OUL está concebido como un instrumento de imagen pequeño (20 cm x 20 cm x 20 cm) y ligero (<15 kg) que abrirá una nueva frontera científica en la exploración del Sistema Solar a bajo coste.
Los objetivos científicos de OUL serán los que determinen el diseño del instrumento y los requisitos técnicos de la misión. Estos requisitos incluyen una gran apertura del telescopio, bandas espectrales que incluyan los principales trazadores ultravioleta, incluyendo Lyman-alpha, OI (130 nm), CI (156 nm, 166 nm), HeII (164 nm) y las bandas de H2O a 167 nm), un amplio campo de visión así como una alta resolución angular. Las principales características de este diseño aparecen en la Tabla 1.
El diseño óptico de OUL estará inspirado en el sistema óptico WALRUS (Wide Angle Large Reflective Unobscured System, Hallan et al. 1984), que consta de tres espejos de potencia: dos de ellos (M1 y M3) son esféricos, y el intermedio (M2) tiene una curvatura prolata.
El instrumento OUL ha sido diseñado tanto como una misión de minisatélite independiente como un instrumento adjunto al exterior de cualquiera de los muchos orbitadores lunares. Ambas configuraciones están siendo estudiadas actualmente. A continuación, se especifican las características válidas para ambas configuraciones.
Tabla 1: El instrumento
| Apertura | 2,5 cm |
| Campo de visión | 10° x 10° |
| Detector | Photek MCP340 |
| Resolución angular | 3 arcmin – 6 arcmin |
| Muestro de la PSF | < 3 pix |
| Rango Espectral | 115 nm – 195 nm |
| Bandas espectrales | 7 |
| Masa | <15 kg |
Tabla 2: casos científicos
| Caso Científico | Objetivos | Requerimientos técnicos |
|---|---|---|
| Observación de la Tierra (OT) | 1. Determinar la distribución de hidrógeno neutro en la exosfera y su variabilidad frente a la actividad solar. Determinar la pérdida de oxígeno atmosférico. 2. Estudio de la interacción de la exosfera/magnetosfera con la actividad solar a escala global. 3. Observación de la exosfera durante un eclipse total. | • Imagen de campo amplio: 10ºx10º • Resolución angular: 3 arcmin – 6 arcmin • Muestreo de la PSF: 2.5 pix • Detector: 10-5 fuera de la banda de rechazo • Filtros: Lyα, OI, HeII |
| Luna y cuerpos menores | 1. Determinar la distribución de hidrógeno neutro en la exosfera y su variabilidad frente a la actividad solar. Determinar pérdida de oxígeno atmosférico. 2. Estudio de la interacción de la exosfera/magnetosfera con la actividad solar a escala global. 3. Observación de la exosfera durante un eclipse total. | • Mismos requerimientos que OT • Banda molecular sensible al H20 (160 nm) |
| Júpiter | 1. Monitorización de la magnetosfera joviana. Estudio de la variabilidad con la actividad solar. 2. Monitorizaicón y estudio de la composición del material circumplanetario. | • Mismos requerimientos que OT • Prioridad de observación a la distancia más cercana |
| Heliosfera | 1. Monitorización de la heliosfera. 2. Estudio de su interacción con la nube local interestelar (LIC). | • Imagen de campo amplio: 10ºx10º • Resolución angular: 6 arcmin • Filtro: Lyα |
| Astrofísica y astrobiología | 1. Estudio de la variación de la pérdida de masa en estrellas OBA brillantes. 2. Estudio de pulsaciones 3. Monitorización de estrellas magnéticamente activas (RS CVn, estrellas M con fulguraciones). 4. Estudio de la repuesta de la exosfera terrestres a la actividad solar y su impacto en trazadores UV 5. Monitorización de estrellas de tipo solar cercanas con exoplanetas para evaluar la presencia/frecuencia de superfulguraciones. | • Mismos requerimientos que OT • Filtro C IV |
La siguiente tabla presenta la lista de bandas espectrales que se implementarán en el instrumento. El Filtro 6 está constituido por una ventana de MgF2 con recubrimientos antirreflectantes, para observar en todo el rango espectral del detector (115 nm – 195 nm). El Filtro 7 permite detectar la línea espectral Lyman-α con una transmitancia muy baja, para ser utilizado en estudios de la corona solar durante eclipses. El valor de rechazo fuera de banda se impondrá como una restricción de diseño para los filtros.
