Mission in Planung/EntwicklungNewATHENA – Röntgenbeobachtungen des frühen Universums
Start: 2038
Der Blick in den Weltraum zeigt uns Planeten, Sterne, Galaxien und Galaxienhaufen. Diese Strukturen haben sich aber erst im Laufe der Zeit entwickelt. Nach dem Urknall war die gesamte Materie gleichmäßig im Raum verteilt. Wie konnten sich aus einer homogenen Materieverteilung die Strukturen entwickeln, die heute existieren? Um das zu untersuchen, wird voraussichtlich 2038 das Röntgenteleskop NewATHENA (Advanced Telescope for High-ENergy Astrophysics) zu seiner Mission starten.
Es wird in die Vergangenheit des Universums blicken und helfen, seine Entwicklung zu verstehen. Es wird erforschen, wie riesige Strukturen wie Galaxiengruppen und -haufen entstanden sind und sich entwickelten. Dabei spielen supermassereiche Schwarze Löcher eine wichtige Rolle.
Schwarze Löcher ziehen aufgrund ihrer Schwerkraft gasförmige Materie aus ihrer Umgebung an, die sich in einer rotierenden Scheibe, der „Akkretionscheibe“, ansammelt. Durch Reibung der Teilchen erhitzt sich die Scheibe soweit, dass sie auch Röntgenstrahlung aussendet. Ein Teil der Materie strömt in Form von „Jets“ wieder senkrecht zur Scheibe vom Objekt weg. Man spricht von supermassereichen Schwarzen Löchern, wenn die Masse mehrere Millionen bis Milliarden Sonnenmassen umfasst. Wie sie entstehen, ist noch nicht vollständig geklärt – daher erforscht man, ob sie aus verschmelzenden Schwarzen Löchern, besonders schnellen Wachstumsphasen oder anderen unbekannten Mechanismen hervorgehen, um besser zu verstehen, wie sie die Galaxien entwickeln. Daher sind sie Gegenstand der aktuellen Forschung.
Schwarze Löcher sitzen heute im Zentrum vieler Galaxien. In Form von Strahlung und in Jets geben sie wieder Energie an ihre Umgebung ab. Von großer Bedeutung für die Strukturbildung sind aber auch Supernovae, Explosionen massereicher Sterne im Endstadium ihrer Entwicklung. Sie heizen das Gas im All auf und treiben kosmische Winde an. Viele chemische Elemente sind in Supernovae entstanden. Zu der Bildung der Materie-Strukturen aus dem Zusammenspiel solcher Prozesse gibt es noch viele offene Fragen.
Warum ein Röntgenteleskop?
Röntgenstrahlung wird bei Temperaturen von mehreren Millionen Grad Celsius ausgesendet. Solche Temperaturen treten auf in dem extrem dünnen Gas, das sich in überdichten Regionen wie Galaxienhaufen und Galaxiengruppen befindet und nur nachweisbar ist, da es sich über riesige Entfernungen erstreckt. Auch die Akkretionsscheiben um Schwarze Löcher werden so stark aufgeheizt, dass sie Röntgenstrahlung aussenden. Mit Röntgenteleskopen lässt sich das heiße Gas im Universum so sichtbar machen und kartieren.
Neben der Beobachtung großräumiger Strukturen liefert NewATHENA einzigartige wissenschaftliche Erkenntnisse über eine Vielzahl astrophysikalischer Objekte, wie Sterne, Doppelsternsysteme, Neutronensterne, Supernova-Überreste und Galaxien. Die Röntgen-Daten lassen sich durch Beobachtungen aus anderen Spektralbereichen (z. B. optisch, infrarot, ultraviolett) ergänzen, die durch andere Prozesse entstanden sind und so dazu beitragen, den Aufbau und die physikalischen Vorgänge in diesen Objekten zu entschlüsseln.
Das heiße Universum wird sichtbar
Das NewATHENA-Teleskop wird mit einer neuartigen Röntgenoptik und zwei Instrumenten ausgestattet: der Weitwinkelkamera Wide Field Imager (WFI) und dem Spektrometer X-Ray Integral Field Unit (X-IFU). Beide Instrumente sind anspruchsvolle Neuentwicklungen an der Grenze des technisch Machbaren. Der WFI wird großflächige Himmelsdurchmusterungen ermöglichen und dabei insbesondere die Entstehung und Entwicklung supermassereicher Schwarzer Löcher im frühen Universum untersuchen. Die X-IFU hingegen wird hochauflösende Röntgenspektroskopie des heißen Gases in Galaxienhaufen durchführen – sowohl in der nahen als auch in der weit entfernten kosmischen Umgebung.
In der Spektroskopie wird die Strahlung eines Objekt zerlegt – so wie es mit dem Sonnenlicht bei einem Regenbogen passiert. Wasser in der Erdatmosphäre bricht das Sonnenlicht in sein Farbspektrum auf. Die unterschiedlichen Farben des Regenbogens haben dabei eine unterschiedlich hohe Energie. Das blaue Licht hat eine höhere Energie als die Strahlung am roten Ende des Spektrums. Dieses Prinzip lässt sich auch bei der Untersuchung von kosmischen Strukturen wie Galaxien oder schwarzen Löchern anwenden, die Strahlung aussenden. Zerlegt man diese Strahlung in ihr Spektrum, zeigen sich bestimmte Farben und Linien. Diese Linien kommen zustande, da bestimmte physikalische Prozesse im aussendenden Objekt Strahlung in einer bestimmten Energiemenge erzeugen. Die Intensität und Breite der Linien im Spektrum verraten beispielsweise, wie häufig bestimmte Elemente in einem Objekt vorkommen, wie dicht oder turbulent ein Gas ist, oder unter welchen Bedingungen es entstanden ist. Die Analyse eines Spektrums ermöglicht somit die präzise Bestimmung von chemischer Zusammensetzung und Temperaturen des beobachteten Objekts. Zudem kann bestimmt werden, ob sich das Objekt auf uns zu oder von uns weg bewegt.
Deutsche Beiträge zur wissenschaftlichen Nutzlast von NewATHENA
Die WFI-Weitwinkelkamera wird unter Federführung des Max-Planck-Instituts für Extraterrestrische Physik (MPE) in Garching entwickelt und beigestellt. Im internationalen WFI-Konsortium sind neben den Universitäten Erlangen-Nürnberg und Tübingen auch Forschende aus Dänemark, Italien, Frankreich, Griechenland, Großbritannien, Österreich, Polen, Portugal, Schweiz, Tschechien und den USA vertreten.
Herzstück der Kamera sind Siliziumsensoren (DePFET – DEpleted P-channel Field Effect Transistor), die im Halbleiterlabor der Max-Planck-Gesellschaft entwickelt und gefertigt werden. In jedem Sensor wird das Signal in jedem Pixel bereits vorverstärkt und ausgelesen. Hierdurch werden Strahlungsschäden und Auslesefehler reduziert. Das Elektronik-Subsystem, das die Signale aus dem Detektor an Bord aufbereitet, wird durch das MPE gemeinsam mit der Universität Tübingen entwickelt.
Die Universität Erlangen-Nürnberg entwickelt eine Simulationssoftware für das Teleskop und seine beiden Instrumente. Dabei wird die komplette Kette, beginnend mit Eigenschaften astrophysikalischer Quellen, über die Teleskop-Optik, die Detektoren bis zur Analyse-Software berücksichtigt. Die Ergebnisse der Simulationen fließen in das Design der Subsysteme und den Nachweis der Leistungsfähigkeit des Teleskops ein. Teile der Die Software können im Betrieb zudem für die Auswertung und Interpretation der Daten genutzt werden.
X-IFU wird ebenfalls von einem internationalen Konsortium entwickelt, das unter französischer Leitung steht. Signifikante Beiträge kommen aus den Niederlanden, Italien und den USA. Daneben sind auch Belgien, Deutschland, Finnland, Polen, Schweiz, Spanien und Tschechien im Konsortium vertreten. X-IFU ist aus „Transition Edge Sensoren“ (TES) aufgebaut – supraleitenden Detektoren, die extrem empfindlich auf kleinste Temperaturänderungen reagieren. Supraleitende Materialien haben unterhalb einer sehr niedrigen, materialabhängigen Temperatur praktisch keinen elektrischen Widerstand, Strom kann hier quasi ohne Verluste fließen. Die TES werden um diese kritische Temperatur eingestellt. Wenn ein einzelnes Röntgenphoton vom Sensor absorbiert wird, steigt die Temperatur des Sensors minimal an, was zu einer messbaren Änderung des elektrischen Widerstands führt. Aus dieser Änderung des elektrischen Widerstands kann dann die Energie des Röntgenphotons sehr genau bestimmt werden. Dieses Prinzip erlaubt eine besonders präzise Energieauflösung, ideal für detaillierte Spektroskopie hochenergetischer Prozesse.
Als „Large Mission“ im Wissenschaftsprogramm Cosmic Vision der Europäischen Weltraumorganisation ESA soll NewATHENA 2038 gestartet werden. Beobachtet wird aus einem Orbit um dem L1, dem ersten Lagrangepunkt im Sonne-Erde System in 1,5 Millionen km Entfernung von der Erde in Richtung Sonne. Dieser Orbit zeichnet sich durch stabile thermische Verhältnisse (Sonne in der einen Richtung, Erde immer in der entgegengesetzten Richtung) und geringen Treibstoffverbrauch für den Satelliten aus.
Wie bei Wissenschaftsmissionen der ESA üblich, werden auch bei NewATHENA die Instrumente im Wesentlichen durch die nationalen Agenturen und Institute finanziert, während ESA für das Startsegment, die Satellitenplattform, den Satellitenbetrieb und hier auch für die Röntgenoptik verantwortlich ist. Die Deutsche Raumfahrtagentur im DLR koordiniert die Deutschen Beiträge mit Mitteln des Bundesministeriums für Forschung, Technologie und Raumfahrt (BMFTR).
Kenndaten der Mission | |
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Projektbeginn: | 2024 (Phase A) |
Masse des Satelliten: | ca. 6.800 kg |
Starttermin: | 2038 |
Trägerrakete: | ARIANE 64 |
Startort: | Kourou, Französisch Guayana |
Umlaufbahn: | Halo-Orbit um den ersten Lagrange-Punkt (L1) des Sonne-Erde-Systems, 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt |
Nominelle Missionsdauer: | 5 Jahre |
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Röntgenoptik (Silizium-Porenoptik) | |
effektive Fläche: | 1,1 m2 bei 1 keV (kilo-Elektronenvolt) |
effektive Fläche: | 9 Bogensekunden |
Brennweite: | 12 m |
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Instrumente | |
a) Wide Field Imager (Silizium DePFET Active Pixel Sensor) | |
Gesichtsfeld: | 40 x 40 Bogenminuten realisiert in vier Quadranten mit je 512 x 512 Pixel |
Pixelgröße: | 130 x 130 Mikrometer |
Zeitauflösung: | 2 ms |
Energiebereich: | 0,2 – 15 keV |
Energieauflösung: | 125 eV |
Ein zusätzlicher räumlich getrennter Sensor mit 64 x 64 Pixel und einer hohen Zeitauflösung von 80 Mikrosekunden ist für eine schnelle Auslese optimiert. | |
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b) X-ray Integral Field Unit
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Der Detektor ist zusammengesetzt aus ca. 1500 TES-basierten Micro-Kalorimetern. | |
Gesichtsfeld: | 4 Bogenminuten |
Energieauflösung: | 4 eV |
Energiebereich: | 0,2 – 12 keV |
Arbeitstemperatur: | 50 mK |
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