karman v Belgii. Toto mezinárodně sponzorované centrum excelence pro dynamiku tekutin vyvinulo misi Qarman ve spolupráci s technickými specialisty ESA na Directorate of Technology, Engineering and Quality na ESTEC v Nizozemsku.

Forma sleduje funkci: Výrazný profil připomínající raketoplán společnosti Qarman se svým kvartetem nasazitelných panelů pokrytých solárním polem je navržen tak, aby zvyšoval atmosférický odpor malého CubeSatu a urychlil jeho pád zpět na Zemi.

„Pak, jakmile začne proces opětovného vstupu, v nadmořské výšce přibližně 90 km, tyto panely udrží stabilní orientaci satelitu a minimalizují jakékoli omílání,“ dodává profesor Chazot.

„Pro maximální stabilitu potřebujeme mít jeho těžiště směrem dopředu a střed tlaku vzadu a rozmístění panelů posune střed tlaku dozadu.

„To pomůže zaměřit ohřev na Qarmanův nos ve tvaru čtverce, který je vyroben z korku - ne ten, který najdete v lahvích šampaňského, ale pečlivě přizpůsobená letecká odrůda dodávaná portugalskou společností Amorim a používaná v mnoha systémech tepelné ochrany kosmických lodí.“

Další mise ESA CubeSat zaznamenala přetrvávající spalující žár simulovaného atmosférického reentry uvnitř největšího plazmového větrného tunelu. Qarman (QubeSat pro aerotermodynamický výzkum a měření na ablaci), vybavený tepelným štítem na bázi korku, bočními stěnami z titanu a nasazitelnými panely z karbidu křemíku, přežil šest a půl minuty testování v italském plazmovém větrném tunelu Scirocco. Oblouková tryska využívající až 70 megawattů energie - dost na to, aby rozsvítila město s 80 000 obyvateli - přeměňovala vzduch na horkou plazmu při teplotách několika tisíc stupňů Celsia, která se k Qarmanu rozběhla sedmkrát vyšší rychlostí zvuku. Uznání: European Space Agency

Když korek zahřeje, materiál nejprve nabobtná, pak se zuhelnatělé konečně odlupují a odnesou s sebou nežádoucí teplo. Právě tento „ablační“ proces chce tým Qarman studovat.

„Ablace je osvědčená metoda tepelné ochrany, kterou používá například ESA Intermediate Experimental Vehicle, IXV,“ říká profesor Chazot. „Zkontrolujeme naše klasické chápání procesu proti pozorované realitě pomocí termočlánků, tlakových senzorů a také spektrometru zabudovaného pod korkem v Qarmanově nose. Při pohledu s malou kamerou budeme moci měřit spektra záření proudění v rázová vrstva i druhy emitované hořícím korkem. “

Stabilita poskytovaná bočními panely Qarman a předním těžištěm by měla také umožnit CubeSatu přenést svá zjištění na komerční telekomunikační satelity Iridium - s plánováním přenosu přibližně 20 minut dat z reentry za tři až pět minut.

Další mise ESA CubeSat zaznamenala přetrvávající spalující žár simulovaného atmosférického reentry uvnitř největšího plazmového větrného tunelu. QARMAN CubeSat je vybaven tepelným štítem na bázi korku, bočními stěnami z titanu a rozložitelnými panely z karbidu křemíku. Přežil šest a půl minuty testování v italském plazmovém větrném tunelu Scirocco. 80 000-silné město - přeměnilo vzduch na horkou plazmu při teplotách několika tisíc stupňů Celsia, které se vydalo směrem k QARMANU sedmkrát vyšší rychlostí zvuku. QARMAN by měl být nasazen z Mezinárodní vesmírné stanice v roce 2019. Bude obíhat kolem Země asi čtyři měsíce, než se vrátí do atmosféry. Přežije reentry, ale ne svůj pád na Zemi. Místo toho budou jeho data přenášena na telekomunikační satelity Iridium. Zápočet: CIRA

Tříčlenný CubeSat, který má být nasazen z Mezinárodní vesmírné stanice, Qarman navrhl pro ESA belgický Von Karman Institute. Jmenuje se QubeSat pro Aerothermodynamic Research and Measurements on Ablation, mise bude používat senzory vnitřní teploty, tlaku a jasu ke shromažďování cenných dat o extrémních podmínkách reentry, protože její přední hrany jsou obklopeny spalující plazmou. Přední strana Qarman s tupým nosem obsahuje většinu senzorů chráněných korkovým tepelným štítem. Očekává se, že CubeSat přežije svůj reentry, i když ne následný pád na Zemi - takže je nezbytně nutné, aby se jeho výsledky vrátily zpět v čase mezi nimi, a to pomocí komerční satelitní sítě Iridium. Zápočet: ESA – F. Zonno

Vnitřní „souprava na přežití“ obsahující nástroje a elektroniku a vyložená ochrannou keramickou uhlíkovou matricí s ochranou proti aerogelu pravděpodobně přežije reentry, ale nebude obnovena, nejpravděpodobněji stříkající dolů do moře.

„Hráli jsme roli v mnoha programech ESA, jako je IXV, připravovaná opakovaně použitelná kosmická loď Space Rider, stejně jako nosné rakety Vega-C a Ariane 6,“ poznamenává profesor Chazot, „ale až dosud jsme zaměřeno na modelování a experimentální simulaci.

„Tyto testy vám však nemohou říci vše, co chceme vědět - abychom skutečně ověřili naše kódy a porozuměli realitě dané fyziky, musíme skutečně letět ve vesmíru.

„Myšlenka navrhnout vlastní CubeSat přišla, když jsme provozovali program QB50 vedený Evropskou komisí, což byla mezinárodní síť CubeSat pro provádění výzkumu v nižší atmosféře a reentry. Navrhli jsme a postavili celou misi, podle potřeby nakupovali díly a odborné znalosti , s cennou technickou a organizační podporou ze strany ESA. V návaznosti na to se zajímáme o návrh obnovitelné mise „black box“ pro návrat. “


Doprava zdarma u objednávek nad 75 $ a fakturace splátek u objednávek nad 350 $ (platí výjimky)

<"closeOnBackgroundClick":true,"bindings":<"bind0":<"fn":"function()<$.fnProxy(arguments,'#headerOverlay',OverlayWidget.show,'OverlayWidget.show')>","type":"quicklookselected","element":".ql-thumbnail .Quicklook .trigger">>,"effectOnShowSpeed":"1200","dragByBody":false,"dragByHandle":true,"effectOnHide":"fade","effectOnShow":"fade","cssSelector":"ql-thumbnail","effectOnHideSpeed":"1200","allowOffScreenOverlay":false,"effectOnShowOptions":"<>","effectOnHideOptions":"<>","widgetClass":"OverlayWidget","captureClicks":true,"onScreenPadding":10>

Dalekohled jednoduše nebude fungovat bez okuláru. Optické prvky okuláru vám umožňují zaostřit světlo shromážděné dalekohledem, takže můžete pozorovat ostrý pohled na objekt nebo oblast, kam dalekohled míří. S okulárem instalovaným v zaostřovacím dalekohledu můžete zaostřit extrémně vzdálené objekty pro zvětšené studium. & # 160 & # 160 & # 160

Zatímco většina nových dalekohledů obsahuje na začátku jeden nebo dva okuláry, nákup dalších okulárů může významně zvýšit funkčnost jakéhokoli dalekohledu, nového i starého.

Udělejme si chvilku, abychom se dozvěděli něco více o nejběžnějších pojmech a specifikacích používaných k popisu vlastností dalekohledů. Díky těmto znalostem budete dobře připraveni vybrat ideální okuláry pro své vlastní dalekohledy.

Ohnisková vzdálenost a zvětšení
Snad nejdůležitější specifikací okuláru je jeho ohnisková vzdálenost. Ohnisková vzdálenost okuláru spolu s ohniskovou vzdáleností dalekohledu, se kterým je okulár používán, určuje zvětšení, které tato kombinace poskytuje.

Prvním krokem při výběru okulárů je tedy rozhodnout, jaké zvětšení nebo síly chcete použít a jaké ohniskové vzdálenosti okuláru jim poskytnou. Protože ohniskové vzdálenosti okuláru i dalekohledu jsou vyjádřeny v milimetrech, vzorec použitý k určení zvětšení je:

Zvětšení = ohnisková vzdálenost dalekohledu (mm ) Ohnisková vzdálenost okuláru (mm)

Ohnisková vzdálenost okuláru (mm) = ohnisková vzdálenost dalekohledu (mm) - Zvětšení

Například dalekohled s ohniskovou vzdáleností 2 000 mm použitý s 20 mm okulárem poskytne výkon 100 (2 000 × 20 = 100).

Výše uvedený vzorec stanoví, že dalekohled s kratší ohniskovou vzdáleností poskytuje větší zvětšení než okulár s delší ohniskovou vzdáleností. Například 10 mm okulár bude vždy poskytovat větší zvětšení než 25 mm okulár. Tento vztah je důležité pamatovat při výběru okulárů: čím nižší je ohnisková vzdálenost okuláru, tím vyšší bude relativní zvětšení. Skutečné zvětšení bude záviset na ohniskové vzdálenosti dalekohledu, se kterým je okulár používán.

Pokud jste někdy použili jeden dalekohled s různými silami, víte, že máte na výběr z malého, ostrého a jasného obrazu při menším zvětšení nebo z velkého, rozmazaného a tlumeného obrazu při vyšším výkonu. Důvod je dvojí. First, the telescope gathers a fixed amount of light, and at higher magnifications, or powers, you're spreading the same amount of light over a larger area, so the image will always be dimmer. Second, because light consists of waves, even an optically perfect telescope picks up only a limited amount of fine detail in the image. Magnifying the image beyond a certain point does not reveal more it just makes the image look blurry. This is called "empty magnification" and can change depending on the object or area viewed.

Field of View: Apparent and True
A telescope eyepiece's apparent field of view is the angular diameter, expressed in degrees ( ), of the circle of light that the eye sees. It is similar to the screen of a television (not the actual picture seen on it). Most eyepieces have an apparent field of about 40 to 50 . Specialized wide-field telescope eyepieces can boast apparent fields ranging from 60 to 100 or more. Such wide-field and Ultra-Wide eyepieces are preferred by amateur astronomers who enjoy the "spaceship porthole" effect of using as wide a field as possible.

The true field (or real field) of view is the area of sky seen through the eyepiece when it's attached to the telescope. The true field can be approximated using the formula:

True Field = Apparent Field Magnification

For example, suppose you have an 8" Cassegrain telescope with a 2000mm focal length, and a 20mm eyepiece with a 50 apparent field. The magnification would be 2000mm 20mm = 100x. The true field would be 50 100, or 0.5 - about the same apparent diameter as the full Moon.

Eye Relief and Corrective Lenses

The optical design of an eyepiece determines the eye relief, which is the distance from your eye to the eyepiece lens when the image is in focus. If you wear corrective lens eyeglasses while using a telescope, we recommend looking for telescope eyepieces with at least 15mm, and more preferably 20mm, of eye relief to see the entire field of view comfortably. With insufficient eye relief the outer portion of the viewing field will be cut off, resulting in a "keyhole effect" which can be frustrating.  In more traditional telescope eyepiece designs, eye relief is proportional to focal length: the shorter the focal length, the shorter the eye relief. However, some of the more modern eyepiece designs provide luxuriously long eye relief regardless of focal length -- a real boon to eyeglass wearers. If you like to keep your eyeglasses on while using a telescope, the eye relief of an eyepiece is a very important specification to consider.

Barrel Size
Most quality telescope eyepieces come in two different barrel diameters, 1.25", and 2". A smaller, 0.965" barrel size is found mostly on low-end "department store" telescopes and should be avoided, if possible. Most amateur telescopes are designed to accommodate the 1.25" eyepiece size. Larger 2" eyepieces are typically used with larger aperture telescopes that feature a 2" focuser. Big 2" eyepieces traditionally feature long eye relief for comfortable views, and they often offer wider fields of view compared to 1.25" eyepiece models.

Optical Correction

The main goal of any telescope eyepiece design is to get all the light rays collected by the telescope to form a sharp image. Depending on the f-ratio of the telescope, this can be a difficult task. Telescopes with low f-ratios require more highly corrected eyepieces because the cone of light entering the eyepiece is converging more sharply. With a relatively low f-ratio telescope, such as an f/4 optical tube, only the best modern eyepieces will yield completely sharp images all the way out to the edge of the field of view. Some older designs may result in blurred views around the edge of the field of view, but the center will remain sharp. In telescopes with a relatively high f-ratio, such as an f/10 telescope, any well-made eyepiece will give a sharp image.

How Exit Pupil Relates to Power
The powers or magnifications at which a telescope will work well depend on the aperture of the instrument. In general, a larger telescope gathers more light and captures a broader wavefront, giving sharper images. One handy way to classify powers is in terms of "power per inch" of aperture. For example, 80x on an 8"-aperture telescope is 10 power per inch. Another way is to go by the size of the exit pupil. The term "exit pupil" describes the size of the bundle of light rays coming out of the eyepiece. Exit pupil size in inches is the reciprocal of power per inch. More commonly, exit pupil size is calculated in millimeters using these formulas:

Exit pupil size (mm) = Telescope aperture in mm Telescope magnification

Exit pupil size (mm) = Eyepiece focal length in mm Telescope f-ratio

The exit pupil must be smaller than the pupil of your eye, or else some of the light rays will not make it into the pupil, meaning the light will essentially be wasted. A young person's fully dark-adapted eyes may have 7mm-wide pupils. As you age, maximum pupil diameter decreases. For middle-aged adults, the practical maximum is closer to 5mm.

At the other end of the scale, at magnifications that yield an exit pupil in the range of 0.5mm to 1.0mm, empty magnification begins to set in, depending on the quality of your telescope and your eyes. In other words, this much magnification really starts to degrade the image you see. Here's a table of how various powers stack up:

Power Range Exit Pupil Size Power Per Inch Power (3" Telescope) Power (8" Telescope) What It's Used For
Very Low 4.0 - 7.0mm 3 - 6x 10 - 18x 28 - 50x Lowest usable power. Wide-field views of deep-sky objects under dark skies.
Low 2.0 - 4.0mm 6 - 12x 18 - 36x 48 - 100x General viewing finding objects most deep-sky observing.
Střední 1.0 - 2.0mm 12 - 25x 36 - 75x 100 - 200x Moon, planets, more compact deep-sky objects, wide double stars.
High 0.7 - 1.0mm 25 - 35x 75 - 100x 200 - 280x Moon and planets (in steady air), double stars, compact clusters.
Very High 0.5 - 0.7mm 35 - 50x 100 - 150x 280 - 400x Planets and close double stars in very steady air.

What Does Parfocal Mean?
Eyepieces that are "parfocal" can be interchanged without the need for refocusing. This is desirable (but not necessary) when switching eyepieces while looking at the same object. Often, eyepieces of the same design, from a given manufacturer, will be parfocal. But the same eyepiece design from different manufacturers will likely not be parfocal. Some parfocal eyepieces may require a nominal amount of focus adjustment.

Illuminated-Reticle Eyepieces
These telescope eyepieces have etched crosshairs or other reticle grid patterns at the focal plane that can be illuminated so they're easily visible in the dark. An external illuminator arm incorporating a small red LED light, a button-cell watch battery or two, and a potentiometer for varying the brightness is screwed into the specially made eyepiece. An illuminated reticle eyepiece is needed for manual guiding exposures in astrophotography, and is useful for aligning a finder scope with the main telescope. It also comes in handy when drift-aligning an equatorial mount, or performing an alignment procedure for a computerized GoTo or IntelliScope system. Due to the presence of crosshairs in the field of view, illuminated reticle eyepieces aren't recommended for normal viewing through a telescope, although they can prove very useful for specific applications. 

So, How Many Eyepieces Do I Really Need?
The short answer is a few. The long answer depends on your own goals. You can observe for a long time with one low-power and one high-power telescope eyepiece, although eventually you will want a few more focal lengths for more magnification options. Avoid the temptation to go all the way to the limits (very low and very high) until after you've filled in the middle range. For example, for an f/10 telescope, a 25mm and a 9mm eyepiece make a good starter set you can add something around 15mm and perhaps 6mm next, and so on.

With a several different telescope eyepieces, you have a better chance of hitting the optimal power for the particular object you are observing, given the sky conditions at the time. Usually, you'll want to start out with low power (i.e., long eyepiece focal length, such as 25mm or 30mm) to get the object in the field of view of the telescope. Then you might try a slightly higher-power (shorter focal length, maybe 18mm or 15mm) eyepiece and see if the view looks any better. If it does, swap in an even higher-power eyepiece, etc., until you hit that "sweet spot" where image brightness, image scale, and the amount of visible detail combine to form the most pleasing view. Remember: higher power doesn't necessarily equal a better view.

To Zoom or not to Zoom?
Some telescope eyepieces provide a range of different focal length settings. Such "zoom" eyepieces can be very convenient if you don't like the idea of storing and carrying a number of separate eyepieces in order to use different magnifications. Many amateur astronomers enjoy using zoom eyepieces since they make it possible to increase or decrease power without swapping out eyepieces from the telescope focuser. In general, zoom eyepieces do not perform quite as admirably as single focal length eyepieces, due to the fact they are typically made with more optical elements, which can reduce overall image brightness and clarity. However, many amateur astronomers consider the increased versatility and convenience of a zoom eyepiece to be preferable to an assortment of single focal length eyepieces. Many high-end premium zoom eyepieces are designed to optimize performance, but they can be a bit pricier than other zoom eyepieces.   

Using a Barlow Lens with Eyepieces
You can also use a 2x Barlow lens to boost the power (or reduce the effective focal length) of any eyepiece by a factor of two. Thus, instead of a 3mm eyepiece, you can use a 6mm eyepiece with a 2x Barlow lens and get the same magnification. Using a Barlow is easy: just insert an eyepiece into the Barlow lens, then insert the Barlow/eyepiece combination into the telescope focuser and adjust until the image is sharp. By using a Barlow lens you can get away with having fewer eyepieces in your collection, while still having a variety of magnifications at your disposal. To gain the maximum benefit from the Barlow lens, choose eyepiece focal lengths that are not multiples of each other. In other words, if you have eyepieces of 25mm, 12.5mm, and 6mm - multiples of 2 - then a 2x Barlow won't provide much in the way of additional magnifications. But if your eyepieces are 25mm, 15mm, and 10mm, then use of the 2x Barlow with each, respectively, will provide 12.5mm, 7.5mm, and 5mm effective focal lengths - just like having three additional (and different!) eyepieces. Since Barlow lenses add glass elements into the light path, you may notice a slight dimming of the image when alternating from an eyepiece to a Barlow and eyepiece combination. Barlow lenses are also available in 3x and 5x models for those looking to significantly increase power. 

Closing Thoughts

Using different eyepieces can profoundly increase the versatility and functionality of any telescope. While shopping for eyepieces, remember these basic tips:


4 Triangulation of SGRBS

Localization of the GRB sources in space is planned to be achieved by the triangulation method (Figure 1). In this method, when a bright GRB occurs in deep space, the photons coming from the source are detected by the first CubeSat (CS1) at time t 1 , while they are registered by the second CubeSat (CS 2 ) at the time t 2 .

FIGURE 1. Illustration of the triangulation method using CubeSats. Each independent CubeSat pair is used to derive an annulus of location for the GRB source.

Assuming that the GRB is a planar wave, meaning that the distance to the source of the event is much larger than the distance between the two CubeSats, the direction of the GRB source can be constrained by the triangulation formula (Predoi et al., 2012 Hurley et al., 2013):

where θ 1,2 is the half-angle of the annulus with respect to the vector joining CubeSats 1 and 2, C is the speed of light, D 1,2 is the distance between the two CubeSats, and δ t is the time delay of arrival of the photons between the two CubeSats. A third CubeSat, jointly with the previous two, produces two possible error boxes, causing ambiguity in localization. The ambiguity problem can be overcome by using a fourth CubeSat (or more) in a non-coplanar orbit (Hurley et al., 2013). The finite width of this annulus d θ 1,2 and one dimension of the resulting error box σ ( θ 1,2 ) can be calculated by propagating the uncertainty (error) of the time delay in Rov. 1 as follows (Predoi et al., 2012 Hurley et al., 2013):

where σ ( δ t ) is the uncertainty in the time delay. The radius of each annulus and the right ascension and declination of its center are calculated in a heliocentric frame. The time delay of arrival of the SGRB signal from two satellites δ t can be calculated using the cross-correlation method of the observed light curves, which requires precise time synchronizations between the satellites. The uncertainty in the time delay calculations is directly linked to the binning time for count reporting and the photon counting rates, and hence, a gamma-ray detector with a large effective area must be considered to decrease the uncertainties in counting statistics (Ohno et al., 2018). Here, we consider an effective area between 400 and 600਌m 2 for energies ranging from 50 to 300 keV, corresponding to the largest side surface (20਌m × 30਌m) of a 6U CubeSat architecture.

Historically, triangulation for localizations of GRBs has been performed by the interplanetary network (IPN). 5 The 3 r d IPN is in operation since the launch of Ulysses in 1990 6 and currently consists of Konus-Wind in a heliocentric orbit at the L1 point between Earth and Sun (Aptekar et al., 1995), Mars Odyssey orbiting Mars (Hurley et al., 2006), the International Gamma-Ray Laboratory (INTEGRAL) in GEO (Rau et al., 2005), Neil Gehrels Swift Observatory (Gehrels et al., 2004) in LEO, Fermi (Meegan et al., 2009) in LEO, and BepiColombo, which will arrive in an orbit around Mercury in late 2025. 7 The farthest member of the 3 r d IPN is Mars Odyssey that provide a maximum baseline distance of ∼ 2.52ਊU, when Earth and Mars are the farthest apart. This advantage however comes with a cost of a prolonged signal transmission time of about 21 min.


What About Particle (Radiation) Damage?

The mission life is short (less than three months), so you don’t need to worry about cumulative damage. I used to do radiation damage models back in school, and it turns out that modern electronics are surprisingly robust on short time scales. You primarily will have single-event upsets (SEPs) that scramble a sensor or computer, but since you likely don’t need 100% uptime, this shouldn’t be a problem. In fact, glitches will add interesting character to your derived data. Should you encounter, say, a solar storm, it’ll be interesting to see how the sensors deal with it, either with saturation or with spurious signals. A proportional counter or ersatz equivalent (like a microDig Reach) can measure these particle counts.

And finally, the most important thing to know:


Astronomers to build space telescope to explore nearby stars

In 2021, a spacecraft the size of a Cheerios box will carry a small telescope into Earth orbit on an unusual mission. Its task is to monitor the flares and sunspots of small stars to assess how habitable the space environment is for planets orbiting them.

The spacecraft, known as the Star-Planet Activity Research CubeSat, or SPARCS for short, is a new NASA-funded space telescope. The mission, including spacecraft design, integration and resulting science, is led by Arizona State University's School of Earth and Space Exploration (SESE).

"This is a mission to the borderland of astrophysics and astrobiology," said Evgenya Shkolnik, assistant professor in SESE and principal investigator for the SPARCS mission. "We're going to study the habitability and high-energy environment around stars that we call M dwarfs."

She announced the mission Jan. 10, 2018, at the 231st meeting of the American Astronomical Society, in Washington, D.C.

The stars that SPARCS will focus on are small, dim, and cool by comparison to the sun. Having less than half the sun's size and temperature, they shine with barely one percent its brightness.

The choice of target stars for SPARCS might seem counterintuitive. If astronomers are looking for exoplanets in habitable environments, why bother with stars that are so different from the sun? An answer lies in the numbers.

To start with, M dwarfs are exceedingly common. They make up three-quarters of all the stars in our Milky Way galaxy, outnumbering sun-like stars 20 to 1.

Astronomers have discovered that essentially every M dwarf star has at least one planet orbiting it, and about one system in four has a rocky planet located in the star's habitable zone. This is the potentially life-friendly region where temperatures are neither too hot nor too cold for life as we know it, and liquid water could exist on the planet's surface.

Because M dwarfs are so plentiful, astronomers estimate that our galaxy alone contains roughly 40 billion -- that's billion with a B -- rocky planets in habitable zones around their stars. This means that most of the habitable-zone planets in our galaxy orbit M dwarfs. In fact, the nearest one, dubbed Proxima b, lies just 4.2 light-years away, which is on our doorstep in astronomical terms.

So as astronomers begin to explore the environment of exoplanets that dwell in other stars' habitable zones, M dwarf stars figure large in the search.

Taking the pulse of active stars

According to Shkolnik, while M dwarf stars are small and cool, they are more active than the sun, with flares and other outbursts that shoot powerful radiation into space around them. But no one knows exactly how active these small stars are. Over its one-year nominal mission, SPARCS will stare at target stars for weeks at a time in hopes of solving the puzzle.

The heart of the SPARCS spacecraft will be a telescope with a diameter of 9 centimeters, or 3.6 inches, plus a camera with two ultraviolet-sensitive detectors to be developed by NASA's Jet Propulsion Laboratory. Both the telescope and camera will be optimized for observations using ultraviolet light, which strongly affects the planet's atmosphere and its potential to harbor life on the surface.

"People have been monitoring M dwarfs as best they can in visible light. But the stars' strongest flares occur mainly in the ultraviolet, which Earth's atmosphere mostly blocks," Shkolnik said.

Although the orbiting Hubble Space Telescope can view stars at ultraviolet wavelengths unhindered, its overcrowded observing schedule would let it dedicate only the briefest of efforts to M dwarfs.

"Hubble provides us with lots of detail on a few stars over a short time. But for understanding their activity we need long looks at many stars instead of snapshots of a few," said Shkolnik.

Capturing lengthy observations of M dwarfs will let astronomers study how stellar activity affects planets that orbit the star.

"Not only are M dwarfs more active than the sun when they are old, they remain more active for longer," Shkolnik said. "By the time it was 10 million years old, the sun had become much less active and it has been decreasing steadily ever since. But M dwarfs can remain active for 300 to 600 million years, with some of the smallest M stars flaring often essentially forever."

Build local, fly global

SPARCS will follow in the footsteps of other space instruments and probes originating from SESE. Already on its way to asteroid Bennu (arrival August 2018) is the OSIRIS-REx Thermal Emission Spectrometer (OTES).

In the pipeline are the Phoenix CubeSat (built by an all-student team to study the local climate effects of cities on Earth), LunaH-Map (to measure lunar hydrogen as a proxy for water), the Europa Thermal Emission Imaging System (to seek temperature anomalies on Jupiter's moon Europa), the Lucy Thermal Emission Spectrometer (to measure surface properties among Jupiter's family of trojan asteroids), and Psyche, a mission to study an asteroid made wholly of nickel and iron.

Like LunaH-Map, SPARCS is a CubeSat built of six cubical units, each about four inches on a side. These are joined to make a spacecraft two units wide by three long in what is termed a 6U spacecraft. Solar power panels extend like wings from one end.

"In size and shape, SPARCS most resembles a family-size box of Cheerios," Shkolnik said.

The spacecraft will contain three major systems -- the telescope, the camera, and the operational and science software. Along with Shkolnik, SESE astronomers Paul Scowen, Daniel Jacobs, and Judd Bowman will oversee the development of the telescope and camera, plus the software and the systems engineering to pull it all together.

The telescope uses a mirror system with coatings optimized for ultraviolet light. Together with the camera, the system can measure very small changes in the brightness of M dwarf stars to carry out the primary science of the mission. The instrument will be tested and calibrated at ASU in preparation for flight before being integrated into the rest of the spacecraft.

"We'll have limited radio communications with SPARCS, so we plan to do quite a bit of data processing on board using the central computer," said Jacobs. "We'll be writing that software here at ASU, using a prototype of the spacecraft and camera to test our code."

After launch, Jacobs said the team will do science operations at ASU, connecting up to SPARCS via a global ground station network.

A key part of the mission plan, Shkolnik said, is to involve graduate and undergraduate students in various roles. This will give them with educational and training opportunities to become future engineers, scientists, and mission leaders.

"The fast pace for development -- from lab to launch might be as short as a couple of years -- works well with student timescales," Shkolnik said. "They can work on it, start to finish, in the time they're here at ASU."

Small package, big science

Joining ASU in the SPARCS mission are scientists from the University of Washington, the University of Arizona, Lowell Observatory, the SouthWest Research Institute, and NASA's Jet Propulsion Laboratory.

"The SPARCS mission will show how, with the right technology, small space telescopes can answer big science questions," Shkolnik said.

These include, she said, "How likely is it that we humans are alone in the universe? Where should we look for habitable planets? And can we find a new and more fruitful understanding of what makes an exoplanet system habitable?"


Particle telescope technology could help improve radiotherapy

A research team at the University of Kansas (KU) is developing a particle telescope to analyse charged particles emitted by the sun. The technology could also be used to measure doses delivered to patients during radiation therapy. So, what will be the key purpose of the telescope? And what work is underway to deepen understanding of its current and potential clinical applications?

Cosmic rays

The main purpose of the Advanced Energetic Ion Electron Telescope (also known as AGILE) is to identify particles in cosmic rays and to measure their energies. As KU project leader Christophe Royon explains, this twin function is particularly useful because it is currently “very difficult to do both with a small solid-state detector”.

“This new telescope will be a breakthrough for NASA,” he says. “The idea is to use several layers of silicon sensors and to digitize the signal produced by the sensors following the passage of a particle. This signal is then analysed to identify the particle type — electron, proton, oxygen, nitrogen and so on — and to measure its energy.”

Following the recent award of a $1.4 million grant from NASA, Royon and his team have embarked on a three-year project to design, produce and test a first prototype of the detector. The team will begin by simulating the response of the detector to different particles and different energies — before embarking on a second stage focused on measuring the response of the detector to a variety of beams of protons, electrons and heavy ions, using facilities at the Brookhaven National Lab or Los Alamos National Laboratory to tune the simulations.

“Usually, the signal emitted by a silicon sensor is quite low and it needs to be amplified. At KU, we patented a new amplifier with striking performances that will be used in those applications,” Royon explains.

The final step of the project will be to install the detector inside a CubeSat — a type of miniaturized satellite commonly used in space-based research — which will help to optimize power consumption, radiation hardness and the amount of data transmitted to Earth from orbit. Longer term applications involve the development of a network of hundreds of small satellites that are able to monitor the radiation levels around the earth. This is useful, among other things, to estimate the radiation that astronauts would be exposed to during their trips, for example during a flight to Mars.

Clinical applications

An interesting spin-off of the AGILE technology is the potential to use it in clinical settings — particularly for measuring the amount of radiation being absorbed by a patient undergoing radiotherapy. As Royon points out, the difficulty in measuring the exact dose of radiation accumulated inside patients with good resolution is currently a “big issue in cancer treatment”.

According to Royon, improving the spatial resolution of the detectors used to measure doses delivered during cancer treatments will allow clinicians to optimize the dose received by the patient and increase the effectiveness of radiation treatments. As a result of the completely new approach to these types of measurements being developed for the space-based project, Royon is also confident that clinical applications will be able to evolve quickly, generating innovative ways to improve radiation treatments.

Looking ahead, Royon reveals that he and his team are now very keen on working alongside the KU Medical Center in an effort to explore potential clinical applications in more detail — and to further understand the challenges faced in adapting the technology for use in radiotherapy.

“We are starting frequent meetings with the support of the vice-chancellor for KU medical research,” he says. “The challenge, on our side, is to understand in more detail the medical aspects and how radiation or low-energetic particles interact with the human body. This is where the collaboration with medical physicists is essential in order to make progress.”

“I can also mention our collaboration with a hospital in Dublin, Ireland, where we used our detectors to characterize a beam to treat patients and we could understand in detail the beam structure,” he tells Physics World.

Andrew Williams is a freelance journalist based in Cardiff, specializing in science, technology and business


Podívejte se na video: Hvězdárna Vyškov - výměna dalekohledu 2014 (Listopad 2022).