eROSITA

von P. Predehl (Workshop)

eROSITA (extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array) ist die erste Mission zur Durchmusterung des Himmels im mittleren Röntgenbereich. eROSITA ist eines von zwei Instrumenten auf dem russisch-deutschen Satelliten Spektrum-Röntgen-Gamma, welcher voraussichtlich im Jahr 2018 auf seine Umlaufbahn befördert wird. Das Projekt wird finanziert vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt, sowie von der Max-Planck-Gesellschaft und entsteht in Zusammenarbeit mit der russischen Raumfahrtagentur Roskosmos. Das Instrument eROSITA besteht aus sieben identischen Kameras und Spiegelmodulen. Vier Jahre lang soll damit der gesamte Himmel in einem Energiebereich von 0,5 bis 10 keV durchmustert werden und weitere drei Jahre wird geplant, zusätzliche Beobachtungen an ausgewählten Regionen und Punktquellen durchzuführen. Das Hauptziel von eROSITA ist es, sehr viele neue Galaxienhaufen zu entdecken. Damit wäre es möglich, genauere Aussagen über die Verteilung der Dunklen Materie und der Dunklen Energie im Universum zu treffen und auch verschiedene kosmologische Modelle zu testen.

 

Bild: eROSITA (P. Predehl, Vortrag Tübingen 2010)

Start: voraussichtlich Ende 2018 mit einer Sojus-2 Rakete

Energiebereich: 0,5 – 12 keV

 

Wissenschaftliches Ziel: Beobachtung von Galaxienhaufen, um Aussagen über die Verteilung von Dunkler Materie und Dunkler Energie zu treffen, sowie die Detektion von AGNs im lokalen Universum und von Gamma Ray Bursts, der diffusen Emission des interstellaren Mediums und der Untersuchung von sogenannten dust scattering halos.

 

 

Instrument:

An Bord des Satelliten Spektrum-Röntgen-Gamma wird sich sowohl eROSITA als auch ein zweites Instrument, ART-XC (Astronomical Roentgen Telescope – X-ray Concentrator) befinden. ART-XC wird in einem Energiebereich von 6 – 30 keV arbeiten und ergänzt somit den durch eROSITA abgedeckten Bereich hin zu höheren Energien.

 

Bild: Satellit Spektrum-Röntgen-Gamma

(P. Predehl, Vortrag Tübingen 2010)

 

 

 

 

eROSITA besteht aus sieben identischen, parallel ausgerichteten Wolter-I-Spiegelteleskopen. Jedes dieser Teleskope besitzt seine eigene fokussierende Optik und seinen eigenen Detektor. Die Detektoren sind Weiterentwicklungen der bei XMM-Newton verwendeten pnCCDs. Die sieben Spiegelmodule bestehen jeweils aus 54 ineinander geschachtelten Wolter-I-Spiegelschalen. Um bei geringen Reflexionswinkeln die effektive Sammelfläche zu vergrößern, werden die Spiegelschalen ineinander geschachtelt. Insgesamt soll eROSITA eine Höhe von 3,2 m bei einem Durchmesser von 1,9 m und einem Gesamtgewicht von 735 kg haben.

 

Bild: Spider-Wheel: Zur Stabilisation der Spiegel des eROSITA-Instrumentes

(P. Predehl, Vortrag Tübingen 2010)

 

 

 

Detektor:

Als Detektor wird ein framestore pnCCD-Detektor verwendet, der im Halbleiterlabor des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Neuperlach entwickelt wurde. Die eROSITA-CCDs sind jeweils auf einem 450 μm dicken Siliziumwafer implementiert, welcher im Betrieb vollständig depletiert ist.

 

 

Bild: links: Siliciumwafer (Pavlinsky et al. 2009), rechts: CCD (P. Predehl, Vortrag Tübingen 2010)

 

 

Die Pixelgröße beträgt 75 μm x 75 μm. Bei einer Pixelanzahl von 384 x 384 Pixeln ergibt sich somit eine Detektorfläche von 28,8 mm x 28,8 mm, welche als image-Bereich bezeichnet wird. Der Detektor ist im großen und ganzen relativ ähnlich zu dem von XMM-Newton, der größte Unterschied jedoch ist die Einführung eines framestore-Bereiches, welcher nochmals aus 384 x 384 Pixeln besteht und direkt an den image-Bereich angrenzt. Im Gegensatz zum image-Bereich ist dieser Bereich durch das Kameragehäuse und durch ein graded shield vor Röntgenstrahlung abgeschirmt. Nach einer Belichtungszeit von 50 ms werden die im image-Bereich in den jeweiligen Pixeln angesammelten Elektronen innerhalb von 200 μs zeilenweise sehr schnell in den framestore-Bereich verschoben. Dort werden diese dann von der Ausleseelektronik in weniger als 10 ms ausgelesen, ohne dass dieser Bereich währenddessen von weiteren Röntgenphotonen getroffen wird. Es wird damit verhindert, dass während des Auslesevorganges Photonen den falschen Pixeln zugeordnet werden. Der framestore-Bereich wird dann durch drei CAMEX-Chips (CMOS Amplifier and MultiplEXer) zeilenweise ausgelesen und die ausgelesenen Signale verstärkt. Daraufhin werden die Signale digitalisiert und zur weiteren Verarbeitung dem Bordcomputer übergeben.

 

 Bild: eROSITA PNCCD Detektor (Meidinger et al. 2009)

 

Der image-Bereich wird auf den CCDs durch einen 170 nm dicken Filter (aus Siliziumdioxid, Siliziumnitrid und aus einer Aluminiumschicht) vor UV- und optischer Strahlung abgeschirmt. Das CCD und die Auslese-Elektronik werden zudem von einem ein Protonenschild aus Kupfer mit einem graded-Z-shield geschützt. Um thermisches Rauschen zu verringern, wird die Temperatur konstant auf -80°C gehalten. Zur Kalibration während der Mission wird eine Fe55-Quelle vor das CCD gedreht.

 

 

Tabelle: Technische Werte von eROSITA:

Anzahl Spiegelmodule

7

Anzahl Spiegelschalen pro Modul

54

Gesichtsfeld

Winkelauflösung

<15‘‘ bei 1 keV

Energiebereich

0,5 – 12 keV

Energieauflösung

130 eV bei 6 keV

Grasp

1100 cm² bei 1.4 keV

Durchmesser eines Spiegelmoduls

358 mm

Fokallänge

1600 mm

Wissenschaftliche Ziele:

 

Bild: Im Plot ist der minimal messbare Fluss, der bei verschiedenen Durchmusterungen im Röntgenbereich erreicht wurde, gegen das Gesichtsfeld aufgetragen. (Pavlinsky et al. 2009)

 

Eine Stärke von eROSITA ist, dass man noch sehr kleine Flüsse messen kann. Dadurch kann man auch noch bei einem sehr großen Gesichtsfeld sehr schwache Quellen detektieren, wodurch man sich die Entdeckung vieler neuer Quellen, wie im nächsten Abschnitt beschrieben, erhofft.

 

 

Das wissenschaftliche Hauptziel von eROSITA ist es, genauere Aussagen über die Verteilung von Dunkler Materie und Dunkler Energie zu treffen. Dazu sollen ca. 100 000 Galaxienhaufen während der vierjährigen Durchmusterung des gesamten Himmels detektiert werden. Diese Galaxienhaufen bestehen aus bis zu 1000 Galaxien, welche ungefähr 2% der Masse ausmachen, aus 11% Intracluster-Medium und zu ca. 87 % aus Dunkler Materie. Sie sind gravitativ gebunden und daher hervorragend geeignet um die Form und die Entwicklung großräumiger Strukturen im Universum zu untersuchen. Man kann Galaxienhaufen sehr gut im Röntgenbereich beobachten, da das heiße Intracluster-Gas nach dem Planckschen Strahlungsgesetz hauptsächlich thermische Röntgenstrahlung emittiert.

 

Beobachtet man solch großräumige Strukturen, so kann man Aussagen über den Ursprung, die Geometrie und die Entwicklung des Universums machen. Die Entstehung und Entwicklung hängt von der Schwerkraft und somit von der Verteilung der Dunklen Materie ab, während die Dunkle Energie die zeitliche Entwicklung der räumlichen Verteilung beeinflusst.

 

Ein weiteres Ziel ist die Detektion von Aktiven Galaxienkernen (AGNs) im lokalen Universum. Aus der Entwicklung der AGN-Population können Rückschlüsse auf die Beschaffenheit des frühen Universums gezogen werden. Man vermutet viele, bislang noch unentdeckte Schwarze Löcher in umliegenden Galaxien, die durch eROSITA entdeckt werden könnten.

 

Durch Beobachtung von dust scattering halos wird man versuchen, neue Ergebnisse über die chemische Zusammensetzung des interstellaren Staubes zu erhalten. Diese Halos entstehen, wenn das Röntgenlicht an Staubkörnern im interstellaren Medium unter flachem Winkel gestreut wird.

 

 

Tübinger Beitrag zu eROSITA:

Das IAAT Tübingen ist hauptsächlich am Bau und an der Entwicklung von folgenden Modulen beteiligt:

 

 

  • Elektronik Boxen: Jede der eROSITA Kameras besitzt eine eigene Elektronik Box. Diese Boxen bestehen aus Aluminium. Es gibt sieben Elektronik Boxen für die jeweiligen Kameras und zwei zusätzliche Boxen um die Daten weiterzuleiten. Das IAAT arbeitet gerade an der ersten Version dieser Boxen.
  • Sequenzer Vorbereitung: Zur Ansteuerung der Elektronik wird ein Sequenzer benötigt. Das IAAT war dabei an der Vorbereitung für den eROSITA-Sequenzer beteiligt.
  • Simulationen zum Detektorhintergrund: Abschätzungen zur Performance der Kamera im Bezug auf den Hintergrund der durch Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit dem Satelliten im Orbit entsteht
  • Messungen zur Reflektivität von Protonen an den Spiegeln von eROSITA

 

 

Bild: Unterseite des Teleskopes eROSITA mit den gut erkennbaren Kameras und Elektronik Boxen. Die beiden Boxen rechts hinten dienen zur Datenweiterleitung.

(P. Predehl, Vortrag Tübingen 2010) 

 

Nationale und internationale Zusammenarbeit:

  • Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

  • Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)

  • Russische Raumfahrtagentur Roskosmos

Quellen

  • Diplomarbeit von Gabriele Warth, Uni Tübingen

  • Predehl et al. 2010, Pavlinsky et al. 2009, Böhringer 2008, Hasinger et al. 2006, Meidinger et al. 2009

    (P. Predehl, Vortrag Tübingen 2010)


 

Letztes Update 08/2017: Eva Laplace, Chris Tenzer