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Ich habe in Melbourne, Australien, ein Projekt namens Nanosat Eye in the Sky gestartet, um ein Teleskop in einen Cubesat zu stecken und ihn in LEO zu platzieren. Die Idee ist dann, das Teleskop zu itelescope hinzuzufügen.
Ich muss eine Menge über das Entwerfen von Teleskopen lernen. Ich habe wenig Platz und möchte verstehen, wie man die theoretische Leistung unseres Teleskops misst.
Meine Frage ist also: Wie messe ich die Leistung des Teleskops?
Ich baue Teleskope und Teleskopspiegel. Du stellst eine schwierige Frage, da es von so vielen Dingen abhängt. Aber es ist ein interessantes Projekt, also werde ich versuchen, so gut ich kann zu helfen.
Die harte Grenze für die Leistung ist die Apertur oder der Durchmesser der Primäroptik. Größere Blende = höhere harte Grenze für die Leistung. Auf einem Nanosat haben Sie nur Platz für eine begrenzte Blende, sodass die Leistung zwangsläufig begrenzt ist.
Zweitens benötigen Sie eine Art kompaktes Design. Ein Reflektor sicherlich, aber kein Newton. Eine Art Cassegrain-Variante, die Sie ziemlich kurz und stämmig machen können. Es sei denn, Sie machen es so, dass es sich im Raum "entfaltet", aber das wird schwierig.
Außerdem muss der gesamte optische Stapel sehr steif sein und seine Form während des Starts und im Weltraum beibehalten. Das optische System muss jederzeit kollimiert bleiben.
Schließlich haben Sie wahrscheinlich einige Gewichtsgrenzen. Das macht es schwieriger, ein starres System zu schaffen.
Ein Maß für die Leistung ist das Auflösungsvermögen, das die Winkelgröße der kleinsten vom Teleskop aufgelösten Details angibt. Der Zusammenhang ist linear. Eine Apertur von 100 mm liefert ein Auflösungsvermögen von 1 Bogensekunde. Eine Apertur von 200 mm liefert ein Auflösungsvermögen von 0,5 Bogensekunden. Und so weiter.
Teleskope, die in Bodennähe betrieben werden, sind auf verschiedene Weise durch die Atmosphäre begrenzt.
Eine davon ist das sogenannte "Sehen" oder Luftturbulenz. Dies verwischt das Bild und verringert das effektive Auflösungsvermögen. Da kleine Teleskope anfangs ein geringeres Auflösungsvermögen haben, sind sie weniger betroffen. Eine Öffnung von 100 mm bleibt die meiste Zeit unberührt. Meist ist eine 200 mm Blende betroffen.
Ihr Teleskop befindet sich über der Atmosphäre, sodass die Auswirkungen des Sehens gleich Null sind. Es wird die ganze Zeit mit voller Auflösungsleistung arbeiten.
Eine andere Art und Weise, wie die Luft das Teleskop beeinflusst, ist durch Lichtverschmutzung und andere Formen von Lumineszenz und reflektiertem Licht aus der Luft. Dies reduziert den Kontrast und "löscht" die schwächsten Objekte aus dem Bild; helle Objekte wie Planeten sind davon nicht betroffen.
Ihr Teleskop wird nicht durch Lichtverschmutzung beeinträchtigt, sodass seine Leistung bei schwachen Objekten (wie Galaxien oder Nebel) immer 100 % des Maximums für diese Öffnung beträgt.
Fazit: Sie werden ein ziemlich kleines Teleskop haben, das jedoch völlig frei von den Auswirkungen der Atmosphäre arbeitet.
Da es in Mikrogravitation arbeitet, verformt sich die Optik nicht unter ihrem eigenen Gewicht, sodass Sie sie ziemlich dünn und leicht machen können.
Das Gerät funktioniert unter extremen Temperaturen. Sie benötigen eine Art dynamischer Fokussierung, um die Expansion / Kontraktion auszugleichen. Seien Sie vorsichtig, bei einigen katoptrischen Designs wie Cassegrain müssen Sie auch auf den Abstand vom Hauptspiegel zu den Sekundärelementen usw. achten. Die Verwendung von Kohlefaser für das Skelett würde die Expansion / Kontraktion stark reduzieren und würde auch eine hervorragende Steifigkeit bieten Gewichtseinheit.
Quarzspiegel könnten sehr gut mit großen Temperaturschwankungen umgehen, aber Quarz ist teuer in der optischen Präzision. Borosilikatglas (das Material, das für die meisten Amateurteleskope verwendet wird) sollte auch gut funktionieren; Supremax 33 zum Beispiel ist billig und ziemlich gut. Es hängt vom Optiker ab, der die Spiegel herstellt. Wenn Sie jemanden finden, der einen Rabatt auf Quarz geben könnte, versuchen Sie es. Andernfalls verwenden Sie Borosilikat und machen Sie sich keine Sorgen.
Sie benötigen auch einige Trägheitselemente, um die Ausrichtung des Teleskops im Weltraum zu ändern. Das ist keine triviale Aufgabe.
Fazit: Sie beginnen mit einem durch die Blende begrenzten Leistungsbudget. Das ist die ideale Leistung. Dann werden reale Probleme die reale Leistung unter dieses Niveau drücken: Kollimationsfehler, Temperaturverschiebungen, optische Qualität, Fokussierungsfehler usw.
Die Leistung eines echten Instruments wird beeinflusst durch alles.
ASU-Astronomen bauen Weltraumteleskop, um nahe Sterne zu erkunden
Im Jahr 2021 wird eine Raumsonde von der Größe einer Cheerios-Box ein kleines Teleskop auf einer ungewöhnlichen Mission in die Erdumlaufbahn bringen. Seine Aufgabe ist es, die Flares und Sonnenflecken kleiner Sterne zu überwachen, um zu beurteilen, wie bewohnbar die Weltraumumgebung für Planeten ist, die sie umkreisen.
Die Raumsonde, bekannt als Star-Planet Activity Research CubeSat, kurz SPARCS, ist ein neues von der NASA finanziertes Weltraumteleskop. Die Mission, einschließlich Raumfahrzeugdesign, Integration und daraus resultierender Wissenschaft, wird von der School of Earth and Space Exploration (SESE) der Arizona State University geleitet.
"Dies ist eine Mission im Grenzland der Astrophysik und Astrobiologie", sagte Evgenya Shkolnik, Assistenzprofessorin am SESE und Hauptforscherin der SPARCS-Mission. "Wir werden die Bewohnbarkeit und die energiereiche Umgebung um Sterne untersuchen, die wir M-Zwerge nennen."
Sie kündigte die Mission am 10. Januar 2018 auf der 231. Tagung der American Astronomical Society in Washington, D.C. an.
Die Sterne, auf die sich SPARCS konzentrieren wird, sind im Vergleich zur Sonne klein, schwach und kühl. Sie haben weniger als die Hälfte der Sonnengröße und -temperatur und leuchten mit knapp einem Prozent ihrer Helligkeit.
Die Wahl der Zielsterne für SPARCS mag kontraintuitiv erscheinen. Wenn Astronomen nach Exoplaneten in bewohnbaren Umgebungen suchen, warum sollten Sie sich dann um Sterne kümmern, die sich so von der Sonne unterscheiden? Eine Antwort liegt in den Zahlen.
Zunächst sind M-Zwerge sehr verbreitet. Sie machen drei Viertel aller Sterne in unserer Milchstraße aus und sind den sonnenähnlichen Sternen 20 zu 1 überlegen.
Astronomen haben herausgefunden, dass im Wesentlichen jeder M-Zwergstern mindestens einen Planeten hat, der ihn umkreist, und etwa jedes vierte System hat einen Gesteinsplaneten, der sich in der bewohnbaren Zone des Sterns befindet. Dies ist die potenziell lebensfreundliche Region, in der die Temperaturen für das Leben, wie wir es kennen, weder zu heiß noch zu kalt sind und flüssiges Wasser auf der Oberfläche des Planeten existieren könnte.
Da es so viele M-Zwerge gibt, schätzen Astronomen, dass allein unsere Galaxie etwa 40 Milliarden – das sind Milliarden mit einem B – Gesteinsplaneten in bewohnbaren Zonen um ihre Sterne herum enthält. Dies bedeutet, dass die meisten Planeten der habitablen Zone in unserer Galaxie M-Zwerge umkreisen. Tatsächlich liegt der nächste, Proxima b genannt, nur 4,2 Lichtjahre entfernt, was astronomisch vor unserer Haustür liegt.
Während Astronomen damit beginnen, die Umgebung von Exoplaneten zu erforschen, die in den bewohnbaren Zonen anderer Sterne leben, nehmen M-Zwergsterne eine große Rolle bei der Suche ein.
Den Puls aktiver Sterne messen
Laut Shkolnik sind M-Zwergsterne zwar klein und kühl, aber aktiver als die Sonne, mit Flares und anderen Ausbrüchen, die um sie herum starke Strahlung in den Weltraum schießen. Aber niemand weiß genau, wie aktiv diese kleinen Sterne sind. Während seiner einjährigen nominellen Mission wird SPARCS wochenlang auf Zielsterne starren, in der Hoffnung, das Rätsel zu lösen.
Das Herzstück der Raumsonde SPARCS wird ein Teleskop mit einem Durchmesser von 9 Zentimetern oder 3,6 Zoll sowie eine Kamera mit zwei ultraviolettempfindlichen Detektoren sein, die vom Jet Propulsion Laboratory der NASA entwickelt werden soll. Sowohl das Teleskop als auch die Kamera werden für Beobachtungen mit ultraviolettem Licht optimiert, das die Atmosphäre des Planeten und sein Potenzial, Leben auf der Oberfläche zu beherbergen, stark beeinflusst.
„Die Menschen haben M-Zwerge so gut wie möglich im sichtbaren Licht beobachtet. Aber die stärksten Flares der Sterne treten hauptsächlich im Ultraviolett auf, das die Erdatmosphäre größtenteils blockiert“, sagte Shkolnik.
Obwohl das Hubble-Weltraumteleskop im Orbit Sterne im ultravioletten Wellenlängenbereich ungehindert beobachten kann, würde es aufgrund seines überfüllten Beobachtungsplans nur die kürzesten Bemühungen für M-Zwerge ermöglichen.
„Hubble liefert uns in kurzer Zeit viele Details zu einigen wenigen Sternen. Aber um ihre Aktivität zu verstehen, brauchen wir lange Blicke auf viele Sterne anstelle von Schnappschüssen von wenigen“, sagte Shkolnik.
Durch lange Beobachtungen von M-Zwergen können Astronomen untersuchen, wie sich die stellare Aktivität auf Planeten auswirkt, die den Stern umkreisen.
"M-Zwerge sind im Alter nicht nur aktiver als die Sonne, sie bleiben auch länger aktiv", sagte Shkolnik. "Als sie 10 Millionen Jahre alt war, war die Sonne viel weniger aktiv und nimmt seitdem stetig ab. Aber M-Zwerge können 300 bis 600 Millionen Jahre lang aktiv bleiben, wobei einige der kleinsten M-Sterne oft im Wesentlichen flackern." für immer."
SPARCS wird in die Fußstapfen anderer Weltrauminstrumente und -sonden treten, die von SESE stammen. Bereits auf dem Weg zum Asteroiden Bennu (Ankunft August 2018) ist das OSIRIS-REx Thermal Emission Spectrometer (OTES).
In der Pipeline sind der Phoenix CubeSat (von einem rein studentischen Team gebaut, um die lokalen Klimaeffekte von Städten auf der Erde zu untersuchen), LunaH-Map (um Mondwasserstoff als Stellvertreter für Wasser zu messen), das Europa Thermal Emission Imaging System (to Suche nach Temperaturanomalien auf Jupiters Mond Europa), das Lucy Thermal Emission Spectrometer (um die Oberflächeneigenschaften von Jupiters trojanischen Asteroiden zu messen) und Psyche, eine Mission zur Untersuchung eines Asteroiden, der vollständig aus Nickel und Eisen besteht.
Wie LunaH-Map ist SPARCS ein CubeSat, der aus sechs kubischen Einheiten mit jeweils etwa 10 cm Seitenlänge besteht. Diese werden verbunden, um ein Raumfahrzeug mit einer Breite von zwei Einheiten und einer Länge von drei Einheiten zu bilden, was als 6U-Raumfahrzeug bezeichnet wird. Sonnenkollektoren erstrecken sich wie Flügel von einem Ende.
"SPARCS ähnelt in Größe und Form am ehesten einer Schachtel Cheerios in Familiengröße", sagte Shkolnik.
Die Raumsonde wird drei Hauptsysteme enthalten – das Teleskop, die Kamera sowie die Betriebs- und Wissenschaftssoftware. Zusammen mit Shkolnik werden die SESE-Astronomen Paul Scowen, Daniel Jacobs und Judd Bowman die Entwicklung des Teleskops und der Kamera sowie der Software und der Systemtechnik überwachen, um alles zusammenzuführen.
Das Teleskop verwendet ein Spiegelsystem mit für ultraviolettes Licht optimierten Beschichtungen. Zusammen mit der Kamera kann das System sehr kleine Helligkeitsänderungen von M-Zwergsternen messen, um die Primärforschung der Mission durchzuführen. Das Instrument wird bei der ASU in Vorbereitung auf den Flug getestet und kalibriert, bevor es in den Rest des Raumfahrzeugs integriert wird.
"Wir werden mit SPARCS nur begrenzte Funkverbindungen haben, daher planen wir, mit dem Zentralcomputer einiges an Datenverarbeitung an Bord durchzuführen", sagte Jacobs. "Wir werden diese Software hier bei ASU schreiben und einen Prototyp des Raumfahrzeugs und der Kamera verwenden, um unseren Code zu testen."
Nach dem Start sagte Jacobs, das Team werde wissenschaftliche Operationen bei ASU durchführen und sich über ein globales Bodenstationsnetzwerk mit SPARCS verbinden.
Ein wichtiger Teil des Missionsplans, sagte Shkolnik, besteht darin, Studenten und Studenten in verschiedenen Rollen einzubeziehen. Dadurch erhalten sie Bildungs- und Ausbildungsmöglichkeiten, um zukünftige Ingenieure, Wissenschaftler und Missionsleiter zu werden.
„Das schnelle Entwicklungstempo – vom Labor bis zur Markteinführung könnte nur ein paar Jahre betragen – funktioniert gut mit den Zeitplänen der Studenten“, sagte Shkolnik. "Sie können daran arbeiten, von Anfang bis Ende, in der Zeit, in der sie hier an der ASU sind."
Kleines Paket, große Wissenschaft
An der SPARCS-Mission der ASU sind Wissenschaftler der University of Washington, der University of Arizona, des Lowell Observatory, des SouthWest Research Institute und des Jet Propulsion Laboratory der NASA beteiligt.
„Die SPARCS-Mission wird zeigen, wie kleine Weltraumteleskope mit der richtigen Technologie große wissenschaftliche Fragen beantworten können“, sagte Shkolnik.
Dazu gehören, sagte sie: "Wie wahrscheinlich ist es, dass wir Menschen allein im Universum sind? Wo sollten wir nach bewohnbaren Planeten suchen? Und können wir ein neues und fruchtbareres Verständnis dafür finden, was ein Exoplanetensystem bewohnbar macht?"
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Amateurteleskop Zemax-Design
Ich arbeite als Optiker und plane, ein Amateurteleskop für eines meiner Projekte einzusetzen.
Das Teleskop muss eine lange Brennweite haben, zB ein Maksutov mit 2700 mm oder ein Refraktor + Barlow mit f=3000mm. . All dies sind grobe Zahlen, die nicht genau sein müssen.
Um die Leistung mit Zemax zu simulieren, bräuchte ich das Design eines dieser Teleskope oder zumindest das "Black Box"-Design. Hat hier jemand Kontakt zu den Herstellern, oder hat einer dieser Blackboxen??
#2 Luxo II
Wenn Sie die Details eines kaufen möchten (zB das Skywatcher 180mm f/15) sehen Sie, ob MKV oder VLA die Details haben.
Das Originalpapier von Maksutov mit der Mathematik und dem Design von Gregory Maksutov wurden im S&T Gleaning Bulletin C veröffentlicht und Sie sollten diese finden können. Das Gregory-Design kann skaliert werden, vorausgesetzt, Sie wissen, dass bei einer Öffnung von 7 Zoll und darüber 1 Oberfläche leicht gemustert werden muss.
Bearbeitet von luxo II, 07. Oktober 2019 - 06:15 Uhr.
#3 Oregon-Raybender
Optischer Forschungsingenieur
Sie können auch die Referenzdesigns in Zemax überprüfen, schauen Sie unter Teleskope nach. OSLO hat auch ein paar Beispiele. Ich würde Dr. Smiths Buch über Optical Design oder Telescope Optics lesen. Schauen Sie in der Buchabteilung von William Bell nach. Vielleicht finden Sie, wonach Sie suchen. Ein Refraktor und Barlow ist ein schnelles und einfaches einfaches System. Sie können Optiken vom Surplus Shed oder Edmund zum Modell holen. Ich habe bei Modellbau "alte Optik" verwendet, um die Kosten niedrig zu halten. Wenn Sie ein kompaktes Design benötigen, sind Maks gut, müssen jedoch das Sekundäre im Design berücksichtigen.
Viele Möglichkeiten. 1500mm mit 2x Barlow oder 1000mm mit 3x Barlow.
Bearbeitet von Oregon-raybender, 07. Oktober 2019 - 22:15 Uhr.
#4 DAVIDG
Viele der Designs in "Telescope Okulars and Astrographs" von Berry et al. beinhalten die Zemax-Vorschrift. https://www.willbell. strographs.html
#5 Mark Harry
Schönes Buch Dave. Das Inhaltsverzeichnis deckt sehr viel ab!
#6 peraspera
Viele der Designs in "Telescope Okulars and Astrographs" von Berry et al. beinhalten die Zemax-Vorschrift. https://www.willbell. strographs.html
- Dave
Das Buch sieht wirklich gut aus. Aber die Versandkosten nach Europa sind höher als das Buch selbst (((
Und danke an alle für die Antworten. Ich versuche weiterhin, Blackbox-Design von SkyWatcher oder Takahashi zu bekommen
#7 Oregon-Raybender
Optischer Forschungsingenieur
Ich würde nach Buchläden in Europa suchen, nach Patenten schauen. Es gibt viele Artikel im Web über optische Designs wie die
die Sie suchen. Suchen Sie nach Edmund-Büchern über Optik, Warren Smith über Optik, Zeiss, Jena und anderen
optische Unternehmen. Das von Ihnen gewünschte Design ist einfach und erfordert kein Black-Box-Design, es sei denn
Sie suchen mehr, als Sie aufgelistet haben. Haben Sie Zugriff auf das optische Raytrace-Programm? Wenn ja, kann es sein
schon ein Entwurf. Auch SPIE und OSA Fachgesellschaften bieten E-Books an, Versand sollte also kein Thema sein
Erkundigen Sie sich bei Ihrer örtlichen Universität, möglicherweise haben sie eine. Gehen Sie zu WorldCat, es hilft Ihnen bei der Suche nach Büchern.
#8 dan_h
Das Buch sieht wirklich gut aus. Aber die Versandkosten nach Europa sind höher als das Buch selbst (((
Und danke an alle für die Antworten. Ich versuche weiterhin, Blackbox-Design von SkyWatcher oder Takahashi zu bekommen
Beste
Das gleiche hier und ich bin in Kanada.
#9 JohnnyE
OFH - Optisches Engineering und OEM
Hallo zusammen,
Ich arbeite als Optiker und plane, ein Amateurteleskop für eines meiner Projekte einzusetzen.
Das Teleskop muss eine lange Brennweite haben, zB ein Maksutov mit 2700 mm oder ein Refraktor + Barlow mit f=3000mm. . All dies sind grobe Zahlen, die nicht genau sein müssen.
Um die Leistung mit Zemax zu simulieren, bräuchte ich das Design eines dieser Teleskope oder zumindest das "Black Box"-Design. Hat hier jemand Kontakt zu den Herstellern, oder hat einer dieser Blackboxen??
Danke und sternenklare Nächte !!
Sofern Sie nicht bereit sind, das Objektiv zu zerlegen und jede einzelne Komponente zu bewerten und zu messen, haben Sie keine andere Möglichkeit, als eine E-Mail an den Kundenservice zu schreiben und die Zemax Black Box-Datei der Komponente anzufordern. Mit den Edmund Optics Blackboxen haben wir Glück gehabt.
#10 jimhoward999
Wenn Sie ein Teleskop wie ein Celestron SCT auswählen, sagen sie Ihnen fast die Verschreibung.
Bei einem C8 oder C11 zum Beispiel sind die Primär- und Sekundärteile kugelförmig. Sie sagen Ihnen das Verdunkelungsverhältnis, F/# des primären, des EFL und des finalen F/#, den hinteren Arbeitsabstand. Ihre einzigen Variablen sind die Krümmung des Sekundärteils und die asphärischen Koeffizienten der Korrektorplatte. Optimieren Sie die Brennweite und den Wellenfrontfehler auf der Achse und Sie sollten es haben.
Bei den EdgeHD-Versionen gibt es nur geringfügig mehr Rätselraten. Sie sagen Ihnen, dass der Korrektor ein N-SSK2/K10-Dublett mit Luftspalt ist, dass das System über ein flaches Feld optimiert ist und Sie erhalten nominale Spotdiagramme. Sie können also einfach die Dublettkrümmungen optimieren, bis die Punktdiagramme ausgerichtet sind.
Ein Vorschlag wäre also, einfach Ihre eigenen Rezepte zu erstellen. Es könnte tatsächlich schneller und einfacher sein, als sie von den Herstellern zu bekommen, und Sie haben immer noch ein hohes Vertrauen, etwas sehr naheliegendes zu haben.
Die Zukunft von CubeSats
(Phys.org) – Um den Klimawandel zu untersuchen, entwickeln Wissenschaftler und Ingenieure des Goddard Space Flight Center der NASA den IceCube-Satelliten, der nicht größer als ein Brotlaib sein wird. Im Jahr 2016 wird dieser Satellit eine ausgereifte Technologie entwickeln, mit der Wissenschaftler Wolkeneis in der Atmosphäre analysieren werden.
"Wir verwenden IceCube, um ein Radiometer zu testen, das wir auf einer großen Weltraummission fliegen wollen", sagte Jeffrey Piepmeier, stellvertretender Leiter der Abteilung für Mikrowelleninstrumente und -technologie von Goddard. „Klimawissenschaftler haben diese Frequenz noch nie genutzt, um Wolkeneis aus dem Weltraum zu messen.“
Das Projekt unterstreicht einen wachsenden Trend zum Testen von Instrumenten und zum Ausführen wissenschaftlicher Experimente an Bord von CubeSats. „Jedes Pfund, das man ins All schickt, kostet unglaublich viel Geld“, sagt Todd Bonalsky, Elektroingenieur bei Goddard. „Daher kommt die Investition in CubeSats, bei denen es sich um winzige, komplette Satelliten handelt, die billiger und einfacher zu bauen sind als ihre größeren Gegenstücke.“
Dellingr CubeSat von Bonalsky soll im März 2015 auf den Markt kommen. Mit einem Magnetometersystem, das Bonalsky für den CubeSat-Einsatz miniaturisiert hat, wird Dellingr magnetische Fluktuationen messen, um Wissenschaftlern zu helfen, besser zu verstehen, wie sich das Weltraumwetter auf die Erde auswirkt. Dellingr wird der erste CubeSat sein, der diese Art von wissenschaftlichem Magnetometersystem fliegt.
Wissenschaftler stehen jedoch bei der Arbeit an CubeSats vor einer Reihe von Herausforderungen. Aufgrund ihrer Größe können CubeSats viele der beeindruckenden wissenschaftlichen Instrumente der NASA nicht antreiben, und der Miniaturisierung sind Grenzen gesetzt. Das Hubble-Weltraumteleskop zum Beispiel verwendet einen fast zwei Meter breiten Spiegel, um Licht einzufangen und in Bilder zu übersetzen, die ein kleinerer Spiegel nicht erzeugen könnte.
Drei Dosen Soda würden den Firefly CubeSat randvoll füllen. Aber lassen Sie sich nicht von der Größe täuschen – die NASA hat große Pläne für diese winzigen Satelliten. Bildnachweis: NASA/Bill Hrybyk Doug Rowland, ein Solarwissenschaftler bei der NASA, stand vor diesem Dilemma, als er Daten von seinem Firefly CubeSat sammelte. Er baute es, um den Zusammenhang zwischen Blitzen und Gammastrahlung zu untersuchen, aber sein CubeSat kann jeden Tag nur 20 Millisekunden Datenslots auf die Erde herunterladen. „Der Firefly hat einfach nicht genug elektrische Energie, um seinen GPS-Empfänger, seine Kommunikationsantenne und unser Experiment gleichzeitig zu betreiben“, sagte Rowland. "Auf einem großen Raumschiff hätte man mindestens tausendmal so viele Daten, und man hätte andere Möglichkeiten, die Daten zur Erde zu übertragen."
Trotz dieser Nachteile eröffnen Größe und Kosten von CubeSats neue Strategien für wissenschaftliche Untersuchungen. Bei herkömmlichen Missionen muss jede Komponente exakt wie geplant funktionieren, je nach Mission ist jedoch ein einzelner CubeSat entbehrlich.
"Anstatt Geld in einen großen Satelliten zu stecken, versuchen wir, einen Schwarm zu bilden", sagte Robert Clayton, ein Goddard-Praktikant vom Dartmouth College. "Es ist in Ordnung, wenn wir zwei oder drei von unserem Schwarm von 20 verlieren. Stattdessen konzentrieren wir uns darauf, jeden CubeSat so billig und reproduzierbar wie möglich zu machen."
Mit einer Länge von etwa einem Fuß und einer Breite von vier Zoll ähneln diese CubeSats mit drei Einheiten (3U) im Design dem IceCube. Bildnachweis: NASA CubeSats können somit das Budget einer wissenschaftlichen Mission kürzen und es Wissenschaftlern ermöglichen, mehrere Datenpunkte zu messen, die sonst nicht erreichbar wären.
Der Einsatz mehrerer Raumfahrzeuge für eine einzige Mission ist keineswegs ein neuartiges Konzept. Das Solar Terrestrial Relations Observatory zum Beispiel ist ein Paar fast identischer Observatorien, die Sonnenmaterie verfolgen, während sie von der Sonne fließt. Der Verlust eines dieser teuren Observatorien würde jedoch eine Katastrophe für die Mission bedeuten, anstatt einen CubeSat in einem Schwarm zu verlieren.
Fortschritte in der Mobiltelefonindustrie öffneten die Tür für kleinere Solarmodule und effizientere Batterien. Die NASA entwickelt eine solche Technologie, um sowohl Methoden zur kostengünstigen Datenerfassung voranzutreiben als auch Technologien zu testen, die später zu größeren Missionen führen werden. Bahnbrechende CubeSat-Missionen könnten der Weltraumforschung neue Türen öffnen.
Qarman CubeSat: In einen Feuerball fallen
An diesem Mittwoch, dem 12. Februar, wird die neueste ESA-Mission in das Vakuum des Weltraums eintreten, nicht an Bord einer Rakete, sondern von der Internationalen Raumstation ISS. Die erste Aufgabe des schuhkartongroßen Qarman CubeSat ist einfach zu fallen. Während typische Weltraummissionen dem Orbitalzerfall widerstehen, wird Qarman Monat für Monat abdriften, bis es wieder in die Atmosphäre eintritt, und an diesem Punkt wird es eine Fülle von Daten über die feurige Physik des Wiedereintritts sammeln.
Technisch gesehen erreichte Qarman, 'QubeSat for Aerothermodynamic Research and Measurements on Ablation' der ESA, am 5. Dezember eine Umlaufbahn und flog als Fracht auf der Dragon-Kapsel von SpaceX zur ISS. Der Nanosatellit ist ein CubeSat, der aus standardisierten 10-cm-Boxen besteht: Mit nur 30 cm Länge passt er einfach an Bord, verstaut im kommerziellen Nanoracks CubeSat Deployment System.
Doch am Mittwoch kommt der nächste Riesensprung der ambitionierten Mini-Mission. Astronaut Andrew 'Drew' Morgan wird den Nanoracks-Entwickler nehmen und durch die Luftschleuse des japanischen Kibo-Moduls bringen. Von hier aus wird der Roboterarm des Moduls – das japanische Experimentalmodul-Fernmanipulatorsystem – den Deployer zur sicheren Orientierung von der Station weg positionieren, dann wird Qarman in den Weltraum geschossen.
„Von dort glauben wir, dass es ungefähr sechs Monate dauern wird, bis wir wieder in die Atmosphäre eintreten – um herauszufinden, wie genau wir den Zerfall der Umlaufbahn von Qarman vorhersagen können, ist ein Grund, warum wir die Mission fliegen, die für die Erforschung von Weltraummüll relevant ist“, erklärt Prof Olivier Chazot, Leiter der Luft- und Raumfahrtabteilung des Von Karman Instituts in Belgien. Dieses international gesponserte Kompetenzzentrum für Fluiddynamik hat die Qarman-Mission in Zusammenarbeit mit den technischen Spezialisten der ESA in der Direktion für Technologie, Technik und Qualität bei ESTEC in den Niederlanden entwickelt.
Form follows function: Qarmans unverwechselbares Federball-ähnliches Profil mit seinem Quartett aus entfaltbaren Solar-Array-bedeckten Panels wurde entwickelt, um den atmosphärischen Widerstand auf den winzigen CubeSat zu erhöhen und seinen Rückfall auf die Erde zu beschleunigen.
„Wenn dann der Wiedereintrittsprozess in etwa 90 km Höhe beginnt, halten diese Panels die Ausrichtung des Satelliten stabil und minimieren jegliches Taumeln“, fügt Prof. Chazot hinzu.
"Für maximale Stabilität müssen wir den Schwerpunkt nach vorne und den Druckpunkt nach hinten legen, und das Ausfahren der Platten verschiebt den Druckpunkt nach hinten.
„Dies wird dazu beitragen, die Wärme auf die quadratische Nase von Qarman zu konzentrieren, die aus Kork besteht – nicht die Sorte, die man in Champagnerflaschen findet, sondern eine sorgfältig zugeschnittene Sorte für die Luft- und Raumfahrt, die von der portugiesischen Firma Amorim geliefert und in zahlreichen Wärmeschutzsystemen von Raumfahrzeugen verwendet wird.“
Bei der nächsten CubeSat-Mission der ESA wurde die sengende Hitze des simulierten atmosphärischen Wiedereintritts im größten Plasmawindkanal der Welt ausgehalten. Ausgestattet mit einem Hitzeschild auf Korkbasis, Seitenwänden aus Titan und ausfahrbaren Platten aus Siliziumkarbid überstand der Qarman (QubeSat for Aerothermodynamic Research and Measurements on Ablation) CubeSat sechseinhalb Minuten Tests im italienischen Scirocco-Plasma-Windkanal. Ein Arc-Jet mit bis zu 70 Megawatt Leistung – genug, um eine Stadt mit 80 000 Einwohnern zu erleuchten – verwandelte Luft in mehrere tausend Grad Celsius heißes Plasma, das mit siebenfacher Schallgeschwindigkeit auf Qarman zuraste. Bildnachweis: Europäische Weltraumorganisation Beim Erhitzen von Kork quillt das Material zuerst auf, dann platzt die Kohle ab und blättert schließlich ab und führt unerwünschte Wärme mit sich. Es ist dieser „Ablations“-Prozess, den das Qarman-Team untersuchen möchte.
„Die Ablation ist eine bewährte Wärmeschutzmethode, die zum Beispiel vom Intermediate Experimental Vehicle IXV der ESA verwendet wird“, sagt Prof. Chazot. „Wir werden unser klassisches Verständnis des Prozesses mit der beobachteten Realität überprüfen, indem wir Thermoelemente, Drucksensoren und auch ein Spektrometer verwenden, das unter dem Korken in Qarmans Nase eingebettet ist. Mit einer kleinen Kamera können wir die Spektren der Strömungsstrahlung in die Schockschicht sowie die vom brennenden Kork emittierten Arten."
Die Stabilität der Seitenwände und des vorderen Schwerpunkts von Qarman sollte es dem CubeSat auch ermöglichen, seine Ergebnisse an kommerzielle Iridium-Telekommunikationssatelliten zu übertragen, die etwa 20 Minuten Wiedereintrittsdaten in drei bis fünf Minuten übertragen sollen.
Bei der nächsten CubeSat-Mission der ESA wurde die sengende Hitze des simulierten atmosphärischen Wiedereintritts im größten Plasmawindkanal der Welt ausgehalten. Ausgestattet mit einem Hitzeschild auf Korkbasis, Seitenwänden aus Titan und ausfahrbaren Platten aus Siliziumkarbid überstand der QARMAN CubeSat sechseinhalb Minuten Tests im italienischen Scirocco-Plasma-Windkanal 80.000-Seelen-Stadt – verwandelte Luft in mehrere tausend Grad Celsius heißes Plasma, das mit siebenfacher Schallgeschwindigkeit auf QARMAN zuraste. QARMAN soll 2019 von der Internationalen Raumstation ISS aus eingesetzt werden. Es wird etwa vier Monate lang die Erde umkreisen, bevor es wieder in die Atmosphäre eintritt. Es wird den Wiedereintritt überleben, aber nicht seinen Fall auf die Erde. Stattdessen werden seine Daten an Iridium-Telekommunikationssatelliten übertragen. Bildnachweis: CIRA
Qarman, ein dreiteiliger CubeSat, der von der Internationalen Raumstation ISS eingesetzt werden soll, wurde vom belgischen Von Karman Institute für die ESA entwickelt. Der Name steht für QubeSat für Aerothermodynamic Research and Measurements on Ablation. Die Mission wird interne Temperatur-, Druck- und Helligkeitssensoren verwenden, um wertvolle Daten über die extremen Bedingungen des Wiedereintritts zu sammeln, während ihre Vorderkanten in sengendes Plasma eingehüllt sind. Die stumpfe Front von Qarman enthält die meisten seiner Sensoren, die durch einen Hitzeschild auf Korkbasis geschützt sind. Es wird erwartet, dass der CubeSat seinen Wiedereintritt überleben wird, jedoch nicht seinen anschließenden Fall auf die Erde – was es zwingend erforderlich macht, dass seine Ergebnisse in der Zeit dazwischen zurückkommen, indem er das kommerzielle Satellitennetzwerk von Iridium nutzt. Quelle: ESA–F. Zonno Ein inneres „Überlebensset“, das Instrumente und Elektronik enthält und mit einer schützenden keramischen Kohlenstoffmatrix mit Aerogel-Schutz ausgekleidet ist, wird wahrscheinlich den Wiedereintritt überleben, aber nicht geborgen werden und höchstwahrscheinlich im Meer spritzen.
„Wir haben in vielen ESA-Programmen eine Rolle gespielt, wie zum Beispiel dem IXV, dem kommenden wiederverwendbaren Raumschiff Space Rider sowie den Trägerraketen Vega-C und Ariane 6“, bemerkt Prof. Chazot, „aber bis jetzt haben wir we konzentrierte sich auf die Modellierungs- und experimentelle Simulationsseite.
„Diese Art von Tests kann Ihnen jedoch nicht alles sagen, was wir wissen wollen – um unsere Codes wirklich zu validieren und die Realität der beteiligten Physik zu verstehen, müssen wir tatsächlich im Weltraum fliegen.
"Die Idee, unseren eigenen CubeSat zu entwickeln, entstand, als wir das von der Europäischen Kommission geleitete QB50-Programm durchführten, ein internationales CubeSat-Netzwerk zur Durchführung von Forschungen in der unteren Atmosphäre und zum Wiedereintritt. Wir haben die gesamte Mission entworfen und gebaut und bei Bedarf Teile und Fachwissen eingekauft." , mit wertvoller technischer und organisatorischer Unterstützung durch die ESA. Als Folgemaßnahme sind wir daran interessiert, eine wiederherstellbare 'Black Box'-Wiedereintrittsmission zu entwickeln."
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Ein Teleskop wird ohne Okular einfach nicht funktionieren. Mit den optischen Elementen eines Okulars können Sie das von einem Teleskop gesammelte Licht fokussieren, sodass Sie eine scharfe Sicht auf das Objekt oder den Bereich haben, auf den das Teleskop zeigt. Mit einem im Teleskopauszug installierten Okular können Sie extrem weit entfernte Objekte für vergrößerte Studien scharfstellen.
Während die meisten neuen Teleskope für den Anfang ein oder zwei Okulare enthalten, kann der Kauf zusätzlicher Okulare die Funktionalität jedes neuen oder alten Teleskops erheblich verbessern.
Nehmen wir uns einen Moment Zeit, um etwas mehr über die gebräuchlichsten Begriffe und Spezifikationen zu erfahren, die verwendet werden, um die Merkmale von Teleskopokularen zu beschreiben. Mit diesem Wissen sind Sie bei der Auswahl der idealen Okulare für Ihre eigenen Teleskope bestens gerüstet.
Brennweite und Vergrößerung
Die vielleicht wichtigste Spezifikation eines Okulars ist seine Brennweite. Die Brennweite eines Okulars bestimmt zusammen mit der Brennweite des Teleskops, mit dem das Okular verwendet wird, die Vergrößerung, die die Kombination bietet.
Der erste Schritt bei der Auswahl von Okularen besteht also darin, zu entscheiden, welche Vergrößerungen oder Leistungen Sie verwenden möchten und welche Okularbrennweiten sie bieten. Da sowohl Okular- als auch Teleskopbrennweiten in Millimetern angegeben werden, lautet die Formel zur Bestimmung der Vergrößerung:
Vergrößerung = Teleskopbrennweite (mm) Okularbrennweite (mm)
Okularbrennweite (mm) = Teleskopbrennweite (mm) Vergrößerung
Zum Beispiel ergibt ein Teleskop mit einer Brennweite von 2000 mm, das mit einem 20-mm-Okular verwendet wird, eine Vergrößerung von 100 (2000 20 = 100).
Die obige Formel besagt, dass ein Teleskopokular mit kürzerer Brennweite eine höhere Vergrößerung liefert als ein Okular mit längerer Brennweite. Beispielsweise bietet ein 10 mm Okular immer eine höhere Vergrößerung als ein 25 mm Okular. Dieser Zusammenhang ist bei der Auswahl von Okularen zu beachten: Je niedriger die Okularbrennweite, desto höher die relative Vergrößerung. Die tatsächliche Vergrößerung hängt von der Brennweite des Teleskops ab, mit dem das Okular verwendet wird.
If you've ever used a single telescope at different powers, you know that you have a choice of a small, sharp, bright image at lower magnification or a big, blurred, dim image at higher power. The reason is twofold. 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. |
| Medium | 1.0 - 2.0mm | 12 - 25x | 36 - 75x | 100 - 200x | Moon, planets, more compact deep-sky objects, wide double stars. |
| Hoch | 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 .
ABBILDUNG 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 Eq. 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 600m 2 for energies ranging from 50 to 300 keV, corresponding to the largest side surface (20m × 30m) 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 Physik Welt.
Andrew Williams is a freelance journalist based in Cardiff, specializing in science, technology and business
