BRITE (kompendium)

[Scorus]

Zespół detektora zawiera detektor CCD oraz system kontroli temperatury. Komponenty te znajdują się na płycie drukowanej (CCD Header Board). W stosunku do pozostałej elektroniki instrumentu płyta ta stanowi osobną jednostkę, co pozwoliło na jego bezpośrednie zainstalowanie za optyką bez konieczności zbudowania dużej komory. Ponadto ułatwiło to kontrolę temperatury oraz odizolowało detektor od szumu generowanego przez elektronikę kontrolną. W instrumencie zastosowano CCD Kodak KAI 11002-M. Optymalnie spełnia on wymogi misji przy odpowiedniej cenie i dostępności na rynku. Ma on rozmiar 4560 × 3048 pikseli. Rozmiary fizyczne detektora to 37.25 x 25.70 mm, a szerokość piksela - 9 μm. Wraz z optyką taka wielkość piksela pozwala na uzyskanie rozdzielczości kątowej 26.52 sekundy kątowej na piksel. W zastosowanej wersji CCD piksele są pokryte mikrosoczewkami. Szczytowa efektywność kwantowa wynosi 50%. Pojemność wynosi 60 000 e-. Prąd ciemny w temperaturze 20ºC znajduje się na poziomie 4 elektronów na piksel na sekundę. Prąd odczytu to 13 e- na piksel. Czas ekspozycji jest kontrolowany przez migawę cyfrową, instrument nie posiada żądnych ruchowych części. Pobór mocy detektora wynosi 1 W.

Ponieważ detektor CCD służy do obserwacji tylko jasnych gwiazd i charakteryzuje się małym szumem nawet w temperaturze pokojowej, zmniejszenie jego całkowitej temperatury nie było istotne. Dużo ważniejszym wymogiem było zapewnienie wysokiej stabilności temperatury. Ponieważ pojedyncza obserwacja składa się z wielu dodawanych do siebie ekspozycji konieczne jest, aby każda z nich była wykonywana przy takiej samej temperaturze detektora. Minimalnym wymogiem dla misji było uzyskanie stabilności temperatury detektora na poziomie +/- 2.5ºC, a celem - +/- 0.5ºC. Ponieważ system aktywnego chłodzenia byłoby zbyt skomplikowany użyto system oparty na nagrzewaniu. Jest on złożony z czterech grzejników podwyższających temperaturę detektora nieznacznie ponad poziom normalnego cyklu termicznego podczas każdej orbity. Grzejniki znajdują się przy rogach detektora. Pod detektorem znajdują się cztery sensory temperatury. Są one połączone z nim za pomocą uszczelek cieplnych. Po przeciwnej stronie płyty elektroniki detektora znajduje się cyfrowy mikrokontroler temperatury typu PID (Proportional Integral Derivative). Zbiera on odczyty temperatur z sensorów, kontroluje pracę grzejników i komunikuje się z komputerem IOBC. Ponieważ zasada działania grzejników jest oparta na oporze elektrycznym, wytwarzane przez nie ciepło zależy od dostarczanego do nich napięcia. Wytwarzane ciepło mogłoby być kontrolowane poprzez zmiany napięcia lub natężenia prądu, jednak wymagane do tego obwody analogowe znacznie podniosłyby poziom skomplikowania systemu. Dlatego też zastosowano metodę PMW (Pulse Width Modulation). Grzejnik jest włączany lub wyłączany, a zmieniany jest tylko cykl jego pracy. Kontroler PID został wybrany ze względu na prostotę w kalibracji oraz brak konieczności stosowania złożonej elektroniki. Testy wykonane w temperaturze pokojowej przy normalnym ciśnieniu wykazały, że może on wytrzymywać temperaturę detektora na stałym poziomie z dokładnością +/- 0.1ºC, 25 razy lepszą niż wymagana. Podobne rezultaty otrzymano również podczas testów próżniowych całego satelity, z symulowanym cyklem termicznym spodziewanym na orbicie.

Początkowo w instrumencie planowano zastosowanie detektora CMOS IBIS4-14000 (IBIS) firmy Cypress Technologies z San Jose w stanie Kalifornia. Miało to pozwolić na zminimalizowanie poboru mocy i uproszczenie elektroniki odzyskiwania informacji. Jednak podczas testów fotometru przy jednorodnym oświetleniu zaobserwowano różnice w rejestrowanej intensywności światła na niedopuszczalny poziomie około 40% w zakresie światła widzialnego. Było to wywołane przez niejednorodności w warstwie pasywacji detektora. Jako detektor alternatywny przetestowano CCD Kodak KAI-11002 używane w kamerze astronomicznej STL-11000M oferowanej przez firmę Santa Barbara Instrument Group (SBIG) z Kalifornii. W tym wypadku różnice w rejestrowanej intensywności światła były mniejsze od 6%, co zadecydowało o jego wyborze.

System odzyskiwania informacji z detektora znajduje się w obrębie komputera IOBC. Oddzielenie go od detektora ułatwiło kontrolę temperatury i zminimalizowało szum elektroniki, ale jednocześnie przedłużyło drogę którą musi pokonać pochodzący z detektora sygnał w formie analogowej. W celu uniknięcia degradacji sygnału użyto dodatkowego wzmacniacza umieszczonego na płycie z CCD. Do transferu sygnału jest też używany krótki kabel, przebiegający wzdłuż osi instrumentu. Rozwiązania te pozwalają na zachowanie wysokiego stosunku sygnału do szumu. Elektronika odzyskiwania informacji zawiera konwerter analogowo - cyfrowy (Analog-to-Digital Converter - ADC), pamięć RAM 32 MB do tymczasowego przechowywania pełnego obrazu z detektora oraz element logiczny w postaci CPLD (Complex Programmable Logic Device). ADC składa się z czterech konwerterów 14-bitowych pracujących z częstotliwością 3 MHz. Przekonwertowanie jednej linii pikseli z detektora trwa 42 us, dzięki czemu pełny obraz może zostać przekazany do pamięci RAM w czasie 1.3 sekundy. Fotometr może wykonywać obserwacje z czasami ekspozycji pomiędzy 1 a 1000 sekund, jedyne opóźnienie pomiędzy kolejnymi klatkami powstaje podczas przetwarzania obrazów. Dane z pamięci RAM są obrabiane przez komputer IOBC. W celu zmniejszenia ilości danych IOBC może odczytywać z RAM tylko fragmenty obrazu zawierające obserwowane gwiazdy (subrastry). Redukuje to ilość uzyskiwanych danych o czynnik 1000. W celu dalszego zmniejszenia ilości danych IOBC może dodawać obrazy tego samego fragmentu nieba uzyskiwane w pojedynczym oknie obserwacyjnym. Dzięki temu podczas okna trwającego trwającego 15 minut można zapisać tylko jeden obraz. Ostatecznie przed wysłaniem na Ziemię dane są kompresowane bezstratnie.

[Scorus]

Konstrukcja mechaniczna instrumentu składa się z komory detektora, komórki optycznej oraz przegrody usuwającej zabłąkane światło. Komora detektora ma postać niewielkiej prostopadłościennej obudowy. Komórka optyczna ma postać dwuczęściowego cylindra. W jej wnętrzu soczewki są zainstalowane na odstępnikach za pomocą epoksydu. Jej konstrukcja jest identyczna w każdym instrumencie, pomimo optymalizacji optyki dla każdego rodzaju filtra. Przegroda chroniąca przed zabłąkanym światłem jest przymocowana do przedniego końca komórki optycznej. W jej tylnej części znajduje się blokada apertury, a w części środkowej - filtr. Została opracowana przez firmę Ceravolo Optical Systems.

Fotometr jest odizolowany termicznie od reszty satelity dzięki wykonaniu jego centralnej kratownicy z materiału o niskiej przewodności cieplnej. Temperatura instrumentu jest dzięki temu stabilna w okresie zaćmień. Ponadto pozwala to na uniknięcie zniekształceń obrazu powodowanych przez gradient temperaturowy wzdłuż jego konstrukcji mechanicznej. Dzięki pokryciu powierzchni satelity izolacją temperatura we wnętrzu konstrukcji mechanicznej instrumentu jest zwykle mniejsza niż 20ºC.

[Scorus]

HISTORIA PROGRAMU
Program BRITE został zainicjowany przez kanadyjskiego astronoma Slava M. Rucinskiego z Wydziału Astronomii Uniwersytetu w Toronto (University of Toronto, Department of Astronomy) wraz z Robem Zee z UTIAS/SF. Został on pierwotnie pomyślany jako pojedynczy nanosatlita kontynuujący misję MOST (Microvariability and Oscillations of Stars). Realizacja programu rozpoczęła się w 2005 r, gdy pojedynczy satelita (UniBRITE) został sfinansowany przez Uniwersytet w Wiedniu. Był kontynuacją udziału Austrii w programie MOST, polegającym na dostarczeniu dodatkowej stacji naziemnej i analizie danych z tej misji. Głównym wykonawcą satelity stał się kanadyjski ośrodek UTIAS/SFL. W styczniu 2006 r zabezpieczono fundusze na opracowanie drugiego satelity austriackiego (TUGSat-1). Ich źródłem była Austriacka Agencja Kosmiczna FFG/ALR z siedzibą w Wiedniu. Za montaż TUGSat-1 odpowiedzialna była politechnika w Granz. Większość części miała pochodzić z UTIAS/SFL. Laboratorium to posiadało też pełne prawa do projektu satelitów. Oba satelity miały być prawie identyczne. Pierwsza faza projektu obejmowała zaprojektowanie satelitów, ich zbudowanie i przetestowanie. Wstępny projekt satelitów został zaakceptowany w listopadzie 2006 r. Specyfikacje satelitów zostały zamknięte w lutym 2009 r. Prace nad wytwarzaniem poszczególnych komponentów rozpoczęły się w kwietniu 2009 r. Przegląd gotowości satelitów do lotu odbył się latem 2011 r. Faza 2 obejmowała poszukiwania okazji do wyniesienia satelitów na orbitę, zaprojektowanie procedur obsługi misji oraz przygotowanie oprogramowania do obsługi danych naukowych.

[Scorus]

W październiku 2009 r do programu przyłączyła się Polska fundując dwa kolejne satelity - BRITE-PL1 (Lem) i BRITE-PL2 (Heweliusz). Polska część przedsięwzięcia była prowadzona przez Centrum Badań Kosmicznych PAN i Centrum Astronomiczne im Mikołaja Kopernika PAN. Wymagane fundusze zostały przyznane przez Ministerstwo Naukowi i Szkolnictwa Wyższego. Koszt projektu oceniono na 14 mln złotych. Ostateczne porozumienie między CBK PAN a UTIAS/SFL zostało podpisane w maju 2010 r. Uczestnictwo w programie stworzyło szansę na przyłączenie się do interesującego programu naukowego realizowanego za pomocą stosunkowo tanich satelitów oraz na przeszkolenie inżynierów w zakresie zbudowania, przetestowania, zarządzania i użytkowania małych satelitów. Podobnie jak w przypadku TUGSat-1 montaż obu satelitów był wykonywany z części dostarczonych przez  UTIAS/SFL. Ostatnią partię części otrzymano w czerwcu 2011 r. Kontrakt z UTIAS/SFL obejmował też dostarczenie wymaganego sprzętu i oprogramowania naziemnego oraz transfer  know-how. Wszystkie systemy satelitów zostały zintegrowane i przetestowane w CBK PAN pod nadzorem specjalistów z UTIAS/SFL. Satelita BRITE-PL1 został zbudowany w ramach pierwszego pakietu prac przy projekcie. Powstał jako prawie dokładna kopia satelity TUGSat-1 przy ścisłej współpracy z pracownikami Politechniki w Graz. Wprowadzono tylko niewielkie modyfikacje. Jego instrument został wyposażony w filtr niebieski. Pozwoliło to na zapoznanie się z technologiami stosowanymi w satelitach BRITE, ze sprzętem oraz z procedurami montażu, integracji, weryfikacji i testami satelity. W tej fazie projektu unowocześniono infrastrukturę w CBK PAN - zmodyfikowano clean room oraz przygotowano dodatkowe laboratoria. W Polce wykonano też kompletne obliczenia dotyczące właściwości mechanicznych i termicznych satelity. Struktura mechaniczna satelity została wykonana w Polce w całości na podstawie dokumentacji dostarczonej przez UTIAS/SFL. Zmodyfikowano też dostarczone części optyczne. Satelita BRITE-PL2 opracowany w ramach drugiego pakietu prac został zmieniony w znacznie większym stopniu. Część podsystemów została zmodyfikowana a część całkowicie przeprojektowana. Instrument naukowy został wyposażony w filtr UV (350 - 400 nm). Pasmo to okazało się bardzo obiecujące jako uzupełnienie obserwacji dokonywanych przez filtry niebieskie i czerwone. Architektura systemu komputerowego satelity została poprawiona w celu zwiększenia wiarygodności. Trzecia faza prac była prowadzona przez Centrum Astronomiczne im Mikołaja Kopernika PAN. W jej ramach przygotowana została stacja naziemna obsługująca satelity oraz centrum operacji misji. Ponadto opracowywane jest oprogramowanie do analizy danych i koordynacja częstotliwości radiowych używanych stacji naziemnej. Czwarty pakiet prac obejmował wszystkie czynności kierownicze i administracyjne oraz przygotowanie satelitów do startu.

[Scorus]

Ostatnim rozszerzeniem programu BRITE było wprowadzenie piątego i szóstego satelity - BRITE/CanX-3A i BRITE/CanX-3B. Zostały one sfinansowane przez Kanadyjską Agencję Kosmiczną (Canadian Space Agency - CSA). Fundusze na ten cel zostały przyznane po kilku opóźnieniach w styczniu 2011 r. Konstrukcja tych satelitów jest prawie dokładną kopią TUGSat-1.

[Scorus]

PRZEBIEG PROGRAMU
Pierwszymi satelitami konstelacji BRITE wyniesionymi na orbitę były TUGSAT-1 i UniBRITE. Stały się one również pierwszymi satelitami austriackimi. Start odbył się 2 lutego 2013 r o godzinie 12:31 UTC. Rakietą nośną był indyjski PSLV-C20 (Polar Satellite Launch Vehicle). Miejscem startu był kosmodrom Satish Dhawan Space Centre (SDSC) na wyspie Sriharikota przy wschodnim wybrzeżu Indii (południowa część stanu Andha Pradesh). TUGSAT-1 i UniBRITE były ładunkami dodatkowymi. Głównym ładunkiem był satelita SARAL (Satellite with ARGOS and ALTIKA). Miał on masę 406 kg. Został opracowany przez ISRO i CNES. Służył do pomiarów wysokości fal morskich oraz zmian poziomu morza. Posłuży to do badań prądów morskich i temperatur oceanu.  Dane te uzupełnią pomiary wykonywane przez satelitę Jason 2 (wystrzelonego 20.06.2008 r) na innej orbicie. Są niezbędne do uściślenia modeli cyrkulacji wód oceanicznych i badań jej roli w globalnym systemie klimatycznym. Pozostałymi wyniesionymi satelitami były: NEOSSat, Sapphire, AAUSat-3 (Aalborg University CubeSat-3), oraz STRaND-1 (Surrey Training, Research and Nanosatellite Demonstrator 1). NEOSSat był kanadyjskim mikrosatelitą  przeznaczonym do poszukiwań planetoid bliskich Ziemi (Near-Earth Objects - NEO) oraz testów technik wykrywania satelitów okołoziemskich. Miał masę 74 kg. Sapphire był kanadyjskim woskowym minisatelitą o masie 148 kg. Służył do monitorowania obiektów RSO (Resident Space Objects) na wysokościach 6 000 - 40 000 km. AAUSat-3 był satelitą studenckim złożonym z jednej jednostki typu CubeSat. Został opracowany na Uniwersytecie w  Aalborg (Aalborg University - AAU) w Aalborg w Danii przy wsparciu z Duńską Organizacją Bezpieczeństwa Ruchu Morskiego (Danish Maritime Safety Organization - DaMSA). Posiadał dwa odbiorniki radiowe pozwalające na śledzenie statków w okolicach Grenlandii, przyczyniając się do poprawy bezpieczeństwa ruchu morskiego. STRaND-1 był satelitą złożonym z trzech jednostek CubeSat opracowanym przez firmę SSTL (Surrey Satellite Technology Limited) w Surrey w Wielkiej Brytanii i Centrum Kosmiczne Uniwersytetu w Surrey (University of Surrey Space Centre - USSC) w Guildford w Wielkiej Brytanii. Miał masę około 4.3 kg. Był pierwszym satelitą opartym na smartfonie. Start przebiegał bez problemów. Było to 23 wykorzystanie rakiety typu PSLV i jej 19 udana misja.

[Scorus]

W czasie startu oba satelity BRITE znajdowały się na eksperymentalnych systemach wyrzucających (Experimental Push Out Deployer - XPOD) zlokalizowanych w dolnej części łącznika  górnym stopniem rakiety (Dual Launch Adapter - DLA), poniżej stożkowej sekcji zawierającej satelity NEOSSat i Sapphire. XPOD został opracowany przez UTIAS/SFL na bazie systemu wyrzucającego przygotowanego dla satelity CanX-2. Jeszcze wcześniejsza wersja tego systemu (Tokyo/Toronto Picosatellite Orbital Deployer - T-POD 1.7) została użyta do wyrzucenia satelity Xi-IV (start 20 lipca 2003 r) i SSETI Express (start 27 października 2005 r). XPOD jest kompatybilny praktycznie ze wszystkimi używanymi obecnie modelami rakiet. Może zostać bardzo szybko przyłączony do górnego stopnia rakiety. W jego obrębie satelita jest przymocowany za pomocą klamer na poręczach przebiegających wzdłuż czterech krawędzi. Anteny i wysięgnik magnetometru są rozłożone, co zmniejsza ryzyko związane z ich rozkładaniem po oddzieleniu od rakiety. Ładunek jest wyrzucany za pomocą sprężyn. Uwolnienie ładunku jest wyzwalane przez sygnał z rakiety nośnej aktywujący pakiet elektroniki XPOD. Elektronika uruchamiająca proces uwolnienia satelity jest podwojona, co gwarantuje oddzielenie ładunku nawet w przypadku pojedynczej awarii. System XPOD może zostać zbudowany w wersji umożliwiającej wyniesienie jednego, dwóch lub trzech satelitów opartych na busie GNB lub w wersji wykonanej na zamówienie umożliwiającej wyniesienie satelitów większych (o wymiarach 20 x 20 x 40 cm) i cięższych (o masie do 13 kg).

[Scorus]

TUGSAT-1 i UniBRITE zostały umieszczone na orbicie kołowej synchronicznej ze Słońcem. Orbita ta przebiega na wysokości około 786 km. Inklinacja wynosi 98.55º a okres obiegu - 100.6 stopnia. Po starcie satelity przeszły okres testów i bez przeszkód rozpoczęły program obserwacji astronomicznych.

 Drugim satelitą konstelacji BRITE był polski BRITE-PL1 (Lem). Start odbył się 21 listopada 2013 r o godzinie 07:10:11 UTC. Rakietą nośną był Dnepr-1. Miejscem startu była bazia sił powietrznych Dombarowskij zlokalizowana w 6 km na północy - wschód od wsi Dombarovsk, blisko miasta Yasny w rosyjskim obwodzie Orenburg Oblast. Wykorzystano platformę startową PU-13. Rakieta wyniosła łącznie 33 satelity. Głównym ładunkiem były satelity  DubaiSat-2 i STSAT 3. Pozostałymi małymi satelitami były: SkySat 1, WNISAT 1, AprizeSat 7, AprizeSat 8, UniSat 5, Delfi-n3Xt, Dove 3, Dove 4, Triton 1, CINEMA 2, CINEMA 3, OPTOS, CubeBug 2, GOMX 1, NEE 02, FUNcube 1, HiNCube, ZACUBE 1, ICube 1, HumSat-D, PUCP-SAT 1, First-MOVE, UWE 3, VELOX-P 2, BeakerSat 1, $50SAT, QubeScout S1, Wren, Pocket-PUCP i BPA 3. Start zakończył się pełnym sukcesem. BRITE-PL1 oddzielił się od rakiety po 15 minutach i 50 sekund od startu. Pierwszy sygnał z satelity został odebrany o godzinie 08:47 UTC. Satelita znalazł się na orbicie o perygeum na wysokości 594 km, apogeum na wysokości 886 km i inklinacji 97.78°. Po starcie wykonano testy funkcjonowania systemów satelity i jego instrumentu naukowego. W maju 2015 r satelita rozpoczął wykonywanie obserwacji astronomicznych.

Jako kolejna para na orbicie zostały umieszczone satelity kanadyjskie BRITE-CA1 (BRITE-Toronto) i BRITE-CA2 (BRITE-Montreal). Start odbył się 19 czerwca 2014 r o godzinie 19:11:11 UTC. Rakietą nośną był Dnepr-1. Miejscem starty była bazia sił powietrznych Dombarowskij, platforma startowa PU-13. Rakieta wyniosła łącznie 39 satelitów. Głównym ładunkiem były satelity KazEOSat-2 i Deimos-2. Pozostałymi małymi satelitami były SkySat-3, Hodoyoshi-3, Hodoyoshi-4, BugSat-1, SaudiSat-4, AprizeSat-9, AprizeSat-10, UniSat-6, Tigrisat, AeroCube-6A, AeroCube-6B, ANTELSAT, Lemur-1, NanosatC-Br1, Duchifat-1, Perseus-M1, Perseus-M2, QB50P1, QB50P2, TabletSat-Aurora, Flock-1c-1, Flock-1c-2, Flock-1c-3, Flock-1c-4, Flock-1c-5, Flock-1c-6, Flock-1c-7, Flock-1c-8, Flock-1c-9, Flock-1c-10, Flock-1c-11, POPSAT-HIP, PACE, PolyITAN oraz DTU-Sat-2. BRITE-CA1 oddzielił się od rakiety prawidłowo. Został umieszczony na orbicie kołowej przebiegającej na wysokości 630 km. Inklinacja wyniosła 98º. Satelita BRITE-CA2 nie nawiązał jednak łączności z Ziemią. NORAD również nie wykrył żądnego satelity na zaplanowanej orbicie. Próby nawiązania łączności z satelitą na szeregu możliwych trajektorii zakończyły się niepowodzeniem. Tak więc najprawdopodobniej nie nie zadziałał system odciekający XPOD, w związku z czym satelita ten został utracony.

BRITE-CA1 pomyślnie przeszedł etap testów systemów i instrumentu naukowego i rozpoczął program obserwacji astronomicznych.
 Podczas obserwacji naukowych każdy satelita jest pozycjonowany na wybraną gwiazdę. Gwiazdy wybrane do projektu są rozmieszczone w różnych częściach sfery niebieskiej. Okresowo mogą być zasłaniane przez Słońce, Ziemię lub Księżyc. Średnio jednak satelita wykonuje obserwacje celu przez 15 minut podczas każdego obiegu. Jest to tzw. okno obserwacyjne. W jego trakcie satelita wykonuje maksymalną możliwą ilość obserwacji fotometrycznych. Są to indywidualne ekspozycje, które następnie są dodawane do siebie w celu uzyskania pojedynczego punktu danych na krzywej jasności. W celu umożliwienia wykonywania fotometrii dyferencyjnej pola obserwacji zostały dobrane tak, aby w każdym z nich znajdowały się co najmniej dwie rejestrowane gwiazdy. Pole wokół gwiazdy stanowi tzw subraster. Podczas pojedynczej obserwacji możliwe jest zarejestrowanie do 16 subrastrów. Ponieważ zdolność transmisji danych jest niewielka większość obórki danych jest wykonywana na pokładzie. Dzięki temu tylko mała ilość danych jest zapisywana w pamięci i transmitowana na Ziemię. Pełne lub częściowe obrazy z detektorów są wysyłane na Ziemię tylko w fazie testów po starcie lub podczas wyszukiwania i usuwania błędów. Wszystkie dane przed transmisją na Ziemię są poddawane kompresji.

Za zarządzanie wszystkimi aspektami działania systemów satelitów jest opowiedziany zespół kontroli satelitów (Spacecraft Control - SC). Cykl obserwacji jest planowany przez główny, wykonawczy zespół naukowy misji (BRITE Executive Science Team - BEST) złożony z 12 głównych członków. Zespół gromadzi zlecenia obserwacji wysyłane przez astronomów, wybiera cele i okres obserwacji i opracowuje plan obserwacji. Jest on udostępniany zainteresowanym astronomom. Za wykonanie planu obserwacji i kontrolę jakości uzyskiwanych danych odpowiedzialny jest zespól kontroli misji (Mission Control - MC). Plan obserwacji jest wprowadzany w oprogramowanie naziemne obsługujące wybór celu (BRITE Target). Uwzględnia ono dzień roku, pozycję gwiazd i pozycję orbit satelitów. Pozwala na wyznaczenie dogodnych dat obserwacji i orientacji przestrzennych satelitów. Wytwarza dwa pliki - plik ustawień obserwacji (Observation Setup File) wysyłany bezpośrednio do komputera obsługującego instrument na satelicie oraz plik planowania obserwacji (Observation Schedule File) wysyłany do naziemnego oprogramowania planowania obserwacji (BRITE Schedule). Plik planowania obserwacji zawiera czas w którym wybrany cel będzie widoczny z satelity oraz współrzędne punktu w który instrument musi być pozycjonowany. Oprogramowanie planowania obserwacji konwertuje te dane na serię komend w formacie wykorzystywanym przez komputer satelity. Dodaje też komendy niezbędne do zainicjowania obserwacji. Komendy te są zapisywane w pliku tagów czasowych (TimeTag Script File). Jest on wysyłany do komputera HKC na satelicie poprzez naziemne oprogramowanie tagów czasowych (BRITE TimeTag). Plik ustawień obserwacji zawiera instrukcje dla komputera obsługującego instrument na satelicie. Precyzują one ilość i czas trwania ekspozycji zaplanowanych dla każdego okna obserwacyjnego, lokalizację celu w polu widzenia instrumentu, oraz typ obróbki surowych danych. W czasie określonym przez komendy zgromadzone w pliku tagów czasowych komputer HKC satelity włącza komputer obsługujący instrument naukowy IOBC, inicjuje wykonanie procedur początkowych, oraz wyzwala rozpoczęcie obserwacji. Obserwacje są prowadzone do czasu odczytania komendy kończącej cykl pomiarów, wyjścia celu z pola widzenia instrumentu, pojawienia się rozproszonego światła lub zaburzenia orientacji przestrzennej satelity. Wtedy  komputer IOBC jest wyłączany. Podczas każdej sesji łączności ze stacją naziemną zebrane dane są wysyłane na Ziemię za pośrednictwem programu transferu plików (BRITE File Downloader). Dane są następnie udostępniane zespołowi naukowemu misji do dalszej obróbki, co zamyka cykl obserwacji.

Dane odebrane z satelitów są obrabiane w czterech korkach. Krok pierwszy (BRITE-Job) obejmuje konwersję danych do plików FITS (Flexible Image Transport System). Surowe pliki FITS zawierają zestaw subrastrów z detektorów instrumentów. Każdy plik obejmuje konkretny okres obserwacji wybranego pola nieba. Krok drugi (BRITE-Preview) umożliwia wykonanie szybkiej analizy danych w celu wyszukania możliwych problemów z instrumentami na poziomie pojedynczych odczytów z detektorów. W tym celu określana jest funkcja rozmycia źródła punktowego (Point Spread Function - PSF) oraz wykonywana jest fotometria apertury. Krok trzeci (BRITE-History) umożliwia wykonanie szybkiej analizy danych pod kątem zmian w parametrach fotometrycznych obserwowanej gwiazdy w czasie. W tym celu używana jest transformacja Fouriera i zbliżone techniki. Mierzone są też takie charakterystyczne parametry jak częstość zliczeń na detektorze, temperatura detektora, współrzędne satelity, pobór mocy, pole magnetyczne itp. Czwarty krok (BRITE-Ok) umożliwia wysłanie danych do głównego zespołu misji i ewentualne wprowadzenie poprawek do obserwacji podczas następnej orbity.

[Scorus]

 Wszystkie trzy pary satelitów BRITE są obsługiwane przez osobne stacje naziemne. Są one wzorowane na amatorskich stacjach nasłuchu satelitów, używanych np przez członków organizacji AMSAT (Radio Amateur Satellite Corporation). Rozwiązanie takie z powodzeniem zastosowano do obsługi misji MOST.

Satelity austriackie (TUGSAT-1 i UniBRITE) są obsługiwane przez stacje w TUG i na Politechnice w Wiedniu (Technische Universität Wien). Stacje te mogą odebrać do 10 megabitów danych na dzień. Pojedynczy okres widoczności satelitów wynosi 10 - 12 minut. Sumaryczny czas łączności podczas dnia to około 1 godzina. Dane do satelitów mogą być transmitowane z szybkością do 32 kbps przez czas około 42 minut na dobę. Zapewnia to bezpieczne marginesy.

Stacja w Granz została opracowana na potrzeby ESA. Jest wyposażona w antenę paraboliczną o średnicy 3 metrów charakteryzująca się zyskiem 35 dBi oraz 18-elementową, spolaryzowaną kołowo antenę cross-Yagi do wysyłania komend w paśmie UHF (zysk 16 dBi). Obie anteny znajdują się na jednym maszcie i są obsługiwane przez wspólne rotatory prezesujące je w poziomie i w azymucie. Pozwala to na uzyskanie jednakowego sposobu działania podczas odbioru i transmisji danych. Stacja ta pełni też rolę centrum operacji misji dla austriackiej części programu. Jest odpowiedzialna za monitorowanie działania satelitów oraz archiwizację surowych danych.

Stacja w Wiedniu służy do wysyłania komend i odbioru danych naukowych z satelity MOST. Działa w pełni automatycznie od 2004 r. Umożliwienie odbioru danych z satelitów BRITE nie wymagało żadnych modyfikacji sprzętu. Wprowadzenie funkcji wysyłania komend wymagało jednak wprowadzenia zmian w infrastrukturze. Ponieważ komendy do obu satelitów są wysyłane na innych częstotliwościach konieczne było wprowadzenie nowego łańcucha transmisji w łączu Ziemia - satelita. Składa się on z nadajnika, wzmacniacza oraz anteny. Zawiera też przełącznik ze wspólnym z MOST kontrolerem końcowego węzła. W celu jednoczesnej obsługi satelitów MOST i BRITE konieczne było też opracowanie nowego oprogramowania kontrolującego komunikację i przeprojektowanie sekwencji komunikacyjnych. Stacja ta jest wyposażona w dwie anteny kierunkowe o średnicy 3 metrów i grupę czterech anten cross-Yagi. W przypadku obu stacji słaby sygnał z satelity w paśmie S jest filtrowany przez filtry pasma S, wzmacniane przez wzmacniacze niskoszumowe (Low Noise Amplifiers - LNA) i konwertowany do częstotliwości pośredniej przez konwertery współdzielące lokalny oscylator. Pomiędzy LNA i konwerterem znajdują się filtry zwiększające selekcyjność. Dwustopniowe wzmacniane sygnału, przez wzmacniacze i konwertery gwarantuje, że sygnał wprowadzany do demodulatora jest dostatecznie silny. Jednostka odzyskiwania polaryzacji opcjonalnie łączy sygnał wyjściowy z dwóch konwerterów.  Demodulator odzyskuje sygnał zawierający dane i przekazuje go do kontrolera końcowego węzła (Terminal Node Controller - TNC) zawierającego protokół komunikacyjny. Ostatecznie dane uzyskane z telemetrii są zapisywane na dysku twardym komputera PC.

[Scorus]

 Satelity polskie (BRITE-PL1 i BRITE-PL2) są obsługiwane przez stację w Warszawie, zarządzaną przez Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika.

Do obsługi satelity kanadyjskiego (BRITE-CA 1) służy stacja UTIAS/SFL w Toronto. Stacja ta została uruchomiona w 2003 r jako prototyp dla stacji obsługujących satelitę MOST w Wiedniu i Vancouver. Obecnie jest regularnie wykorzystywana do łączności z trzema kanadyjskimi satelitami.

Działanie stacji naziemnych jest w dużej mierze automatyczne. Członkowie zespołu naukowego pobierają zebrane dane logując się na serwer. Wszystkie stacje tworzą sieć. Dana stacja śledzi głównie dedykowaną jej parę satelitów. Pozostałe stacje mogą działać jako przekaźniki danych transmitowanych do satelitów z tej stacji. Okresowo, w wypadkach niedostępności właściwej stacji lub podczas poważnych problemów mogą jednak przejąć obsługę "nie swojej pary".

Podczas testów satelitów oraz obserwacji naukowych badane gwiazdy są obserwowane również za pomocą teleskopów naziemnych. Ma to na celu określenie podstawowych parametrów gwiazd (np temperatur i szybkości rotacji), oraz zebranie jednoczesnych danych fotometrycznych w innych zakresach spektralnych oraz danych spektrometrycznych. Połączenie danych z satelitów oraz z obserwatoriów naziemnych daje największe możliwości podczas badań fizyki gwiazd i ich ewolucji.

Dane naukowe zebrane za pomocą satelitów są archiwizowane przez centra zarządzania danymi w Granz, Warszawie i Toronto oraz dodatkowo w Kanadyjskim Centrum Danych Astronomicznych (Canadian Astronomy Data Centre - CADC). Archiwa danych obejmują dane naukowe (surowe, wydzielone dane naukowe, oraz dane sformatowane do postaci plików FITS), wyniki analiz danych (krzywe jasności, spektrogramy frekwencji, listy frekwencji oraz publikacje naukowe), dane telemetryczne (surowy zapis odebrany z satelitów oraz zapis obrobiony), logi (wszystkie piliki zawierające zapisy wykonanych czynności, generowane przez oprogramowanie naziemne używane w projekcie), pliki ustawień (generowane w celu kontroli pracy instrumentów naukowych), odniesienia czasowe, dane TLE (Two Line Elements) na temat satelitów dostarczone przez amerykańską agencję NORAD (North American Aerospace Defense Command), raporty na temat sesji wymiany danych z satelitami, oraz raporty na temat operacji zawierające informacje na temat wszystkich aspektów funkcjonowania satelitów.

[russex]

Wow, wielkie dzięki lekturka na wieczór jest