Структура и кинематика Галактики

«Астрономия-2006»
125 лет АО СПбУ
Структура и кинематика
Галактики
А.С. Расторгуев
(Москва, ГАИШ МГУ)
Июнь 2006
На рубеже веков: 1997-2006 г.
• Эпоха «после HIPPARCOS»: все новые данные с HIPPARCOS и
TYCHO-2 (π, μ) уже использованы. Шкалы расстояний
уточнены по π, но окончательные точки не расставлены.
• Появился ряд новых «всенебесных» каталогов (UCAC2, SDSS,
2MASS, USNO-A2.0, USNO-B1.0, DENIS, ASAS-3 и др.),
опирающихся на систему ICRS/ICRF.
• Каталоги и архивы лучевых скоростей (RAVE, ЖеневскоКопенгагенский обзор Nordstrom et al. (2004), ELODIE, OSAСA
и др.)
• Разрабатываются новые космические проекты (GAIA, SNAP).
• Разрабатывается концепция виртуальных обсерваторий и
международный консорциум VO как отклик на будущие
тера- и петабайтные объемы данных.
«Всенебесные» каталоги
• Астрометрические:
- UCAC2: 20 mas (10-14mR), 70 mas(16mR), PM: (1-3
÷ 4-6 mas/y), ~48 млн. звезд южнее +50°
- USNO-B1.0: 0.2", полнота до 21m(V), 1.04 млрд.
звезд, PM
• Фотометрические и спектральные:
- SDSS: 5 полос (0.35-0.9μm), ~250 млн. звезд.
- ASAS-3: ~50 тыс. переменных среди 15 млн. звезд
южнее +28°
• IR: DENIS: iJK(18.5-14m), 355 млн. объектов южного
неба
• IR+астрометрия: 2MASS: JHK(15.8-14.3m), ~300
млн. точечных объектов, 0.5"
• Комбинация позиционных данных из
разных каталогов, с эпохами,
разделенными десятилетиями,
позволяет сейчас выводить
собственные движения
удовлетворительной точности (для
скоплений и групп звезд ~1-2 mas/год)
Специальные каталоги
• ASCC-2.5 (Н.Харченко, А.Пискунов, 2001): 2.5 млн. звезд
(полнота РЗС до 850 пк от Солнца)
• W.Dias et al. (2002): компилятивный каталог данных о 1537
РЗС.
• OSACA (Г.Гончаров, 2005): компилятивный каталог VR для 35
тыс. звезд в рукаве Ориона
• RAVE: текущий статус:~25000 VR (2.3 км/с, I<12m) звезд
южнее +20° (завершение – 2010)
• Geneva-Kopenhagen survey (B.Nordstrom et al., 2004): VR, РМ и
возрасты ~14000 близких звезд (0.5 км/с)
• Bibl. Cat. of stellar rad. vel. (S.Malaroda et al., …-2005):
VR~76000 звезд. Продолжение дела Barbier-Brossat.
• The ELODIE archive (PASP V.116, P.693-698, 2004 http://atlas.obs-hp.fr/elodie)
• ОКПЗ + КЗП: ~50000 переменных звезд разных типов (ГАИШ)
• Создана хорошая база для широкого
спектра статистических исследований
нашей Галактики, содержащая
разнообразные массовые звездные
данные (положения, собственные
движения, лучевые скорости,
многоцветную фотометрию)
Строение Галактики: задачи
•
•
•
•
•
•
•
•
Функция светимости (и функция массы, IMF)
Поглощение света – 3D модели
Строение и населенность подсистем
Вертикальное распределение масс, KZ,
локальная плотность, толстый диск
Модели Галактики
Спиральный узор
«Темная» материя
«Микроструктуры» в Галактике
• Принципиальные моменты, необходимые
для решения этих задач:
– Уверенный ход функции светимости для MV>15m
для диска, толстого диска и гало (разные ли они?)
– Картина поглощения (желательно 3D)
– Глубокий предел звездных подсчетов (V>22-25m)
– Многоцветность наблюдений, включая IR
– Согласие фотометрических и динамических
моделей
Метод: звездные подсчеты и
дифференциальная функция блеска
A( m) 
rmax
2


r
 D ( r )   m  5 lg r  5  Ext( r )   dr

0

D(r) для подсистем
Безансонская модель
Населений Галактики. Разные
возрасты, химсостав и IMF.
 Модель
?
Реальная функция
светимости в
солнечной
окрестности.
Ее ход при
MV>15m
совершенно
неясен.
Функция светимости:
Последние результаты проекта
CFHT Legacy Survey
(M.Schultheis, A.Robin et al., 2006)
α=4
____________________
α=4
α=3
α=2
mc – mass break (излом, красная черта)
Для IMF вида dn/dm ~ m -α:
α = 1.5 для m < 0.5 m0 (стандартная модель):
α = 4 для m < mc= 0.15 m0
α = 3 для m < mc= 0.20 m0
α = 2 для m < mc= 0.25 m0
Избыток звезд малой массы!
Вклад в решение проблемы DM?
Вклад разных классов светимости в звездные подсчеты:
при подсчетах для V>25m критична модель Ф(М) для ГП
Для умеренных широт
Ф(МV) ?
Глубина подсчетов
(дифференциальная
функция блеска)
В NIR (K)

В оптике (V)
↓
Необходимы подсчеты
до V ~ 25-30m
Наземные телескопы и
космические проекты?
Многоцветность:
Помогает выявить
вклады различных
подсистем (гало –
диск – ТД) в завиcимости от b.
Показаны модели
подсчетов до ~1922m (Bahcall &
Soneira)

Многополосность
запланирована в
космических
проектах.
3D поглощение: распределение пыли в диске
Галактики (R.Drimmel, 2004, 2005)
Привлечены данные
Bland-Hawthorn &
Maloney (2002) по
спиральной структуре
и распределению HI
Замечание: положение
спиральных ветвей
часто определяется по
кинематике газа, поэтому результаты нельзя
считать независимыми
Sun
Drimmel et al. (2006):
AK vs Dist для
области антицентра
Галактики
Модель vs наблюдения:
о - NIR
* - ОВ-звезды
То же, для области
30° < l < 75°
Согласие не
всегда хорошее.
Модели AK позволяют
позиционировать положение звезд Red Clump
на диаграмме K-(J-K) c
разными расстояниями
(2MASS).
K2III: MK = -(1.65±0.3)m,
(J-K)0 = (0.75±0.2)m
Индикаторы расстояния!
Типичная диаграмма ГР для
направлений в плоскости
Галактики
Вертикальное распределение массы и
кинематика толстого диска
• Прямые методы (звездные подсчеты и
кинематика): цикл работ Siebert, Soubiran,
Bienayme et al. (2003-2005)
• ~400 gK в обл. NGP (TYCHO-2 + ELODIE VR)
Ф-я светимости gK
Градиент
σZ по Z-коорд.

Доля толстого
диска: 0.15±0.07
lg ρ vs z
Малый вклад LDM:
<0.030 M0 пк-3
H~350 пк старый диск
H~750 пк толстый диск
Скорость отставания
от LSR ~50 км/с
Поверхностная плотность: Σ(0.8 кпк) ~57-66 M0 пк-2
Σ(1.1 кпк) ~57-79 M0 пк-2
Полупериод колебаний PZ ~ 42±2 Myr
RR-Лириды толстого диска: [Fe/H] > -0.8
(Дамбис, Расторгуев, 2001)
•
•
•
•
Метод статистических параллаксов (3D скорости):
(U0 V0 W0) = (-16±8, -41±7, -18±5) км/с
(σU σV σW) = (53±9, 42±8, 26±5) км/с
Подсистема быстро вращается (~160 км/с, отставание
от LSR на ~50 км/с)
• <MV>RR = +1.11m ± 0.28m  Первое прямое
доказательство наличия зависимости <MV>RR [Fe/H] из наблюдений
Расторгуев, Дамбис, Заболотских (2005) –
выделение RR-Лирид толстого диска по 2D-3D
скоростям: бимодальное распределение (MLF)
•
•
•
•
•
•
•
•
3D (~ 360 звезд)
(U0 V0 W0) = (-14±5, -52±5, -16±4) км/с
(σU σV σW) = (56±5, 44±4, 35±4) км/с
Доля звезд толстого диска fTD ~ 0.31  0.03
2D (~1200 звезд)
(U0 V0 W0) = (-14±5, -52±6, -12±4) км/с
(σU σV σW) = (48±6, 48±5, 22±4) км/с
Доля звезд толстого диска fTD ~ 0.42  0.02
Пример различий в [α/Fe] (Nissen et al., 2004):
белые кружки – диск, черные – гало → классификация!
В выделении населений большие
перспективы имеют данные о
химизме, например, об
относительном содержании
α-элементов (O, N, S, Mg,...)
Локальная плотность в диске
• Bienayme et al.
Oort’s limit: 0.076-0.10 M0/пк3
(ASP Conf. Ser.
V.182, 1999) - по
данным о близких
А-звездах из
HIPPARCOS (3Dполе скоростей и
распределение)
• Дамбис (2003, 2004) –
по зависимости
«толщины»
вертикального
распределения цефеид
и молодых рассеянных
скоплений от возраста:
• Полупериод
PZ = 37…52 Myr 
ω2Z ≈ 4πGM0ν0
↓
ρdyn ~ 0.06…0.12 M0пк-3
LDM: ~ ρ< 0.023 M0пк-3
Overshooting: есть ли?
DM
Согласие фотометрических и динамических моделей
• До конца 1980-х развивались раздельно
– Фотометрические: звездные подсчеты
– Динамические: кривая вращения и кинематические
параметры
• Первый шаг к известным Безансонским
моделям – Bienayme, Robin, Creze (1987):
– Связь |z| подсистем с возрастом, химизмом и
ростом дисперсии скоростей (Parenago’s
discontinuity!)
– Изотермичность подсистем
– Звездные подсчеты для ограничения ρ(DM) и
согласования с V(R) (показано, что роль DM в диске
незначительна)
Спиральный узор нашей Галактики
• Как может выглядеть Млечный Путь?
NGC 4622
М 74
• Наблюдательные данные противоречивы
• Помехи:
– В оптике сильное и неоднородное поглощение (эффекты
селекции)
– В NIR велик вклад красных слабых звезд, слабее
концентрирующихся к спиральным ветвям
– HII: большие ошибки шкалы расстояний (звезд ОВ)
– HI: зависимость от модели распределения газа
– H2, CO, ОН: ненадежные кинематические расстояния (с
ошибкой > 1 кпк) из-за неопределенности кривой вращения,
особенно на периферии
Число спиральных рукавов – неизвестно
Угол закрутки и фаза Солнца – неоднозначны
Скорость вращения узора – неточна
вблизи Солнца
Показано распределение рассеянных
скоплений и цефеид в
плоскости Галактики
и нанесены возможные положения отрезков локальных спиральных рукавов:
Киля-Стрельца,
Лебедя-Ориона,
Персея-Кассиопеи.
Per
~2 кпк
Cyg
Солнце – в центре
области размером
10 х 10 кпк.
Межрукавное
расстояние
Car
Sgr
Направление вращения Галактики
К центру
D.Russeil (2003): спиральный узор по областям звездообразования
Расстояния – кинематические (кривая вращения Brand, Blitz, 1993)
4-рукавная модель
Галактики
Угол закрутки и
число рукавов
связаны между
собой
• Проблематика спиральной структуры тесно
связана с кинематикой:
– (a) Кинематические расстояния газа (и звезд)
требуют надежной кривой вращения (в т.ч. за
солнечным кругом) и учета уклонений от
круговых движений (этого никто не делает, хотя
амплитуды ≥10 км/с)
– (б) Влияние волн плотности на кинематику звезд
(эффекты селекции слабее!): найдены
периодические радиальные и тангенциальные
изменения остаточных скоростей  параметры
спиралей (fR, fΘ; χ0, i)  ΩP
• (а) Варианты
кривой вращения
Галактики
Для R0=8.5 кпк
При R0 = 7.5 кпк кривая
вращения за солнечным
кругом «понижается».
Уточнение кривой
вращения – по-прежнему
актуальная задача.
Молодые РЗС и цефеиды, lgT<7.6
(б) Периодические возмущения
радиальной и тангенциальной
остаточной скорости молодых
объектов – следствие влияния
волн плотности  межрукавное расстояние.
Возможна оценка амплитуд
возмущений (fR, fΘ).
Но: ΩP определяется весьма
ненадежно.
Альтернатива: пространственновозрастное распределение
объектов (например, РЗС – Локтин,
Попова, 2005)
Периодичность ~ 2 кпк
• Необходим целенаправленный (оптимальный)
отбор объектов для определения кривой
вращения за солнечным кругом:
– Цефеиды больших периодов и далекие РЗС в
направлениях l~120-145° и l~215-240°
• Здесь большое число малоизученных
рассеянных скоплений. Задачи: их поиск,
выделение, определение избытков цвета,
расстояний, возрастов и лучевых скоростей.
2MASS и другие всенебесные каталоги.
• Нужны крупные телескопы (спектроскопия до
16m)
К оптимальному отбору объектов для определения
кривой вращения по лучевым скоростям:
Большой градиент лучевой скорости по гелиоцентрическому расстоянию r одновременно с большим
расстоянием до центра Галактики (диаграммы l – r).
(Рассчитано для наблюдаемой кривой вращения)
Звездные скопления
• Шаровые: особая ценность для тестирования
динамических моделей Галактики по их
лучевым скоростям и собственным движениям.
Известны практически все (~150).
• Рассеянные: уникальная возможность анализа
пространственно-возрастной структуры диска
и истории звездообразования в Галактике.
• Известно >1700, определены параметры ~750.
• Изучение РЗС – большая и сложная задача.
• Перспективные проекты изучения рассеянных
скоплений:
– Н.Харченко, А.Пискунов и др. (НАНУ, ИНАСАН):
открытие и систематическое изучение по компилятивному
каталогу ASCC-2.5. Около 150 новых скоплений.
– С.Копосов, Е.Глушкова, И.Золотухин (ГАИШ): методика
автоматического открытия и изучения по 2MASS и другим
большим каталогам путем вейвлет-сгладивания. Учитывается
концентрация звезд – членов скопления. Открыт ряд новых
далеких молодых скоплений в области антицентра Галактики:
Окно
фильтрации
«сомбреро»

Проблема шкалы расстояний
• Ранее: была тесно связана с проблемой R0
• Наблюдения кеплеровских орбит и лучевых
скоростей IR «звезд» в области центра Галактики
близки к решению части проблемы: R0 ≈ 7.5±0.3 кпк
• Осталась проблема согласования шкал расстояний
цефеид (более длинной) и RR-Лирид (более короткой)
• Возможный путь решения: калибровка светимостей
цефеид по Бааде-Весселинковским (пульсационным)
радиусам по NIR данным (малое влияние поглощения
и более тесная связь CI vs Teff).
ВПЕРВЫЕ методом динамического параллакса скоро
непосредственно и надежно можно будет вычислить
расстояние до центра Галактики
В 2007 г. S0-2 завершит
полный оборот, возможно,
окончательно решив
проблему R0
(S0-16 движется по
сильно вытянутой
орбите)
0.5"
• Осталась проблема согласования шкал расстояний
цефеид (более длинной) и RR-Лирид (более короткой)
• Возможный путь решения: калибровка светимостей
цефеид по Бааде-Весселинковским (пульсационным)
радиусам по NIR данным (малое влияние поглощения
и более тесная связь CI vs Teff).
• Кстати: Пульсационные радиусы RR-Лирид,
определенные в 198х, дают хорошее согласие с
другими методами (статистическим и
тригонометрическим) определения их шкалы
расстояний
Механизм быстрого «нагрева» галактического диска
Выбор конкретного механизма из числа нескольких предложенных зависит
от показателя наблюдаемого степенного закона роста скорости: σ
~tq
Рост средних скоростей звезд ГП с цветом
Однозначного результата
пока нет (различие изохрон и методик, изменения темпа звездообразования и т.д.):
q ~ 1/3…1/2
Плато
Область роста
скоростей
Излом
Цвет Солнца
Ограничения на распределение масс в Галактике
Анализируются скорости далеких объектов гало
Sakamoto, Chiba
& Beers (2002-2003):
11 карликовых
галактик,
137 ШЗС,
413 HB-звезд поля
Основной вклад в ограничения на полную
массу системы дают Draco, Leo I, Pal 3
Нижние оценки массы:
~(1.8-2.5)×1012 Mo в пределах расстояния
до Leo I (270 кпк)
~5.5×1011 Mo в пределах расстояния до
БМО (~50 кпк), практически модельно не
зависима
«Гипергалактика» по Я. Эйнасто
Ультрабыстрые звезды
(hypervelocity stars)
• Известно пока 7(?) HVS
(проэволюционировавшие Взвезды)
• Происхождение: распад двойной в
поле центральной SMBH
• Общее число оценивается в ~103
• Если так, то их нельзя использовать
для тестирования галактического
потенциала
Bulge
Бар и его кинематика
• Бар рассматривается как генератор спирального
узора Галактики, изучение его кинематики важная задача
• Debattista et al. 2002:
– по возмущениям поля скоростей звезд в окрестности
Солнца и по диаграммам (l – VR) - угловая скорость
вращения бара в пределах 40-65 км/с/кпк
• Sumi et al. (2003-2004):
– собственные движения ~ 47000 звезд Red Clump в
галактическом баре. По различиям кинематики
яркой и слабой групп (ближнего и дальнего конца
бара соответственно) оценена максимальная
скорость его вращения: ~100 км/с
Любопытные методы изучения кинематики
(«Московская Школа»)
(1) Обширная выборка не всегда лучше малой:
по «касательному кругу», опирающемуся на R0 как на
диаметр (R0 cosl = r cosb), хорошо определяется
угловая скорость ω0 и исключаются корреляции с
другими определяемыми параметрами.
(2) В предположении выполнения теоремы Линдблада:
(σV/σU)2 = 1 – A(R) / ω(R) во всем объеме выборки
(до 5-6 кпк от Солнца) оценка ω0 ПО ЛУЧЕВЫМ
СКОРОСТЯМ (!) совпадает с оценкой по 3D и 2D
скоростям.
Вывод: звездная динамика работает!
«Тонкие структуры» в Галактике
• Большое число работ по поиску и исследованию приливных
«шлейфов» от скоплений и карликовых галактик с
использованием всенебесных каталогов (2MASS, SDSS) и
оригинальных наблюдений
• Белокуров и др. (2006):
– Sgr dSph (Rhel ~25 кпк) и Sgr Stream (RR Lyrae, A, gM,
GC)
– Monoceros Ring - пояс на RGal~15-20 кпк из звезд
пониженной металличности.
Источник: CMa dSph? Изгиб галактического диска?
– Orphan («сирота») Stream – большой
галактоцентрический круг, источник пока не найден.
Связь с HVC?
Sgr Stream
2MASS
SDSS
• Комбинация данных 2MASS и SDSS: по
геометрии двух ветвей потока делается вывод о
сферичности темного гало
Orphan Stream
HVC
Коротко о космических проектах для
звездной астрономии
• GAIA (ESA) (M.Perriman et al.)
– Запуск в 2011 г., ~6 лет работы
• SNAP (NASA, DOE USA) (S.Perlmutter et al.)
– Запуск в 2014 г., ~3 (-6?) лет работы
• GAIA первоначально было сокращением для
Global Astrometric Interferometer for
Astrophysics
• Методика измерений изменилась, но название
осталось.
• В среднем ~150 эпох наблюдений объекта, в
том числе:
- 80 астрометрических;
- 120 спектральных;
- 180 фотометрических
Суммарная экспозиция ~ 3000 с (по сравнению
с ~ 500 с для HIPPARCOS)
За полгода – 1 скан всего неба.
Принцип измерений
• Cканирование неба при (сложном)
вращении спутника в L2.
• Срок службы: с ~ 2011 по 2017 г.
• Оборудование:
– 2 астрометрических зеркала 140 х 50 см с
фокусным расстоянием ~42 м;
– 1 спектральное зеркало D~50 см;
– Приемник: массив из 170 ПЗС-матриц общим
размером ~85 х 60 см
Задачи и возможности GAIA
• Прецизионная астрометрия:
– ± 4 μas для звезд 12 (V),
– ± 10 μas для звезд 15 (V),
– ± 0.2 mas для звезд 20 (V).
• Всего (войдет в 1-ю версию каталога) будет измерено
~1 млрд звезд ярче 20 (V), с дальнейшим распространением на
21-22 (V) – всенебесный каталог.
• Фотометрия (MBP – 10-12 полос, BBP – 5-6 полос); полосы
оптимально выбраны для изучения химсостава и
распределения поглощения (σAv ~ 0.1m).
• Спектроскопия (RVM) в диапазоне 848-874 nm, разрешение
~11500:
– Лучевые скорости с ошибкой на конец миссии (для K1III)
<1 км/с (ярче 13 V), ~1 км/с (15 V), >10 км/с (18 V);
– Химизм (по линиям Ca, Fe, Si; H -Пашеновская серия), в
т.ч. [α/Fe], с точностью ~(0.1-0.2) dex.
Ожидаемые достижения для звездной астрономии
• Калибровки светимости:
– ~ 20 млн. звезд с точностью лучше 1%, до 2.5 кпк
– ~150 млн. – 10% до 25 кпк
– Всех «стандартных свеч», в т.ч. в LMC/SMC
– «Чистые» диаграммы ГР для подсистем Галактики
• Астрометрическая полнота до 20 (V)
• Лучевые скорости ~ 150 млн. звезд с V<17-18 (ошибка менее неск. км/с)
• Функция светимости звезд ГП
• IMF и ILF для областей звездообразования
• Определение возрастов звезд практически всех спектральных классов
• Открытие, изучение и классификация ~ 180 млн. переменных звезд всех
типов
• Открытие до 60 млн. двойных звезд
• Абсолютные орбиты ~ 5000 двойных систем
• Массы компонентов ~ 10000 двойных с точностью лучше 1%
• Открытие ~ 20000 «коричневых карликов»
• Новые модели распределения звезд и массы в Галактике (впервые –
одновременно по кривой вращения, KZ и звездным подсчетам)
• Кинематика и динамика всех подсистем Галактики Проявления
динамической эволюции. Скрытая масса.
GAIA versus HIPPARCOS
HIPPARCOS
GAIA
Предел по блеску
Полнота
Ярчайшие звезды
Число объектов
12
7.3 – 9.0
~0
120 000
Макс. эффект.расст.
Квазары
Галактики
Точность астром.
1 kpc
Нет
Нет
~1 milliarcsec
BBP
MBP
Лучевые скорости
Набл. программа
2-colour (B and V)
Нет
Нет
Входной каталог
20 mag
~20 mag
~3-7 mag
26 million to V = 15
250 million to V = 18
1000 million to V = 20
1 Mpc
~5 
106 - 107
4 arcsec at V = 10
10-15 arcsec at V = 15
200-300 arcsec at V = 20
5-colour to V = 20
11-colour to V = 20
1-10 km/s to V = 16-17
Полнота и несмещ.
!
• Будет создана 3-мерная карта Галактики
вплоть до расстояния ~10 кпк
• 2-м телескоп прямых изображений (с полем
зрения ~1.5º) в L2.
• Приемник: ПЗС-мозаика 28k×28k, 10μ (0.1") px,
экспозиция 100-1000с
• Поле 15 кв.град. в полюсе эклиптики (с
покрытием 1 раз в 4 сут.), до 1000 кв. град. с
меньшей частотой.
• Предельная величина ~30m (I) (полосы
UVRIZJH +8 специальных) + спектры (R~100)
• Основная цель проекта – поиск
Сверхновых Ia до z~1.7 и уточнение
вклада «темной энергии»
• Оценка частоты SN Ia – до 2000 в год
• Ценность для звездной астрономии –
всего лишь by-product проекта:
– Глубокий предел (30m I) и многоцветность,
звездные подсчеты, функция светимости,
строение Галактики, кинематика и
параллаксы (?)
– Полное поглощение (r > 1-2 кпк) ~ 0.08m (I)
– Могут быть обнаружены ВСЕ красные карлики
(MV~15m) до ~ 10 кпк и множество «коричневых
карликов» до ~1-5 кпк.
– ВСЕ WD гало.
– Может быть, уточнив функцию светимости,
удастся снять остроту проблемы скрытой массы?
• Прогресс кинематики:
– Если для яркой звезды N~10 to 100 px, предельная
астрометрическая точность составит δx ~N-1/2 ∙Δ,
~10 mas, в системе отсчета, опирающейся на
далекие квазары (близкой к ICRS/ICRF)
– При ~100 наблюдений в год в основном поле
зрения 15o в идеале можно уменьшить ошибку до
1 mas
– Можно рассчитывать на довольно точное
измерение собственных движений в гало за 3–6
лет
• Технические характеристики и задачи
проекта пока прорабатываются, но есть
надежда на органическое включение в
него и задач звездной астрономии
• Уступает GAIA в позиционной точности и
широте поля, но намного превосходит в
проницающей способности
• Из-за больших экспозиций не ожидается
проблем с передачей данных (~неск.
терабайт в сутки) (в отличие от GAIA)