金星放射率マッパー – 日本語百科事典辞書

Venus_Emissivity_Mapper

ビーナス放射率マッパー（VEM）は、分光計の表面組成マッピング金星を大気スペクトル窓の異なる数介し。これは、VERITASミッションに搭載されている2つのペイロードの1つであり、EnVisionミッションの分光計スイートのVenSpec-Mチャネルを表します。 VEM 金星放射率マッパーの詳細設計
オペレーター NASA メーカー DLR 機器タイプ
VIS / NIR分光計
関数
マッパー
プロパティ解像度 10キロ
スペクトルバンド
0.86〜1.18 µmの6バンド
ホスト宇宙船
宇宙船 VERITASとEnVision オペレーター NASAとESA 発売日
2028（計画）および2031（計画）

コンテンツ
1 概要
2 ゴール
3 説明
3.1 歴史と遺産 3.2 化学 3.3 設計
3.3.1 光学（VEMO）
3.3.2 インストルメントコントローラー（VEMIC）
3.3.3 電力システム（VEMPS）
3.3.4 バッフル（VEMBA）
3.43.4 信号の最適化
3.4.1 大気への影響
3.4.2 信号対雑音比
3.4.3 不確実性の低減
4 参考文献

概要
地球と金星は多くの面で類似していますが、それらは非常に異なって進化し、現在、異なる表面環境と大気環境を持っています。地球の表面に液体の水があり、生命と共に這っているところで、金星は平均表面温度が400°Cを超え、海面で地球の約92倍の表面圧力を持つ二酸化炭素が豊富な大気を経験します。2021年の時点で、金星の表面組成についてはあまり知られ高密度の大気とその雲の層は、可視光線と赤外線をまったく透過しないため、リモートセンシングが困難になります。信号が大気中を移動するとき、信号は吸収と散乱によって減衰され、大気自体の放出によってぼやけます。しかし、金星の観測は、表面がいくつかの狭いスペクトルバンドを通して観測できることを示しています。その技術を使用して、ビーナスエクスプレスは新鮮な玄武岩を観察することができ、表面の最近の火山活動を示しました。これらのスペクトルバンドを使用して、実際に地上測定が可能であることを示す場合、これらのウィンドウの信号は、ビーナスエクスプレスのVIRTIS機器の高感度スペクトル範囲の端にありました。。VIRTISも熱ドリフトを経験し、迷光に問題がありました。これは、VIRTISが地上マッピング用に設計されていないためですが、VEMの設計につながる優れた概念実証が可能でした。 VEMは、これらのスペクトルバンドのみに焦点を合わせた金星の周りの軌道上の最初の機器であり、表面組成と表面酸化還元状態の完全なマッピングを可能にします。
VEMは、NASAのために選択したVERITASの使命とESAのためにエンビジョン、ミッション月2021主任研究者であるジョーンHelbert、と楽器がで構築されているDLRベルリンインチ

ゴール
この機器の目的は、軌道から岩石の種類、鉄含有量、および酸化還元状態の完全なマッピングを取得することです。実験室での測定では、相対放射率の4％の違いで、さまざまな岩石の種類を区別し、それらの風化状態を特定できる可能性があることが示されています。したがって、これは機器の設計ドライバーです。測定されたスペクトルに基づく地盤組成の識別は、金星の表面状態を表すスペクトルライブラリが利用可能になったときにのみ可能になります。これは、DLRの惑星分光研究所で作業中です。地表を継続的に監視することにより、現在の火山活動をさらに制限することが可能になります。それに加えて、表面情報は、現在の状態に至るまでの金星の過去の進化を理解するのに役立ちます。

説明

歴史と遺産
それらの発見後、スペクトルウィンドウはいくつかの宇宙ベース（ビーナスエクスプレス、ガリレオ、カッシーニ）および地上ベースのミッションで使用されてきました。これらは主に概念実証を表していますが、特にビーナスエクスプレスに搭載されたVIRTISとVMCで、前述のすべてのミッションの飛行遺産に基づいて構築されているビーナスエミッションマッパーのアイデアを生み出しました。VEMは、2010年にEnVisionミッション提案の一部として最初に提案されました。同時に、最初の金星アナログ測定が浮上し始め、測定された金星放射率から表面組成を導き出すことが可能になりました。EnVisionの最初の提案は受け入れられなかったため、2014年と2016年に新しい提案を行うことができるように設計が繰り返されました。ESAは2018年と3年後のESAで詳細な設計調査のためにそれを選択しました。宣言をEnVisionと- VEM（VenSpec-M）第五Mクラス-に乗って宇宙のビジョン、ミッションを。
金星放射率マッパーは、2014年にVERITAS提案の一部としてNASA ディスカバリープログラムにも提出されました。当初はフェーズAの資金提供のために選択されましたが、飛行のためには選択されませんでした。 2019年に、更新された提案がディスカバリープログラムに提出され、もう一度フェーズAの資金提供を受けました。2年後の2021年6月、VERITASの公式選考に関する発表が発表されました。
以前のミッションの遺産に基づいて、すべてのサブシステムのTRLレベルは少なくとも6であるため、VEMの全体的なTRLは6になります。

化学
通常、反射された太陽光から生じるより強い信号が測定されます。ただし、太陽光が信号への表面の寄与をぼかすため、これはここでは不可能です。そのため、測定は夜間に行う必要があり、特に対象のスペクトル領域では、放射率信号が測定されます。
通常、火成岩はNa、K、およびSiの含有量によって識別されますが、これらの元素には1 µmの領域で観察可能な特徴がないため、この場合は不可能です。代わりに、遷移金属（主にFe ）、および関連するウィンドウ内のそれらのスペクトル特性を使用して、表面組成を特徴付けます。次に、この鉄含有量のマップをトポロジデータとともに使用して、推定される岩石タイプのマップを生成できます。これらの測定値が相対的ではなく絶対的であるためには、ベネラ着陸船が着陸ゾーンを飛行するときに収集したデータを使用して測定値を較正する必要が

設計
出典
VEMは、プッシュブルームスキャナーとして動作するマルチスペクトルイメージング機器です。これは、次のサブシステムで構成されています。光学サブシステム（VEMO）、機器コントローラー（VEMIC）、電源（VEMPS）、および2ステージバッフル（VEMBA）。開発アプローチは、MERTISの設計時に成功したものと類似しています。これは、ブレッドボードから始めて、ラボプロトタイプに進み、エンジニアリングプロトタイプが続き、最終的に完全な認定モデルに到達することを意味します。その過程で、リスクは常に特定され、軽減されます。

光学（VEMO）

金星のCO₂大気のギャップを利用するために金星放射率マッパーに使用される測定バンド。
光学サブシステムは、フランスのLESIAが提供する3レンズシステムです。まず、口径8 mm、焦点距離40.5 mmの望遠鏡が、フィルターアレイにシーンを投影します。そこから、倍率0.4の合計倍率でさらに2つのレンズを介して焦点面に画像化されます。光学系の全透過率は、フィルターを考慮しないと0.88です。焦点面アレイ（VEMFPA）は、Xenics XSW-640 InGaAs検出器で構成されており、解像度は640×512ピクセル、FOVは30°×45°、ピクセルピッチは20 µm、ピクセルFOVは0.07°×0.07です。 °。使用されているイメージングエレクトロニクスユニットは、TexasInstrumentsのLM98640QML-SPです。InGaAs検出器は、長年にわたって深宇宙での使用に成功しており、安全な選択となっています。この特定のユニットは現在、ExoMarsのTrace GasOrbiterで使用されています。
フィルタは、対象の帯域のみを送信します。異なる岩石タイプを区別するために必要な4％の相対放射率に基づいて、各バンドの信号対雑音比（SNR）は、それぞれの放射伝達モデルを実行することによって導き出されます。バンドとそれに必要なSNRは、次の表に記載されています。
4％の要件を満たすために必要なスペクトルバンドとそのSNR
目的鉱物学雲水迷光
中心波長nm 860 910 990 1020 1110 1180 1195 1310 1510 960 1150 790 1060 1370
幅 40 60 30 15 20 12 12 30 30 40 30 ？？？
ターゲットSNRデシベル 53 53 44 43 145 125 134 134 134 100 100 0 0 0

インストルメントコントローラー（VEMIC）
計器コントローラーは、内部ユニットと宇宙船の間のインターフェースです。すべてのデータを処理および処理し、サブシステムを制御します。VEMで使用されるシステムは、MERTISから取得され、VEMに準拠するために適応が必要なインターフェイスのみが含まれます。

電力システム（VEMPS）
主な消費電力は、焦点面アレイと機器コントローラーから供給されます。このサブシステムは、MERTIS PSUに大きく基づいています。これは、後者がすでに飛行実績があるためです。PSの主要部分は、InterpointSMRTシリーズのDC / DCコンバーターであり、外部LCフィルターといくつかの追加の特殊回路によって補完されています。

バッフル（VEMBA）
迷光や日光を遮断するために、2段式バッフルが採用されています。前部は主に宇宙船を保護するためのスクリーンであり、後部は迷光を処理するスクリーンです。バッフルは、迷光を少なくとも10-5の係数に減らすことを目的としています。

信号の最適化
大気への影響

前に示したスペクトルバンドを見ると、鉱物学的測定に使用された6つのバンドの隣に、さらに8つのバンドが存在することがわかります。これらの追加のバンドは、金星の表面と測定宇宙船の間の信号を変更するさまざまな影響を補正するために使用されます。大気を単独で測定することにより、大気の影響とそれがもたらすさまざまな条件を考慮することができます。3つの専用チャンネルが使用される迷光についても同じことが行われます。

信号対雑音比
軌道上の衛星の積分時間はほとんど最適化できないため、他のいくつかの手法を適用して、可能な限り最高の信号対雑音性能を実現します。それらの改善は次のとおりです。

金星放射率マッパー装置の実験室プロトタイプ。
1つの滞留時間中のオーバーサンプリング（遅い軌道の場合）
Discrete Time-Delayed Integration（TDI）
空間ビニング（マクロピクセル）
適用されると、軌道高度が8000 kmの場合でも、必要な精度に到達するために必要なSNRは、理論的にはすべての帯域で100％を超えるマージンで達成されます。軌道高度が約250kmの場合、SNRは8000kmで得られるSNRの10倍近くになります。実験室のプロトタイプは、1000をはるかに超える後のSNR性能の可能性を示しました。

不確実性の低減
関連する波長に合わせて検出器を最適化し、追加のスペクトル範囲を利用することで、大気と迷光の影響を考慮し、前述のように測定の不確かさを大幅に低減します。不確実性は、（短期間の大気変動に対処するために）オーバーラップする地面カバレッジと、（水蒸気含有量、雲の不透明度、および表面ウィンドウの放射輝度の不確実性によるエラーを減らすために）繰り返し測定することによってさらに減少します。

参考文献
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