Organizare | ESA |
---|---|
Camp | Telescop moale cu raze X 0,15 - 15 keV |
stare | Operațional |
Alte nume | Spectroscopie cu raze X cu randament ridicat |
Lansa | 10 decembrie 1999 |
Lansator | Ariane 5 GS |
Sfârșitul misiunii | 31 decembrie 2025 (planificat) |
Identificator COSPAR | 1999-066A |
Site | http://xmm.esac.esa.int/ |
Liturghie la lansare | 3.764 kg |
---|
Orbită | Foarte eliptic |
---|---|
Perigeu | 7.000 km (inițială) |
Apogeu | 114.000 km (inițială) |
Perioadă | 48 h |
Înclinare | 40 ° |
Tip | Wolter tip 1 |
---|---|
Diametru | 0,70 m |
Zonă | 0,43 m 2 |
Focal | 7,50 m |
Lungimea valului | Raze X moi (0,1 până la 12 keV ) |
EPIC | Camere X |
---|---|
RGS | Spectrometre X cu grilaj |
OM | Telescop vizibil / ultraviolet |
XMM-Newton (XMM este abrevierea pentru X-ray Multi-Mirror ) este un observator spațial pentru observarea razelor X moi ( 0,1 până la 12 keV ) dezvoltat de Agenția Spațială Europeană și lansat în 1999. La momentul lansare, acest mare observator combină o sensibilitate spectroscopică excepțională, o bună rezoluție unghiulară și un câmp larg de observație. Telescopul este format din trei optice Wolter montate în paralel, fiecare având o suprafață de colectare de 1500 cm 2 la 1 keV și o distanță focală de 7,5 m . Două instrumente analizează fotonii colectați: spectro-imagerul EPIC și spectrometrul de înaltă rezoluție RGS. În cele din urmă, un telescop optic independent (OM) face posibilă asocierea surselor X descoperite cu echivalentul lor optic.
XMM-Newton este utilizat în special pentru a studia toate sursele de raze X moi, cum ar fi formarea de stele în pepinierele de stele , mecanismele care conduc la formarea grupurilor de galaxii , procesele legate de prezența găurilor negre supermasive la nivelul inima galaxiilor, distribuția materiei întunecate . XMM-Newton este a doua „piatră de temelie” a programului spațial științific european Horizon 2000 . Telescopul și-a îndeplinit complet obiectivele și a permis, încă de la lansare, multe descoperiri în domeniul astrofizicii .
Misiunea sa inițială de doi ani a fost prelungită de mai multe ori. Sfârșitul misiunii este în prezent programat pentru 31 decembrie 2025. Un nou anunț este așteptat în 2022 pentru a confirma această dată.
Razele X provin din cele mai fierbinți regiuni ale universului (între 1 și 100 de milioane de grade). Prin urmare, acestea oferă informații despre stele , gaze interstelare fierbinți, găuri negre , galaxii active și grupuri de galaxii . Cele raze X sunt interceptate de atmosfera Pamantului: ele nu pot fi văzute din spațiu. Dar studiul spațial al razelor X este o știință destul de recentă. Prima detecție a razelor X extra-solare este efectuată pe18 iunie 1962 de americanii Riccardo Giacconi și Bruno Rossi .
Primul telescop destinat în mod special studiului razelor X , Uhuru, a fost lansat în 1970. De la această dată, noi observatoare spațiale dedicate observării acestei benzi se vor succeda în mod regulat. HEAO-1 este cel mai sensibil telescop care oferă o acoperire completă a cerului pentru energii mai mari de 0,5 keV cu un flux de 3 x 10 ^ {- 12} erg / cm 2 / s (banda 2-6 keV ). Descoperă aproape 1.000 de surse de raze X pe cer . Einstein Observatorul poate detecta fluxuri de 2x10 -14 între de 0.3 - de 3.5 eV peste porțiuni limitate ale cerului și arată că majoritatea obiectelor cerești sunt surse de raze-X . Telescoapele europene EXOSAT (1983) și japoneze Temna 1983 și-au propus să detalieze caracteristicile vizibile și spectrale ale surselor de raze X descoperite de HEAO-1 și Einstein. La începutul anilor ’90, telescopul ROSAT germano-anglo-american (1990), care a efectuat observații asupra întregii bolți cerești, a dat această panoramă pe dos prin creșterea numărului de surse X descoperite la 100.000 datorită instrumentelor care încorporează cele mai recente dezvoltări tehnice.
Cu concentrație mare de raze X Spectroscopia misiunea a fost propusă în 1984 și aprobat de Consiliul European de Miniștri întrunit în ianuarie anul 1985 responsabilitatea de a decide cu privire la liniile directoare pentru ESA Orizont 2000 program spațial științific . În acel moment, proiectul prevede 12 telescoape pentru raze X cu energie redusă și 7 telescoape cu energie ridicată cu o suprafață de colectare de 13.000 cm 2 și 10.000 cm 2 la 2 și respectiv 6 keV . Obiectivul științific la acea vreme era acela de a avea o suprafață de colectare maximă pentru a efectua spectroscopie prin dezvoltarea unui telescop complementar proiectului NASA AXAF axat pe imagistică. În 1987, raportul grupului de lucru însărcinat cu rafinarea proiectării telescopului a redus numărul de telescoape la șapte pentru a face față constrângerilor practice. Echipa responsabilă de continuarea studiului a fost formată în 1993, iar proiectul a intrat într-o fază de implementare în 1994. Adoptarea unei orbite excentrice ridicate a făcut posibilă reducerea numărului de telescoape. Pentru oglinzi, sunt studiate două tipuri de suport, unul pe bază de fibră de carbon și celălalt pe bază de nichel; acesta din urmă a fost ales la începutul anului 1995. Dezvoltarea satelitului a început în 1996 . Construcția și testarea XMM-Newton a durat din martie 1997 până în septembrie 1999 . XMM-Newton este construit de un consorțiu format din 35 de companii europene conduse de industriașul german Dornier Satellitensysteme, care ulterior va fi absorbit de Astrium . Carl Zeiss furnizează dornurile utilizate pentru oglinzi, Media Lario face oglinzi, MMS Bristol sistemul de control atitudine, BPD Difesa e Spazio de control al comportamentului motoarelor și Fokker Space BV de panouri solare . Costul total al proiectului este de 690 milioane de euro în condițiile economice din 1999.
XMM-Newton, datorită capacităților sale în general superioare celor ale telescoapelor spațiale care au venit înainte, a fost conceput pentru a avansa astrofizica în toate zonele în care sunt emise raze X:
Dimensiunea telescopului XMM-Newton a fost determinată de înălțimea și forma carenaj a lansatorului Ariane 4 . Satelitul este format din tubul telescopului cu o distanță focală de 7,5 metri. Oglinzile sunt grupate la un capăt al tubului, în timp ce la celălalt capăt sunt instrumentele științifice care analizează razele X colectate. Celelalte sisteme de satelit, inclusiv telescopul optic, sunt așezate pe o platformă care înconjoară tubul telescopului la locul oglinzilor. Satelitul cântărește 3.764 kilograme și are o lungime de 10 metri și o lățime de 16 metri, cu panourile sale solare desfășurate și diametrul de 4 metri. Sistemul de control al atitudinii folosește patru roți de reacție , două vizoare stelare , patru unități de inerție , trei senzori de soare fine, patru senzori de soare utilizați pentru inițializare. Țintirea se realizează cu o precizie de cel puțin un minut de arc . Deriva este de cinci secunde de arc pe oră și 45 de secunde de arc după șaisprezece ore. Satelitul are patru seturi de două propulsoare redundante de douăzeci de newtoni de forță care consumă hidrazină pentru a desatura roțile de reacție și a efectua corecții pe orbită. Patru rezervoare interconectate din titan de 177 litri conțin 530 kg de hidrazină. Energia este furnizată de două aripi fixe cuprinzând fiecare trei panouri solare care măsoară 1,81 × 1,94 m sau 21 m 2 de celule solare, care sunt proiectate pentru a furniza un total de 1600 de wați după zece ani de serviciu. În timpul eclipselor , energia este distribuită de la două baterii de 24 Ah nichel-cadmiu cu o greutate de 41 kg . Datele sunt transferate în timp real (fără sistem de stocare) la o rată de 70 kilobiți pe secundă. Oglinzile, vedetele stelelor și telescopul optic sunt protejate împotriva contaminării la sol și în timpul lansării prin obloane detașabile. Axa telescopului este menținută permanent perpendicular pe direcția Soarelui (la 20 sau mai mult de 20 °) ceea ce face posibilă protejarea opticii cu un simplu parasolar.
Pentru a putea fi reflectate și focalizate spre detectoare, razele X trebuie să ajungă la incidența pășunatului. Telescopul este optimizat pentru a reflecta razele X care ajung la un unghi de 30 de minute de arc (jumătate de grad dintr-o direcție foarte apropiată de planul oglinzii). Acest unghi este optim pentru razele cu o energie de 2 keV (sau 6 Å). Razele cu energie mai mică sau mai mare sunt reflectate parțial sau deloc (trec prin oglindă). Astfel, suprafața de colectare este de 6000 cm 2 pentru cele 2 raze keV, dar 3000 cm 2 pentru cele de 7 keV și devine rapid zero dincolo de aceasta. În practică, telescopul face posibilă studierea radiațiilor cu o energie cuprinsă între 0,3 keV și 10 keV .
Pentru a obține o concentrație suficientă de fotoni cu constrângerea de incidență a pășunatului, oglinzile sunt optice Wolter de tip I compuse din 58 de oglinzi cilindrice concentrice imbricate unul în celălalt cu un diametru care crește de la 30 cm la 70 cm și d 'o lungime de 60 cm . Grosimea fiecărei oglinzi este cuprinsă între 0,47 mm și 1,07 mm, iar distanța minimă dintre două oglinzi este de 1 mm . Fiecare oglindă constă dintr-un suport de nichel modelat prin galvanizare acoperit cu un strat reflectorizant de aur . Oglinzile sunt cea mai complexă parte a telescopului. Au fost inițial dezvoltate folosind un suport din plastic armat cu fibră de carbon (CFRP), dar acest material nu a permis realizarea specificațiilor așteptate. Acesta a fost abandonat în timpul proiectului în favoarea nichelului mai greu, care fusese deja utilizat în cadrul programelor SAX și JET-X. Această modificare a dus la o ponderare semnificativă a oglinzilor, în ciuda subțierii suportului cu aproximativ 25%. Masa rezultată impusă pentru a limita numărul de optici la trei pentru a rămâne în limitele capacităților de lansare ale rachetei Ariane 4. Distanța focală este de 7,5 metri, iar diametrul opticii este limitat la 70 cm, astfel încât satelitul să poată intra sub carenaj al lansatorului Ariane 4 .
XMM-Newton are la bord trei instrumente, dintre care două sunt situate la punctul focal al telescoapelor cu raze X (instrumente EPIC și RGS) și un telescop optic independent care efectuează observații în vizibil, făcând posibilă furnizarea de informații suplimentare cu privire la Surse de raze X observate. Setul de telescoape-instrumente oferă XMM-Newton o mare sensibilitate datorită suprafeței de colectare a oglinzilor sale (4.650 cm 2 ), rezoluției unghiulare bune (6 secunde de arc), rezoluției spectrale ridicate (E / ∆E de la 800 la 35 Å pentru RGS) și un câmp extins de observare (30 de minute arc).
Instrument | EPIC MOS | EPIC pn | RGS | OM |
---|---|---|---|---|
Bandat | 0,15-12 keV | 0,15-12 keV | 0,35-2,5 keV | 180-600 nm |
Câmp optic | 30 ' | 30 ' | 5 ' | 17 ' |
Sensibilitate (erg s −1 cm −2 ) | 10 -14 | 10 -14 | 8 10 -5 | 20,7 (magnitudine) |
PSF (FWHM / HEW) | 5 ”/ 14” | 6 ”/ 15” | n / A | 1,4 ”–2,0” |
Rezoluție spectrală | ~ 70eV | ~ 80eV | 0,04 / 0,025 Å | E / ∆E = 350 |
Rezoluția timpului | 1,75 ms | 0,03 ms | 0,6 s | 0,5s |
Timp de observare pe orbită | 5¹-135 kilosecunde | 5-135 ks | 5-135 ks | 5-145 ks |
¹ Timp minim care garantează o observare eficientă |
La punctul focal al fiecăruia dintre cele trei telescoape este amplasată o cameră cu raze X EPIC („European Photon Imaging Camera”) capabilă să ofere imagini de mare sensibilitate pe întregul câmp optic (30 de minute de arc ) și lungimea undei (0,15 până la 15 keV ). Rezoluția spectrală (E / ∆E ~ 20-50) și unghiulară (PSF, aproximativ 6 arcsec FWHM) este moderată. Detectorul fiecărei camere este alcătuit din mai multe CCD-uri care utilizează tehnologia MOS pentru două dintre ele și CCD-uri pn pentru a treia cameră. CCD-urile MOS cu grosimea de 40 de microni sunt optimizate pentru analiza spectrală a celor mai moi raze X (rezoluție de 6 și 4,5 secunde de arc FWHM pentru raze 1,5 keV ) în timp ce pn CCD-urile cu grosimea de 300 de microni sunt optimizate pentru raze mai dure (rezoluție de 6,6 arc secunde FWHM). CCD-urile sunt menținute la o temperatură de -100 ° C pentru o funcționare optimă datorită radiatoarelor care disipă căldura. CCD-urile MOS sunt formate din șapte cipuri de siliciu formate fiecare din 600x600 pixeli . PN CCD-urile sunt rezultatul a șapte ani de cercetare de către Institutul Max Planck, urmat de doi ani de dezvoltare, testare și integrare. Sensibilitatea CCD-urilor este extrem de ridicată, ajungând la 90% peste spectrul cuprins între 0,5 keV și 10 keV . Fiecare cadru este capturat în 80 de milisecunde și sursele tranzitorii pot fi citite cu o rezoluție de timp de 40 de milisecunde. Fiecare cip are o definiție de 400 × 382 pixeli.
Sistemul RGS ( Reflection Grating Spectrometer ) din rețeaua spectrometrelor la un punct focal secundar din două dintre cele trei telescoape este posibil să obțină informații mai detaliate despre spectrul radiației X. Fiecare spectrometru este sensibil la o bandă de energie mai îngustă decât instrumentul principal între 0,35 și 2,5 keV (5 - 38 Å). Dar această parte a spectrului conține liniile de fier , nichel , azot , oxigen , neon , magneziu ... care la rândul lor identifică multe caracteristici ale regiunilor care emit această radiație: densitate, temperatură, nivel de ionizare, abundența elementelor., Viteză de mișcare ... 40% din radiația colectată de cele două telescoape este direcționată către senzorii spectrometrului după ce a suferit o dispersie în funcție de energia fotonilor printr-o rețea de difracție formată din 202 dungi reflectante. Detectoarele sunt formate din 9 CCD-uri (1024 x 383 pixeli). Puterea de rezoluție a spectrometrului (E / ∆E) este de 290 până la 10 Å, 520 până la 20 Å și 800 până la 35 Å.
Telescopul OM ( Optical Monitor ) este un mic telescop optic independent de telescopul principal. Cu un diametru de 30 cm , o deschidere de 12,7 și o distanță focală de 3,8 metri, folosește o montură Ritchey-Chrétien . Face posibilă observarea atât în lumina vizibilă, cât și în ultraviolete (180 până la 600 nanometri ). Axa sa este paralelă cu cea a telescopului principal, ceea ce face posibilă compararea observațiilor făcute în câmpul de raze X cu sursele observate de instrument în spectrul vizibil. Prin urmare, joacă un rol esențial în identificarea noilor surse de raze X și permite această reconciliere să aibă loc fără a mobiliza un telescop terestru dependent de meteorologie sau de un program de utilizare. Câmpul său optic este de 17 minute de arc . O roată de filtrare este utilizată pentru a interpune 6 filtre cu o bandă spectrală largă (respectiv UVW2, UVM2, UVW1, U, B și V). Senzorul este format dintr-un CCD având o definiție de 2048 × 2048 pixeli : fiecare pixel reprezintă deci un sector de 0,5 × 0,5 secunde de arc.
Satelitul este controlat la Centrul European de Operațiuni Spațiale (ESOC), cu sediul în Darmstadt , Germania . Observațiile sunt gestionate de VILSPA din Villafranca , Spania . Informațiile colectate sunt procesate și arhivate la XMM-Newton Survey Science Center de la Universitatea din Leicester , Marea Britanie .
Telescopul XMM-Newton a fost lansat pe 10 decembrie 1999, de o rachetă Ariane 5 G care o plasează pe o orbită cu un perigeu de 850 km și un apogeu de 114.000 km . În săptămâna următoare, telescopul își folosește propulsia de patru ori în timpul trecerii sale la apogeu pentru a ridica perigeul de 7000 km de fiecare dată. Orbita finală (7.000 x 114.000 km cu o înclinație de 40 °) este o elipsă puternic excentrică, deoarece telescopul este o treime din distanța Pământ-Lună când este cel mai îndepărtat de Pământ. Această orbită a fost aleasă din două motive. Permite telescopului să-și facă observațiile în afara centurilor de radiații care înconjoară Pământul până la o distanță de 40.000 km ; acestea deteriorează instrumentele și împiedică activitatea detectoarelor plasate la focalizarea telescoapelor. Pe de altă parte, această orbită alungită care durează 48 de ore face posibilă perioade lungi de observare continuă fără întrerupere prin treceri frecvente în umbra Pământului. Periodicitatea de 48 de ore, care este egală cu exact două zile pe Pământ, a fost aleasă pentru a optimiza contactele cu stațiile de pe Pământ. Observațiile sunt întrerupte imediat ce telescopul se află la mai puțin de 46.000 km de Pământ și intră în zona centurilor de radiații. Această întrerupere durează 8 ore și este urmată de o perioadă de observare de 40 de ore. O sursă deosebit de slabă de raze X poate fi astfel observată fără întrerupere timp de 10 până la 12 ore datorită sistemului de indicare foarte precis al telescopului care corectează continuu orientarea telescopului. În timpul misiunii orbita se modifică treptat: întreDecembrie 1999și mai 2010 perigeul a trecut de la 7.000 la 26.700 km , apogeul de la 114.000 la 107.230 km și înclinația de la 40 la 60.6 °.
Instrumentele științifice sunt pornite 4 ianuarie 2000 după deschiderea capacelor de protecție a oglinzilor efectuate la 17 /18 decembrie 1999. Primele imagini științifice au fost realizate între anii 19 și 1924 ianuarieapoi instrumentele încep o fază de calibrare și validare a performanței. 1 st iulie 2000telescopul este declarat complet funcțional. Telescopul spațial este redenumit XMM-Newton în omagiu astronomului Isaac Newton . Înoctombrie 2008orice contact se pierde cu telescopul spațial. Contactul nu a putut fi restabilit decât patru zile mai târziu, datorită utilizării uneia dintre antenele mari ale NASA, care a făcut posibilă ocolirea unei defecțiuni care afectează una dintre componentele sistemului de telecomunicații. Telescopul spațial devine apoi din nou complet operațional. Durata inițială planificată a misiunii a fost de 2 ani și 3 luni, dar a fost prelungită pentru prima dată cu 8 ani, apoi până la31 decembrie 2012 și în cele din urmă până 31 decembrie 2014. Telescopul are încă un potențial semnificativ de viață. Principala constrângere este necesitatea hidrazinei pentru controlul atitudinii. În 2010, rezervele disponibile au făcut posibilă preconizarea încheierii misiunii în 2019, dar ESA intenționa să mărească timpul de observare, făcând posibilă reducerea numărului de manevre. Instrumentația este în stare bună și performanța sa, deși este degradată progresiv de expunerea la radiații grele, rămâne suficientă.
XMM-Newton este un instrument extrem de eficient deținut de comunitatea astronomică, că la sfârșitul anului 2020 a publicat aproape 6.000 de articole privind observațiile făcute cu telescopul în reviste științifice cu colegi . La zece ani după ce a fost pus pe orbită, cererile de utilizare a instrumentului depășesc de șase ori numărul de ore disponibile, ceea ce permite comisiei responsabile cu alocarea timpului de observare să selecteze propuneri de calitate care să contribuie în continuare la succesul misiunii. Observațiile efectuate se referă la corpuri situate în sistemul nostru solar, precum și la unele dintre cele mai îndepărtate obiecte din univers:
Agenția Spațială Europeană a lansat în anii 2000 studiile privind succesorul XMM-Newton. Telescopul XEUS (pentru spectrometrul universului în raze X ) propus trebuie să fie de 100 de ori mai puternic decât XMM-Newton. Este alcătuit din 2 sateliți distanțați la 50 de metri distanță pentru a obține o distanță focală foarte mare: unul dintre sateliți include oglinda și celălalt instrumentele situate la punctul focal. În 2008, proiectul a fost fuzionat cu telescopul spațial X HTXS studiat de NASA și telescopul rezultat, care a asigurat, de asemenea, o participare substanțială din Japonia, a luat numele IXO . IXO este unul dintre candidații pentru misiunea grea (L1) a programului științific Cosmic Vision al Agenției Spațiale Europene care acoperă perioada 2015-2025 și a cărui cerere de propuneri a fost lansată în 2007. În 2011, retragerea NASA din motive financiare a dus la reproiectarea proiectului care poartă numele de ATHENA (Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics). În timpul selecției finale a misiunii L1 care are loc înMai 2012, proiectul ATHENA nu a fost selectat.
Proiectul ATHENA este însă păstrat pentru următoarea misiune, L2. Construcția sa va fi sub responsabilitatea științifică a IRAP și a managementului de proiect al CNES . Telescopul de 12 metri distanță focală și trei metri diametru va purta o unitate de câmp integrat cu raze X (X-IFU) și va fi poziționat în punctul Lagrange L 2 de o rachetă Ariane 6 în 2031.