- Запуск ракеты «Союз-2» в 2009-2010 гг. с космодрома Куру на околоземную – 600 км, экваториальную (наклонение £4°) орбиту, в качестве резервного рассматривается вариант запуска с космодрома Байконур на орбиту с наклонением 29°;

- На базе космической платформы среднего класса типа «Ямал», эксплуатирующаяся в космосе, или платформы «Навигатор», находящейся в стадии разработки;

- Телескоп с зеркалами типа Wolter-I, eROSITA (extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array, расширенный набор телескопов для рентгеновского обзора и построения изображений, MPE, Германия), широкоугольный рентгеновский монитор Lobster (Лейстерский университет, Великобритания), набор телескопов с кодированной апертурой АРТ (ИКИ, Россия) определены как основные инструменты для установки на платформе СРГ.

Миссия впервые проведет обзор всего неба в диапазоне энергий 2-12 кэВ с помощью зеркальных телескопов, что позволит обнаружить скрытую популяцию из нескольких сотен тысяч самопоглащенных сверхмассивных Черных Дыр и осуществить первый обзор всего неба по изучению переменности в рентгеновском диапазоне. В дополнение к обзору всего неба предполагается провести детальные наблюдения ряда участков неба с высокой чувствительностью для обнаружения десятков тысяч скоплений галактик и проведения дополнительных наблюдений выборки найденных скоплений для исследования природы Темного Вещества и Темной Энергии. Предложенная орбита обеспечивает на порядок величины лучшие фоновые условия, чем те, которые существуют у Chandra и XMM-Newton, что позволит провести детальное наблюдение объектов с низкой поверхностной яркостью.

И eROSITA, и Lobster уже прошли первоначальную фазу и получили одобрение ЕКА для установки на МКС. Их установка на отдельный спутник существенно увеличивает их научную ценность.

Телескопы eROSITA базируется на существующих разработках, которые использовались в проекте ABRIXAS (к сожалению, запуск был неудачным) и на детекторах, которые уже разработаны для космического применения. Это гарантирует достижение необходимой чувствительности для проведения обзора всего неба. Для того чтобы оптимизировать телескопы eROSITA для выполнения дополнительной задачи изучения Темной Энергии, крайне желательно увеличить эффективность и улучшить угловое разрешение рентгеновского телескопа. Группа обращается к MPE с предложением изучить возможности такого улучшения. В качестве альтернативы могут быть использованы существующие комплекты рентгеновских зеркал от проекта ХММ вместе с детекторами MPE. Улучшенные характеристики прибора будут полностью соответствовать научным разработкам последних лет. Они хорошо согласуются с задачами по исследованию Темной Энергии, которые были поставлены в последнее время.

Проект Lobster был детально изучен в рамках фазы А (ЕКА). В настоящее время рассматривается возможность увеличения фокальной длины микроканальной оптики относительно первоначального варианта, что позволит существенно повысить эффективность в области высоких энергий.

Таким образом, обновленная миссия СРГ будет представлять собой важнейший научный и технологический шаг вперед, после эпохи обсерваторий Chandra/XMM-Newton и, сможет обеспечить важный и своевременный вклад при создании следующего поколения гигантских рентгеновских обсерваторий, таких как XEUS/Constellation-X, запланированные на 2015-2025 гг. Своевременный запуск СРГ в 2009-2010 гг. поможет сохранить высокий уровень технологической и научной квалификации Европейской и Российской астрономии и обеспечит научные сообщества обеих сторон большим объемом высококачественных научных данных.

Предполагаемый вклад в проект различных партнеров:

- Ракета «Союз-2» и разгонный блок «Фрегат» - Роскосмос;

- Апробированная космическая платформа – Роскосмос;

- Инструмент eROSITA – консорциум во главе с Германией;

- Инструмент Lobster – консорциум во главе с Великобританий;

- Телескоп АРТ и детектор гамма-всплесков – Роскосмос (консорциум, с головным ИКИ РАН);

- Пусковые услуги с Куру – вклад ЕКА;

- Бортовая телеметрия – вклад ЕКА;

- Наземные станции приема – вклад ЕКА.

2. Научные приборы

Научные приборы:

- eROSITA (MPE Германия) телескопы с зеркалами типа Wolter-I, 7 зеркальных систем, размер одного телескопа ROSITA – 35 см диаметр, энергетический диапазон 0.2-12 кэВ, функция размытия точки ~20² (средняя по полю зрения) и ~15² на оси, энергетическое разрешение 130 эВ на 6 кэВ, эффективная площадь 2500 см², охват ~700 см² град² на 1 кэВ, масса 600 кг, энергопотребление 95 Вт, габариты Æ1.3´2.6 м;

- Lobster (LU, Великобритания), широкоугольный рентгеновский монитор, 6 модулей, энергетический диапазон 0.1-4.0 кэВ (будет уточнен), угловое разрешение 4¢ (Ширина на полувысоте), энергетическое разрешение DE/E ~20%, охват ~10⁴ см² град² на 1 кэВ, чувствительность за день ~0.15 мКраб, поле зрения 22.5°´162°, масса 120 кг, энергопотребление – 144 Вт; габариты 1223´1168´845 мм;

- ART – Астрономический рентгеновский Телескоп (ИКИ, Россия), набор телескопов с кодированной маской состоит из 2-х телескопов (ART-X) для диапазона энергий 3-30 кэВ и двух телескопов (ART-HX) для диапазона энергий 20-120 кэВ, поле зрения каждого телескопа 10°´10° (будет уточнено), угловое разрешение £3¢ (будет уточнено) (ART-X) и £9¢ (будет уточнено) (ART-HX), эффективная площадь детектора ~10³ cm² (каждый), энергетическое разрешение 1.2 кэВ на 6 кэВ (ART-X), 3 кэВ на 60 кэВ (ART-HX). Два модуля с массой 150 кг (каждый) и размерами 2.0´0.5´1.0 м (каждый), энергопотребление – 160 Вт (будет уточнено);

- GRB – детектор гамма-всплесков (ИКИ, Россия), масса 50 кг (будет уточнена), энергопотребление 50 Вт;

- BIUS – бортовой компьютер (ИКИ, Россия), масса 10 кг, энергопотребление 10 Вт, размеры (будут уточнены).

Масса полезной нагрузки – 1250 кг (130 кг резерв).

Энергопотребление полезной нагрузки – 600 Вт (100 Вт – резерв).

3. Научные задачи

3.1 eROSITA

3.1.1 Наука

Рентгеновское излучение это мощный диагностический инструмент для изучения Вселенной, так как сильнейший гравитационный потенциал (скопления галактик, Черные Дыры) нагревают вещество до температур, соответствующих излучению рентгеновских лучей, а значительное количество барионов во Вселенной находится в форме горячего газа, который и может быть наблюдаем только в рентгеновском диапазоне. Рентгеновское излучение может проходить через газ и пыль, которые закрывают значительные доли галактик. Релятивистские эффекты и физика ядер, все это может исследоваться благодаря рентгеновским лучам. Переходы с К-оболочки практически у всех элементов приводят к излучению в рентгеновском диапазоне, что позволяет изучать эволюцию возникновения элементов со временем. В широкопольных глубоких рентгеновских обзорах основное место занимают активные ядра галактик, диффузное излучение скоплений галактик и вклад некоторых звезд.

Рис. 3.1.1. Наиболее глубокий обзор рентгеновским телескопом XMM-Newton поля COSMOS. Размер поля – 2´2 град. Легко различимы точечные источники (АГЯ) и протяженные источники (скопления галактик). Глубокий обзор eROSITA поможет получить информацию сравнимого качества с поля зрения на несколько порядков большего по величине.

3.1.1.1 Поиск Темной Энергии

Природа Темной Энергии (ТЭ), которая заставляет Вселенную расширяться, является на сегодняшний день наиболее волнующей загадкой современной физики. Возможно, что это энергия вакуума, соответствующая космологической константе в общей теории относительности Эйнштейна, либо меняющееся во времени энергетическое поле. Решение этой проблемы может потребовать пересмотра фундаментальных понятий физики. Открытие ТЭ может быть сделано различными, дополняющими и перепроверяющими друг друга способами: исследованием удаленных Сверхновых, наблюдением микроволнового фона и изучением скоплений галактик. Эти методы говорят, что обычное барионное вещество составляет только 4% Вселенной, тогда как Темная Материя (ТМ) ответственна за 23% и Темная Энергия за 73%. И именно они ответственны за структуру и эволюцию Вселенной на больших масштабах. Скопления галактик являются наиболее крупными гравитационно-связанными объектами во Вселенной, и они очень чувствительны к этим параметрам. Их формирование и эволюция определяется гравитацией, следовательно, зависит от ТМ, тогда как их плотность и пространственное распределение зависят от геометрии Вселенной, т.е. от ТЭ. В дополнение к ограничениям на структуру и массу Вселенной, рентгеновские наблюдения скоплений галактик дадут информацию о темпе расширения Вселенной, доли массы видимого вещества и амплитуды пиромодальных флуктуаций. Можно поставить ограничения на величину и природу ТЭ изучением особенностей пространственной корреляции и эволюции выборки из 50000 скоплений галактик в диапазоне красных смещений 0<z<1.5. Такой обзор в рентгеновских лучах откроет все сколлапсировавшие объекты с массами выше, чем 3.5×10¹⁴ h^-1M_€ для красных смещений z<2. Для объектов выше этой массы можно будет непосредственно применить теорию к наблюдательным данным. ТЭ влияет как на пространственное распределение, так и на плотность скоплений галактик. Измерение величины плотности d²N/dMdz и трехмерного спектра мощности P(k) скоплений галактик удачно дополнит другие методы измерения темной энергии, такие как исследования Сверхновых типа Ia Sne и анизотропии микроволнового фона. В частности, обзор 50000 скоплений галактик позволит измерить барионные «крылья» в спектре мощности пиромодальных флуктуаций, что позволит провести независимое исследование точности представлений сегодняшней космологии.

Основная часть излучения, образованного во Вселенной после «темной эпохи», приходит от активных центров галактик. Это излучение возникает либо в процессе бурного звездообразования, либо при поглощении газа и звезд сверхмассивными черными дырами, находящимися в центре практически каждой галактики. Лишь сравнительно недавно было осознанно, что большая часть высвобождаемой в этих процессах энергии должна быть скрыта в галактиках за толстой завесой газа и пыли.

Новые явления можно изучать только в жестком рентгеновском и инфракрасном диапазонах электромагнитного спектра, в которых излучение может проникнуть сквозь этот плотный кокон. Глубокие обзоры неба, выполненные в жестком рентгеновском диапазоне энергий миссиями Chandra и XMM-Newton, в инфракрасном диапазоне – миссией ISO и в субмиллиметровом ‑ болометрами SCUBA и MAMBO, в сочетании с моделями синтеза, показали, что скорость космического звездообразования и скорость подпитки или кормления черных дыр была на два порядка величины выше в эпоху ранней Вселенной, чем в настоящее время. Удивительно, что спад этой активности произошел на относительно недавнем этапе космической истории и его причины пока не понятны. В частности, глубокие рентгеновские обзоры показали, что активные ядра галактик с низкой светимостью (Сейфертовские галактики) демонстрируют повышенную плотность в пространстве на временах существенно более поздних, чем яркие квазары. Также есть указания на то, что доля поглощенных источников сильно возрастает с уменьшением рентгеновской светимости. Рентгеновский фон, который был в значительной мере разрешен для энергий ниже 2 кэВ, разрешен только на уровне 50% для энергий выше 5 кэВ даже для наиболее глубоких обзоров Chandra. Предполагается, что множество скрытых завесой, но все еще активных черных дыр должно прятаться в относительно близко расположенных галактиках, ожидая регистрации в жестком диапазоне энергий.

Проведению полного и глубокого обзора неба с высоким угловым разрешением в жестком рентгеновском диапазоне энергий был присвоен высокий приоритет на последнем «Десятилетнем» заседании американской национальной академии наук США. Такой обзор неба был главной задачей для немецкого спутника ABRIXAS, который, к сожалению, был потерян после вывода на орбиту в 1999 году из-за ошибки проектирования в системе энергопитания космического аппарата. И до сих пор задача обзора неба в жестком рентгеновском диапазоне энергий остается крайне актуальной и ее выполнение в других проектах пока не планируется.

Проект eROSITA позволит впервые провести обзор всего неба на средних энергиях рентгеновского диапазона (до 10кэВ) с беспрецедентным спектральным и угловым разрешением. Основные научные цели проекта:

1. систематическое обнаружение всех скрытых аккрецирующих черных дыр в близлежащих галактиках и множества (>170000) новых, удаленных активных галактических ядер;

2. детектирование горячей межгалактической среды в 50 – 100 тысяч галактических групп и скоплений, а также горячего газа в нитеобразных структурах между скоплениями и газа в филаментах между скоплениями для построения карты крупномасштабной структуры во Вселенной и обнаружения, в частности, уникальных массивов удаленных скоплений галактик для изучения Темной Энергии;

3. детальное изучение физики популяции галактических рентгеновских источников, таких, как рентгеновские двойные, остатки вспышек сверхновых, протозвезды.

Стартуя от существующих матриц зеркал ABRIXAS, но добавив еще набор 27 внешних зеркал, мы можем примерно в 6 раз увеличить эффективную площадь на 0.1 кэВ, сохранив, при этом высокую эффективную площадь ABRIXAS на 1 кэВ. Рис. 3.1.2. показывает размер эффективной площади по оси телескопа для 7 телескопов eROSITA. Эффективная площадь 7 телескопов eROSITA на 1 кэВ премерно в 2 раза больше, чем эффективная площадь одного телескопа XMM-Newton.

Рис 3.1.2: Эффективная площадь на оси зрения 7 (толстая черная кривая) телескопов eROSITA, с учетом фильтров и квантовой эффективности CCD детекторов. Эффективная площадь XMM-Newton pn-CCD камеры (черточки – красная кривая).

3.1.1.2 eROSITA Обзоры

Мы рассматриваем следующие обзоры eROSITA: обзор всего неба с суммарным временем накопления около 1 года, для открытия поглощенных черных дыр и галактических источников; более глубокий высокоширотный обзор для того, чтобы открыть 50-100 тысяч скоплений галактик и около 1 миллиона АЯГ, покрывающий 20000 град² за 3 года наблюдений и глубокий обзор около южного Галактического полюса, площадью 200-300 град². Используя полученные эффективные площади и предполагая 60% эффективность наблюдений, мы получаем следующие оценки для чувствительности обзоров:

Итоговые параметры обзоров eROSITA:

Тип обзора	Обзор всего неба	Широкопольный обзор	Глубокий обзор
Площадь, град²	42000	20000	200
Время экспозиции, год	1	2.5	0.5
0.5-2 кэВ S_{мин АЯГ}	5.7´10^-14	1.5´10^-14	4´10^-15
2-10 кэВ S_{мин АЯГ}	1.0´10^-12	2.1´10^-13	2.4´10^-14
0.5-5 кэВ S_мин скоплений	1.6´10^-13	3.3´10^-14	8´10^-15
0.5-2 кэВ АЯГ	240000	800000	740000
2-10 кэВ АЯГ	12600	84000	44000
Скоплений	32000	72000	6500

На следующих рисунках приведено сравнение параметров обзоров eROSITA с существующими обзорами.

3.1.2 Инструмент

Рентгеновский телескоп eROSITA состоит из 7 оптических модулей (Типа Валтер-I), каждый снабжен своим собственным CCD детектором. Основу телескопа eROSITA составляет корпус, выполняющий роль оптической скамьи, к одной стороне которой присоединены 7 модулей зеркал, а к другой – 7 детекторов. Похожая конструкция была у прототипа – телескопов ABRIXAS, который был запущен в 1999 г., но вышел из строя. На ABRIXAS 7 телескопов делили один и тот же большой CCD детектор, поэтому их оптические оси были сдвинуты примерно на 7°по отношению друг к другу. Зеркала eROSITA будут иметь более крупные апертуры и их оптические оси будут параллельны. Следовательно, детекторы расположены в индивидуальных боксах, что в 7 раз повышает надежность телескопа. (Рис. 3.1.3.). Основные параметры инструмента приведены в табл. 3.1.1.

Таблица 3.1.1

Fig. 3.1.3: Схематическое представление eROSITA телескопов с оптикой Wolter-I + бленды (серые) и 7 ПЗС камер включая их электронику (красные).	Число зеркальных систем	7
	Число вложенных зеркал в одной системе	54
	Угловое разрешение	<15² (1 кэВ)
	Энергетический диапазон	0.5 – 10 кэВ
	Диаметр 1 зеркальной системы	358 мм
	Фокальная длина	1600 мм
	Материал зеркальной оболочки	никель
	Отражающее покрытие	золото
	Вес 1 зеркальной системы	<50 кг
	Тип детектора	pn-CCD
	sразмер	19.2×19.2 мм²
	Размер пиксела	75 мкм × 75 мкм
	Скорость считывания	50 мс
	Энергетическое разрешение	130 эВ на 6 кэВ
	Вес каждого детектора	~14 кг
	Общий вес инструмента	~600 кг
	Размеры (диаметр / длина)	1.3 м / 2.6 м

3.1.3 Рентгеновская оптика

Хотя существует много возможностей, но только оптика типа Wolter-I (параболоид + гиперболоид) реально важна для рентгеновской астрономии. Зеркала ABRIXAS также имели эту геометрию. Мы скопируем их для eROSITA, чтобы уменьшить риск новых разработок. Для того, чтобы увеличить эффективную площадь на малых энергиях, мы добавим 27 наружных зеркальных оболочек, что приведет к удвоению диаметра зеркал. Мы хотим отметить, что меньшие зеркала (зеркала ABRIXAS) уже летные. Каждая зеркальная система содержит 54 встроенных оболочки. Фокальная длина 1600 мм. Разрешение на оси зрения 15² (ширина на половине энергии). Геометрия зеркальной системы оптимизирована, чтобы получить максимальную чувствительность в диапазоне 0.5 – 10 кэВ.

Конструкция зеркального модуля требует, чтобы толщина стенок зеркал была между 0.2 и 0.4 мм и диаметр между 76 и 358 мм. Длина пары параболоид-гиперболоид составляет 300 мм. Такие зеркала производятся, используя процесс никель-гальванопластики, аналогичный тому, что был использован для XMM-Newton. Для того, чтобы повысить отражательную способность, на них нанесено золотое покрытие.

Рис. 3.1.4: Апертуры7 телескопов (летная модель ABRIXAS).

Подобно зеркалам ABRIXAS, поддерживающая структура имеет гексагональную геометрию, но все зеркала теперь соосны.

Бленды: Для подавления засветки зеркальных систем прямым светом используются бленды длиной 600 мм. Они не оказывают влияния на характеристики телескопов в рентгеновском диапазоне.

Боксы детекторов: eROSITA будет нести 7 отдельных CCD детекторов, каждый смонтирован в индивидуальном боксе, со своей собственной электроникой. Размер CCD 19.2×19.2 мм² соответствует полю зрения 41.2¢×41.2¢. CCD Должны быть охлаждены до температуры -60°C, чтобы было достигнуто оптимальное энергетическое разрешение.

Рис. 3.1.5: Четко разрешается пик C K_α , измереный новыми CCD детекторами eROSITA.

Рис. 3.1.6: CCD модуль с фреймом pn-CCD, соединенным с 2 CAMEX-чипами. Все смонитровано на керамической подложке, которая будет смонтрована на плате охлаждения.

Детекторы: За последние 18 лет полупроводниковая лаборатория MPE разработала pn-CCD камеры для XMM-Newton и ABRIXAS. CCD – камеры успешно функционируют на XMM-Newton с 2000 года. CCD eROSITA уже произведены. Это более современная версия pn-CCD, с меньшим размером пиксела ((75´75 мкм² вместо 150´150 мкм²) и более быстрым считыванием. Последнее достигнуто сочетанием проверенной технологии и размером области считывания.

Первые тесты показывают весьма обнадеживающие результаты: и отклик на низких энергиях и эффективность перенса заряда могут быть значительно улучшены по сравнению с детекторами XMM-Newoton (рис. 3.1.5). Для того, чтобы уменьшить внутренний шум, генерируемый флуоресцентным рентгеновским излучением, детекторы будут окружены специальной защитой, чей дизайн сейчас разрабатывается. События, генерирующие минимум ионизационных частиц (MIPS), могут быть удалены боле высоким энергетическим откликом ССВ, аналогично тому, как это делается в камерах XMM-Newton.

Охлаждение: Мы собираемся использовать пассивное охлаждение (посредством радиаторов и тепловых трубок), температура поддерживается с помощью нагревателей. Конструкция радиаторов потребует доработки, так как она очень сильно зависит от окружения и от окончательной конфигурации проекта.

Электроника eROSITA: Рис. 3.1.7 показывает архитектуру электроники эксперимента. Каждый из 7 детекторных модулей имеет свою собственную электронную систему, которая проводит первичную обработку зарегистрированных данных и управляет CCD. Следующий блок («Sequencer») включает точную привязку по времени для параллельного считывания CCD через мультиплексер («CAMEX») и обеспечивает поддержание необходимого напряжения. «Camera Electronics» обеспечивает финальную фильтрацию, вето на события, вызванные MIPS событиями, и восстановления реальных событий, в том числе и для событий, активировавших соседние пиксели. Различные типы таблиц (таблицы шума, смещения и др.) вычисляются процессором событий и сохраняются в памяти. В качестве процессора будет использоваться процессор типа: SMJ320C6203.

Рис. 3.1.7: Блок-схема электроники телескопа

«Блок управления» - это центральный блок, обеспечивающий все интерфейсы к электроники камеры, собирающий информацию со всех остальных блоков (служебная информация, научная информация) и также управляющий этими блоками. eROSITA связана с аппаратом через 7 отдельных линий (данных и питания).

Звездный датчик: Для eROSITA требуется информация от звездного датчика (только для наземного анализа).

Входная крышка: Входная крышка вероятно потребуется, чтобы избежать загрязнение во время пребывания на земле и в процессе запуска. Во время наблюдений она будет служить как солнечный экран.

3.2 Lobster

3.2.1 Наука

Цель, которую стремятся достичь при помощи прибора Lobster, такая же как и в любых других Мониторах Всего Неба – «видеть все небо все время». Прибор состоит из шести «глаз лобстера» - идентичных модулей с отклоняющей оптикой, основанной на микроканальных пластинах, которые все вместе обеспечивают широкое поле зрения (22.5º´162º) и дают возможность строить рентгеновское изображение в диапазоне 0.1-3.5 кэВ, покрывая почти все небо за одну 90 минутную орбиту МКС. Для примера, поле зрения обсерваторий XMM-Newton и Chandra менее 1° в диаметре. Покрытие всего неба происходит непосредственно при вращении космического аппарата, чей орбитальный период синхронизован с периодом собственного вращения вокруг оси альфа. Миссия направлена на измерение переменности рентгеновского неба с чувствительностью (~0.15 мКраб за одни сутки, на уровне 5s) и с угловым разрешением на порядок величины лучшем, чем имели предыдущие (или реально возможные) МВН, которые не способны строить изображение. Научные задачи проекта Lobster охватывают практически всю астрономию – от рентгеновского излучения комет до звезд и квазаров, от обычных рентгеновских двойных до переменных звезд транзиентов (~4 000 в год с потоком на уровне 10^-10 эрг см^-2 с^-1 и ~36 000 с 10^-11 эрг cм^-2 с^-1), от небольших флуктуаций по энергии в горячих внешних областях звезд до катастрофических событий, таких как взрывы сверхновых и загадочные гамма-всплески (GRB - более 1000 всплесков вплоть до z~4). Чрезвычайно важно, что поток от около 400 ярких Активных Ядер Галактик будет отслеживаться на уровне 20% ежедневно в течение всей миссии, что впервые даст исчерпывающую запись рентгеновской переменности активных галактик по времени и окончательно ответит на вопрос о характерных временах существующих в таких источниках. Около 30 АЯГ достаточно ярки для того, чтобы за их потоком можно было следить при помощи монитора Lobster с точностью ~5%, формируя основную выборку, которая будет идеальна для проведения многодиапазонных наблюдений. Важной вторичной функцией анализа данных Lobster, как рентгеновского МВН, будет выдача сигналов на проведение наблюдений рентгеновскими обсерваториями с узким полем зрения. Окончательный каталог проекта Lobster будет содержать ~250 000 источников. На рис. 3.2.1 показаны смоделированные изображения поля 10 ´ 10 кв.градусов на высоких галактических широтах, полученные телескопом Lobster через 1, 5, 25 и 125 дней наблюдений соответственно (по часовой стрелке от верхнего левого).

3

2

1

Рисунок 3.2.1. Модельные изображения области неба 10°×10° на высоких галактических широтах, полученные телескопами Lobster через 1, 5, 25 и 125 дней наблюдений (по часовой стрелке от верхнего левого), построенные на основе данных каталога всего неба ROSAT.

3.2.2 Инструмент

Lobster – рентгеновский монитор всего неба включающий шесть модулей телескопов, каждый из которых состоит примерно из 60 пластин микроканальной оптики, собранных в мозаику для обеспечения требуемого поля зрения и геометрической площади. Каждый из модулей телескопов имеет в фокальной плоскости в качестве детектора мелкоячеистый массив пропорциональных счетчиков.

Основная структура Lobster показана на рисунке 3.2.2. Основные параметры инструмента даны в таблице 3.2.1. Отметим, что как картинка, так и таблица описывают первоначальную конфигурацию монитора Lobster, который был разработан для установки на Международную космическую станцию. В частности в конфигурации Lobster для SRG не будет предусмотрен Монитор гамма-всплесков (GRBM), поскольку такой монитор уже предусмотрен в общей структуре миссии. Шесть модулей телескопов установлены так, чтобы обеспечивать непрерывное поле зрения 165°´22°; движение платформы КА будет перемещать это поле по небу, что позволит за одну орбиту строить карту всего неба. Отметим, что ширина поля зрения 165° связана с ограничениями по габаритным размерам конфигурации для МКС и может быть увеличена до 180° для SRG. Несколько меньших подсистем обеспечивают поддержку основным инструментам (звездный датчик, солнечный датчик и монитор заряженных частиц). Масса и потребляемая мощность приведены в таблицах 3.2.2 и 3.2.3.

Table 3.2.1. Характеристики инструмента в варианте установки на МКС

Fig. 3.2.2: Схематичное изображение инструмента Lobster в первоначальной конфигурации, разработанной для МКС. Монитор гамма-всплесков(GRBM) будет исключен из варианта для SRG, на котором уже предусмотрен собственный монитор.	число модулей телескопов	6
	число пластин микроканальной оптики	~60 на модуль
	Угловое разрешение (FWHM)	4¢
	Поле зрения (1 модуль)	27.5°´22°
	Диапазон энергий	0.1 – 4.0 keV
	Фокальная длина	375 мм
	Отражающее покрытие	Золото или Иридиум
	Тип детектора	Мелкоячеистый массив
	Размер	20×20 см²
	Размер пикселя	200 µm диаметр
	Скорость считывания	0.1 с
	Энергетическое разрешение	~1.2 кэВ
	Масса инструмента	120 кг
	Объем данных	~5.6 Гбит/день

Микроканальная рентгеновская оптика: Пластины из свинцового стекла содержат квадратную матрицу дырок (каналов) квадратного сечения. Длина стороны квадрата 40 мм, толщина пластины 1 мм. Рентгеновские лучи могут отражаться от внутренних стенок этих каналов, попадая на них под малыми углами (углами косого падения); на стенки этих каналов будет нанесен слой никеля, золота или иридия, что позволит увеличить их отражающую способность. Пластины – первоначально плоские – будут изогнуты до образования сферической поверхности с радиусом кривизны 0.75 м. Таким образом рентгеновское излучение от удаленных объектов будет сфокусировано в точку. Каждый оптический модуль – матрица 6´8, которая составлена из МКП и образует верхнюю поверхность модуля телескопа. Оптика каждой МКП оптически выровнена (в видимом свете) и закреплена на поддерживающей структуре оптического модуля, изготовленного из бериллиевого сплава, при помощи квази-изостатической схемы. Эта поддерживающая структура также имеет сферическую форму с радиусом 0.75 м. Скреплять систему предполагается при помощи эпоксидного клея, затвердевающего под ультрафиолетом. Ошибка выравнивания одной МКП относительно другой – 1¢ (RMS), что приемлемо для достижения полного разрешения инструмента 4¢. Структура должна быть сделана из материалов, которые минимизируют градиент температуры (т.е. квази-изотермальная структура), для сведения к минимуму тепловых деформаций конструкции.

Рисунок 3.2.3: Эффективная площадь проекта Lobster, с никелевым покрытием отражающих поверхностей.

Мелкоячеистый массив детекторов. Это чрезвычайно прочный и стабильный тип рентгеновского детектора, сделанного в виде пропорционального счетчика наполненного газом. Его история восходит к самым первым счетчикам Гейгера, которые использовались для регистрации ионизирующего излучения. Детектор представляет собой газовую ячейку с электрическим полем, приложенным поперек нее. Ячейка имеет тонкое окно, через которое рентгеновское излучение может в нее попасть. Массив ячеек высверлен лазером в гибкой каптоновой подложке. В системе используются три электрода. Один на входном окне детектора, и по одному на каждой стороне. Рентгеновские фотоны ионизируют газ, а электрическое поле заставляет появившиеся электроны дрейфовать вниз по направлению к массиву ячеек. Внутри ячеек существует область, в которой напряженность поля горазда выше и ускорение достаточно для того, чтобы вызвать повторную лавину электронов (многократная ионизация). В результате детектируемый сигнал собирается на электродах на верху и внизу ячейки. Электроды подключены к предусилителю таким образом, что ячейки в которых происходило лавинообразное образование электронов можно обнаружить и, таким образом, определить координаты откуда пришел рентгеновский фотон. Напряжение на электродах установлено таким образом, что выходной сигнал пропорционален числу электронно-ионных пар, полученных при начальном взаимодействии рентгеновского фотона с газом. Таким образом достигается энергетическое разрешение DE/E ~ 20%. Детектор работает также, как и обычная многопроволочная пропорциональная камера с той лишь разницей, что лавины локализованы в ячейках. Преимуществами нанесения электродов на каптон с использование технологии, применяемой при производстве печатных плат, являются относительная простота, стабильность и масштабируемость процесса.

Хотя они работают, используя тот же принцип что и традиционные проволочные пропорциональные счетчики, структура мелкоячеистого массива менее чувствительна к повреждению тяжелыми ионами. Поскольку область с высоким напряжением поля очень мала (т.е. ограничена глубиной ячейки, ~0.25 мм) искра возникает в ограниченной области детектора и, в наихудшем случае, поврежденная область ограничится одной микроячейкой.

Фокальная поверхность каждого оптического массива – часть сферы 20´20 см². Однако, так как требуемое угловое разрешение инструмента всего лишь 4¢, то допустима некоторая погрешность в определении местоположения в детекторе. Мы можем, таким образом, приблизить фокальную поверхность собрав ее из четырех детекторов 10´10 см² с плоским массивом ячеек, сложив их пирамидой. Каждый из этих детекторов имеет окно (и, следовательно, дрейф электродов) с четырьмя секциями, также собранных в пирамиду. Таким образом, сферическая фокальная плоскость каждого модуля приближается с достаточной точностью 16-тью плоскими секциями входного окна детектора. Полная поверхность входного окна в каждом детекторе составляет 400 см², или 2400 см²для всего прибора Lobster. Детектор заполнен газом – чистый Xe или смесь Xe/CO₂ под давлением 1.5 бар с глубиной перехода/дрейфа 3 мм. Детектор защищен от попадания Солнца в поле зрения: (а) алюминиевой пленкой, натянутой поперек матриц МКП оптики, которая отражает большую часть солнечного света, но все еще достаточно тонкая для прохождения рентгеновского излучения и (б) единственный солнечный датчик связан с каждым из детекторов, которые автоматически выключают высокое напряжение перед попаданием Солнца в их поле зрения. Точно не известно, что будет если солнечный диск отобразится через МКП на входное окно детекторов.

Электроника Lobster: Рис. 3.2.4 показывает возможную схему структуры внутренних систем, построенную для первоначального варианта установки Lobster на МКС. Все управление шестью мелкоячеистыми детекторами идет через Интерфейсный модуль детекторов (Detector Interface Unit - DIU). Данные от датчиков окружения (солнечный датчик и монитор заряженных частиц) обрабатываются специализированной электроникой (которая в случае монитора заряженных частиц и солнечного датчика встроена в сами датчики) и передаются в DIU, который может выключить напряжение питания детекторов выборочно (т.е. одного детектора на время предупреждения о прохождении Солнца) или полностью (для защиты от высокого фона заряженных частиц при прохождении КА через Бразильскую магнитную аномалию). Сигналы от монитора гамма-всплесков (GRB monitor – GRBM) и звездного датчика не нужно подавать на вход модулей телескопов, и они обрабатываются в центральном процессоре DPU. События с высоким приоритетом помечаются для передачи в телеметрии во время очередного сброса научных данных. В связи с необходимостью проводить быструю локализацию источников гамма-всплесков восстановление изображений полученных телескопами Lobster должно осуществляться в режиме реального времени. Данные от звездного датчика также передаются в DPU и используются для восстановления движения платформы КА из изображений рентгеновских телескопов.

Figure 3.2.4: Структура внутренних систем

Звездный датчик: Для определения небесных координат изображений рентгеновских телескопов Lobster использует звездные датчики. В случае регистрации события «высокой важности» требуется установить точные координаты наведения рентгеновского телескопа на борту, чтобы быстро установить положение источника и передать его на Землю по постоянно доступному каналу научной телеметрии.

Солнечный датчик: Вследствие ориентации орбиты КА и конфигурации прибора, солнечный свет может периодически попадать в один или более модулей телескопа Lobster. В таких случаях требуется отключить высокое напряжение соответствующих детекторов. Если этого не будет сделано, детектор может быть поврежден, и часть модуля телескопа будет выведена из строя. Ориентация КА известна с неопределенностью, поэтому заранее нельзя точно запрограммировать моменты входа Солнца в поле зрения. В результате необходим датчик положения Солнца. Он должен быть расположен так, чтобы его чувствительная область опережала поле зрения телескопа Lobster для обеспечения своевременного оповещения о попадании Солнца в оптику микроканальных пластин.

Солнечные датчики, допущенные для применения в космосе, можно приобрести в Европе в компаниях Йена-Оптроник (Германия) и TNO/TPD (Голландия). Отметим, что в дополнение к солнечному датчику на каждом модуле может быть установлен простой фотодиод в качестве дополнительной предосторожности.

Монитор заряженных частиц: Монитор частиц предназначен для предупреждения о резком возрастании потока заряженных частиц, которому прибор подвергнется при прохождениях через Бразильскую магнитную аномалию. В этих случаях детекторы необходимо будет защитить, понизив высокое напряжение до нуля, поскольку длительная работа детекторов в условиях высоких потоков заряженных частиц приведет к потере их эффективности. Существует несколько серийных моделей, кроме того, консорциум Lobster имеет возможности создать свой собственный недорогой счетчик протонов (например, на основе технологии канальных электронных усилителей). Информация о времени также может быть использована для запуска процедуры отключения при прохождениях БМА.

Блок цифрового процессора: ЦП обеспечивает прибору вычислительные способности для необходимого восстановления ориентации на борту и координат источника в случае регистрации события «высокого приоритета». Он включает в себя накопитель данных для хранения текущих научных данных в периоды между сеансами связи.

Оборудование теплового контроля: Термоконтроль прибора осуществляется сам по себе (не требуется управления от внешнего оборудования). Электрические обогреватели, находящиеся в блоках оптики МКП между углами соседних пластин обеспечивают нагрев во время нахождения блоков в тени, чтобы уменьшить тепловой градиент вдоль оптики. Для этой цели зарезервировано 40 Вт мощности нагревателя. В дополнение к этому, около 10 Вт питания отведено на тепловой контроль электронных подсистем. Текущие оценки показывают, что система термоконтроля не требует радиаторов.

Поддерживающая структура: Опорная структура поддерживает оптику в нужном положении относительно местного зенита. Эта структура состоит из клиновидной опоры и шести каркасов модулей телескопов. Детекторы фокальной плоскости и оптика МКП смонтированы на этом элементе. Структура представляет собой щиток из армированного углепластика с толщиной стенки 1.5 мм. Углепластик свит из нитей в симметричном рисунке под углом 5/95 градусов с клеем T300 и эпоксидной смолой. Инваровые пластины поддерживают нужное расстояние между оптикой и фокальной плоскостью; внешний диаметр трубок пластин 8 мм, толщина стенок 0.8 мм, концы прикреплены к жестким структурам для хорошей тепловой и механической связи (припаяны со стороны оптики, привинчены в фокальной плоскости). Отметим, что в идеале следовало бы применить расположение углепластика 0/90, однако при этом требуется очень широкая ткань, из-за чего сложно прикрепить смолу; используя конфигурацию 5/95, можно обойтись более узкой полосой, которую удобно намотать вокруг структуры в форме спирали и на которую проще нанести смолу.

Тадлица 3.2.2. Сводка массы эксперимента Lobster на основе конфигурации для МКС.

Подсистема	Масса (кг)	Допуск (%)	Масса (вкл. допуск)
Опорная структура	45	10	49.5
Оптика лобстера	5	10	5.5
Фокальные детекторы	19.5	10	21.4
Блок интерфейса детекторов	1	30	1.3
ЦП-БП	16	35	21.6
Кабельная сеть	2	40	2.8
Подсистема теплового контроля	6	35	8.1
Солнечный датчик	0.25	10	0.275
Детектор частиц	1	10	1.1
Звездные датчики	7.4	0	7.4
Общая масса прибора			119.0

Таблица 3.2.3. Сводка потребляемой мощности эксперимента Lobster на основе конфигурации для МКС.

Элемент	Мощность (Вт)	Допуск (%)	Мощность (вкл. донуск)
Опорная структура	0	10	0
Оптика лобстера	0	10	0
Фокальные детекторы	14	10	15.4
Блок интерфейса детекторов	1	30	1.3
ЦП-БП	36	35	48.6
Кабельная сеть	0	40	0
Подсистема теплового контроля	50	35	67.5
Солнечный датчик	1	10	1.1
Детектор частиц	1.5	10	1.65
Звездные датчики¹	9	0	9
Полная мощность прибора			144.55

¹В каждый момент времени будет запитан только один звездный датчик

3.3 ART

3.3.1 Наука

Прибор ART предназначен для решения следующих научных задач:

- Расширение энергетического диапазона обсерватории СРГ до 120 кэВ;

- Поиск сильно поглощенных / оптически толстых комптоновских источников (как внегалактических, так и галактических);

- Продление в область высоких энергий спектров АЯГ для детального моделирования их спектров, включая отражательную составляющую;

- Получение информации о жестких хвостах спектров скоплений галактик для ограничения напряженности магнитных полей в среде между скоплениями;

- Исследование широкодиапазонных спектров галактических объектов (включая двойные системы, аномальные пульсары, остатки вспышек Сверхновых);

- Исследование нетепловой компоненты в диффузном излучении Галактики.

3.3.2 Прибор

Комплекс из четырех телескопов с кодированной апертурой, из которых два будут работать в диапазоне энергий 3-30 кэВ ART-X и два в диапазоне энергий 20-120 кэВ ART-HX. Поле зрения каждого телескопа 10°´10°. Угловое разрешение ART-X £3¢, ART-HX ~9¢. Телескопы разбиты на две пары, каждая пара образует модуль размером 1´0.5´2 метра, весом 150 кг. Каждая пара (модуль) включает телескоп ART-X и телескоп ART-HX. Телескопы ART-X и телескоп ART-HX смотрят соосно. Одна пара направлена по оси +Y, вторая -Y, т.е. поля зрения перпендикулярны направлению поля зрения телескопа ROSITA. Такое расположение позволит:

- проводить синхронно с телескопом eROSITA и широкоугольным монитором Lobster обзоры всего неба в диапазоне энергий 3-120 кэВ в течение первых 2.5 лет работы обсерватории;

- в течение 2.5 лет наблюдать различные источники, расположенные в плоскости Галактики во время выполнения программы глубоких обзоров участков на небе в направлении галактических полюсов телескопом eROSITA.

Предполагается использовать в телескопе ART-HX пиксельную матрицу на основе полупроводниковых кристаллов CdZnTe (прототипы - ISGRI/Integral и BAT/SWIFT), в телескопе ART-X - детектор на базе газонаполненного позиционно-чувствительного счетчика (прототипы - ART-P/Granat, WFC/BeppoSAX, TTM/Mir-Kvant).

Рис. 3.3.2: ART-HX, сборка детекторов CdZnTe на базе 128 MXDM (4096 кристаллов CdZnTe) 300´300 мм

Структура мультиэлементного модуля рентгеновских детекторов (MXDM)

Диапазон энергий 20-120 кэВ

Поле зрения 10°´10°

Угловое разрешение £9¢

Энергетическое разрешение £3 кэВ на 60 кэВ

Лабораторная модель MXDM

Спектр Am²⁴¹, полученный с MXDM

Рис. 3.3.1: ART-P/Granat

Диапазон энергий 3-30 keV

Поле зрения 10°´10°

Угловое разрешение £3¢

Энергетическое разрешение £1.2 кэВ на 6 кэВ

Площадь каждого детектора около 10³ см².

3.4 Детектор гамма-всплесков

Монитор космических гамма-всплесков (GRBM) предназначен для исследования кривых блесков, спектров и (грубой) локализации КГВ (а также других классов жестких рентгеновских транзиентов, таких как повторные мягкие гамма-источники - SGR) в диапазоне 5-300 кэВ (подлежит уточнению) с полем зрения, перекрывающим поле прибора Lobster. Его основными задачами являются:

- идентификация классических гамма-всплесков среди прочих быстрых транзиентов, зарегистрированных прибором Lobster, по совпадению во времени и грубому определению координат (несколько градусов);

- построение спектров всплесков в широком диапазоне для определения пиковой энергии, а также плотности поглощения на низких энергиях. Исследование спектральной эволюции в широком диапазоне со временем.

4. ВЫВЕДЕНИе на орбиту

В качестве средств выведения для проекта СРГ предполагается использовать ракету-носитель (РН) Союз. Для варианта запуска с космодрома Куру это будет РН «Союз-СТК» на базе «Союз-2/1а» или «Союз-2/1б», для варианта запуска с космодрома Байконур – РН «Союз-ФГ», «Союз-2/1а» или «Союз-2/1б».

Ракеты-носители «Союз-ФГ» являются базовыми в российской системе средств выведения, на их долю приходится основной объем запусков космических аппаратов в рамках Федеральной космической программы РФ и программы международного сотрудничества в области космоса.

Россия разрабатывает ракету-носитель «Союз-2», предназначенную для выведения на низкие, средние, высокие, солнечно-синхронные, геопереходные и геостационарные орбиты автоматических космических аппаратов, а также пилотируемых и грузовых космических кораблей по программе Международной космической станции.

Разработка ракеты-носителя «Союз-2» проводится в два этапа: этапы 1а и 1б. На этапе модернизации 1а будут использованы новые системы управления и телеметрирования и модернизированные двигатели на блоках первой и второй ступеней. На этапе модернизации 1б на блоке третьей ступени будет установлен новый двигатель с повышенной удельной тягой.

В составе ракеты-носителя «Союз-2» могут быть использованы головные обтекатели следующих диаметров: 2,7 м; 3,0 м; 3,3 м; 3,7 м; 4,11 м. Разрабатывается головной обтекатель диаметром 4,11 м и длиной 11,4 м.

Для обеспечения запусков с космодрома Куру на базе ракеты-носителя «Союз-2» этапа 1а создается модифицированная ракета-носитель «Союз-СТК», адаптированная к условиям запуска с космодрома Куру.

4.1 Основные характеристики РН Союз

Параметр	СОЮЗ-ФГ	СОЮЗ-2
		этап A	этап B
Длина (м)	42.5	44.3	44.3
Диаметр (м)	10.3	10.3	10.3
Масса (т)	302	305	305
Число ступеней	3
Топливо	O₂+керосин
Двигатель 1-й ст.	РД-107	РД -107
Двигатель 2-й ст.	РД -108	РД -108
Двигатель 3-й ст.	РД -0110	РД -0110	РД -0124
Авионика	Аналоговая на 2-й и 3-й ступенях	Унифицированная цифровая авионика на 3-й ступени
Состояние	Функционирует	В стадии разработки
Выводимая нагрузка с Байконура* (кг)	7130**	7020***	8250***

* Низкая обрита 200 км, наклонение 51.6°

** Диаметр головного обтекателя 3.3 м

*** Диаметр головного обтекателя 3.7 м

4.2 Разгонный блок ФРЕГАТ

На заключительном этапе выведения КА СРГ на рабочую орбиту будет использован разгонный блок (РБ) Фрегат. С его помощью также можно вывести на орбиту коммерческую полезную нагрузку.

Характеристики:
Высота (м)	1.5
Диаметр (м)	3.35
Сухая масса (кг)	970
Общая масса с топливом (кг)	6635
Топливо	НДМГ/N₂O₄
Тяга главного двигателя (кН)	19.6
Количество импульсов	до 20
Время жизни (часы)	до 48

5. платформа спутника

Для миссии подойдет космический аппарат среднего класса, такой как Ямал (РКК Энергия), уже работающий в космосе, или Навигатор (НПО им. Лавочкина). Обе платформы имеют трехосную стабилизацию.

5.1 Ямал (РКК Энергия)

5.1.1 Состояние

В эксплуатации: Ямал-100 с 1999 года, Ямал-200 с 2003.

5.1.2 Основные характеристики

Масса	До 2110 кг	Платформа КА Ямал - 100. Запущена и работает с 6 сентября 1999 года.
Масса нагрузки	До 1340 кг
Потребляемая энергия (включая тепловую систему)	До 1200 Вт
Точность ориентации	1.5¢
Точность стабилизации: Угловая скорость	30² 10^-4 °/сек
Скорость перенаведения, °/мин Номинальная максимальная	0.05…0.1 0.4
Время жизни	До 10 лет

5.2 Навигатор (НПО им. Лавочкина)

5.2.1 Состояние

В стадии разработки, первый испытательный запуск планируется в 2007 году.

5.2.2 Основные характеристики

Сухая масса КА	757 кг
Топливо (гидразин, гелий)	175 кг
Навигационные и стабилизационные параметры: Наведение Стабилизация средняя скорость стабилизации максимальная скорость перенаведения	2¢ ±2.5² 0.36²/сек 0.25°/сек
Параметры системы энергоснабжения: напряжение питания мощность блока научной аппаратуры	27 ± 1.35 В 500 Вт
время жизни	5 лет

5.3 Бортовой радиокомплекс

Планируется вариант установки на спутник европейского бортового радиокомплекса, аналогичного по характеристикам радиокомплексу производства фирмы SystemTechnik Taubenreuther STT (Германия), который был поставлен компанией Kayser Threde в РКК «Энергия» для установки на российский сегмент Международной космической станции.

Передатчик:

Диапазон частот	2200 .. 2290 МГц
Выходная мощность антенны	+36 dBm (+2 dBm / - 0 dBm)
Модуляция передатчика	Двоичная фазовая 4 Мб/с
Потребляемая мощность	£ 30 Вт

Приемник:

Диапазон частот	2025 .. 2110 МГц
Частота	2058 МГц
Удержание диапазона	±100 кГц
Доля ошибок	Менее 10^-6 на –105 dBm
Демодуляция приемника	Двоичная фазовая 256 кб/с
Потребляемая мощность	£ 3 Вт
Чувствительность приемника	-105 dBm мин. при 10^-6 ошибок

Антенна:

Поляризация	круговая / ПКП
Покрытие	Полусфера
Мощность	макс. 40dBm CW
Импеданс	50 W
Рабочая температура	-40° … +120°C
Диапазон частот приема	2025 … 2110 МГц
Диапазон частот сброса	2200 … 2290 МГц

6. основные этапы миссии

6.1 Запуск с Куру

- Выведение КА ракетой-носителем Союз-2 на круговую орбиту высотой 200 км и наклонением 5°;

- Отделение головного космического модуля от РН;

- 1-е включение РБ Фрегат, отработка импульса (V₁ = 110 м/сек) и выведение КА СРГ и дополнительной полезной нагрузки на парковочную орбиту;

- 2-е включение РБ Фрегат, отработка импульса (V₂ = 107 м/сек) и выведение КА СРГ и дополнительной полезной нагрузки на рабочую орбиту;

- Отделение КА СРГ от РБ Фрегат;

- Два импульса коррекции дополнительной нагрузки (V₃ = 2363 м/сек, V₄ = 1434 м/сек) с помощью РБ Фрегат для вывода на геостационарную или высокоэллиптичную орбиту, отделение дополнительной нагрузки.

6.1.1 Параметры орбиты

- высота - 580 км;

- наклонение £5°;

- орбитальный период 96 мин;

- максимальная продолжительность затмения 35 мин.

6.2 Запуск с Байконура

- Выведение КА ракетой-носителем Союз-2 на круговую орбиту высотой 200 км и наклонением 51.5 градуса;

- Отделение головного космического модуля от РН;

- 1-е и 2-е включение РБ Фрегат, выведение КА СРГ на рабочую орбиту;

- Отделение КА СРГ от РБ Фрегат.

6.2.1 Параметры орбиты

- высота - 600 км;

- наклонение 29°;

- орбитальный период 96 мин;

- максимальная продолжительность затмения 35 мин.

Масса КА СРГ £2180 кг при наклонении 29° (+130 кг при наклонении 30°).

7. наземный комплекс

Структура:

- Центр Управления Полетом КА в Москве (РКК Энергия, Королев или НПО им. Лавочкина, Химки, Россия);

- Наземная станция ЕКА (15-метровая антенна), Куру, Французская Гвиана, 5.1° северной широты, 52.64° западной долготы;

- Итальянская наземная станция (10-метровая антенна), Малинди, Кения, 2.93° южной широты, 40.2° восточной долготы (подлежит обсуждению с Итальянским Космическим Агентством ASI).

Интервалы видимости с наземных станций Куру или Малинди 8-11 минут.

В случае запуска с Байконура имеются другие возможности в плане наземных станций.

8. масса дополнительной полезной нагрузки

В случае более предпочтительного запуска с Куру может быть предложен запуск второго спутника, включая возможность выведения на геостационарную орбиту, для получения дополнительного финансирования старта.

Параметры орбиты	Масса доп. нагрузки, кг	Максимальные габариты	Назначение спутника
Круговая орбита: H = 580 км, наклонение £5º	5600 (с РБ Фрегат)	H = 1000 мм, диаметр 1800 мм	Телекоммуникационный, дистанционное зондирование Земли, технологические эксперименты
Геостационарная орбита	800		Телекоммуникационный, метеорологический
Эллиптическая орбита: H_p = 580 км, H_a = 300000 км, наклонение £5º	1200		Научный