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Röntgenstrahlen Satelliten Teil 2

Einführung

Dieser Artikel befasst sich mit den astronomischen Satelliten die Röntgen und Gammastrahlen detektieren, also Typen die Strahlung sehr hoher Energie nachweisen, die man auf der Erde nie nachweisen kann, weil uns unsere Atmosphäre vor ihr schützt. Die ersten Experimente solche Strahlung nachzuweisen gehen zurück bis in die späten 40 er Jahre, als man Röntgendetektoren an Bord von V-2 Raketen kurze Zeit über die Atmosphäre brachte und dabei entdeckte, dass die Sonne eine sehr starke Röntgenquelle ist. Bis zu Bau der ersten Satelliten vergingen jedoch noch einige Jahre.

Dies ist der zweite Teil dieser Serie. Teil 1 behandelt die Satelliten die biss 1990 gestartet wurden. Dieser Teil die danach gestarteten.

Technische Anforderungen

Röntgen und Gammastrahlen sind sehr durchdringend. Das weiß jeder, deswegen nutzt man sie auch zum Untersuchen des Körperinneren. Gammastrahlen kann man nicht irgendwie bündeln. Sie sind extrem durchdringend und dies muss man beim Bau von Detektoren beachten.

Röntgenstrahlen sind dagegen bündelbar, nicht so wie optisches Licht, aber dies erlaubt es Aufnahmen zu machen. Der deutsche Experimentalphysiker Hans Wolter entdeckte, dass Röntgenstrahlen beim streifenden Kontakt (< 2 Grad) zu extrem glatten Oberflächen von diesen reflektiert werden. Ordnet man derartige Oberflächen in bestimmten Krümmungsradien an, so werden Röntgenstrahlen wie Licht fokussiert. Diese Konstruktion wird seitdem "Wolter Teleskop" genannt und besteht aus mehreren Ringen konzentrischer Kreise. Beim deutschen Röntgensatelliten waren es insgesamt 4 mit 8 Spiegeln. (Bild links). Je mehr Spiegel man einsetzt, desto mehr Strahlen werden reflektiert, desto mehr Öffnungsfläche nutzt man. So hat XMM als letzter europäischer Röntgensatellit schon 58 Spiegel pro Teleskop.

Die Anforderungen an den präzisen Bau sind enorm. Die mit einer 50 nm dicken Goldbeschichtung versehenen Spiegel von ROSAT müssen eine Oberflächenrauhigkeit von 0.3 nm (entsprechend dem Durchmesser von 3 Wasserstoffatomen) unterschreiten. Die Abweichung der Spiegelposition muss sogar kleiner als 0.1 nm von der Sollposition sein.

Detektiert wurden Röntgenstrahlen zuerst von Einzeldetektoren, später begann man Chips wie CCD Elemente für optische Instrumente herzustellen. Ein "Spinn-Off" von ROSAT war z.B.. der erste Chip der Röntgenstrahlen detektieren und als Bild sichtbar machen konnte. er zog relativ rasch in den Klinik Alltag ein und heute macht sogar mein Zahnarzt seine Röntgenaufnahmen nicht mehr mit Film. Als Nebenprodukt sind die Bilder von neueren Observatorien wie Chandra auch fast vergleichbar optischen Aufnahmen.

Im elektromagnetischen Spektrum spricht man von Röntgenstrahlen bei einer Energie von 100 eV bis 250 keV, das entspricht einer Wellenlänge von 5 pm - 10 nm. Der obere Bereich ist relativ gut abgegrenzt an das Extreme UV, der untere ist Bereich grenzt an den Gammastrahlenbereich und hier gibt es verschiedene Definitionen wo diese anfangen.

ROSAT

RosatIn den fünfziger Jahren wurde von dem deutschen Ingenieur Wolter Deutschland die Technologie erfunden, mit der man Röntgenstrahlen an flachen Oberflächen reflektieren und bündeln kann. Dadurch ist es möglich ist auch für Röntgenstrahlung ein Teleskop zu bauen. Sehr bald entwickelte sich Carl Zeiss zu einem der führenden Hersteller solcher Optiken und lieferte diese auch für die amerikanischen Satelliten der HEAO Serie. So war es nur folgerichtig, das Deutschland auch einen Röntgensatelliten startete. ROSAT wurde vom MPE 1975 vorgeschlagen und 1983 von dem BMFT genehmigt. Ursprünglich war ein Tonnen schwerer Satellit geplant und man befürchtete dass dieser nicht zu finanzieren wäre - doch straffes Projektmanagement führten zu einem relativ preiswerten Satelliten. Der deutsche Anteil betrug bis zum Start 260 Millionen DM. Dazu kamen Beteiligungen von England, welche eine Kamera im UV beisteuerte welches den Wellenlängenbereich nach oben hin abrundete und den USA welche den Start umsonst durchführten für die Mitnahme einer verbesserten Version von HEAO-2 HRI Detektors.

ROSAT ist der größte bislang in Deutschland gebaute Satellit. Er wog 2426 kg, davon entfielen alleine für die Nutzlast 1550 kg. Ein 12 m² großes Solarpanel lieferte 1000 W Strom. Der Spitzenverbrauch betrug 607 Watt. Pro Tag lieferte der Satellit 700 MBit an Daten. Ohne das Solarpanel hatte er Abmessungen von 2.13 x 2.45 x 4.50 m. Im Orbit ist er mit entfaltetem Panel 2.3 x 4.7 x 8.9 m groß.

ROSAT sollte ursprünglich am 30.10.1987 mit einem Space Shuttle starten, doch die Explosion der Challenger verzögerte den Start und machten eine Anpassung an eine Delta notwendig. (Mit dem Space Shuttle wäre er erst 1994 gestartet worden). Letztes erforderte zwar eine Anpassung des Satelliten, dieser gelangte dafür auf eine 580 km hohe anstatt nur 475 km hohe Bahn. Dadurch war die Periode im Erdschatten geringer und es gab längere Kontakte zur 15 m Bodenstation in Weilheim (Jeweils 6 mit je 8 Minuten Dauer pro Tag). Die Bahn war um 53 Grad zum Erdäquator geneigt. Der Start erfolgte am 30.6.1990.

ROSAT ist der letzte Röntgensatellit der den gesamten Himmel durchmusterte, alle folgenden Missionen bauen auf ROSAT auf und untersuchen nur noch einzelne Quellen - dafür mit höherer Empfindlichkeit und Auflösung.

Hauptinstrument ist ein 84 cm großes Wolter Teleskop mit 2.4 m Brennweite. Es konnte im Scan Mode auf 30 Bogensekunden genau ausgerichtet werden und für die Beobachtung von Punktquellen sogar auf 10 Bogensekunden genau. Die Auflösung beträgt etwa 5 Bogensekunden. Gegenüber dem direkten amerikanischen Vorgänger HEAO-2 "Einstein" ist dieses Teleskop etwa 5 mal empfindlicher. Angeschlossen daran ist ein Detektor zur Energieauflösung und eine Hochauflösende Kamera. Sie arbeiteten zwischen 0.1 - 2 keV Energie (0.6 nm- 10 nm Wellenlänge). Das Teleskop war hinsichtlich Seiner Anforderungen an Oberflächengenauigkeit (wichtig für die exakte Bündelung der Strahlung und damit die örtliche Auflösung und Empfindlichkeit) und der Leichtgewichtigkeit eine Herausforderung für die Deutsche Industrie. Schott fertigte die Spiegelsegmente aus Zerodur, einer Glaskeramik die auch für Kochfelder verwendet wird und praktisch keinen Wärmeausdehnungskoeffizienten besitzt und Carl-Zeiss in Oberkochen polierte die Spiegel auf eine Genauigkeit von 100 nm in der Form und 0.3 nm in lokalen Unebenheiten, was dem Instrument den Guinness Buch Eintrag für die glatteste Oberfläche einbrachte. Damit war eine Ortsauflösung von 5 Bogensekunden möglich - doppelt so hoch wie beim Einstein Observatorium, obgleich er Satellit erheblich leichter als dieses war.

Zwei Röntgenstrahlendetektoren hatte der Satellit an Bord. Den deutschen Position Sensitive Proportional Counter (PSPC): Ein mit Argon, Xenon und Methan gefüllter Proportionalzähler. Detektoren war ein feines Drahtnetzmit 120 Mikrometern Abstand zwischen zwei Drähten die als Kathoden fungierten. Neben diesen beiden Kathodennetzen gab es eine negativ geschaltete Anode. Die ionisierten Gasteilchen induzierten eine Spannung. Deren Ort man durch die Drähte genau bestimmen konnte und so eine Ortauflösung von 5 Bogensekunden erreichte. Das Einlassfenster war aus einer dünnen Polyethylenfolie gebildet welches durch ein Drahtgeflecht versteift wurde. Ein elektrisch leitender Graphitüberzug verhinderte eine Aufladung durch energetische Teilchen und falsch positive Signale durch UV Strahlung. Vetozähler an den 5 Wänden erfassten Teilchen und Strahlung von der Seite. Ihr Signal wurde von dem Innensignal subtrahiert und so der störende Hintergrund um 99 % reduziert. Durch Wahl der Spannung zwischen Anode und Kathode konnte man eines von 4 Energiebändern zwischen 0.1 und 2.4 keV Energie vorgeben. Ein Filterrad mit 4 Positionen erlaubte weitere Messungen. Neben der normalen Öffnung gab es einen Borfilter der im langwelligen Bereich zwei weitere Frequenzbänder ermöglichte. Die beiden anderen Positionen waren Geschlossen und Vorschaltung einer Kalibrationsquelle mit 3 radioaktiven Isotopen. Der letzte PSPC Detektor zur Energieauflösung fiel im Juni 1994 aus als der Gasvorrat aufgebraucht war.

Der HRI der NASA verwandte Microchannelplates (MCP) als Detektoren, Festkörperdetektoren aus Silizium welche durch eine angelegte Spannungen aus Ionen einen Elektronenschwall mit einer Verstärkung von 100 Millionen machte. Die Auflösung betrug 25 Mikrometern und war damit noch besser als beim PSPC, jedoch mit geringerer Empfindlichkeit und geringerer Energieauflösung. Eine UV Quelle diente zur Flugkalibrierung.

Dazu kommt ein kleineres britisches Teleskop für Untersuchungen im extremen UV es arbeite 0.04 und 0.2 keV Energie (6-30 nm Wellenlänge). Auch hier waren Detektoren zwei Microchannelplates. Ihr Gesichtsfeld betrug 4 Grad. Sie war Parallel zum Röntgenteleskop befestigt.

Die Elektronik besteht aus 300 Platinen, verwendet wurden vor allem 8086 Mikroprozessoren. Etwa ein Drittel war für die grundlegenden Systeme verantwortlich, der Rest für die Instrumente. Alle Systeme waren redundant ausgelegt und verfügten über Automatische Umschaltung bei Systemausfall. Insgesamt 20000 Zeilen Code umfasste die Software. Die Lageregelung erfolgte durch zwei CCD Kameras die einmal pro Sekunde abgefragt wurden und deren Bilder mit einem Katalog von Sternen im Bordcomputer verglichen wurden. Verändert wurde die Lage durch 3 Kreisel in X,Y und Z Achse. Zum periodischen entdrallten der Kreisel gab es 3 Elektromotoren die als Anker für das irdische Magnetfeld fungierten und so den Satelliten drehten wenn sie aktiviert wurden, was zum Entdrallen der Kreisel führte. Die Ausrichtungsgenauigkeit betrug 10 Bogensekunden - die angestrebte Genauigkeit erreichte man erst am Boden als man die Daten der Sternkameras mit denen der Röntgenkameras korrelierte.

Der Orbit von ROSAT war so angelegt worden, dass er sich um 1 Grad pro Tag verschob und man innerhalb von 180 Tagen den gesamten Himmel erfassen konnte. Ein Objekt konnte bei diesem Orbit etwa 2 Tage lang beobachtet werden. Dies waren die beiden Beobachtungsmodi des Satelliten. Er war fähig sich sehr schnell neu zu orientieren und konnte innerhalb von 15 Minuten um 180 Grad gedreht werden.

Diesen Modus sollte der Satellit die ersten 6 Monate einnehmen um den ganzen Himmel abzutasten und zu kartieren. Dies begann am 1.8.1990. Ein Ausfall des Lageregelungssystemes am 25.1.1991 führte fast zum Verlust des Satelliten. Ursache war eine Entladung in einem Teil des Lageregelungssystems durch eine Sonneneruption.. Nach 2 Wochen konnte der Betrieb wieder aufgenommen werden. Durch den Zeitverlust konnte die Kartierung erst im Sommer abgeschlossen werden. Da der Satellit kurzzeitig zur Sonne schaute waren ein Filter des britischen Weitwinkelkamera und ein Proportionalzähler zerstört. Danach arbeitete der Satellit mit dem Reservezähler.

Es entdeckte ROSAT bis Ende 1991 bei einer Durchmusterung 80.000 Röntgenquellen - HEAO-2 brachte nur 840 zu Tage. Danach schlossen sich ausgedehnte Einzelbeobachtungen an. Schon am 12.5.1991 fiel der Y-Kreisel aus. Schon im November 1990 war eine der beiden Sternkameras zur Ausrichtung ausgefallen. Dies konnte man noch durch ein Softwareupdate auffangen. Der Kreiselausfall beschränkte die Beobachtung von 30 auf 1 Quelle pro Tag. Man nutzte diese Zwangspause für die Suche nach sehr schwachen Röntgenquelle welches sehr lange Belichtungszeiten erforderte. Nach 5 Monaten hatte man einen neuen Modus etabliert, der ohne den Y-Kreisel auskam. Nach 2 weiteren Jahren fiel dann am 17.11.1993 der Z-Kreisel aus und man nutzte nun die Sonnensensoren und Magnetfeldsensoren für die Lagebestimmung und Regelung. Das schuf ein neues Lageregelungssystem welches es so bisher noch nicht gab (und einen Anschlussauftrag seitens INTELSAT für ihre nächste Satellitengeneration einbrachte). Nur im Erdschatten waren wegen des Bezugspunktes Sonne nun keine Schwenks mehr möglich. Nach dem Ausfall des PSPC im Juni 1994 arbeitete der Satellit mit dem HRI alleine weiter - weitere 5 Jahre. Gefordert war nur eine Betriebszeit von 18 Monaten.

Insgesamt erfolgten bis Ende 1994 Einzeluntersuchungen an 5000 Objekten. Die Zahl der gefundenen Röntgenquellen erreichte 130.000 bis zum Missionsende. ROSAT erbrachte sogar den Nachweis von Röntgenstrahlung auf dem Mond und in Kometen! Bis Ende 1998 war die Finanzierung gesichert. Im Februar 1999 wurde er abgeschaltet. Nebenprodukte von ROSAT waren Detektoren für Röntgenstrahlung (für Medizin und Materialwissenschaften sehr nützlich) und ein Verfahren um Hautkrebs anhand von Aufnahmen mit einer Verlässlichkeit von 90 % zu erkennen, gegenüber einer Quote von 75 % bei Allgemeinärzten.

Das Vermächtnis 560 Millionen DM teuren ROSAT ist eine vollständige Durchmusterung des Himmels in hoher Auflösung und zahlreiche Einzeluntersuchungen. Die Nachfolger XMM (ESA) und Chandra (NASA) werden durch empfindliche Detektoren eine höhere Empfindlichkeit (XMM) oder höhere Auflösung (Chandra) besitzen, jedoch nicht mehr den gesamten Himmel durchsuchen.

ASCAASCA

Der japanische ASCA Satellit (ursprünglicher Name Astro D) wurde am 20.2.1990 mit einer My M-3SII in einen 523-613 km hohen Orbit mit einer Bahnneigung von 31.1 Grad gestartet. Seine Aufgabe war die Beobachtung im Bereich von 1-12 keV Energie mit besonderem Augenmerk auf die Spektroskopie im Eisen.-K Band bei 6.1-6.2 keV Energie. Weiterhin sollten ausgedehnte Objekte wir Supernova Überreste und Galaxien abgebildet werden. Der Satellit wog 420 kg und die beiden Solarpanel lieferten beim Start 603 Watt an Strom. Er besteht aus einer Doppelzylinder Struktur bei der das Röntgenteleskop auf der Satellitenstruktur sitzt.

Instrumente waren 4 Detektoren an vier parallel angeordneten Röntgenteleskopen mit aktiven Flächen von 1300 cm² bei 1 keV und 600 cm² bei 6-7 keV. Die NASA beteiligte sich durch das Gitter für das Spektroskop und die Dünnflim Spiegel sowie zwei CCD Detektoren, Japan baute den Satelliten und die beiden Proportional Gasentladungsdetektoren Zähler. Die NASA bekam dafür während der ersten 8 Monate 15 % der Beobachtunsgzeot. Weitere 25 % der Beobachtungszeit gab es für gemeinsame Beobachtungen Japans und der USA.

2 Teleskope mit den abbildenden Detektoren des MIT bildeten den Himmel mit CCD von 420 x 422 Pixel Größe und 200 cm² Größe ab. Der Messbereich lag bei 1.5-5.9 keV Größe mit einer Energieauflösung von 2 %. Das Gesichtsfeld betrug 22 x 22 Bogenminuten. Es gab 3 Betriebsmodi mit 4,2  und 1 CCD und Auslesezeiten von 16, 8 und 4 Sekunden und ein Summenmodus mit einer minimalen Zeitauflösung von 15.625 ms .Diese Detektoren waren für Messungen unter 5 keV ausgelegt.

Die japanischen Gasentladungszähler arbeiteten mit einer Mischung von 90 % Xenon und 10 % Helium,. sie basierten auf den Detektoren die man für Tenna entwickelt hatte. Das Gesichtsfeld betrug 50 Bogenminuten bei einer Energieauflösung von 5 %. Er arbeitete am besten bei Energien von 5-12 keV, da er hier eine größere Sensorfläche als die CCD Detektoren hatte. Es gab zwei Messmodi (Pulshöhen Summations und Energieband Summationsmodi und 2 Eichmodi.

Am 14.7.2000 verursachte eine Sonneneruption eine Ausdehnung der oberen Atmosphäre mit der das Lagregelungssystem überfordert war, der Satellit drehte sich von der sonne weg und es kam zum Entladen der Batterien. Am 2.3.2001 trat er wieder in die Erdatmosphäre ein.

AlexisAlexis

Alexis war ein sehr kleiner Satellit von nur 113 kg Masse. Der Name ist eine Abkürzung für "Array of Low Energy X-ray Imaging Sensors". Er ist ein Satellit der US Air Force mit dem Ziel zum einen Röntgenquellen zu beobachten wie auch Röntgenemissionen durch Atombombentests zu studieren. Besonders rasche Veränderungen sollten zuverlässig erfasst werden. Er verfügte über 6 Teleskope mit einem sehr weiten Gesichtsfeld von 33 Grad. Anders als bei anderen Satelliten wählte man keine Wolter Teleskope sondern normale Spiegelteleskope die durch eine mehrlagige Beschichtung auch Röntgenstrahlen reflektieren sollen. Jedes Teleskop hatte nur eine Sammelfläche von 25 cm², aber eine hohe zeitliche Auflösung von 0.25 Sekunden. Gemessen wurde in 3 engen Bändern, zentriert bei 66, 71 und 95 keV Energie. Dies sind Energien im "weichen" Röntgenstrahlenbereich, der an das extreme UV angrenzt (13-18.6 nm Wellenlänge)

Detektoren sind Photokathoden. Die Daten mit einer mittleren Datenrate von 10 KBit/sec werden zwischen dem Passieren einer Bodenstation auf einen 78 MByte großen Speicher geschrieben. Ein spezielles Handshake Protokoll erlaubte auch das Senden von Daten bei ungünstigen Kontakten. Normalerweise gab es 4 Kontakte zur Bodenstation in Los Alamos pro Tag.

Strom lieferten 4 Solarpanel, für die Arbeit im Schatten gab es 4 Nickel-Cadmium Batterien. Die Lageregelung erfolgte durch Gyroskope die den Satelliten nach den Signalen eines Magnetometers ausrichteten. 2 Bordcomputer verarbeiteten die Daten an Bord.

Gestartet wurde der Satellit am 25.4.1993 in einen 740 x 833 km hohen 70 Grad geneigten Orbit mit einer Pegasus Trägerrakete. Beim Start wurde eines der vier Solarpanel beschädigt und man bekam den Satellit nicht unter Kontrolle. Nach 3 Monaten hatte man eine neue Steuerungssoftware fertig gestellt und konnte damit den Satellit in einer langsamen Rotation (50 Sekunden/Umdrehung) stabilisieren.

Über 12 Jahre lang waren Messungen möglich bis der Verlust an Leistung bei den Solarzellen zum Einstellen des Betriebs am 28.4.2005 führten.

Der Durchmesser von Alexis betrug nur 61 cm, die Höhe 76.2 cm (Mit einer Antenne des "Blackbeard" Experiments der US Air Force 1.14 m).

X-Ray Timing Explorer

Der 3200 kg schwere Rossi X-Ray Timing Explorer (abgekürzt XRE) wurde am 30.12.1995 mit einer Delta 7920 in eine 406 km hohe Kreisbahn mit einer Bahnneigung von 28.5 Grad gestartet. Seine Instrumente erfassen den breiten Energiebereich von 2-250 keV Energie. Es gibt 3 Instrumente an Bord. 2 Proportionalzähler die auf eine quelle ausgerichtet werden können und einen Monitor zur Erfassung größerer Himmelsgebiete.

Der Large Area X-ray Proportional Counter hatte eine Fläche von 1 m² und war empfindlich zwischen 2 und 60 keV Energie. Das High-Energy X-ray Timing Experiment (HEXTE) untersuchte mit einem Szintillationsdetektor die Strahlung zwischen 20 und 200 keV Energie. Beide Experimente konnten auf ein Himmelsgebiet mit einer Genauigkeit von 1 Grad ausgerichtet werden. Der All Sky Survey Monitor dagegen erfasste 70 % des Himmels bei jedem Umlauf.

Im März 2000 verlor der Proportionalzähler den Druck und ist seitdem außer Funktion. Die beiden anderen Experimente arbeiten im August 2007 noch.

Beppo-SAX

Aufgabe dieses kleinen Röntgensatelliten war die Suche in einem sehr breiten Energiebereich von 0.1 bis 200 keV Energie. Er trug folgende Instrumente an Bord :

Der Satellit wog nur 900 kg und war ein Gemeinschaftsprojekt von Italien und Holland. Der Satellit war so ausgerichtet dass alle Instrumente immer 30 Grad von der Sonne entfernt waren. Die Daten wurden an Bord gespeichert (bis zu 450 MBit) und bei Überflug einer Bodenstation mit einer Datenrate von 70-100 kBit/sec übertragen. Es gab keine Möglichkeit den Orbit zu verändern, so dass er langsam an Bahnhöhe verlor.

Er wurde am 30.4.1996 mit einer Atlas-Centaur G in eine 600 km hohe nahezu äquatoriale Umlaufbahn mit 3.9 Grad Neigung zum Äquator gestartet. diese vermeidet die sogenannte Südatlantik Anomalie in der durch Ansammlung von Partikeln im Strahlungsgürtel bei anderen Satelliten in nahen Erdumlaufbahnen die Instrumente desaktiviert werden müssen. Die Primärmission war auf 2 Jahre ausgelegt mit einer möglichen Erweiterung auf 4 Jahre. Betrieben wurde der Satellit dann 6 Jahre lang bis zum 30.4.2002. Danach wurde der wissenschaftliche Betrieb eingestellt. Der Satellit war dann in einer so niedrigen Umlaufbahn, dass die Zeit in der er im Empfangsbereich einer Bodenstation war zu kurz war um ausreichend Daten abzurufen. Am 29.4.2003 trat der Satellit wieder in die Erdatmosphäre ein und verglühte. Wissenschaftlich war er außerordentlich erfolgreich. Er trug bei zur Klärung der Natur der rätselhaften Gammastrahlenausbrüche und es entstanden auf Basis seiner Daten über 1500 Publikationen.

Abrixas

AbrixasAbrixas sollte ein preiswerter und einfacher Nachfolger von ROSAT werden. Ziel war eine Himmelsdurchmusterung mit 30 Bogensekunden Genauigkeit mit 7 Röntgenteleskopen und Röntgenstrahlendetektoren im 1-10 keV Band. Erstmals sollte diese mit abbildenden Teleskopen mit CCD Chips für den Röntgenbereich geschehen. Ersparnisse kamen durch Verwendung von Detektoren die man für den viel größeren XMM Newton entwickelt hatte.

Hauptinstrument war ein Wolter Teleskop von 160 cm Fokuslänge mit 27 ineinander verschachtelten Spiegeln von 16.3 bis 7.6 cm Durchmesser. Es machte 160 kg der 550 kg Startmasse aus. (Trockenmasse 460 kg) Daran angeschlossen war die 6 x 6 cm große EPIC Kamera von XMM Newton. Aufnahmen sollten im mittleren Energiebereich (0.5-1.5 keV Energie) gemacht werden. XMM Newton sollte bei niedrigeren Energien empfindlicher sein, weil er in seinem Orbit über den Strahlungsgürteln sich befindet.

Der Satellit wurde von einem T805 Transputer mit dem Echtzeit Betriebssystem RTX gesteuert. Auf den 64 MByte RAM wurden auch die Röntgenbilder von jeweils 400 x 400 Pixel Größe, der auf -80 °C gekühlten Kamera gespeichert und bei Überflug der Bodenstation in Deutschland sollten sie übertragen werden. Ein 4.1 m² großes Solarpanel lieferte genug Strom um auch die 200 Watt Strombedarf im Schatten zu decken.

Er sollte mit den für XMM Entwickelten Detektoren mehr als 10000 Röntgenquellen entdecken und eine Brücke zwischen ROSAT und XMM stellen. 6 Durchmusterungen von jeweils 6 Monaten Dauern waren geplant während der 3 jährigen nominellen Betriebszeit in einem 580 km hohen Orbit, 48.5 Grad geneigt zum Äquator. Der Start am 28.4.1999 klappte auch noch reibungslos.

Doch schon 3 Tage nach dem Start des 2.5 x 1.8 x 1.2 m großen Satelliten mit einer Kosmos Trägerrakete war klar das die Batterie ausgefallen war. Man hoffte, das der Satellit durch Zufall noch von der Sonne beschienen wurde und man so die Kommunikation aufnehmen könnte, doch dies gelang nicht. Am 1.7.1999 wurde der Satellit aufgegeben. Abrixas ist die erste deutsche "Discovery" Mission und auch nach ROSAT der erste größere wissenschaftliche Satellit. Ziel war damit auch die Reduktion der gesamten Projektkosten, was sich auch in der Wahl der Trägerrakete niederschlägt. Abrixas kostete nur 40 Millionen DM, also etwa ein Zehntel von ROSAT. Dazu kamen 8 Millionen DM für den Start an Bord einer Kosmos Trägerrakete.

Chandra X-ray Observatory

ChandraDas vorletzte der großen 4 Observatorien (nach Hubble, Compton und vor Spitzer war Chandra. Es war zugleich der letzte Start eines Satelliten an Bord des Space Shuttles. Das 4790 kg schwere Observatorium wurde mit einer IUS Oberstufe in eine elliptische Umlaufbahn von 10027 - 140012 km Höhe und einer Umlaufsdauer von 64.2 Stunden bei einer Bahnneigung von 28.47 Grad gebracht. Diese Bahn erlaubt über 55 Stunden Beobachtungen pro Umlauf.

Der Satellit wurde nach dem indisch-amerikanischen Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar benannt. Ursprünglich war der Name AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility)

Chandra verfügt über 4 Experimente:

Sie sind um ein einzelnes Röntgenteleskop angeordnet und sollen eine bislang unübertroffene Ortsauflösung im Bereich von 0.09 - 10 keV Energie ermöglichen. Der Body des Satelliten ist oktogonal. Zwei Solarpanels liefern 2000 Watt an Energie. Die Detektoren werden bei -120 °C gehalten, wodurch zusammen mit der hohen Ortauflösung Chandra 10 mal weiter als XMM Newton schauen kann, dafür verfügt es nicht die Fähigkeit ein Objekt in so hoher spektraler Auflösung zu beobachten.

Zwei Arten von Lagekontrolldüsen hat der Satellit: Größere zur Feinjustierung des Orbits und kleinere die man zyklisch einsetzen muss, wenn die Reaktionsschwungräder entdrallt werden. Um die Empfindlichkeit zu steigern wird das Teleskop über einen Radiator gekühlt. Ein Sonnenschirm verhindert Einfall von Sonnenstrahlung in das Teleskop. Trotzdem wird Chandra niemals näher als 45 Grad zur Sonne schauen.

Ein Teleskop ist für die Steuerung der Ausrichtung zuständig. Es kann die Sonde auf 0.67 Bogensekunden genau ausrichten. Ihr Gesichtsfeld beträgt 1.4 x 14 Grad. Über Längere Zeit kann man den Satelliten auf 30 Bogensekunden genau halten, für kurze Zeiten 0.25 Bogensekunden. Zwei Niedriggewinnantennen übertragen die Daten im S-Band alle 8 Stunden mit 32 KBit/s Daten zu den Bodenstationen des Deep Space Networks. Zwei Flash Speicher dienen als Datenrekorder und speichern maximal 1.8 GBit an Daten. Das entspricht 16.8 Stunden Datenaufnahme bei einer mittleren Datenrate von 2 KBit/s. Dazwischen arbeitet Chandra autonom ohne Eingriff der Bodenstation.

Das Wolter Teleskop besteht aus 4 ineinander geschachtelten spiegeln mit einer Länge von 2.70 m. Sie sind mit Iridium beschichtet um die Reflektionsfähigkeit zu erhöhen. Es ist 30 mal empfindlicher als vorgehende Instrumente. Es wiegt alleine 956 kg bei einer fokallänge von 10 m, einem Außendurchmesser von 1.2 m und einem Innendurchmesser von 83 cm. Das Gesichtsfeld beträgt 1.0 Grad. Die Auflösung 0.5 Bogensekunden. Die Gesamtfläche beträgt 400 cm².

XMM Newton

XMM Newton ist der bislang anspruchsvollste und größte wissenschaftliche Satellit der in Europa gebaut wurde und die zweite "Cornerstone" Mission der ESA für die Periode 1990-2000. XMM steht für X-Ray Multi Mirror Satellite. Anstatt einem Teleskop verfügt XMM über drei Teleskope, jedes aus 58 Spiegelbestandteilen. Der Satellit selbst wurde am 10.12.1999 von einer Ariane 5 in eine 500 x 1140000 km Bahn befördert. Sein eigener Antrieb hob diese auf 7000 x 114000 km an. Wie bei Exosat und COS-B erlaubt diese sehr exzentrische Bahn sehr lange Beobachtungen eines Objektes ohne Störungen durch die Strahlungsgürtel der Erde. 40 Stunden lang kann während eines 48 Stunden Umlaufs ein Objekt beobachtet werden. Dabei kann der Satellit für kurze Zeit auf 0.25 Bogensekunden genau ausgerichtet werden.

XMM NewtonDie Betriebszeit beträgt nominell 2 Jahre. Alle Ressourcen an Bord reichen jedoch für einen Betrieb über 10 Jahre. So ist die Mission bis zu, 31.3.2010 finanziert. Der Satellit ist im Orbit ein Riese: Die Spannweite beider Solarpanels erreicht 16 m und die Höhe 10 m. Der von Dornier gefertigte Satellit besteht aus einem Servicemodul und einem Experimentmodul. Diese Trennung ermöglichte es das Servicemodul für Integral einfach nachzubauen und so Kosten zu sparen. Die Startmasse beträgt 3764 kg. XMM Newton ist damit der bislang schwerste Röntgensatellit. 530 kg Hydrazin werden für Lagekorrekturen verwendet, wozu Triebwerke mit 20 N Schub verwendet werden. Dies sollte für mehr als 10 Jahre Betrieb reichen. 2 Solarpanel liefern 1.6 kW Strom nach 10 Jahren, 2 Nickel-Cadmiumbatterien von 41 kg Gewicht liefern 24 Ah bei 28 V für die Zeiten im Erdschatten. Die Daten werden mit 70 KBit/sec in Realzeit zur Erde gesendet. Dazu gibt es drei Bodenstationen in Chile, Australien und Französisch Guyana .

Die Spiegel stellten neue Herausforderungen: Dadurch dass man eine möglichst hohe Lichtsammelfläche und hohe Auflösung erreichen wollte, musste man sehr viele Spiegel ineinander verschachteln: Waren es bei ROSAT nur 4, so sind es bei XMM deren 58. Dabei müssen sie dünnwandig sein und dürfen nicht mehr als 220 kg pro Teleskop wiegen. Die Gesamtmasse eines Teleskops beträgt 420 kg. Die Spiegel die Cars Zeiss Jena fertigte, erfüllen diese Anforderungen. Die Wandstärke beträgt nur 0.5-1.2 mm, der abstand 1.5 bis 3.0 mm, wobei alle vorgegebenen Parameter übertroffen werden konnten. Die Öffnung der Teleskope beträgt 70 cm. Die reflektierende Fläche 4300 cm² bei 1.5 keV Energie und noch 1800 cm² bei 8 keV Energie. (Entsprechenden Auflösungen von 5 und 14 Bogensekunden). Jedes ist 6.8 m lang und hat eine Brennweite von 7.5 m.

Trotz der hohen Startmasse ist der Satellit erstaunlich leicht gebaut. In vielen Teilen kamen erstmals kohlefaserverstärkte Kunststoffe zum Einsatz. Die Ausrichtung des Satelliten auf ein Objekt mit hoher Genauigkeit bei gleichzeitiger schneller Rotation um neue Objekte zu erfassen war eine weitere Herausforderung beim Bau.

Wissenschaftliches Ziel des Satelliten ist ein Mittelding zwischen der Durchmusterung die ROSAT machte und der Genauen Untersuchung von Punktquellen .Der Satellit beobachtet vor allem Regionen mit sehr vielen Röntgenquellen und diese sehr lange. Die sehr hohe Empfindlichkeit und die sehr gute spektrale Auflösung ermöglichen es, dass XMM Newton und Chandra sich gut ergänzen, da letztere Mission sehr viel höher aufgelöste Bilder liefert, aber nicht so empfindlich ist, ein kleineres Gesichtsfeld hat und die spektrale Auflösung schlechter ist. so eignet sich Chandra mehr zum Untersuchen einzelner Quellen im Detail, während man mit XMM Newton ganze Himmelsfelder untersuchen will.

Hauptinstrumente sind 3 Kameras in den drei Focalpunkten jedes Teleskops. Sie arbeiten mit CCD Chips und haben eine hohe Auflösung, sowohl spektral wie auch räumlich. An zwei Kameras ist ein englischer MOS CCD angebracht, an einem ein pn CCD Detektor, der aus Deutschland stammt. Das 6 x 6 cm große CCD hat 400 x 400 abbildende Elemente von jeweils 0.15 Millimeter Größe. und eine Auflösung von 4 x 4 Bogensekunden, bei einer Energieausbeute von 90 % und einer Energieauflösung von 0.15 keV. An zwei Teleskopen ist ein Spektrometer angebracht welches bei 0.15-6 keV eine Energieauflösung von 200-700 E/dE erreicht. Ein kleines optisches Teleskop mit einem 30 cm Cassegrain Spiegel dient zur gleichzeitigen Anfertigung von optischen Aufnahmen und zur Beobachtung im UV. Es besitzt einen Detektor auf Basis von Photonenzählern, mit einem Gesichtsfeld von 17 x 17 Bogenminuten und 1 Bogensekunde Auflösung. dies ermöglicht bei den Langzeitbelichtungen von bis zu 1 Million Sekunden bei XMM Newton die Abbildung von Sternen bis zur 24.5 Größenklasse. Ein Filterrad hält 10 Filter / Prismen für spektralreine Bilder oder Spektroskopie.

Suzaku

SuzakuSuzaku oder Astro-E2 ist der Ersatz für den beim Start im Februar 2000 verloren gegangenen Satelliten Astro-E von Japan, mit signifikanter Beteiligung seitens der NASA. Er wurde am 10.7.2005 mit einer My-V in eine 550 km hohe Kreisbahn gestartet. der 1600 kg schwere Satellit ist beim Start 2 m breit und 5 m lang. Nach Entfaltung der Solarpanels und Auslegern 5.4 m breit und 6.5 m lang. 2 Solarpanels liefern 500 W Strom. Er ist dreiachsenstabilisiert. Der Satellit kann bis zu 30 Grad von der Sonne weggedreht werden. Die Instrumente schauen im Rechten winkel dazu und decken so einen Streifen von 60-120 Grad um die Sonne ab. Suzaku ist der Nachfolger von ASCA, jedoch in den Abmessungen und Fähigkeiten gewaltig gesteigert.

Hauptnutzlast ist ein einzelnes Röntgenteleskop mit 3 Detektoren. Daneben gibt es fünf kleinere Röntgenteleskope empfindlich im Bereich der weichen Röntgenstrahlen. 4 dieser 5 Teleskope haben jeweils eine Röntgenstrahlen CCD Kamera empfindlich zwischen 0.4 und 12 keV mit einer Energieauflösung von 120 eV. Das fünfte Teleskop verfügt über ein Spektrometer mit einer Auflösung von 12 eV. Die Winkelauflösung liegt bei einer Bogenminute bei 4.5 bzw. 4.75 m Brennweite. Die 4 abbildenden Teleskope verwenden 1024 x 1024 Pixel CCD mit einer Auflösung von 19 Bogensekunden. Das Spektrometer erstreckt sich bis 700 keV und besteht aus einem 4x4 Sensor Array.

Das Röntgenteleskop hat ein Gesichtsfeld von 0.8 Grad und verwendet ein abbildendes Spektrometer (2 x 18 Piel Größe) empfindlich zwischen 0.5 und 12 keV mit einer Energieauflösung von 12 eV. Der abbildende Sensor hatte eine fläche von 190 cm² und saß im inneren einer Dewar Flasche mit flüssigem Helium. sie sollte ihn nahe den absoluten Nullprunkt herab kühlen um diese Empfindlichkeit zu ermöglichen. 2 Jahre Betriebszeit waren veranschlagt.

Als man die Instrumente am 10.8.2005 in Betrieb nehmen konnte zeigte sich, dass das flüssige Helium mit dem die Detektoren des Teleskops XRS gekühlt werden sollten verdampft war und dieses Instrument so nicht betrieben werden kann. Am 8.10.2005 verlor die Dewarflasche mit der das Helium bei -273 °C gehalten werden sollte ihre Vakuum Isolation und das Helium verdampfte innerhalb kürzester Zeit. Seitdem waren die 5 anderen Teleskope betrieben. Im 31 Grad geneigten Orbit des Satelliten gibt es pro Tag 5 Überflüge von jeweils 10 Minuten Dauer bei denen Daten zur Erde übertragen werden.

NuSTAR

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NuStar (Nuclear Spectroscopic Teleskop Array) ist ein neues Röntgensteleskop der "Small-Explorer" Klasse. So wird es von einer Pegasus Trägerrakete gestartet. Trotzdem soll es in einigen Bereichen größere Satelliten wie Chandra oder XMM Newton übertrumpfen. Für den Satelliten wurden neue ASIC-Elemente als Detektoren entwickelt, da alte nicht empfindlich genug sind. Die Optik besteht aus nicht weniger als 133 ineinander geschachtelten Wolter Teleskopen, jedes nur mit nur 0,2 cm starken Wänden, die an einem Gittermast entfaltet und auf Distanz vom Satelliten gebracht werden, der die Detektoren enthält. Dadurch wird eine Fokuslänge von 10 m erreicht und die Auflösung sollte 10 bis 100 mal höher als bei bisherigen Satelliten sein.

NuSTAR wird in dem Bereich zwischen niedrig- und hochenergetischen Röntgenstrahlen beobachten bei 5 bis 80 keV Energie pro Photon. Das liegt zwischen den Bereichen die von Chandra und Integral abgedeckt wird. Um eine Bündelung von Röntgenstrahlen jenseits von 15 keV Wellenlänge zu erreichen, wo viele Materialien anfangen sie zu absorbieren, enthalten die Spiegel eine Beschichtung aus 200 Schichten jeweils abwechselnd aus Platin / Wolfram und Siliziumcarbid. Sie haben eine Länge von 450 mm und einem Radius von 191 mm.

Dere ausfahrbare Mast beruht auf einer schon bewährten Konstruktion die für die Shuttle Radar Topographie Mission (SRTM) entwickelt wurde. Dort war sie sogar sechsmal länger. Er ist einer der Kernprunkte um die Startmasse zu verringern, da für eine hohe Auflösung eine lange Brennweite erforderlich ist.

Die Detektoren bestehen aus vier Cadmium-Zink-Tellurid (CdZnTe) CCD Detektoren von je 32 x 32 Pixeln. Zusammen gibt es also 4096 Pixel. Je zwei Optiken und zwei Detektoren sind nebeneinander angeordnet. Die beiden Kameras bilden denselben Ausschnitt am Himmel ab. Sie werden von Cäsiumiodid Szintillationsdetektoren umgeben. Diese  registrieren Röntgenphotonen die von der Seite eindringen. Sie können so aus dem Signal der Kameras heraus gerechnet werden. Das Blickfeld beträgt 13 Bogenminuten. Das ist etwas größer als unser Mond. Die Auflösung beträgt je nach Modus 50 oder 10 Bogensekunden. Über die Signalstärke kann man auch die Energie der Röntgenstrahlen bestimmen. Die energetische Auflösung beträgt 0,5 keV bei 6 keV Energie und 1,0 keV bei 79 keV Energie.

NuStar soll nach massiven schwarzen Löchern suchen, junge Supernova und ihre zurückgelassenen Kerne mit erheblich höherer Auflösung kartieren, die Jets in Halaxien und Röntgenquellen in unserer Galaxie untersuchen.

NuStar wurde am 13.6.2012 mit einer Pegasus in eine 500 x 600 km hohe Umlaufbahn, 6 Grad geneigt zum Äquator gestartet. Die niedrige Bahnneigung erlaubt es die Nutzlast zu maximieren, da für astronomische Satelliten keine besondere Umlaufbahn erforderlich ist. Deis ermöglichte es den 350 kg schweren Satelliten erst in diese hohe Umlaufbahn zu starten.


© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.

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