XMM-Newton

XMM-Newton Descrição desta imagem, também comentada abaixo Modelo de XMM-Newton. Dados gerais
Organização ESA
Campo Telescópio de raio-X macio 0,15 - 15  keV
Status Operacional
Outros nomes Espectroscopia de raios-X de alto rendimento
Lançar 10 de dezembro de 1999
Lançador Ariane 5 GS
Fim da missão 31 de dezembro de 2025 (planejado)
Identificador COSPAR 1999-066A
Local http://xmm.esac.esa.int/
Características técnicas
Missa no lançamento 3.764 kg
Órbita
Órbita Fortemente elíptico
Perigeu 7.000  km (inicial)
Apogeu 114.000  km (inicial)
Período 48 h
Inclinação 40 °
Telescópio
Modelo Wolter tipo 1
Diâmetro 0,70 m
Área 0,43 m 2
Focal 7,50 m
Comprimento de onda Raios- X suaves (0,1 a 12  keV )
Instrumentos principais
ÉPICO Câmeras X
RGS Espectrômetros de grade X
OM Telescópio visível / ultravioleta

XMM-Newton (XMM é a abreviatura de X-ray Multi-Mirror ) é um observatório espacial para a observação de raios X moles ( 0,1 a 12  keV ) desenvolvido pela Agência Espacial Europeia e lançado em 1999. Na época de seu lançamento, este grande observatório combina sensibilidade espectroscópica excepcional, boa resolução angular e um amplo campo de observação. O telescópio consiste em três ópticas Wolter montadas em paralelo, cada uma com uma superfície de coleta de 1500  cm 2 a 1  keV e um comprimento focal de 7,5  m . Dois instrumentos analisam os fótons coletados: o espectrômetro EPIC e o espectrômetro de alta resolução RGS. Finalmente, um telescópio óptico independente (OM) permite associar as fontes X descobertas a seu equivalente óptico.

O XMM-Newton é usado em particular para estudar todas as fontes de raios-X moles, como a formação de estrelas em berçários de estrelas , os mecanismos que levam à formação de aglomerados de galáxias , os processos ligados à presença de buracos negros supermassivos no coração das galáxias, a distribuição da matéria escura . XMM-Newton é a segunda “pedra angular” do programa espacial científico europeu Horizon 2000 . O telescópio cumpriu plenamente seus objetivos e permitiu, desde o seu lançamento, muitas descobertas no campo da astrofísica .

Sua missão inicial de dois anos foi estendida várias vezes. O fim da missão está previsto para 31 de dezembro de 2025. Um novo anúncio é esperado em 2022 para confirmar esta data.

Histórico

Os raios X vêm das regiões mais quentes do universo (entre 1 e 100  milhões de graus). Eles, portanto, fornecem informações sobre estrelas , gases interestelares quentes, buracos negros , galáxias ativas e aglomerados de galáxias . Os raios X são interceptados pela atmosfera da Terra: eles não podem ser vistos do espaço. Mas o estudo espacial dos raios X é uma ciência bastante recente. A primeira detecção de raios X extra-solares é realizada em18 de junho de 1962 dos americanos Riccardo Giacconi e Bruno Rossi .

O primeiro telescópio especificamente destinado ao estudo de raios X , o Uhuru, foi lançado em 1970. A partir desta data, novos observatórios espaciais dedicados à observação desta faixa seguirão regularmente uns aos outros. O HEAO-1 é o telescópio mais sensível, fornecendo cobertura completa do céu para energias maiores que 0,5  keV com um fluxo de 3 x 10 ^ {- 12}  erg / cm 2 / s (banda de 2−6  keV ). Ele descobre cerca de 1.000 fontes de raios-X no céu . O Observatório Einstein pode detectar fluxos de 2x10 -14 entre 0,3 - 3,5  eV em porções limitadas do céu e mostra que a maioria dos objetos celestes são fontes de raios-X . Os telescópios European EXOSAT (1983) e Japanese Temna 1983 se propuseram a detalhar as características visíveis e espectrais de fontes de raios X descobertas por HEAO-1 e Einstein. No início da década de 1990, o telescópio germano-anglo-americano ROSAT (1990), que realizava observações sobre toda a abóbada celeste, inverteu este panorama aumentando o número de fontes X descobertas para 100.000 graças à instrumentação que incorporava as mais recentes desenvolvimentos técnicos.

A missão High Throughput X-ray Spectroscopy foi proposta em 1984 e aprovada pelo Conselho Europeu de Ministros reunido em Janeiro de 1985, responsável por decidir sobre as directrizes para o programa espacial científico Horizon 2000 da ESA . Na época, o projeto prevê 12 telescópios para raios X de baixa energia e 7 telescópios de alta energia com superfície coletora de 13.000  cm 2 e 10.000  cm 2 a 2 e 6  keV respectivamente . O objetivo científico na época era ter uma superfície de coleta máxima para realizar espectroscopia por meio do desenvolvimento de um telescópio complementar ao projeto AXAF da NASA voltado para imagens. Em 1987, o relatório da força-tarefa encarregada de refinar o design do telescópio reduziu o número de telescópios para sete para lidar com restrições práticas. A equipe responsável pela continuidade do estudo foi formada em 1993 e o projeto entrou em fase de implantação em 1994. A adoção de uma órbita excêntrica elevada permitiu reduzir ainda mais o número de telescópios. Para espelhos, são estudados dois tipos de suporte, um à base de fibra de carbono e outro à base de níquel; este último foi escolhido no início de 1995. O desenvolvimento do satélite começou em 1996 . A construção e os testes do XMM-Newton ocorreram de março de 1997 a setembro de 1999 . O XMM-Newton é construído por um consórcio de 35 empresas europeias lideradas pelo industrial alemão Dornier Satellitensysteme que será posteriormente absorvido pela Astrium . Carl Zeiss fornece os mandris usados ​​para os espelhos, Media Lario faz os espelhos, MMS Bristol o sistema de controle de atitude, BPD Difesa e Spazio os motores de controle de atitude e Fokker Space BV os painéis solares . O custo total do projeto é de 690 milhões de euros nas condições econômicas de 1999.

O XMM-Newton, graças às suas capacidades geralmente superiores às dos telescópios espaciais que o antecederam, foi projetado para fazer a astrofísica avançar em todas as áreas onde os raios X são emitidos:

Características técnicas

O tamanho do telescópio XMM-Newton foi determinado pela altura e forma da carenagem do lançador Ariane 4 . O satélite consiste no tubo do telescópio com 7,5 metros de comprimento focal. Os espelhos são agrupados em uma extremidade do tubo, enquanto na outra extremidade estão os instrumentos científicos que analisam os raios-X coletados. Os outros sistemas de satélite, incluindo o telescópio óptico, são colocados em uma plataforma ao redor do tubo do telescópio no local dos espelhos. O satélite pesa 3.764 quilos e tem 10  metros de comprimento e 16 metros de largura com seus painéis solares implantados e 4 metros de diâmetro. O sistema de controle de atitude usa quatro rodas de reação , duas estrelas , quatro unidades de inércia , três sensores solares finos, quatro sensores solares usados ​​para a inicialização. A mira é realizada com precisão de pelo menos um minuto de arco . A deriva é de cinco segundos de arco por hora e 45 segundos de arco após dezesseis horas. O satélite tem quatro conjuntos de dois propulsores redundantes de vinte newtons de empuxo, consumindo hidrazina para dessaturar as rodas de reação e realizar correções de órbita. Quatro tanques interligados de titânio de 177  litros contêm 530  kg de hidrazina. A energia é fornecida por duas asas fixas, cada uma composta por três painéis solares medindo 1,81 × 1,94  m ou 21  m 2 de células solares que são projetadas para fornecer um total de 1600 watts após dez anos de serviço. Durante os eclipses , a energia é distribuída por duas baterias de níquel-cádmio de 24 Ah pesando 41  kg . Os dados são transferidos em tempo real (sem sistema de armazenamento) a uma taxa de 70 kilobits por segundo. Espelhos, miras de estrelas e telescópio óptico são protegidos da contaminação do solo e durante o lançamento por venezianas removíveis. O eixo do telescópio é permanentemente mantido perpendicular à direção do Sol (dentro de mais ou menos 20 °) o que torna possível proteger a ótica com um simples quebra-sol.

O telescópio

Para poder ser refletidos e focalizados para os detectores, os raios X devem chegar com incidência rasante. O telescópio é otimizado para refletir os raios X que chegam a um ângulo de 30 minutos de arco (meio grau de uma direção muito próxima ao plano do espelho). Este ângulo é ideal para raios com energia de 2  keV (ou 6 Å). Raios com energia mais baixa ou mais alta são refletidos parcialmente ou não são refletidos (eles passam pelo espelho). Assim, a superfície de coleta é de 6000  cm 2 para os raios de 2  keV, mas de 3000  cm 2 para aqueles de 7  keV e rapidamente torna-se zero além disso. Na prática, o telescópio permite estudar radiações com energia entre 0,3  keV e 10  keV .

Para atingir uma concentração suficiente de fótons com a restrição de incidência rasante, os espelhos são ópticas Wolter tipo I compostas por 58 espelhos cilíndricos concêntricos aninhados uns nos outros com um diâmetro aumentando de 30  cm a 70  cm e um comprimento de 60  cm . A espessura de cada espelho está entre 0,47  mm e 1,07  mm e a distância mínima entre dois espelhos é de 1  mm . Cada espelho consiste em um suporte de níquel moldado por galvanoplastia coberto com uma camada reflexiva de ouro . Os espelhos são a parte mais complexa do telescópio. Foram desenvolvidos inicialmente com suporte em plástico reforçado com fibra de carbono (CFRP), mas esse material não permitiu o cumprimento das especificações esperadas. Foi abandonado durante o projeto em favor do níquel mais pesado, que já havia sido utilizado no âmbito dos programas SAX e JET-X. Esta alteração resultou num peso significativo dos espelhos apesar do afinamento do suporte em cerca de 25%. A massa resultante imposta para limitar o número de ópticas a três para permanecer dentro das capacidades de lançamento do foguete Ariane 4. A distância focal é de 7,5 metros e o diâmetro da óptica é limitado a 70  cm para que o satélite possa caber sob a carenagem do lançador Ariane 4 .

Instrumentos

O XMM-Newton possui três instrumentos a bordo, dois dos quais estão localizados no ponto focal dos telescópios de raios X (instrumentos EPIC e RGS) e um telescópio óptico independente que realiza observações no visível possibilitando fornecer informações adicionais sobre o Fontes de raios-X observadas. O conjunto telescópios-instrumentos dá ao XMM-Newton grande sensibilidade graças à superfície de coleta de seus espelhos (4.650  cm 2 ), boa resolução angular (6 segundos de arco), alta resolução espectral (E / ∆E de 800 a 35 Å para RGS) e um extenso campo de observação (30 minutos de arco).

Principais características do XMM-Newton
Instrumento EPIC MOS EPIC pn RGS OM
Enfaixado 0,15-12 keV 0,15-12 keV 0,35-2,5 keV 180-600 nm
Campo ótico 30 ' 30 ' 5 ' 17 '
Sensibilidade (erg s −1 cm −2 ) 10 -14 10 -14 8 10 -5 20,7 (magnitude)
PSF (FWHM / HEW) 5 ”/ 14” 6 ”/ 15” N / D 1,4 ”–2,0”
Resolução espectral ~ 70eV ~ 80eV 0,04 / 0,025 Å E / ∆E = 350
Resolução de tempo 1,75 ms 0,03 ms 0,6 s 0,5s
Tempo de observação por órbita 5¹-135 quilosegundos 5-135 ks 5-135 ks 5-145 ks
¹ Tempo mínimo garantindo observação eficiente

Câmeras EPIC

No ponto focal de cada um dos três telescópios é colocada uma câmera de raios-X EPIC ('European Photon Imaging Camera') capaz de fornecer imagens de grande sensibilidade sobre todo o campo óptico (30 minutos de arco ) e comprimento de onda (0,15 a 15 keV ). A resolução espectral (E / ∆E ~ 20-50) e angular (PSF, cerca de 6 arcsec FWHM) é moderada. O detector de cada câmera é composto por vários CCDs usando tecnologia MOS para dois deles e CCDs pn para a terceira câmera. CCDs MOS de 40 mícrons de espessura são otimizados para análise espectral dos raios X mais suaves (resolução de 6 e 4,5 segundos de arco FWHM para raios de 1,5  keV ) enquanto CCDs pn de 300 mícrons de espessura são otimizados para raios mais duros (resolução de 6,6 segundos de arco FWHM). Os CCDs são mantidos a uma temperatura de −100  ° C para uma operação ideal graças aos radiadores dissipadores de calor. Os MOS CCDs consistem em sete chips de silício , cada um composto por 600x600 pixels . Os CCDs PN são o resultado de sete anos de pesquisa do Instituto Max Planck, seguidos de dois anos de desenvolvimento, teste e integração. A sensibilidade dos CCDs é extremamente alta, chegando a 90% no espectro que varia entre 0,5  keV e 10  keV . Cada quadro é capturado em 80 milissegundos e as fontes transientes podem ser lidas com resolução de 40 milissegundos. Cada chip tem uma definição de 400 × 382 pixels.

Espectrômetros de grade RGS

Os espectrômetros da rede RGS ( Reflection Grating Spectrometer ) do sistema em um ponto focal secundário de dois dos três telescópios permitem obter informações mais detalhadas sobre o espectro da radiação X. Cada espectrômetro é sensível a uma banda de energia mais estreita que o instrumento principal entre 0,35 e 2,5  keV (5 - 38 Å). Mas esta parte do espectro contém as linhas de ferro , níquel , nitrogênio , oxigênio , néon , magnésio ... que por sua vez identificam muitas características das regiões que emitem essa radiação: densidade, temperatura, nível de ionização, abundância de elementos., Velocidade de movimento ... 40% da radiação coletada pelos dois telescópios é direcionada para os sensores do espectrômetro após ter sofrido uma dispersão de acordo com a energia dos fótons por uma rede de difração composta por 202 faixas refletoras. Os detectores consistem em 9 CCDs (1024 x 383 pixels). O poder de resolução do espectrômetro (E / ∆E) é 290 a 10 Å, 520 a 20 Å e 800 a 35 Å.

O telescópio óptico OM

O telescópio OM ( Monitor Óptico ) é um pequeno telescópio ótico independente do telescópio principal. Com um diâmetro de 30  cm , uma abertura de 12,7 e uma distância focal de 3,8 metros, utiliza um suporte Ritchey-Chrétien . Permite observar tanto na luz visível quanto no ultravioleta (180 a 600  nanômetros ). Seu eixo é paralelo ao do telescópio principal, o que permite comparar as observações feitas no campo de raios X com as fontes observadas pelo instrumento no espectro visível. Portanto, desempenha um papel essencial na identificação de novas fontes de raios-X e permite que essa reconciliação ocorra sem a mobilização de um telescópio terrestre dependente da meteorologia ou de um cronograma de uso. Seu campo óptico é de 17 minutos de arco . Uma roda de filtro é usada para interpor 6 filtros com uma ampla banda espectral (respectivamente UVW2, UVM2, UVW1, U, B e V). O sensor é formado por um CCD com uma definição de 2048 × 2048 pixels  : cada pixel representa, portanto, um setor de 0,5 × 0,5 segundos de arco.

O segmento de solo

O satélite é controlado no Centro Europeu de Operações Espaciais (ESOC), com sede em Darmstadt , Alemanha . As observações são geridas pela VILSPA em Villafranca , Espanha . As informações coletadas são processadas e arquivadas no XMM-Newton Survey Science Center da University of Leicester , Reino Unido .

Condução da missão

O telescópio XMM-Newton foi lançado em 10 de dezembro de 1999, por um foguete Ariane 5 G que o coloca em uma órbita com um perigeu de 850  km e um apogeu de 114.000  km . Durante a semana seguinte o telescópio usa sua propulsão quatro vezes durante sua passagem ao apogeu para içar o perigeu de 7.000 km de cada vez. A órbita final (7.000 x 114.000  km com uma inclinação de 40 °) é uma elipse fortemente excêntrica, pois o telescópio está a um terço da distância Terra-Lua quando está mais distante da Terra. Esta órbita foi escolhida por dois motivos. Ele permite que o telescópio faça suas observações fora dos cinturões de radiação que circundam a Terra até uma distância de 40.000  km  ; estes danificam os instrumentos e dificultam o trabalho dos detectores colocados no foco dos telescópios. Por outro lado, esta órbita alongada com 48 horas de duração permite longos períodos de observação contínua sem interrupção por frequentes passagens na sombra da Terra. A periodicidade de 48 horas, que é igual a exatamente dois dias terrestres, foi escolhida para otimizar os contatos com as estações na Terra. As observações são interrompidas assim que o telescópio está a menos de 46.000  km da Terra e entra na zona dos cinturões de radiação. Essa interrupção dura 8 horas e é seguida por um período de observação de 40 horas. Uma fonte particularmente fraca de raios-X pode, portanto, ser observada sem interrupção por 10 a 12 horas, graças ao sistema de apontamento muito preciso do telescópio, que corrige continuamente a orientação do telescópio. Durante a missão, a órbita é gradualmente modificada: entreDezembro de 1999e maio de 2010 o perigeu passou de 7.000 para 26.700  km , o apogeu de 114.000 para 107.230  km e a inclinação de 40 para 60,6 °.

Os instrumentos científicos estão ligados 4 de janeiro de 2000 após a abertura das tampas de proteção dos espelhos realizada em 17 /18 de dezembro de 1999. As primeiras imagens científicas foram tiradas entre os dias 19 e a24 de janeiroentão, os instrumentos começam uma fase de calibração e validação de desempenho. O1 ° de julho de 2000o telescópio é declarado totalmente operacional. O telescópio espacial foi renomeado para XMM-Newton em homenagem ao astrônomo Isaac Newton . Dentrooutubro de 2008todo contato é perdido com o telescópio espacial. O contato só foi restabelecido quatro dias depois, graças ao uso de uma das grandes antenas da NASA, que possibilitou contornar uma falha que afetava um dos componentes do sistema de telecomunicações. O telescópio espacial fica totalmente operacional novamente. A duração inicial planejada da missão era de 2 anos e 3 meses, mas foi estendida pela primeira vez por 8 anos, então até31 de dezembro de 2012 e finalmente até 31 de dezembro de 2014. O telescópio ainda tem um potencial significativo de vida. A principal limitação é a necessidade de hidrazina para controle de atitude. Em 2010, as reservas disponíveis permitiam prever o fim da missão em 2019, mas a ESA previa aumentar os tempos de observação permitindo reduzir o número de manobras. A instrumentação está em boas condições e seu desempenho, embora progressivamente degradado pela exposição a fortes radiações, continua suficiente.

Resultados

O XMM-Newton é uma ferramenta extremamente eficaz mantida pela comunidade astronômica que no final de 2020 já havia publicado cerca de 6.000 artigos sobre observações feitas com o telescópio em periódicos científicos com pares . Dez anos após a sua entrada em órbita, os pedidos de utilização do instrumento ultrapassam seis vezes o número de horas disponíveis, o que permite à comissão responsável pela atribuição do tempo de observação seleccionar propostas de qualidade que ainda contribuam para o sucesso da missão. As observações realizadas referem-se a corpos localizados em nosso sistema solar, bem como a alguns dos objetos mais distantes do universo:

O sucessor de XMM-Newton

A Agência Espacial Europeia lançou nos anos 2000 estudos sobre o sucessor do XMM-Newton. O telescópio XEUS (para Espectrômetro de Evolução do Universo de Raios-X ) proposto, deve ser 100 vezes mais poderoso que o XMM-Newton. É composto por 2 satélites espaçados de 50 metros para obter uma distância focal muito longa: um dos satélites inclui o espelho e o outro os instrumentos localizados no ponto focal. Em 2008, o projeto foi fundido com o telescópio espacial X HTXS estudado pela NASA e o telescópio resultante, que também contava com uma participação substancial do Japão, recebeu o nome de IXO . A IXO é uma das candidatas à missão pesada (L1) do programa científico Visão Cósmica da Agência Espacial Europeia abrangendo o período 2015-2025 e cujo convite à apresentação de propostas foi lançado em 2007. Em 2011, a retirada da NASA por razões financeiras levou ao redesenho do projeto que leva o nome de ATHENA (Telescópio Avançado para Astrofísica de Alta Energia). Durante a seleção final da missão L1, que ocorre emMaio de 2012, o projeto ATHENA não foi selecionado.

O projeto ATHENA é, entretanto, retido para a missão seguinte, L2. A sua construção ficará a cargo do IRAP e da gestão do projeto do CNES . O telescópio de comprimento focal de doze metros e diâmetro de três metros carregará uma Unidade de Campo Integral de Raios-X (X-IFU) e será posicionado no ponto Lagrange L 2 por um foguete Ariane 6 em 2031.

Notas e referências

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Bibliografia

Veja também

Artigos relacionados

links externos