International X-ray Observatory

Das International X-Ray Observatory (IXO) war ein gemeinsames Satelliten-Projekt der ESA, NASA und JAXA, das aus den Missionen XEUS (ESA) und Constellation-X (NASA) hervorgegangen ist. Herausragendes Merkmal war dabei die Kombination einer Wolter-Optik mit großer Sammelfläche, einer ausfahrbaren optischen Bank und sechs verschiedenen Instrumenten, die auf einer schwenkbaren Plattform je nach Beobachtungsanforderungen in die Fokalebene gebracht werden konnten. Die effektive Sammelfläche des Spiegelmoduls sollte dabei mehr als eine Größenordnung höher sein, als die von momentan laufenden Röntgenmissionen. Kombiniert mit der hohen spektralen und zeitlichen Auflösung einiger Instrumente sollte dies zu einer enormen Bandbreite für neue Entdeckungen führen. Am IAAT wurden seit 2004 Testaufbauten für die Detektorprototypen (zunächst für XEUS) der Mission betrieben und Elektronik entwickelt und getestet. Im März 2011 wurde die Zusammenarbeit bei dieser Mission von ESA, NASA und JAXA nach Zurückstufungen von IXO im NASA Zeitplan beendet. Die ESA untersucht nun bis März 2012 die Möglichkeit, eine reduzierte Version von IXO unter dem Namen ATHENA selbst zu finanzieren.

 

Abb. 1: Abbildung von IXO vor einer Aktiven Galaxie (Computergrafik: ESA)

Start:  IXO sollte 2021 entweder mit Hilfe einer NASA EELV oder einer ESA Ariane V Rakete in eine L2 Halo-Umlaufbahn gebracht werden.


Energiebereich: Röntgenstrahlung 0.1 - 40 keV


Wissenschaftliche Ziele: Die Ziele von IXO wurden entlang von zwei recht allgemein formulierten Ziele des "Cosmic Vision"-Programms der ESA definiert: Was sind die fundamentalen Gesetze des Universums? und Woraus besteht das Universum und wie ist es entstanden?. IXO sollte dazu im Röntgenbereich vor allem Aktive Galaxien und Galaxienhaufen in großer Entfernung beobachten, sowie stellare Schwarze Löcher und Neutronensterne in lokalen Doppelsternsystemen vermessen um sowohl die Entwicklung des Universums auf großen Skalen wie auch die Physik unter extremen Bedingungen (hohe Dichte, starke Gravitation, relativistische Effekte) zu erforschen.  

 

Andere wissenschaftliche Ziele waren: 

  • Suche nach supermassiven Schwarzen Löchern bis hin zu einer Rotverschiebung von z=10

  • Erforschung von Galaxienhaufen

  • Suche nach den fehlenden Baryonen im All 

  • Beobachtung des Prozesses, bei dem die schwarzen Löcher ihre Energie auf galaktischer und intergalaktische Ebene abgeben (cosmic feedback)

  • Einschränkung der Zustandsgleichung von Neutronensternen

 

Instrumente

Der Aufbau des Satelliten besteht aus drei Hauptbauteilen: Spiegelmodul, Ausfahrbare Optische Bank und Instrumentenplattform. Im Folgenden wird näher auf das Spiegelmodul und die einzelnen Instrumente eingegangen.

                                                  

                                                          Abb. 2: Interner Aufbau und Strahlengang von IXO

 

Spiegelmodul

Ein Spiegelmodul mit einem Durchmesser von 3 Metern und einer Fokallänge von 20 Metern sorgt für die effektive Fläche von 3 m2 bei 1.25 keV, 0.65 m2 bei 6 keV und 0.150 m2 bei 30 keV, die für IXO vorgesehen war. Die Winkelauflösung liegt bei 5 arcsec. Es ist ein Spiegel mit einer hohen effektiven Fläche-zu-Masse Beziehung 20cm2/kg nötig, um diese große effektive Fläche zu erreichen, ohne dass das Startgewicht zu hoch wird. 

 

Es wurden zwei unterschiedliche Technologien entwickelt um das Spiegelmodul zu realisieren:

 

Mehrteilige, thermisch geformte Glasspiegel (Abbildung 3):

  • Hauptmaterial: Iridium beschichtetes mehrteiliges Glas
  • 361  verschachtelte Paare aus konzentrischen Zellen, die in Segmente geteilt sind
  • Segmente in 3 konzentrischen Ringen aufgebaut, jedes Segment  in 60 Module aufgeteilt
  • jedes Modul beinhaltet etwa 120 Spiegelsegment Paare
  • der Bereich oberhalb 10 keV wird durch ein 30 arcsec HPD Spiegelmodul abgedeckt; dieses ist in der Mitte des Moduls angebracht

 

 

 

                                                                                                                                 Abb. 3: Slumped Glass Optics

 

 

 

Silikon Poren Optik (SPO) (Abbildung 4):

  • Hauptmaterial: qualitativ hochwertige 1 mm dicke Siliziumwafer
  • 6 cm breite, rechteckige Segmente werden gestapelt
  • eine Seite jedes Elements wird entweder durch Ätzen oder Mikrobearbeitung mit keilförmigen Rillen versehen
  • die andere Seite ist mit einer metallischen Schicht bedampft, die Röntgenstrahlung reflektiert
  • Segmente sind auf eine azimuthal gekrümmte Spindel geschichtet und verbunden
  • jeweils zwei Blöcke ergeben ein Modul
  • 236 Module ergeben ein "Blütenblatt", 8  solcher "Blütenblätter" bilden den kompletten Spiegel

 

                                                                                                                                 Abb. 4: Silicon Pore Optics

Instrumentmodul

  • fixierter Sonnenschutz
  • bewegliche Instrumenten Plattform (MIP) mit den folgenden Instrumenten:
  1. X-ray Microcalorimeter Spectrometer (XMS)
  2. Wide Field Imager/Hard X-ray Imager (WFI/HXI)
  3. High Time Resolution Spectrometer (HTRS)
  4. Imaging X-ray Polarimeter (XPOL)
  5. fixierte Instrumenten Plattform mit dem X-ray Grating Spectrometer (XGS)

 

 

 

 

 

                                                                                                                                    Abb. 5: IXO Instrument Modul

 

 

Wie bereits erwähnt, beobachtet immer nur eines der Instrumente auf der beweglichen Instrumentenplattform, während die anderen ausgeschaltet sind. Das X-ray Grating Spectrometer (XGS) auf der festen Plattform, welches einen Teil des Strahls auffängt und vom Spiegel auf die CCD Kamera streut, kann jedoch gleichzeitig benutzt werden.

Table 1: Eigenschaften der Instrumente
InstrumentBandpass (keV) PSF (arcsec)FOV (arcmin)Energie Auflösung (eV@keV)Science Driver
XMS innen0.3-1252*22.5@6Galaxien Haufen
XMS aussen0.3-1255*510@6Galaxien Haufen
WFI0.1-15518 diam150@6SMBH Survey
HXI10-40308*81000@30SMBH Spin
XGS0.3-15N/AE/ΔE=3000Cosmic Web
HTRS0.3-10N/AN/A150@6NS EoS
XPOL2.0-1062.5*2.51200@6SMBH Spin

 

         

X-ray Microcalorimeter Spectrometer (XMS)

Das XMS besitzt eine hohe spektrale Auflösung. Es ist damit zu bildgebender Spektroskopie über einen breiten Energiebereich fähig. Es besteht aus einem Array von Mikrokalorimetern, die jedes einfallende Röntgenphoton in Wärme umwandeln und deren Energien dann mit sehr präziser Temperaturmessung erfasst werden können (Superconducting Transition-Edge Sensors).

Die Fokalebene des Instrumentes besteht im Innern aus einem 40*40 Array mit 300*300 μm Pixeln, die eine spektrale Auflösung von 2,5 eV bei 6 keV besitzen. Um das Innere herum befindet sich ein 52*52 Array mit 600*600 μm Pixeln und einer Auflösung von etwa 10 eV.

Für die Pixel werden Mo/Au supraleitende Doppelschicht-Filme verwendet. Die Elemente, die die Röntgenstrahlen absorbieren, werden mit Hilfe von Au/Bi Galvanik-Filmen geformt.

Ein Continous Adiabatic Demagnetization Refrigerator (CADR) und ein mechanischer Cryokühler sorgen für die benötigte intensive Kühlung.

Wide Field Imager/Hard X-ray Imager (WFI/HXI)

Die beiden Detektoren WFI und HXI sind beide in einem Instrument vereinigt.

Fig. 6: WFI and HXI


 

Der WFI ist ein bildgebendes Röntgenspektrometer mit einem FoV von 18 arcmin Duchmesser. dadurch können Bilder und Spektren im 0.1-15 keV Bereich erzeugt werden. Die Energieauflösung ist fast Fano-beschränkt, was bedeutet, dass die Energieauflösung durch das statistische Rauschen im Bezug auf die Zahl der Quasi-Teilchen, die nach der Absorption eine Photons erzeugt werden, begrenzt wird. So erhält  man eine Energieauflösung von: 50 eV bei 300 eV ; <130 eV bei 5.9 keV.  Eine 100*100 μm Pixelgröße und insgesamt eine Million Pixel erlauben ausgezeichnete Abbildungsqualität.

Die Schlüsselkomponente des WFI ist der DEPFET (Depleted P-channel Field Effect Transistor) Active Pixel Sensor (APS), der eine schnelle und rauscharme Auslese erlaubt.                                                                                                     

Der HXI ist ein 5*5 cm doppelseitiger Strip-Detektor aus Cadmium Tellurid, der hinter dem WFI sitzt und gleichzeitig mit diesem Beobachtungen durchführen kann. Er hat eine fast 100% Detektionseffizienz bis zu 40 keV. Der HXI wird eine Energieauflösung von mehr als 1 keV (FWHM) bei 30 keV und ein FoV von 8*8 arcmin besitzen.

Um den Hintergrung zu unterdrücken sind fünf Seiten des Imagers von einer aktiven Antikoinzidenz Abschirmung umgeben.

High Time Resolution Spectrometer (HTRS)

Das HTRS wird  präzise Zeitmessungen von hellen Röntgenquellen erlauben. Es kann Quellen, deren Flüsse im 0.3–10 keV Band bei 106 Counts pro Sekunde liegen, ohne Totzeit bei einer moderaten spektralen Auflösung (200 eV FWHM bei 6 keV) beobachten. Das HTRS ist eine Anordnung von 31 Silicon Drift Dioden (SDD), die außerhalb des Fokusses platziert sind, so dass der vom Spiegel fokussierte Strahl über die ganze Anordnung verteilt wird.

 

Imaging X-ray Polarimeter (XPOL)

XPOL ist ein bildgebendes Polarimeter, mit einer Polarisationsempfindlichkeit von 1% für eine Quelle mit 2–6 keV und einem Fluss von 5 × 10-12 ergs cm-2 s-1 (1mCrab). XPOL verwendet einen fein gerasterten Gas-Pixel-Detektor um die Spuren der Photoelektronen aufzuzeichnen, die von den einfallenden Röntgenstrahlen erzeugt wurden und um die Richtung des primären Photoelektrons festzustellen, das Informationen über die Polarisation der einfallenden Strahlung enthält.

 

XPOL hat zudem auch gute spektrografische Eigenschaften und eine Zeitauflösung von wenigen μs. Das FoV ist 2.5*2.5 arcmin groß.

 

X-ray Grating Spectrometer (XGS)

Das XGS ist ein dispersives, hoch auflösendes Spektrometer, dass eine spektrale Aulösungskraft von 3000 (FWHM) im Bereich von 0.3 bis 1.0 keV hat.

Es besteht aus Gitteranordnungen, die einen Teil des konvergierenden Strahls abfangen und die Röntgenstrahlen auf ein CCD Array streuen. Es gibt zwei verschiedene Gittertechnologien um das Risiko zu minimieren. Bei einer der beiden Realisierungsmöglichkeiten werden sogenannte Critical Angle Transmission (CAT) Gitter verwendet, während bei der anderen Herangehensweise Off-Plane Reflection Gitter (OPG) verwendet werden.

Es wird ein CCD Array im Photonen-Zähl-Modus benutzt um die feinstverteilten Spektren abzubilden und auszulesen. Die CCD Detektoren liefern eine Auflösung, die besser ist, als die erwartete Auflösung von 80 eV, die für die Mehrfach-Beugung durch beide Arten von Gittern enstehen soll.

  

Alle Instrumente befinden sich zu diesem Zeitpunkt (06/2011) noch in der Entwicklungs- und Testphase.

 

Die Umlaufbahn

IXO soll entweder mit Hilfe einer Ariane 5 ECA oder einer Atlas V 551 starten, in Richtung eines Halo-Orbits um den 2. Lagrange Punkt (L2) des Sonne-Erde Systems. Die Hauptvorteile dieser Umlaufbahn sind die sehr stabile thermische Umgebung sowie die minimale Abschattung durch die Erde oder den Mond. Der Transfer von der Erde bis in die endgültige Umlaufbahn um L2 wird etwa 3½ Monate dauern. Die große Halbachse der Umlaufbahn erstreckt sich über 800 000 km.

In der gewählten L2 Umlaufbahn ist es möglich, dass die ganze Zeit über die gleiche Seite des Satelliten in Richtung Sonne zeigt. Um allerdings den momentanen Anwendungsbereich von IXO zu erweitern, wurde der Satellit für einen Tiltwinkel von bis zu 20 Grad gemacht. Demzufolge kann das IXO Teleskop zu jeder Zeit einen 40 Grad weiten Winkel des Himmels in Richtung aller ekliptischen Längengrade ansteuern. Zusätzlich wurde der Satellit so gebaut, dass ein Rollwinkel von bis zu  ± 10 Grad möglich ist , so dass die Beobachtungbedingungen für das X-ray Grating Spectrometer (XGS)  optimiert werden können um off-axis Quellen zu vermeiden.

 

 

Tübinger Beteiligung an IXO

Das IAAT (Institut fuer Astronomie und Astrophysik Tübingen) war bei IXO sowohl am Wide Field Imager (WFI, PI: Lothar Strüder, MPE) als auch am High Time Resolution Spectrometer (HTRS, PI: Didier Marret, CESR) beteiligt. Parallel dazu wurden für IXO umfangreiche Monte-Carlo-Simulationen der maximalen Photonenraten durchgeführt, die anhand von Labormessungen an einem vom MPI-Halbleiterlabor bereitgestellten Prototypdetektor experimentell überprüft wurden, sowie zum Detektorhintergrund. Die Performance von IXO bei der Beobachtung von kHz-QPOs und breiten Eisenlinien von LMXRBs wurde mit Simulationen untersucht.

Beteiligte Personen: Christmann, Distratis, Gebhardt, Loebell, Maier, Martin, Mück, Kendziorra, Perinati, Santangelo, Schanz, Tenzer, Wende

Links & Quellen