астрофизический проект

Спектр-рентген-гамма

ФКП-2015 РФ

Зарубежные партнеры:

	Европейское космическое агентство
	Германский аэрокосмический центр
	Институт внеземной физики Общества им. Макса Планка, Мюнхен, Германия
	Лейстерский Университет, Центр космических исследований, Великобритания

Октябрь 2006

содержание

1. базовые параметы проекта.. 3

2. усовершенствования в проекте СРГ.. 6

2.1 Проект СРГ 2002-2004 гг. 6

2.2 СРГ и ФКП-2015. 7

2.3 Основные направление модернизации СРГ. 8

2.4 Комплекс Научной Аппаратуры... 8

2.4.1 Замена JET-X на eROSITA.. 8

2.4.2 Замена MART-LIME на ART-XC.. 9

2.4.3 Замена MOXE на Lobster. 10

2.4.4 EUVITA.. 11

2.4.5 TAUVEX.. 11

2.4.6 SPIN-X.. 11

2.4.7 SPIN.. 12

2.5 Орбита.. 12

2.6 Режим наблюдений.. 12

2.7 Научные задачи.. 12

3. Научные приборы СРГ.. 14

3.1 eROSITA.. 16

3.1.1 Наука. 16

3.1.2 Инструмент.. 27

3.2 ART-XC.. 32

3.2.1 Наука. 32

3.2.2 Инструмент.. 33

3.2.3 Текущее состояние дел. 40

3.3 Lobster.. 41

3.3.1 Наука. 41

3.3.2 Инструмент.. 42

3.4 GRBM... 49

3.4.1 Наука. 49

3.4.2 Инструмент.. 49

3.5 SPIN-X.. 50

3.5.1 Наука. 50

3.5.2 Инструмент.. 50

3.6 BIUS. 53

4. ВЫВЕДЕНИе на орбиту.. 54

4.1 Основные характеристики РН Союз. 54

4.2 Разгонный блок «Фрегат». 55

5. платформа спутника.. 56

5.1 Навигатор (НПО им. Лавочкина) 56

5.1.1 Состояние. 56

5.1.2 Основные характеристики. 56

5.2 Ямал (РКК Энергия) 57

5.2.1 Состояние. 57

5.2.2 Основные характеристики. 57

5.3 Бортовой радиокомплекс.. 57

6. основные этапы миссии.. 59

6.1 Запуск с Байконура.. 59

6.1.1 Параметры орбиты.. 59

6.2 Запуск с Куру.. 59

6.2.1 Параметры орбиты.. 60

7. наземный комплекс.. 61

8. масса дополнительной полезной нагрузки.. 62

9. приложение.. 63

1. базовые параметы проекта

Базовые параметры астрофизического проекта «Спектр–Рентген–Гамма» (далее СРГ) сформулированы следующим образом:

- Запуск КА ракетой «Союз-2» с разгонным блоком «Фрегат» в 2011 году с космодрома Байконур на околоземную 580-600 км орбиту с наклонением £29°, резервный вариант - с космодрома Куру на околоземную экваториальную орбиту с наклонением £5°;

- На базе космической платформы среднего класса типа «Навигатор», находящейся в стадии разработки в НПО им. С.А.Лавочкина, или платформы «Ямал» РКК «Энергия» (эксплуатация в космосе с 1999 г.);

- Три прибора: зеркальный рентгеновский телескоп eROSITA (extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array, MPE, Германия), телескоп-концентратор с использованием оптики Кумахова АRT-XC (Astronomical Roentgen Telescope - X-ray Concentrator, ИКИ, Россия) и широкоугольный рентгеновский монитор Lobster (Лейстерский университет, Великобритания) определены как основные для установки на платформу СРГ;

- Для регистрации космических гамма-всплесков на СРГ планируется установить монитор космических гамма-всплесков GRBM и широкоугольный монитор в жестких рентгеновских лучах SPIN-X.

Время активной работы обсерватории СРГ планируется не менее 7-10 лет (в соответствии с ФКП-2015 РФ). В течение первых 4-х лет планируется проведения обзора неба с последующим переходом в режим наблюдений тщательно отобранных внегалактических и галактических источников в режиме трехосной стабилизации в течение 3-6 лет.

Орбитальная обсерватория впервые проведет обзор всего неба в диапазоне энергий 2-30 кэВ, что позволит обнаружить скрытую популяцию из нескольких сотен тысяч (миллиона?) с сильным поглощением в мягких рентгеновских лучах 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 ~100 000 скоплений галактик и проведения дополнительных наблюдений выборки найденных скоплений (измерение температуры для ~1000 скоплений) для исследования природы Темного Вещества и Темной Энергии. Предложенная околоземная орбита с наклонением £29° обеспечивает на порядок величины лучшие фоновые условия, чем у замечательных рентгеновских обсерваторий Chandra и XMM-Newton, что позволит провести детальное наблюдение объектов с низкой поверхностной яркостью.

Телескопы eROSITA базируются на существующих разработках, которые использовались в проекте ABRIXAS (был потерян после вывода на орбиту в 1999 году из-за ошибки проектирования в системе энергопитания космического аппарата) и на детекторах, которые уже разработаны MPE 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, в Германии одобрена программа по увеличению эффективности и улучшению углового разрешения рентгеновского телескопа eROSITA. Улучшенные характеристики прибора будут полностью соответствовать научным разработкам последних лет. Они хорошо согласуются с задачами по исследованию Темной Энергии, которые были поставлены мировым научным сообществом в последнее время.

Телескоп-концентратор ART-XC, в котором будет применена поликапиллярная оптика Кумахова, позволит сделать обзор неба в жестком диапазоне энергий 10-30 кэВ с чувствительностью в 10 раз превышающей чувствительность обзора HEAO-1. В режиме наведений на объекты в диапазоне энергий 10-80 кэВ чувствительность ART-XC превзойдет более чем на порядок величины все существующие рентгеновские телескопы. Прибор будет обладать высоким энергетическим разрешением, что позволит использовать его для спектроскопии галактических и внегалактических источников.

Рентгеновский монитор Lobster с использованием микроканальных пластин для фокусировки фотонов будет обладать рекордной чувствительностью и угловым разрешением среди всех существовавших и планирующихся рентгеновских обзорных мониторов.

Для регистрации гамма-всплесков планируется установить монитор космических гамма-всплесков GRBM и широкоугольный монитор в жестких рентгеновских лучах SPIN-X с использованием техники кодированной апертуры и матриц из полупроводниковых кристаллов теллурида кадмия.

Для обеспечения интерфейса между КНА и космической платформой на платформу будет установлен бортовой компьютер BIUS.

Обзоры всего неба и постоянный мониторинг переменных источников в рентгеновских лучах потребует идентификации с оптическими и радио объектами громадного количества открываемых рентгеновских объектов. Потребуется напряженная работа по отождествлению рентгеновских источников с известными объектами, вошедшими в существующие оптические, инфракрасные и радио каталоги, и детальные наблюдения с Земли объектов, ничем ранее себя не проявивших. Речь идет о каталогах десятков и сотен тысяч источников, включающих действительно уникальные объекты. ИКИ РАН планирует обратиться ко всем астрономам в России, имеющим доступ к современным наземным телескопам, с предложением использовать открывающуюся уникальную возможность с максимальной эффективностью для всего астрономического сообщества страны. Необходимый для этого опыт наблюдений может быть получен уже сейчас на телескопе RTT150 (полутораметровый Российско-Турецкий телескоп, установленный под Анталией, где КГУ и ИКИ вместе имеют 60% доли времени), который активно используется для наземной поддержки обсерватории «Интеграл» и для фотометрических наблюдений далеких скоплений галактик.

Таким образом, 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 2020-2025 гг. Своевременный запуск СРГ в 2011 г. поможет сохранить высокий уровень технологической и научной квалификации Российской и Европейской 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;

- Телескоп-концентратор ART-XC, монитор космических гамма-всплесков GRBM, широкоугольный рентгеновский монитор SPIN-X, бортовая вычислительная машина для КНА BIUS – Роскосмос (консорциум во главе с ИКИ РАН);

- Инструмент eROSITA – консорциум во главе с Германией;

- Инструмент Lobster – консорциум во главе с Великобританий, ЕКА;

В варианте запуска с Куру предполагается участие ЕКА в части:

- Пусковые услуги по запуску с Куру – вклад ЕКА;

- Бортовая телеметрия – вклад ЕКА;

- Наземные станции приема – вклад ЕКА.

2. усовершенствования в проекте СРГ

2.1 Проект СРГ 2002-2004 гг.

В декабре 2002 года на Совете РАН по космосу был одобрен усеченный вариант проекта «Спектр-РГ» на базе платформы «Ямал» или «Фобос-Грунт» с запуском на ракете «Союз» с разгонным блоком «Фрегат». При этом в состав полезной нагрузки вошли приборы: JET-X, MART-LIME, EUVITA, TAUVEX, MOXE, SPIN-X1/2 и SPIN при запуске на «Союз-2/1б», т.е. все приборы от старого варианта СРГ за исключением телескопа СОДАРТ.

Рис. 2.1.1. Общий вид СРГ на космической платформе среднего класса типа «Ямал», ультрафиолетовый телескоп EUVITA находится за телескопом JET-X.

Планировался вывод КА на высокоапогейную орбиту ракетой «Союз-2» с разгонным блоком «Фрегат» с космодрома Байконур.

Рис. 2.1.2. Схема вывод КА на высокоапогейную рабочую орбиту с космодрома Байконур.

В конце 2002 года предполагалось, что СРГ будет запущен не позднее 2007-2008 гг., после проектов «Спектр-Р» (2005-2006 гг.) и «Спектр-УФ» (2006-2007 гг.).

2.2 СРГ и ФКП-2015

В соответствии с принятой в конце 2005 года ФКП-2015 РФ срок запуска «Спектр-РГ» был установлен в 2011 году. Это означает, что летный комплекс научной аппаратуры, изготовленный в середине 90-х годов для старого варианта СРГ, будет непригоден к запуску в космос в 2011 г. по причине окончания гарантийных сроков на приборы.

В этих условиях существует три варианта изготовления/подготовки КНА для СРГ:

- Сохранить состав научной аппаратуры без изменений (в варианте 2002 г.) с заменой узлов и деталей с вышедшим сроком годности;

- Развивать собственные технологии и приборостроительную базу для создания конкурентоспособных научных приборов;

- Формировать новую международную кооперацию, способную изготовить телескопы/приборы на основе современных технологий и с параметрами на порядки превосходящие параметры приборов разработки начала 90-х годов.

Практика показала, что реализация первого варианта невозможна, агентства и комитеты, контролирующие финансы, не согласны выделять средства на изготовление приборов разработки конца 80-х - начала 90-х годов, которые уже не могут обеспечить заметного прорыва в астрофизических исследованиях.

При активном участии Роскосмоса успешно реализуются второй и третий варианты изготовления КНА для СРГ. Удалось приступить к разработке отечественных конкурентоспособных приборов с использованием высоких технологий (поликапиллярная рентгеновская оптика, полупроводниковые детекторы CZT, и т.д.) и найти новых партнеров на Западе, готовых изготовить приборы для СРГ (MPE, Германия – телескоп ROSITA; LU, Великобритания – монитор Lobster).

Примечание: ИКИ РАН предложил MPE серьезно доработать изначально предложенный вариант телескопа ROSITA под задачи проекта СРГ. Новый вариант получил название eROSITA, добавленная буква e означает английское слово extended (в переводе - расширенный).

2.3 Основные направление модернизации СРГ

- Усовершенствование КНА: установка на СРГ приборов eROSITA, ART-XC, и Lobster вместо JET-X, MART-LIME и MOXE;

- Выбор околоземной орбиты с минимально возможным наклонением в качестве основного варианта;

- Проведение наблюдений в режиме сканирования.

2.4 Комплекс Научной Аппаратуры

2.4.1 Замена JET-X на eROSITA

Зеркальный рентгеновский телескоп eROSITA (Германия, Россия) заменит телескоп JET-X (Великобритания, Италия, Германия, Россия), изготовленный в 1998 году. Сравнительные характеристики двух телескопов:

	eROSITA	JET-X
Число зеркальных систем	7	2
Число вложенных зеркал в одной системе	54	12
Эффективная площадь на 1.5 кэВ	2471 см^2	200 см^2
Поле зрения	41¢´41¢	20¢´20¢
Угловое разрешение	<15² (1 кэВ)	<15² (1 кэВ)
Энергетический диапазон	0.2 – 12 кэВ	0.3 – 10 кэВ
Скорость считывания	50 мс	2 c
Энергетическое разрешение	130 эВ на 6 кэВ	140 эВ на 6 кэВ
Диаметр 1 зеркальной системы	358 мм	350 мм
Фокальная длина	1600 мм	3500 мм
Общий вес инструмента	~600 кг	566 кг
Размеры (диаметр / длина)	1.3 м / 2.6 м	1.1 м/4.1 м
Энергопотребление	95 Ватт	160 Ватт

Телескоп eROSITA имеет в 12.5 раз (!!!) большую эффективную площадь и в 4 раза (!!!) большее поле зрения, чем телескоп JET-X при тех же весовых характеристиках и меньших габаритах. Соответственно чувствительность eROSITA превышает чувствительность JET-X более чем в 12.5 раз (!!!). Важнейший параметр – время считывания информации из CCD в буферную память в телескопе eROSITA будет в 40 раз (!!!) меньше чем у JET-X – это позволяет использовать телескоп eROSITA не только в режиме трехосных наведений, но и в режиме сканирования.

CCD телескопа eROSITA могут работать при более высоких температурах (на 30-40 градусов выше, чем CCD JET-X), и система охлаждения позволяет работать на околоземной орбите, где уровень фона на порядок, а радиационная доза на два-три порядка меньше чем на высокоапогейной орбите. Пассивная система охлаждения CCD телескопа JET-X не была предназначена для работы на околоземной орбите.

Срок изготовления летной модели eROSITA – середина 2010 г.

Срок изготовления летной модели JET-X – 1998 г.

В июне 2006 г. DLR (Германский аэрокосмический центр) подтвердил высокий приоритет eROSITA в Германии и готовность финансирования работ на уровне 25 млн. евро, необходимых для разработки и изготовления телескопа, начиная с 2007 года. Общество им. Макса Планка (Немецкая академия наук) выделило MPE дополнительно 3 млн. евро в 2006 году на работы по зеркалам eROSITA. Большой технологический задел, собственные бюджетные средства MPE и финансирование из DLR и Общества им. Макса Планка обеспечивают выполнение плана-графика по изготовлению телескопа eROSITA к середине 2010 г.

В Великобритании и Италии (которая отвечает за зеркальные системы) нет ни желания, ни средств на изготовление новой летной модели JET-X для СРГ.

Примечание: одна зеркальная система от телескопа JET-X в настоящее время успешно работает в составе прибора XRT проекта SWIFT (НАСА), запущенного на орбиту в 2004 году.

2.4.2 Замена MART-LIME на ART-XC

Рентгеновский телескоп ART-XC (Россия) с концентратором на основе поликапиллярной оптики Кумахова заменит рентгеновский телескоп с кодированной апертурой MART-LIME (Италия, Россия). Сравнительные характеристики двух приборов:

	ART-XC	MART-LIME
Энергетический диапазон	5 – 80 кэВ	15 – 150 кэВ
Энергетическое разрешение	1 кэВ на 60 кэВ	10 кэВ на 60 кэВ
Поле зрения, FWHM	Зависит от энергии, 9¢ на 20 кэВ	10° (FWHM)
Эффективная площадь	~1000 см^2 на 30 кэВ	1000 см^2 на 20 кэВ
Отношение эффективной площади к площади детектора на 30 кэВ	~150	0.5
Тип детектора	CZT	МПК (Xe+CH4)
Чувствительность за 10^3 с	2´10^-13 эрг с^-1 см^-2	5´10^-12 эрг с^-1 см^-2
Угловое разрешение	Определяется полем зрения, 9¢ на 20 кэВ	12¢
Общий вес инструмента	£300 кг	175 кг
Размеры	1.0´0.6´2.6 м	0.7´0.7´3.5 м
Энергопотребление	160 Ватт	150 Ватт

При наблюдениях в режиме трехосной стабилизации телескоп-концентратор ART-XC почти в 25 (!!!) раз превосходит по чувствительности телескоп MART-LIME. Энергетическое разрешение полупроводниковых детекторов CZT/ART-XC в 10 (!!!) раз лучше энергетического разрешения газового детектора МПК/MART-LIME.

Несмотря на сравнительно малую величину поля зрения, при помощи ART-XC можно будет сделать обзор неба в диапазоне энергий 10-30 кэВ на порядок чувствительнее обзора HEAO-1.

В основе ART-XC будет использован задел по конструкции ультрафиолетового телескопа EUVITA.

В качестве детектора в ART-XC будут использованы современные полупроводниковые детекторы CZT.

Срок изготовления летной модели ART-XC – середина 2010 г.

2.4.3 Замена MOXE на Lobster

Рентгеновский монитор всего неба Lobster (Великобритания) заменит монитор MOXE (США), изготовленный в 1996-97 гг. Сравнительные характеристики двух телескопов:

	Lobster	MOXE
Число модулей	6	6
Поле зрения	Все небо каждые 1.5 часа	85% неба
Чувствительность за сутки	0.15 мКраб	4-5 мКраб
Угловое разрешение	2-4¢	3°
Принцип изображения	Фокусирующие МКП	Камера обскура
Энергетический диапазон	0.1 – 4 кэВ	2 – 12 кэВ
Общий вес инструмента	120 кг	138 кг
Энергопотребление	144 Ватт	120 Ватт

Монитор Lobster, в котором используется фокусировка при помощи микроканальных пластин, будет иметь в ~30 раз (!!!) лучшую чувствительность и в ~20 раза лучшее угловое разрешение, чем монитор MOXE, работающий по принципу камеры обскуры. При этом весовые и габаритные характеристики приборов схожи.

Рис. 2.4.1. Сравнение рентгеновских мониторов, в частности Lobster и MOXE.

2.4.4 EUVITA

Ультрафиолетовый телескоп EUVITA (Россия, Швейцария). Швейцария, отвечающая за детектор DEB, больше не поддерживает российский проект СРГ. Задел по конструкции EUVITA (ИКИ РАН, ОКБ «Аалам», Бишкек) предлагается использовать в приборе ART-XC.

2.4.5 TAUVEX

Ультрафиолетовый телескоп TAUVEX (Израиль). Израиль заключил соглашение с Индией по запуску ультрафиолетового телескопа TAUVEX на индийском спутнике и не планирует продолжать участие в российском проекте СРГ.

2.4.6 SPIN-X

Широкоугольный рентгеновский монитор «СПИН-Х» (ИКИ РАН, ОКБ «Аалам», Бишкек). Совместным решением РАН и Роскосмоса от 2004 г. два готовых модуля «СПИН-Х1/2» в варианте с газовым детектором МПК переданы для реализации на российском сегменте МКС в составе эксперимента «Монитор всего неба». В соответствии с этим же решением ИКИ РАН проводит модернизацию «СПИН-Х» в части перехода с МПК на детектор из CZT матрицы, что позволит существенно расширить энергетический диапазон прибора, повысить эффективность регистрации (Þ чувствительность) и энергетическое разрешение при сохранении весовых и габаритных характеристик прибора. В составе КНА СРГ SPIN-X рассматривается в следующем варианте исполнения:

- два (возможно три) небольших модуля с кодированной апертурой с разваленными широкими полями зрения – выполняет функции детектора гамма-всплесков и широкоугольного рентгеновского монитора;

Окончательное решение по составу и назначению SPIN-X будет принято на более позднем этапе в 2007 г. с учетом предложений по монитору космических гамма-всплесков GRBM (см. п.3.4).

2.4.7 SPIN

Детектор гамма-всплесков SPIN (разработка ФТИ им.А.Ф.Иоффе). Задел по прибору будет использован в проектах ФКП-2015 РФ «Коронас-Фотон» (запуск в 2007 году) и в рамках ОКР Роскосмоса по малым аппаратам МКА-ФКИ (запуск в 2008 году). Задачи, которые должен был решать SPIN будут возложены на монитор космических гамма-всплесков GRBM (см. п.3.4), который должен проектироваться с учетом околоземной орбиты, режима сканирования и наличия модифицированного прибора SPIN-X.

2.5 Орбита

Опыт работы таких миссий как XMM-Newton, Chandra, ASCA, ROSAT, BeppoSAX, RXTE, Suzaku и др. показал, что на околоземной орбите существенно (на порядок !!!) лучше фоновые условия и меньше радиационная доза (на 2-3 порядка !!!).

В варианте 2002 года околоземная орбита хотя и рассматривалась, но не была окончательно одобрена из-за необходимости полной переделки системы пассивного охлаждения JET-X, которая изначально не предназначалась для работы на околоземной орбите.

У прибора eROSITA нет таких жестких температурных ограничений по CCD как у JET-X, и околоземная орбита высотой 600 км с наклонением £29° при запуске с Байконура (£5° при запуске с Куру) подходит для eROSITA, т.е. околоземная орбита может быть реализована для СРГ-2011.

2.6 Режим наблюдений

В 2002 году рассматривался только режим трехосной стабилизации, режим сканирования не рассматривался из-за ограничений по времени считывания CCD телескопа JET-X в 2 секунды. При угловых скоростях 4¢ за секунду изображение в телескопе JET-X просто смазывается. В телескопе eROSITA время считывания в 40 раз меньше, 50 мс, что позволяет работать при угловых скоростях 4¢ за секунду. При этом эффективность использования наблюдательного времени составляет почти 90%.

2.7 Научные задачи

С обновленной научной аппаратурой, околоземной орбитой с наклонением £29° и программой наблюдений, СРГ становится конкурентоспособным проектом. СРГ впервые сделает полный обзор всего неба с рекордной чувствительностью, угловым и энергетическим разрешением в жестком диапазоне энергий. В ходе этого обзора, помимо решения научных задач, определенных в 2002 году, будет открыто более миллиона новых ядер активных галактик и до 100 000 новых скоплений галактик. Оценки показывают, что такая выборка позволит сделать революционные шаги в космологии.

После проведения обзора неба предполагается от 3 до 6 лет посвятить исследованию тщательно отобранных источников в режиме трехосной стабилизации Þ измерение температуры для ~1 000 скоплений галактик, спектроскопия и временной анализ галактических (рентгеновские двойные системы, аномальные пульсары, остатки вспышек сверхновых) и внегалактических рентгеновских источников (скопления галактик, АЯГ).

3. Научные приборы СРГ

Рис. 3.1 Один из вариантов размещения основных научных приборов ART-XC, eROSITA и Lobster на космической платформе. При выполнении обзора спутник будет совершать оборот вокруг оси, наклоненной на угол ~30° относительно направления на Солнце за время, равное орбитальному периоду. Это позволит делать полный обзор неба каждые полгода.

На рис. 3.1 показана концепция размещения на платформе главных научных приборов:

- eROSITA (MPE, Германия) телескопы с зеркалами типа Wolter-I, 7 зеркальных систем, диаметр каждой системы – 35 см, энергетический диапазон 0.2-12 кэВ, ширина отклика на точечный источник ~20² (средняя по полю зрения) и ~15² по оси, энергетическое разрешение 130 эВ на 6 кэВ, суммарная эффективная площадь ~2500 см², grasp - произведение эффективной площади на телесный угол S_эфф´W ~700 см² град² на 1 кэВ, масса 600 кг, энергопотребление 95 Вт, габариты Æ1.3´2.6 м;

- ART-XC – Astronomical Roentgen Telescope - X-ray Concentrator (ИКИ, Россия), набор из 6 идентичных телескопов-концентраторов, диапазон энергий 5-80 кэВ, поле зрения ~9¢ на 20 кэВ, суммарная эффективная площадь ~10³ см² на 30 кэВ, энергетическое разрешение 1 кэВ на 60 кэВ, масса 300 кг, энергопотребление – 160 Вт (TBC);

- Lobster (LU, Великобритания), широкоугольный рентгеновский монитор, 6 модулей, энергетический диапазон 0.1-4.0 кэВ (TBC), угловое разрешение 4¢ (2¢ - цель), энергетическое разрешение DE/E ~20%, S_эфф´W ~10⁴ см² град² на 1 кэВ, чувствительность за день ~0.15 мКраб, поле зрения 22.5°´162°, масса 120 кг, энергопотребление – 145 Вт, габариты 1223´1168´845 мм (TBC);

Три прибора:

- GRBM (50 кг, 50 Вт, TBC) – монитор космических гамма-всплесков;

- SPIN-X (70 кг, 40 Вт, TBC) – широкоугольный рентгеновский монитор; и

- BIUS (10 кг, 10 Вт) – бортовая вычислительная машина для работы с КНА

на рис. 3.1. не показаны.

Общая масса полезной нагрузки – 1250 кг (100 кг резерв).

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

3.1 eROSITA

3.1.1 Наука

Уникальные характеристики телескопа - сочетание высокой эффективности в широком диапазоне энергий и большого поля зрения - позволяют впервые решить широкий круг научных задач, требующих обзоров значительных участков небесной сферы.

Прибор eROSITA позволит впервые провести обзор всего неба в диапазоне энергий 0.5-10 кэВ с беспрецедентным спектральным и угловым разрешением. Главные научные задачи:

- обнаружение около 100 тысяч скоплений галактик и исследование их пространственного распределения и функции масс;

- обнаружение около 3 000 000 активных ядер галактик (АЯГ) и детальные исследования всей популяции сверхмассивных черных дыр, включая объекты с сильным поглощением;

- детектирование филаментов теплого газа между скоплениями для исследования процессов формирования крупномасштабной структуры Вселенной;

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

Параметры обзора всего неба eROSITA:

Площадь обзора (все небо)	41 253 град^2
Продолжительность	4 года
Среднее время/поле зрения	1315 с
Чувствительность (0.1-0.5 кэВ, АЯГ)^*	4.4´10^-15 эрг см^-2 с^-1
Чувствительность (0.5-2.0 кэВ, АЯГ)^*	8.6´10^-15 эрг см^-2 с^-1
Чувствительность (2.0-4.5 кэВ, АЯГ)^*	9.6´10^-1^4 эрг см^-2 с^-1
Чувствительность (4.5-10 кэВ, АЯГ)^*	1.1´10^-1^2 эрг см^-2 с^-1
Чувствительность (0.1-0.5 кэВ, скопления)^**	2.1´10^-14 эрг см^-2 с^-1
Чувствительность (0.5-2.0 кэВ, скопления)^**	4.4´10^-14 эрг см^-2 с^-1
Чувствительность (2.0-4.5 кэВ, скопления)^**	4.6´10^-13 эрг см^-2 с^-1
Чувствительность (4.5-10 кэВ, скопления)^**	4.8´10^-12 эрг см^-2 с^-1
Ожидаемое число активных ядер (0.5-2 кэВ)	3 200 000
Ожидаемое число активных ядер (2-10 кэВ)	180 600
Ожидаемое число скоплений (0.5-2 кэВ)	86 000
^* Регистрация на уровне 10 отсчетов от источника. Фотонный индекс = 1.8, nH=3´10^20 ^** В предположении 50 отсчетов от источника, радиусе ядра скопления > 20", Т=5кэВ, обилии=0.5 солнечных и nH=3´10^20

3.1.1.1 Космология и темная энергия

Обзор подобного качества и полноты позволяет решать самые амбициозные проблемы современной космологии. В частности, детектирование ~100 000 скоплений означает, что обсерватория СРГ сможет внести важнейший вклад в исследования природы темной энергии. Заметим, что обсерватория СРГ сможет зарегистрировать все! существующие во Вселенной скопления галактик с массой ³3.5×10¹⁴ h^-1M_€. Это позволит детально исследовать эволюцию популяции скоплений галактик и реализовать один из наиболее чувствительных методов изучения свойств темной энергии.

Космологические исследования, опирающиеся на наблюдения реликтового фона, далеких сверхновых типа Ia, скоплений галактик, и пространственного распределения обычных галактик в последние годы позволили достаточно точно определить вклад различных форм материи в общую плотность Вселенной. Оказалось, что барионное вещество дает лишь 4% общей плотности; 23% обеспечивается темной материей (тяжелыми экзотическими частицами), а самый большой вклад, 73%, вносит т.н. «Темная Энергия», ответственная за ускоряющееся расширение Вселенной. Выяснение природы темной материи – одна из самых фундаментальных задач современной физики.

Обсуждаемые задачи космологии настольно важны, что ведущие страны мира и, прежде всего США и Европа готовятся к крупномасштабным исследованиям, направленным на поиски всех путей, способных пролить свет на природу темного вещества и темной энергии.

Среди физических моделей ТЭ обсуждаются космологическая постоянная Эйнштейна, существование физического поля, дающего ненулевую энергию вакуума и т.д. Все эти модели дают сходный эффект на расширение Вселенной, но предсказывают различные значения эффективного параметра уравнения состояния w (w определяется через связь эффективного давления и плотности энергии данной компоненты, p = w´r). Измерение значение w и его эволюции с z - основной способ различить разные модели темной энергии. Космологическая постоянная Эйнштейна соответствует w = -1 на всех z.

Одними из направлений является использование сверхновых типа Ia в качестве «стандартной свечи» и поиск барионных осцилляций в пространственном распределении различных объектов. По этому направлению ведутся разработки как космических, так и наземных экспериментов (SNAP, LSST, DES). Однако использование чисто геометрических методов неспособно обеспечить необходимую точность. Для этого в дополнение к сверхновым надо использовать независимые методы, основанные на росте возмущений плотности. В рамках таких проектов как LSST рост возмущений предполагается исследовать по эффекту слабого гравитационного линзирования. Из-за малости эффекта использование метода гравитационного линзирования требует решения большого количества технических проблем. По общему мнению, потенциал гравитационного линзирования полностью раскрыт будет лишь в довольно отдаленном будущем. Другим важнейшим направлением является измерение роста возмущений плотности по образованию скоплений галактик. Данный метод потенциально дает такую же высокую точность, как и слабое линзирование.

Независимо от рентгеновского обзора неба миллиметровые и субмиллиметровые телескопы спутника Planck, South Pole Telescope (диаметр 10 м, 1024 болометра в фокальной плоскости), ATACAMA Cosmology Telescope (диаметр 6 м, 3072 болометра в фокальной плоскости, устанавливается на высоте 5200 м) будут вести поиск скоплений по эффекту Зельдовича-Сюняева. В ходе полного обзора неба спутник Planck должен обнаружить этим методом от 10 до 20 тыс. скоплений галактик. South Pole Telescope осмотрит 4000 кв.градусов на небесной сфере и так же откроет от 10 до 20 тыс. скоплений галактик. ATACAMA Cosmology Telescope планирует провести наблюдения 10 000 кв.градусов на небе со сравнимой чувствительностью. Департамент Энергии США поддерживает проект Large Synoptic Survey Telescope, целью которого будет глубокий оптический обзор неба с целью поиска скоплений галактик. Такую же задачу ставит консорциум университетов, приступивший к реализации проекта PanStarr. Очевидно, что сопоставление данных каталогов, полученных абсолютно независимыми методами, продвинет исследования скоплений галактик не только как маяков Вселенной, позволяющих получать абсолютный масштаб длины на различных этапах расширения Вселенной при красном смещении 0<z<2.5, но и как интереснейших физических объектов.

Проект	Диапазон	Главные методы	Годы работы
Спектр-РГ,	Рентген (орбитальная обсерватория)	Обзор всего неба 100 000 скоплений, функция масс, барионные пики	2011-2015
LSST	Оптика	Обзор 1/2 неба Гравитационное линзирование, Барионные осцилляции, Сверхновые	>2014
DES	Оптика	Обзор 5000 кв. градусов Сверхновые, линзирование,	>2009
SNAP	Оптика (орбитальная обсерватория)	Сверхновые (линзирование)	?
Planck	Субмм. (орбитальная обсерватория)	Обзор всего неба 10 000 скоплений	2007-
SPT	Субмм.	Обзор 4000 кв. градусов 10 000 скоплений	2007-
PanStarr	Оптика	Обзор 3/4 неба Сверхновые (линзирование, скопления)	2009-

В проекте СРГ ожидаемое число скоплений составляет около 100 000, что на порядок превышает ожидаемые величины в других проектах. Эти числа напрямую влияют на точность определения параметров темной энергии и делают проект важнейшим участником глобальной программы исследования темной энергии в мире. Более того – 100 000 скоплений позволяют также детектировать барионные осцилляции в распределении скоплений и, таким образом, использовать сразу два независимых метода (физический и геометрический) исследования темной энергии.

Измерение обзорами eROSITA эволюции функции масс скоплений d²N/dMdz и 3-мерного спектра мощности их пространственного распределения дают комбинацию обоих (d(z) и d(z)) тестов, что приводит к очень высокой точности определения w, недостижимой для большинства других методов.

Рис. 3.1.1. Ограничения на космологические параметры, которые можно получить тремя разными методам: по скоплениям галактик (при выборке в ~100 000 скоплений галактик – зеленый цвет), по Сверхновым (то, что ожидается в проекте SNAP – красный цвет) и по реликтовому излучению CMB (то, что ожидается в проекте Planck – синий цвет). Уравнение состояния ТЭ параметризировано в виде , .

Рис. 3.1.2: Ожидаемое число скоплений в обзоре обсерватории СРГ как функция красного смещения. Кривыми показаны зависимости числа скоплений для космологий, отличающихся вкладом/эволюцией темной энергии.

Результаты различных экспериментов станут известны в 2010-2015 годах и смогут повлиять на наше понимание фундаментальных законов физики. Запуск СРГ в 2011 г. позволит российским ученым с максимальной эффективность реализовать весь потенциал, заложенный в обсерваторию СРГ, в том числе на этих самых приоритетных направлениях современной науки. В то же время задержки с проектом могут привести к утере заметной части приоритетных задач.

3.1.1.2 Возможность широкого использования данных рентгеновского обзора всего неба для задач всеволновой астрономии.

В предыдущей части, обсуждая научные задачи еROSITA, мы остановились лишь на задачах космологии, которые в настоящее время привлекают пристальное внимание физиков, интересующихся проблемами темной энергии, темного вещества и требований к фундаментальной физике, вытекающих из их доминирующей роли во Вселенной. Тем не менее, нельзя забывать, что полный обзор неба даст громадное количество данных об источниках различной природы в нашей Галактике и позволит без сомнения открыть новые неизвестные типы рентгеновских источников. Именно это продемонстрировал 10-15 лет назад рентгеновский спутник ROSAT, полный каталог которого, полученный в результате обзоров всего неба, включал 20 тысяч ярких и более 100 тысяч слабых объектов. Обзор неба, планируемый к осуществлению на спутнике СРГ, откроет более миллиона источников. Важнейшими задачами будет идентификация их с известными оптическими радио и инфракрасными источниками различной природы. Тот факт, что данные по половине неба будут всецело принадлежать как минимум в течение года российским ученым, позволит специалистам в различных областях, работающим в обсерваториях и научных институтах и университетах страны, провести работы по идентификации источников и анализу их свойств до того, как уникальные данные станут открытыми для астрономов всего мира. Громадный интерес представят не только компактные галактические объекты, такие как нейтронные звезды, черные дыры и белые карлики, но и активные звезды с мощным корональным рентгеновским излучением, остатки вспышек сверхновых, спрятанные от оптических телескопов галактической пылью. Особый интерес представит изучение большого количества нормальных галактик на громадных расстояниях от Земли, все еще находящихся в пределах чувствительности данного обзора неба.

3.1.1.3 Параметры обзора всего неба

Программа наблюдений предполагает проведение 4-х летнего обзора всего неба. Для повышения эффективности и качества обзора предлагается:

- Ось вращения КА наклонить к плоскости эклиптики на ~30° и обеспечить прецессию на недельных временных масштабах в пределах ±8° с тем чтобы оптимизировать экспозицию глубоких обзоров двух полей по 200 град² в районе полюсов обзора СРГ;

- Обеспечить сканирование с переменной угловой скоростью, т.е. проходить две арки, размером 16°, в районе Северного и Южного полюсов обзора СРГ с угловой скоростью в 2 раза меньшей, чем средняя по орбите =360°/96 мин = 3.75¢/с; т.е. с угловой скоростью 1.875¢ за сек, остальные же участки со скоростью на 10% быстрее средней, т.е. 4.15¢ за сек.

Рис. 3.1.2 Карта неба, красная линия обозначает плоскость Галактики, зеленая – плоскость Эклиптики, желтая – большой круг, который описывает на небе вектор вращения КА за год, волнистая желтая линия показывает прецессию оси вращения на недельных временных масштабах в пределах ±8°. Кружки обозначают полюса, красные – Галактики, зеленые – Эклиптики, желтые – обзора СРГ.

На Рис. 3.1.2 представлена карта неба, на которой показан большой круг, который описывает на небе вектор вращения КА за год (желтая линия), волнистая желтая линия показывает прецессию оси на недельных временных масштабах в пределах ±8°. Кружки обозначают полюса, красные – Галактики, зеленые – Эклиптики, желтые – обзора СРГ. Благодаря отклонению оси вращения КА на 30° по отношению к направлению на Солнце полюса обзора смещаются в сторону Галактических полюсов. Идеальным было бы отклонение на 60°, тогда полюса обзора совпали бы с Галактическими полюсами, но такой большой угол привел бы к тому, что Солнце находилось всего в 30° от полей зрения телескопов, что недопустимо. Помимо этого возникли бы проблемы с энергопотреблением. В качестве компромиссного варианта был выбран промежуточный вариант с углом в 30°, при этом засветка солнечных панелей падает всего на 14%, что не является критичным.

Координаты северного полюса обзора СРГ получаются следующими:

J2000		Галактические координаты		Эклиптика
RA	Dec	L	B	Lon	Lat
14:18:19.2	52:36:22.9	96:23:02.3	59:48:41.2	180:01:23.6	60:00:00.0

После 4-х летнего обзора предполагается 3-4 года посвятить исследованию тщательно отобранных источников в режиме трехосной стабилизации.

В приборе eROSITA будут использованы зеркальные системы, состоящие из 54 зеркальных оболочек, что в 2 раза больше чем у ABRIXAS. Это позволит достичь эффективной площади в ~2500 см² на энергии 1 кэВ, что в 2 раза больше чем у зеркальной системы XMM-Newton, в 7 раз больше ABRIXAS и в 12.5 раз больше JET-X. Внутренние 27 зеркальных оболочек eROSITA будут идентичны ABRIXAS, т.е. можно будет использовать существующие заготовки для изготовления 27 внутренних зеркальных оболочек (часть уже изготовлена). Для изготовления внешних 27 зеркальных оболочек будут изготовлены заготовки. На рис. 3.1.3. показана суммарная эффективная площадь прибора eROSITA. Эффективная площадь 7 телескопов eROSITA и для сравнения приведена эффективная площадь одного зеркального модуля телескопа XMM-Newton, телескопа ROSAT PSPC и JET-X.

Рис 3.1.3: Эффективная площадь на оси зрения 7 телескопов eROSITA (красная кривая) с учетом фильтров и квантовой эффективности CCD детекторов. Эффективная площадь XMM-Newton pn-CCD камеры (черная штрих-кривая), ROSAT PSPC (синяя кривая) и JET-X (черная кривая).

Большая эффективная площадь, широкое поле зрения и покрытие значительных участков небесной сферы обеспечивают уникальные характеристики обзора. На Рис. 3.1.4 приведено сравнение параметров обзоров eROSITA с существующими обзорами.

Рис. 3.1.4. Сравнение параметров обзоров eROSITA с существующими обзорами

3.1.1.4 Активные ядра галактик

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.

3.1.1.5 Транзиентные явления и послесвечения гамма-всплесков

В ходе обзора каждый объект на небе будет виден раз в полгода в течение 10-ти последовательных орбит, находясь в поле зрения телескопов eROSITA 10 сек во время каждой орбиты. Чувствительность, достигаемая за 10 сек наблюдений, составляет 40 микроКраб. Несмотря на небольшое поле зрения, благодаря высокой чувствительности, телескоп eROSITA будет способен зарегистрировать большое количество транзиентных рентгеновских источников, дополняя и расширяя возможности монитора всего неба Lobster. Необходимо отметить, что Lobster обладает большим полем зрения (~2 стерадиана), но существенно меньшей чувствительностью.

К источникам транзиентного рентгеновского излучения относятся звездные вспышки, рентгеновские Новые – двойные системы с черными дырами и нейтронными звездами, вспышки, связанные с приливным разрушением звезд вблизи свермассивных черных дыр и, не в последнюю очередь, послесвечения гамма-всплесков. Послесвечение типичного гамма-всплеска превышает уровень 40 микроКраб (чувствительность, достигаемую за 10 сек) в течение 2-х дней после самого гамма-всплеска. Это позволит строить кривые блеска послесвечений продолжительностью до 15 часов (10 орбит) для 50 гамма-всплесков в год. Для еще 100 гамма-всплесков в год можно будет зарегистрировать послесвечение, просуммировав данные всех орбит, в течение которых источник гамма-всплеска находился в поле зрения инструмента. Таким образом за 4 года обзора неба будет зарегистрированы послесвечения 600 гамма-всплесков. Напомним, что за всю историю изучения послесвечений до запуска обсерватории SWIFT (1997-2006 гг.) было зарегистрировано в рентгеновском диапазоне 58 послесвечений. Ожидается, что обсерватория SWIFT за шесть лет работы (2004-2010 гг.) зарегистрирует около 500 послесвечений. Таким образом eROSITA более чем удвоит число известных послесвечений гамма-всплесков.

3.1.1.6 Галактическая рентгеновская астрономия.

Помимо внегалактических источников – нормальных галактик, активных галактических ядер и квазаров, скоплений галактик, в ходе обзора неба будут зарегистрированы рентгеновские источники, расположенные в нашей Галактике. Наиболее интересными и многочисленными среди них будут катаклизмические переменные – аккрецирующие белые карлики в двойных звездных системах, активные звезды поздних спектральных классов, протозвезды и молодые звезды, одиночные нейтронные звезды.

3.1.1.7 Исследование звездных корон.

Обзор неба телескопом eROSITA станет эффективным инструментом для исследования рентгеновского излучения звезд. Звезды вносят доминирующий вклад в популяцию мягких рентгеновских источников на низких галактических широтах. Их идентификация облегчается благодаря мягкости их рентгеновских спектров. Основной задачей исследований этого класса объектов станет изучение характеристик рентгеновского излучения звезд разных спектральных классов, построение их распределения и функции светимости. Необходимо отметить, что работа обсерватории СРГ совпадет по времени с работой миссии GAIA, которая определит параллаксы и, соответственно, расстояния для большинства звезд, зарегистрированных в ходе обзора всего неба телескопом eROSITA. Важным аспектом исследования рентгеновского излучения звезд является также изучение их переменности. Структура сканов в обзоре неба позволит эффективно исследовать переменность на временных масштабах от долей секунды до нескольких лет, позволив тем самым исследовать широкий диапазон явлений, от корональных вспышек, до модуляций рентгеновского потока, связанных с вращением звезды и с долговременными циклами звездной активности.

3.1.1.8 Белые карлики и катаклизмические переменные.

На протяжении более чем 30 лет одной из загадок галактической рентгеновской астрономии оставалась природа рентгеновского излучения Галактического Риджа. Излучение Галактического Риджа – это узкая область интенсивного рентгеновского излучения, сильно сконцентрированная к Галактической Плоскости (Рис. 3.1.5.). Кажущийся диффузный характер этого излучения предполагал, что оно связано с горячим газом, удерживаемым в гравитационном потенциале Галактики. Этот вывод, однако, приходил в противоречие с жесткостью спектра излучения, подразумевавшей высокую температуру газа ~10 кэВ. Газ с такой температурой не мог бы удержаться в гравитационном потенциале Галактики и разлетелся бы за короткое время ~несколько млн. лет. В 2006 г. Российскими учеными было высказано предположение, что излучение Галактического Риджа может быть связано с излучением большого числа слабых источников, в основном катаклизмических переменных – аккрецирующих белых карликов в двойных звездных системах. Обоснованность такого предположения была продемонстрирована на основе данных обсерватории RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer). Дальнейшее развитие и подтверждение этой гипотезы требует детального исследования обилия аккрецирующих белых карликов – их количества на единицу звездной массы Галактики, и их рентгеновской функции светимости. Какой либо прогресс в этом невозможен без получения однородных выборок этих объектов на больших участках неба. Обзор неба телескопом eROSITA идеально подходит для этой цели.

Рис. 3.1.5. Рентгеновская карта области неба вблизи Галактической Плоскости в диапазоне 3-20 кэВ, полученная инструментом PCA обсерватории RXTE (черные контуры). Красные контуры показывают распределение поверхностной яркости инфракрасного излучения Галактики на длине волны 3.5 микрона (данные обсерватории COBE), характеризующее распределение звездной массы в Галактике.

3.1.1.9 Изолированные нейтронные звезды.

Ожидается, что этот класс объектов будет относительно немногочисленным. Так, например, в обзоре неба обсерватории ROSAT было идентифицированы семь таких объектов, в пяти из которых были позднее открыты пульсации рентгеновского излучения, вызванные вращением нейтронной звезды. Происхождение рентгеновского излучения от таких объектов связано с тепловым излучением горячей поверхности нейтронной звезды. Физическая природа этого излучения достаточно проста, поэтому его спектр и интенсивность поддаются теоретическому моделированию. Хотя еще остался ряд нерешенных проблем, известно, что спектр близок к Планковскому. Это открывает возможность для определения радиуса нейтронной звезды по ее спектру и интенсивности её теплового излучения, независимо от других методов. Тем самым могут быть получены ограничения на уравнение состояния нейтронного вещества. Это обусловило важность исследования одиночных нейтронных звезд, несмотря на их малочисленность.

3.1.1.10 Диффузное излучение Галактики.

Первая крупномасштабная карта диффузного рентгеновского излучения нашей Галактики в диапазоне 0.1-2.4 кэВ была построена обсерваторией ROSAT (Рис. 3.1.6.). Это было первое исследование рентгеновского излучения межзвездной среды нашей Галактики – газа с температурой около 1 млн. градусов. Благодаря чувствительности в 30 раз превышающей чувствительность телескопов обсерватории ROSAT, гораздо более высокому энергетическому разрешению и более широкому энергетическому диапазону eROSITA сможет произвести детальные спектроскопические исследования крупномасштабного диффузного излучения Галактики, по сравнению с четырехполосной фотометрией в мягком рентгеновском диапазоне, выполненной обсерваторией ROSAT. В том числе станет возможно построить крупномасштабные карты не только в континууме, но и в спектральных линиях ионов тяжелых элементов, таких как OVII, OVIII, CIV, L- и K-линии ионизованного железа. Это позволит подробно исследовать динамику, физическое состояние, тепловой и ионизационный баланс горячего межзвездного газа Галактики. Широкий энергетический диапазон, достигающий энергии 10 кэВ, откроет окно в области галактики, скрытые большим межзвездным поглощением, в частности, в зону Центра Галактики. Широкий энергетический диапазон также позволит впервые исследовать крупномасштабное излучение горячего межзвездного газа в K-линиях железа. Это также предоставит возможность продолжить исследования излучения Галактического Риджа – узкой зоны рентгеновского излучения вблизи плоскости Галактики с целью дальнейшего прояснения его природы и определения относительных вкладов истинно диффузной компоненты и излучения, связанного с большим количеством слабых компактных источников – аккрецирующих белых карликов и активных звезд поздних спектральных классов.

Рис. 3.1.6. Карта диффузного рентгеновского излучения нашей Галактики в мягком рентгеновском диапазоне 0.1-2.4 кэВ, полученная обсерваторией ROSAT в ходе обзора неба, выполненного в конце 80-х гг. Карта построена в псевдоцветах: красный, зеленый и синий цвета соответствуют диапазонам энергий 0.1-0.5, 0.5-0.9 и 0.9-2.4 кэВ. Изменение цвета на карте иллюстрирует вариации жесткости излучения – более мягкое вблизи полюсов Галактики и заметно более жесткое (т.е. имеющее более высокую температуру) вблизи Галактической Плоскости, в области Галактического Риджа.

3.1.2 Инструмент

Рентгеновский телескоп eROSITA состоит из 7 зеркальных систем (Типа Wolter-I), в фокусе каждой системы установлен свой собственный CCD детектор. 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 фокусировали излучение на один большой CCD детектор, оптические оси зеркальных систем были развалены примерно на 7° по отношению друг к другу. Зеркала eROSITA будут иметь более крупные апертуры и их оптические оси будут параллельны. Детекторы будут расположены в индивидуальных боксах, что в 7 раз повышает надежность телескопа (Рис. 3.1.7.). Основные параметры инструмента приведены в табл. 3.2.1.

Таблица 3.2.1

Fig. 3.1.7: 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
	размер	19.2×19.2 мм^2
	Размер пикселя	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

3.1.2.1 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. Для eROSITA будут повторены ABRIXAS, чтобы уменьшить риск и стоимость новых разработок. Для того, чтобы увеличить эффективную площадь на малых энергиях, будет добавлено 27 наружных зеркальных оболочек, что приведет к удвоению диаметра зеркал. Необходимо отметить, что внутренние (меньшие) зеркала (зеркала ABRIXAS) уже летные. Каждая зеркальная система содержит 54 вложенных друг в друга оболочки. Фокальная длина 1600 мм. Разрешение по 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. 3.1.8: Апертуры 7 телескопов (летная модель ABRIXAS).

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

3.1.2.2 Бленды

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

3.1.2.3 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. 3.1.9: Четко разрешается пик углерода Kα, измеренный новыми CCD детекторами eROSITA.

Рис. 3.1.10: CCD модуль с фреймом pn-CCD, соединенным с 2 CAMEX-чипами. Все смонтировано на керамической подложке, которая будет смонтирована на плате охлаждения.

3.1.2.4 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 пикселя, 75´75 мкм² вместо 150´150 мкм² и более быстрым считыванием. Это достигнуто сочетанием проверенной технологии и размером области считывания.

Первые тесты показывают весьма обнадеживающие результаты: и отклик на низких энергиях и эффективность переноса заряда могут быть значительно улучшены по сравнению с детекторами XMM-Newoton. На рис. 3.1.9 показан пик углерода K_a, полученный при помощи CCD eROSITA. Для того, чтобы уменьшить внутренний шум, генерируемый флуоресцентным рентгеновским излучением, детекторы будут окружены специальной защитой, дизайн которой сейчас разрабатывается. События, генерирующие минимум ионизационных частиц (MIPS), могут быть удалены боле высоким энергетическим откликом CCD, аналогично тому, как это делается в камерах XMM-Newton.

3.1.2.5 Охлаждение

Планируется использование пассивного охлаждения (посредством радиаторов и тепловых трубок), рабочая температура будет поддерживаться при помощи нагревателей. Конструкция радиаторов потребует доработки, так как она очень сильно зависит от окружения и от окончательной конфигурации проекта.

3.1.2.6 Электроника eROSITA

Рис. 3.1.11 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. 3.1.11: Блок-схема электроники телескопа

«Блок управления» - это центральный блок, обеспечивающий все интерфейсы к электронике 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).

3.1.2.7 Звездный датчик

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

3.1.2.8 Входная крышка

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

3.2 ART-XC

В приборе ART-XC будет использована стеклянная поликапиллярная оптика, разработанная проф. М.А.Кумаховым (оптика Кумахова), которая позволяет концентрировать жесткое рентгеновское излучение.

С оптикой Кумахова нельзя получать изображения и она не может составить конкуренцию длиннофокусной оптике косого падения с напылением из тяжелых металлов, но это не означает, что ее нельзя с успехом использовать для решения ряда важнейших астрофизических задач.

В режиме точечных наведений сочетание набора концентраторов большой площади с полупроводниковыми детекторами (например CZT) маленькой геометрической площади, могут обеспечить уникальные спектроскопические наблюдения слабых точечных рентгеновских источников в жестком рентгеновском диапазоне энергий 5-80 кэВ. Это представляет большой интерес в свете последних достижений миссий «Интеграл» и SWIFT по открытию большой популяции скрытых АЯГ и сравнения их спектров со спектром космического жесткого рентгеновского фона. Другой важной областью является регистрация ядерных линий Ti⁴⁴ в остатках вспышек сверхновых и детальное изучение гиролиний в спектрах пульсаров. Расчеты показывают, что подобный прибор может иметь чувствительность как минимум на порядок лучшую, чем самые большие телескопы с кодированной апертурой, такие как ISGRI/Integral и BAT/SWIFT.

Прибор будет применен и для обзора неба, при этом в диапазоне 10-30 кэВ может быть достигнута чувствительность на порядок лучшая, чем на HEAO-1.

Рис. 3.2.1. Слева – иллюстрация работы рентгеновского концентратора, справа фотография на электронном микроскопе среза поликапилляров, обозначенный справа внизу масштаб соответствует 3 мкм.

3.2.1 Наука

Рентгеновский телескоп-концентратор ART-XC, предназначен для решения следующих задач:

- спектроскопия и временной анализ галактических (рентгеновские двойные системы, аномальные пульсары, остатки вспышек сверхновых) и внегалактических рентгеновских источников (скопления галактик, АЯГ) в жестком рентгеновском диапазоне энергий 5 – 80 кэВ при наблюдениях в режиме трехосной стабилизации КА;

- обзор неба в жестком рентгеновском диапазоне энергий 10 – 30 кэВ при наблюдениях в режиме сканирования КА;

3.2.2 Инструмент

Оптика косого падения активно применяется в астрофизических исследованиях. Тем не менее энергетический диапазон пока ограничен энергией 10 кэВ. Для расширения диапазона необходимо увеличивать фокусное расстояние, поскольку угол отражения падает с увеличением энергии фотонов.

Кодированная апертура широко используется для исследований в области высоких энергий. Однако она не обеспечивает высокую чувствительность, поскольку исследуемый источник засвечивает всю площадь детектора вместе с другими источниками и фоном. Для повышения соотношения сигнал/шум необходимо собрать поток рентгеновского излучения и сконцентрировать его на детектор маленькой площади. Оптика Кумахова работает именно таким образом и может быть использована как альтернатива оптике косого падения.

В оптике Кумахова используется огромное количество стеклянных капилляров субмикронного диаметра, которые фокусируют жесткое рентгеновское излучение.

Рис. 3.2.2 Схематичное изображение «ART-XC».

В основе инженерной конструкции ART-XC используется опыт разработки ультрафиолетового телескопа EUVITA (ИКИ РАН и кооперация), Рис. 3.2.3 (слева от текста).

«ART-XC» будет иметь модульную конструкцию, состоящую из 6-х идентичных модулей.

В состав каждого модуля входит:

- набор рентгеновских концентраторов;

- детекторный модуль;

- тубус;

- основание;

- радиатор (возможно несколько радиаторов) и тепловые трубы.

Кроме того, общими элементами для всех модулей являются:

- Система сбора и обработки информации (ССОИ);

- Объединительная конструкция;

- Звездный датчик (далее ЗД).

В каждом модуле ART-XC планируется использовать 7 оптических каналов, т.е. всего 42 канала.

Рассматривается два варианта оптического канала (или рентгеновского концентратора, РК):

- сборная поликапиллярная полулинза Æ8 см, длинной 30 см, собранная из поликапилляров Æ1.3 мм и диаметром капилляра 3 мкм;

- плотная упаковка (рис. 3.2.4) из 7 монолинз Æ27-28 мм, сфокусированных в одну точку.

Рис. 3.2.4 Геометрические характеристики оптического модуля на базе набора модулей из монолинз, обозначения: модуль из 7 монолинз – 1, детектор рентгеновского излучения – 2.

В качестве детектора планируется использовать полупроводниковый детектор на основе кристаллов CZT, который обеспечит регистрацию фотонов в энергетическом диапазоне 5-80 кэВ с эффективностью, близкой к 100%.

Рис. 3.2.5. Энергетический спектр радиоактивного источника Am²⁴¹, полученный на CZT детекторе, разработка ИКИ РАН (кристаллы CZT выращиваются в ГИРЕДМЕТе).

Ниже в таблице 3.2.1 приведены основные характеристики прибора ART-XC.

Таблица 3.2.1. Основные характеристики прибора ART-XC.

Число оптических систем	42
Число каналов в оптической системе	10^10
Энергетический диапазон	5 – 80 кэВ
Суммарная эффективная площадь	~1000 см^2 на 30 кэВ
Поле зрения, FWHM	Зависит от энергии, 9¢ на 20 кэВ
Диаметр оптической системы	~80 мм (TBC)
Фокальная длина	1500 мм (TBC)
Материал	Боросиликатное стекло
Вес 1 зеркальной системы	<2 кг (TBC)
Тип детектора	CZT
Энергетическое разрешение	1 кэВ на 60 кэВ
Общий вес инструмента	300 кг
Габариты	1.0´0.6´2 м

3.2.2.1 Эффективная площадь и поле зрения оптического канала

Эффективная площадь рентгеновского концентратора сильно зависит от энергии и величины off-axis угла. Приведен пример для составной поликапиллярной полулинзы с характеристиками:

- длина L = 30 см;

- диаметр входного торца D₁ = 8 см;

- диаметры поликапиллярных трубок d_pc = 1.3 мм;

- диаметры каналов d = 3 мкм;

- фокальное расстояние F = 140 см.

В расчетах для материала поликапиллярных трубок использовалось силикатное стекло SiO₂ с плотностью 2.4 г/см³.

Изображение бесконечно-удаленного источника в фокальной плоскости полулинзы зависит от его положения в поле зрения. Полулинза не строит изображение, а концентрирует излучение. Наилучшая концентрация излучения достигается при положении источника на оптической оси линзы (рис. 3.2.6, слева). При отклонении источника от оптической оси, изображение превращается в кольцо с радиусом R=F*tg(α), где α – осевое отклонение источника в поле зрения. На рис. 3.2.6 (справа) показано изображение для источника с осевым отклонением 4¢, что соответствует радиусу кольца изображения ~1.6 мм.

Рис. 3.2.6 Слева - фокальное изображение источника на оптической оси линзы в диапазоне энергий 10-80 кэВ, справа - отклоненного на 4¢ от оптической оси.

Эффективная площадь линзы как функция энергии рентгеновских фотонов приведена на рис. 3.2.7. Кроме зависимости от геометрических параметров, она также определяется характеристиками стекла линзы, влияющими на коэффициенты отражения и плотностью упаковки капилляров и поликапилляров. Максимальное значение эффективной площади составило 26 см² на энергии 45 кэВ.

Рис. 3.2.7: Зависимость эффективной площади линзы от энергии. Слева вверху: источник на оптической оси; справа вверху: отклонение источника от оптической оси линзы 1.5¢; слева внизу: 3¢; справа внизу: 5¢

Как видно из рис. 3.2.7 эффективная площадь сильно зависит от положения источника в поле зрения. Для высоких энергий она быстро уменьшается даже при минимальных внеосевых отклонениях источника. Рис. 3.2.8 показывает интегральную зависимость эффективной площади от энергии и положения источника в поле зрения.

Рис. 3.2.8 Эффективная площадь линзы как функция энергии и положения источника в поле зрения, указанные значения контуров приведены в единицах см².

3.2.2.2 Эффективная площадь, фокусное расстояние и диаметр капилляров

Эффективность концентрации рентгеновских фотонов сильно зависит от фокусного расстояния и диаметра капилляров. На рис. 3.2.9 показана расчетная эффективность концентрации плоскопараллельного потока квантов по оси зрения в зависимости от энергии для трех вариантов фокусного расстояния 200 см (верхняя), 140 см (средняя) и 100 см (нижняя кривая).

Рис. 3.2.9. Расчетная эффективность концентрации РК плоскопараллельного потока квантов по оси зрения в зависимости от энергии для трех вариантов фокусного расстояния 200 см (верхняя), 140 см (средняя) и 100 см (нижняя кривая).

На рис. 3.2.10. показана расчетная эффективность РК в зависимости от энергии для трех вариантов диаметра капилляров 5 мкм (верхняя), 20 мкм (средняя) и 100 мкм (нижняя кривая).

Рис. 3.2.10. Расчетная эффективность РК в зависимости от энергии для трех вариантов диаметра капилляров 5 мкм (верхняя), 20 мкм (средняя) и 100 мкм (нижняя кривая)

3.2.2.3 S_эфф´W

На Рис. 3.2.11 показана зависимость S_эфф´W для 42-х оптических канала в зависимости от энергии.

Рис. 3.2.11 зависимость S_эфф´W для 42-х оптических канала в зависимости от энергии.

3.2.3 Текущее состояние дел

Определены основные соисполнители работ. В рамках госконтракта Роскосмос - ИКИ РАН по СРГ ведутся следующие работы в 2006 году:

- По заказу ИКИ РАН Институт рентгеновской оптики разрабатывает и изготавливает лабораторный макет диаметром 8 см и фокусным расстоянием 140 см, который пройдет испытания на рентгеновском пучке на стенде в ИКИ РАН.

- ИКИ РАН ведет модернизацию наземного калибровочного стенда для исследования опытных образцов оптики Кумахова, в конце года планируется закончить первый этап работ.

- К концу года будут поставлены в ИКИ рентгеновский генератор и спектрометрический детектор жесткого рентгеновского излучения;

- По заказу ИКИ ГИРЕДМЕТ проводит выращивание кристаллов CZT из которых ИКИ РАН делает CZT детектор.

- ИКИ РАН ведет разработку детекторной головки, в которую входит матрица CZT разработки ИКИ РАН, система предварительной электроники, теплового баланса и т.д.

- ИКИ РАН ведет переговоры с РФЯЦ (г.Саров) по конструкции ART-XC;

- ИКИ РАН ведет разработку звездного датчика БОКЗ-МФ, который входит в состав ART-XC.

Финансирование, выделяемое по ФКП-2015 на КНА СРГ со стороны Роскосмоса обеспечивает разработку, изготовление и испытания достаточно сложного и дорогостоящего прибора ART-XC к концу 2010 года.

3.3 Lobster

3.3.1 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 фокусирующей 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 96 минутную орбиту КА. 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, от небольших флуктуаций энергии в горячих внешних областях звезд до катастрофических событий, таких как взрывы сверхновых и загадочные гамма-всплески. Чрезвычайно важно, что поток от около 400 ярких Активных Ядер Галактик будет мониторироваться с точностью 20% ежедневно в течение всей миссии, что впервые даст исчерпывающую запись рентгеновской переменности активных галактик по времени и окончательно ответит на вопрос о характерных временных масштабах 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. 3.3.1 показаны смоделированные изображения поля 10 ´ 10 кв.градусов на высоких галактических широтах, полученные телескопом Lobster через 1, 5, 25 и 125 дней наблюдений соответственно (от верхнего левого).

3

2

1

Рисунок 3.3.1. Модельные изображения области неба 10°×10° на высоких галактических широтах, полученные телескопами Lobster через 1, 5, 25 и 125 дней наблюдений (от верхнего левого), построенные на основе данных каталога всего неба ROSAT.

3.3.2 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 3.3.2. Основные параметры инструмента даны в таблице 3.3.1. 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. Несколько меньших подсистем обеспечивают поддержку основным инструментам (звездный датчик, солнечный датчик и монитор заряженных частиц). Масса и потребляемая мощность приведены в таблицах 3.3.2 и 3.3.3.

Table 3.3.1. Характеристики инструмента

Fig. 3.3.2: Схематичное изображение инструмента Lobster в первоначальной конфигурации, разработанной для МКС.	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 см^2
	Размер пикселя	200 мкм диаметр
	Скорость считывания	0.1 с
	Энергетическое разрешение	~1.2 кэВ
	Масса инструмента	120 кг
	Объем данных	~5.6 Гбит/день

3.3.2.1 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 квазиизостатической 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 3.3.3: Эффективная площадь проекта Lobster, с никелевым покрытием отражающих поверхностей.

3.3.2.2 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 см² для 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:

- алюминиевой пленкой, натянутой поперек матриц МКП оптики, которая отражает большую часть солнечного света, но все еще достаточно тонкая для прохождения рентгеновского излучения и

- 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.

3.3.2.3 Электроника Lobster

Рис. 3.3.4 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 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 3.3.4: Структура внутренних систем

3.3.2.4 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.

3.3.2.5 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.

3.3.2.6 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.

3.3.2.7 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.

3.3.2.8 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.

3.3.2.9 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.

Таблица 3.3.2. 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 3.3.3. 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 датчики^1	9	0	9
Полная мощность прибора			144.55

¹В каждый момент времени будет запитан только один звездный датчик

3.4 GRBM

3.4.1 Наука

Американский спутник SWIFT с ЗИПом прибора JET-X (готовившегося к запуску в прежнем варианте спутника СРГ более 10 лет назад) признан недавно самым успешным летающим астрофизическим спутником NASA, исключая Великие обсерватории Hubble, Chandra, Spitzer. Главная задача этого спутника это обнаружение гамма всплесков, детальное исследование их послесвечений и точная локализация рентгеновским телескопом на борту того же спутника.

GRBM СРГ в ходе обзора мог бы передавать другим рентгеновским спутникам грубые координаты гамма-всплесков, инициируя поиск послесвечений и точную локализацию их, необходимую для оптических и радио - наблюдений.

На стадии, после завершения обзора всего неба в режиме наведений на отдельные объекты, обсерватория СРГ может использовать телескоп еROSITA (существенно более чувствительный чем JET-X на борту SWIFT) для немедленной локализации послесвечений. Эта задача является важнейшей, так как сейчас становится все более и более ясно, что обнаружение гамма всплесков с рекордными красными смещениями до z~20 будет нести уникальную информацию о рождении и гибели первых звезд во Вселенной, состоящих лишь из водорода и гелия. Расчеты предсказывают, что эти звезды более массивны, имеют малое время жизни и коллапсируют в черные дыры. При этом весьма возможна генерация гамма-всплесков высокой мощности. Если поиск таких сверхдалеких гамма-всплесков увенчается успехом гамма всплесковая программа может оказаться одной из важнейших научных программ второго этапа работы спутника СРГ.

3.4.2 Инструмент

Монитор космических гамма-всплесков (GRBM) предназначен для исследования кривых блесков, спектров и (грубой) локализации GRB (а также других классов жестких рентгеновских транзиентов, таких как повторные мягкие гамма-источники - SGR) в диапазоне 5-300 кэВ (TBC) 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.

В настоящее время прорабатываются различные конструкторские варианты прибора и кооперация.

3.5 SPIN-X

3.5.1 Наука

SPIN-X является широкоугольным монитором жесткого рентгеновского (или мягкого гамма) излучения. Прибор будет расположен на космической платформе так, чтобы его поле зрения максимально перекрывало поле зрения мягкого рентгеновского монитора Lobster. Прибор SPIN-X предназначен для регистрации и локализации космических гамма-всплесков и для мониторинга и обзора небесной сферы в жестких рентгеновских лучах.

Примечание; возможно, что в дальнейшем SPIN-X войдет в GRBM как составная часть.

3.5.2 Инструмент

Прибор состоит из 2-х (возможно 3-х) идентичных модулей SPIN-X1/2 с матрицами CZT (Рис. 3.5.1) Каждый из модулей построен по принципу телескопа с кодированной апертурой.

Рис. 3.5.1. Общая концепция модуля SPIN-X с использованием кодированной апертуры и матрицы CZT в качестве позиционно-чувствительного детектора.

Рис. 3.5.2. Слева – эффективная площадь детектора SPIN-X в зависимости от энергии, для сравнения приведена площадь для старого варианта с МПК (синяя кривая) и нового с CZT (красная кривая), справа – поле зрения одного модуля для старого варианта неполного кодирования SPIN-X (розовая кривая) и для нового варианта CZT с полным кодированием (коричневая кривая).

3.5.2.1 Детекторная плоскость

Рис. 3.5.3. Слева - 32 пиксельный базовый элемент детектирования, размер пикселя 4´4´2 мм, ASIC - VA32TA, справа – детекторная плоскость, включающая 32 базовых элемента (32´32 пикселя), размер 150´150 мм, внизу – разработка ИКИ РАН базового элемента (кристаллы выращиваются в ГИРЕДМЕТе).

Рис.3.5.4 Энергетические спектры, полученные на экспериментальных образцах CZT, слева источник Fe⁵⁵, справа Am²⁴¹.

3.5.2.2 Основные параметры

В таблице 3.5.1 приведены основные параметры варианта SPIN-X с CZT.

Таблица 3.5.1

	CZT
Максимальная эффективная площадь, см^2	172
Энергетический диапазон, кэВ	10-100
Энергетическое разрешение	1.5 кэВ на 10 кэВ
Пространственное разрешение, мм	4.7
Расстояние между маской и детектором, мм	470
Размер элемента маски, мм	4.7
Угловое разрешение	40¢
Поле полного кодирования	34°´34°
Полное поле зрения	51°´51°
«Мертвое» время, мкс	32
Вес, кг	35
Габариты, мм	300´300´600
Потребление, Ватт	20

Общий вес прибора SPIN-X с CZT, состоящего из 2-х модулей 70 кг, потребление 40 Вт. Поле зрения 34°´85° (TBC).

3.6 BIUS

Бортовой компьютер – вспомогательная система, которая обеспечивает интерфейс между КНА и космической платформой.

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 дополнительную 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 «Навигатор» (НПО им. С.А.Лавочкина), разрабатываемый в настоящее время или «Ямал» (РКК «Энергия»), уже работающий в космосе. Обе платформы имеют трехосную стабилизацию.

5.1 Навигатор (НПО им. Лавочкина)

5.1.1 Состояние

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

5.1.2 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

5.2 Ямал (РКК Энергия)

5.2.1 Состояние

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

5.2.2 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

5.3 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 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».

6.1.1 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°).

6.2 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.

6.2.1 Параметры орбиты

- высота - 580 км;

- наклонение £5°;

- орбитальный период 96 мин;

- максимальная продолжительность затмения 35 мин.

7. наземный комплекс

Структура:

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

- Наземная станция (12-метровая антенна), в Претории, ЮАР (Роскосмосом подписан протокол о намерениях).

В случае запуска СРГ с Куру

- 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 8-11 минут.

8. масса дополнительной полезной нагрузки

В случае 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: Hp = 580 км, Ha = 300000 км, наклонение £5º	1200		Научный

9. приложение

К данному документу есть приложение: «астрофизический проект «Спектр-РГ», программа наблюдений и требования к платформе».