XMM-Newton - XMM-Newton

XMM-Newton
XMM-Newton spacecraft model.png
Impressão artística da espaçonave XMM-Newton
Nomes Missão de Espectroscopia de
Raios-X de Alta Taxa de Missão de Multi-Espelhos de Raios-X
Tipo de missão Astronomia de raios-x
Operador Agência Espacial Europeia
COSPAR ID 1999-066A
SATCAT nº 25989
Local na rede Internet http://sci.esa.int/xmm-newton/
http://xmm.esac.esa.int/
Duração da missão Planejado: 10 anos
decorridos: 21 anos, 8 meses, 4 dias
Propriedades da espaçonave
Fabricante Dornier Satellitensysteme, Carl Zeiss , Media Lario, Matra Marconi Space , BPD Difesa e Spazio, Fokker Space
Massa de lançamento 3.764 kg (8.298 lb)
Massa seca 3.234 kg (7.130 lb)
Dimensões Comprimento: 10,8 m (35 pés)
Vão: 16,16 m (53 pés)
Poder 1.600 watts
Início da missão
Data de lançamento 10 de dezembro de 1999, 14:32  UTC ( 1999-12-10UTC14: 32 )
Foguete Ariane 5 G No. 504
Local de lançamento Centro Espacial da Guiana ELA-3
Contratante Arianespace
Serviço inscrito 1 de julho de 2000
Parâmetros orbitais
Sistema de referência Geocêntrico
Semi-eixo maior 65.648,3 km (40.792,0 mi)
Excentricidade 0,816585
Altitude do perigeu 5.662,7 km (3.518,6 mi)
Altitude de apogeu 112.877,6 km (70.138,9 mi)
Inclinação 67,1338 graus
Período 2789,9 minutos
Época 4 de fevereiro de 2016, 01:06:30 UTC
Telescópio principal
Modelo 3 × Wolter tipo-1
Diâmetro Espelho externo: 70 cm (28 pol.)
Espelho interno: 30,6 cm (12 pol.)
Comprimento focal 7,5 m (25 pés)
Área de coleta 0,4425 m 2 (5 pés quadrados) a 1,5 keV
0,1740 m 2 (2 pés quadrados) a 8 keV
Comprimentos de onda 0,1-12  keV (12-0,1  nm )
Resolução 5 a 14 segundos de arco
Insígnia da missão XMM-Newton
Insígnia de astrofísica da ESA para XMM-Newton
←  Huygens
Cluster II  →
 
Animação de XMM-Newton 's trajetória em torno da Terra

O XMM-Newton , também conhecido como Missão de Espectroscopia de Raios-X de Alto Rendimento e Missão Multi-Espelho de Raios-X , é um observatório espacial de raios-X lançado pela Agência Espacial Européia em dezembro de 1999 em umfoguete Ariane 5 . É a segunda missão fundamental doprograma Horizon 2000 da ESA. Nomeada em homenagem ao físico e astrônomo Sir Isaac Newton , a espaçonave tem a tarefa de investigar fontes de raios-X interestelares, realizar espectroscopia de faixa estreita e amplae realizar a primeira imagem simultânea de objetos em raios-X e ópticos ( visível e ultravioleta ) comprimentos de onda.

Inicialmente financiado por dois anos, com uma vida útil de dez anos, a espaçonave permanece em boas condições e recebeu repetidas extensões de missão, mais recentemente em outubro de 2020 e está programada para operar até o final de 2022. ESA planeja suceder XMM-Newton com o telescópio avançado para alta Astrofísica Energia (ATHENA), o segundo grande missão na Visão Cósmica 2015-2025 plano, a ser lançado em 2028. XMM-Newton é semelhante a NASA 's Chandra X-ray Observatory , também lançado em 1999 .

Em maio de 2018, cerca de 5.600 artigos foram publicados sobre o XMM-Newton ou os resultados científicos que retornou.

Conceito e história da missão

O escopo observacional do XMM-Newton inclui a detecção de emissões de raios-X de objetos astronômicos, estudos detalhados de regiões de formação de estrelas, investigação da formação e evolução de aglomerados de galáxias , o ambiente de buracos negros supermassivos e mapeamento da misteriosa matéria escura .

Em 1982, antes mesmo do lançamento do antecessor do XMM-Newton , EXOSAT, em 1983, foi gerada uma proposta para uma missão de telescópio de raios X "multi-espelho". A missão XMM foi proposta formalmente ao Comité do Programa Científico da ESA em 1984 e obteve a aprovação do Conselho de Ministros da Agência em Janeiro de 1985. Nesse mesmo ano, vários grupos de trabalho foram estabelecidos para determinar a viabilidade de tal missão e os objectivos da missão foram apresentados em um workshop na Dinamarca em junho de 1985. Neste workshop, foi proposto que a espaçonave contivesse 12 telescópios de raios-X de baixa energia e 7 de alta energia. A configuração geral da espaçonave foi desenvolvida em fevereiro de 1987 e se baseou fortemente nas lições aprendidas durante a missão EXOSAT ; o Grupo de Trabalho do Telescópio reduziu o número de telescópios de raios-X a sete unidades padronizadas. Em junho de 1988, a Agência Espacial Europeia aprovou a missão e lançou uma chamada para propostas de investigação (um "anúncio de oportunidade"). As melhorias na tecnologia reduziram ainda mais o número de telescópios de raios-X necessários para apenas três.

Em junho de 1989, os instrumentos da missão foram selecionados e o trabalho começou no hardware da espaçonave. Uma equipe de projeto foi formada em janeiro de 1993 e baseada no Centro Europeu de Pesquisa e Tecnologia Espacial (ESTEC) em Noordwijk , Holanda . O contratante principal Dornier Satellitensysteme (uma subsidiária da ex- DaimlerChrysler Aerospace ) foi escolhido em outubro de 1994 após a missão ser aprovada na fase de implementação, com desenvolvimento e construção começando em março de 1996 e março de 1997, respectivamente. O XMM Survey Science Center foi estabelecido na Universidade de Leicester em 1995. Os três módulos de espelho de vôo para os telescópios de raios-X foram entregues pela subcontratada italiana Media Lario em dezembro de 1998, e a integração e os testes da espaçonave foram concluídos em setembro de 1999.

A XMM deixou a instalação de integração do ESTEC em 9 de setembro de 1999, por estrada para Katwijk e depois pela barcaça Emeli para Rotterdam . Em 12 de setembro, a nave espacial deixou Rotterdam para a Guiana Francesa , a bordo Arianespace 's navio de transporte MN Toucan . O Toucan ancorado na cidade da Guiana francesa de Kourou em 23 de setembro, e foi transportado para o Centro Espacial de Kourou do Ariane 5 final Assembly Building para a preparação do lançamento final.

O lançamento do XMM ocorreu em 10 de dezembro de 1999 às 14:32 UTC do Centro Espacial da Guiana. O XMM foi lançado no espaço a bordo de um foguete Ariane 5 04 e colocado em uma órbita altamente elíptica de 40 graus que tinha um perigeu de 838 km (521 mi) e um apogeu de 112.473 km (69.887 mi). Quarenta minutos depois de ser liberada do estágio superior Ariane, a telemetria confirmou para as estações terrestres que os painéis solares da espaçonave foram implantados com sucesso. Os engenheiros esperaram mais 22 horas antes de comandar os sistemas de propulsão de bordo para disparar um total de cinco vezes, o que, entre 10 e 16 de dezembro, mudou a órbita para 7.365 × 113.774 km (4.576 × 70.696 mi) com uma inclinação de 38,9 graus . Isso resultou na espaçonave fazendo uma revolução completa da Terra aproximadamente a cada 48 horas.

Imediatamente após o lançamento, a XMM iniciou sua fase de operações de lançamento e órbita inicial . Nos dias 17 e 18 de dezembro de 1999, os módulos de raios X e as portas do monitor óptico foram abertos, respectivamente. A ativação do instrumento começou em 4 de janeiro de 2000, e a fase de comissionamento do instrumento começou em 16 de janeiro. O monitor óptico (OM) atingiu a primeira luz em 5 de janeiro, as duas European Photon Imaging Camera (EPIC) MOS - CCDs seguiram em 16 de janeiro e o EPIC pn -CCD em 22 de janeiro, e os espectrômetros de grade de reflexão (RGS) viram a primeira luz em 2 de fevereiro. Em 3 de março, a fase de calibração e validação de desempenho começou e as operações de rotina de ciências começaram em 1 de junho.

Durante uma conferência de imprensa em 9 de fevereiro de 2000, a ESA apresentou as primeiras imagens tiradas pelo XMM e anunciou que um novo nome havia sido escolhido para a espaçonave. Enquanto o programa era formalmente conhecido como Missão de Espectroscopia de Raios-X de Alto Rendimento, o novo nome refletiria a natureza do programa e o originador do campo da espectroscopia. Explicando o novo nome de XMM-Newton , Roger Bonnet, ex-Diretor de Ciência da ESA, disse: "Escolhemos esse nome porque Sir Isaac Newton foi o homem que inventou a espectroscopia e o XMM é uma missão de espectroscopia." Ele observou que, como Newton é sinônimo de gravidade e um dos objetivos do satélite era localizar um grande número de candidatos a buracos negros, "não havia escolha melhor do que XMM-Newton para o nome desta missão."

Incluindo toda a construção, lançamento da espaçonave e dois anos de operação, o projeto foi realizado dentro de um orçamento de € 689 milhões (condições de 1999).

Operação

A espaçonave tem a capacidade de diminuir a temperatura de operação das câmeras EPIC e RGS, uma função incluída para neutralizar os efeitos deletérios da radiação ionizante nos pixels da câmera . Em geral, os instrumentos são resfriados para reduzir a quantidade de corrente escura dentro dos dispositivos. Durante a noite de 3-4 de novembro de 2002, RGS-2 foi resfriado de sua temperatura inicial de −80 ° C (−112 ° F) até −113 ° C (−171 ° F), e algumas horas depois para - 115 ° C (-175 ° F). Depois de analisar os resultados, foi determinado que a temperatura ideal para ambas as unidades RGS seria -110 ° C (-166 ° F), e durante 13-14 de novembro, RGS-1 e RGS-2 foram ajustados para este nível. Durante 6–7 de novembro, os detectores EPIC MOS-CCD foram resfriados de sua temperatura operacional inicial de −100 ° C (−148 ° F) para uma nova configuração de −120 ° C (−184 ° F). Após esses ajustes, as câmeras EPIC e RGS mostraram melhorias dramáticas na qualidade.

Em 18 de outubro de 2008, o XMM-Newton sofreu uma falha de comunicação inesperada, durante a qual não houve contato com a espaçonave. Embora tenha havido alguma preocupação de que o veículo possa ter sofrido um evento catastrófico, fotografias tiradas por astrônomos amadores no Observatório Starkenburg na Alemanha e em outros locais ao redor do mundo mostraram que a espaçonave estava intacta e apareceu em curso. Um sinal fraco foi finalmente detectado usando uma antena de 35 metros (115 pés) em New Norcia, Austrália Ocidental , e a comunicação com o XMM-Newton sugeriu que a chave de radiofrequência da espaçonave falhou. Depois de solucionar o problema de uma solução, os controladores de solo usaram a antena de 34 m da NASA no Goldstone Deep Space Communications Complex para enviar um comando que mudou a chave para sua última posição de trabalho. A ESA afirmou num comunicado de imprensa que, no dia 22 de Outubro, uma estação terrestre do Centro Europeu de Astronomia Espacial (ESAC) fez contacto com o satélite, confirmando que o processo tinha funcionado e que o satélite estava novamente sob controlo.

Extensões de missão

Devido à boa saúde da nave espacial e aos retornos significativos de dados, o XMM-Newton recebeu várias extensões de missão pelo Comitê do Programa de Ciências da ESA. A primeira prorrogação ocorreu em novembro de 2003 e estendeu as operações até março de 2008. A segunda prorrogação foi aprovada em dezembro de 2005, estendendo o trabalho até março de 2010. Uma terceira prorrogação foi aprovada em novembro de 2007, que previa operações até 2012. Como parte da aprovação , observou-se que o satélite tinha consumíveis a bordo suficientes (combustível, energia e integridade mecânica) para, teoricamente, continuar as operações após 2017. A quarta prorrogação em novembro de 2010 aprovou as operações até 2014. Uma quinta prorrogação foi aprovada em novembro de 2014 e confirmada em Novembro de 2016, continuidade das operações até 2018. Uma sexta prorrogação foi aprovada em dezembro de 2017, dando continuidade às operações até o final de 2020. Uma sétima prorrogação foi aprovada em novembro de 2018, continuando as operações até o final de 2022.

Nave espacial

Maquete de XMM-Newton na Cité de l'espace , Toulouse .

O XMM-Newton é um telescópio espacial de 10,8 metros (35 pés) de comprimento e 16,16 m (53 pés) de largura com painéis solares implantados. No lançamento, pesava 3.764 kg (8.298 lb). A espaçonave tem três graus de estabilização, o que permite que ela mire em um alvo com uma precisão de 0,25 a 1 segundo de arco . Esta estabilização é alcançada através do uso do Subsistema de Controle de Atitude e Órbita da espaçonave . Esses sistemas também permitem que a espaçonave aponte para diferentes alvos celestes e pode girar a espaçonave a um máximo de 90 graus por hora. Os instrumentos a bordo do XMM-Newton são três European Photon Imaging Cameras (EPIC), dois Reflection Grating Spectrometres (RGS) e um monitor óptico.

A espaçonave tem forma aproximadamente cilíndrica e tem quatro componentes principais. Na vanguarda da espaçonave está a Plataforma de Suporte de Espelho , que suporta os conjuntos de telescópio de raios-X e sistemas de grade, o Monitor Ótico e dois rastreadores de estrelas . Ao redor desse componente está o Módulo de Serviço , que carrega vários sistemas de suporte para espaçonaves: computador e ônibus elétricos , consumíveis (como combustível e líquido de arrefecimento ), painéis solares , o Escudo Solar do Telescópio e duas antenas S-band . Atrás dessas unidades está o tubo telescópico , uma estrutura de fibra de carbono oca de 6,8 metros (22 pés) de comprimento que fornece o espaçamento exato entre os espelhos e seus equipamentos de detecção. Esta seção também hospeda equipamentos de liberação de gases em seu exterior, o que ajuda a remover quaisquer contaminantes do interior do satélite. Na extremidade posterior da espaçonave está o Conjunto do Plano Focal , que suporta a Plataforma do Plano Focal (carregando as câmeras e espectrômetros) e os conjuntos de manuseio de dados, distribuição de energia e radiador.

Instrumentos

Câmeras européias de geração de imagens de fótons

As três European Photon Imaging Cameras (EPIC) são os principais instrumentos a bordo do XMM-Newton . O sistema é composto por duas câmeras MOS - CCD e uma única câmera pn -CCD, com um campo de visão total de 30 minutos de arco e uma faixa de sensibilidade de energia entre 0,15 e 15 keV ( 82,7 a 0,83 ångströms ). Cada câmera contém uma roda de filtro de seis posições , com três tipos de filtros transparentes de raio X, uma posição totalmente aberta e outra totalmente fechada; cada um também contém uma fonte radioativa usada para calibração interna. As câmeras podem ser operadas independentemente em uma variedade de modos, dependendo da sensibilidade da imagem e da velocidade necessária, bem como da intensidade do alvo.

As duas câmeras MOS-CCD são usadas para detectar raios-X de baixa energia. Cada câmera é composta por sete chips de silício (um no centro e seis em volta), com cada chip contendo uma matriz de 600 × 600 pixels , dando à câmera uma resolução total de cerca de 2,5 megapixels . Conforme discutido acima , cada câmera tem um grande radiador adjacente que resfria o instrumento a uma temperatura operacional de -120 ° C (-184 ° F). Eles foram desenvolvidos e construídos pela Universidade de Leicester Espaço Research Center e EEV Ltd .

A câmera pn-CCD é usada para detectar raios X de alta energia e é composta por um único chip de silício com doze CCDs individuais embutidos. Cada CCD tem 64 × 189 pixels, para uma capacidade total de 145.000 pixels. Na época de sua construção, a câmera pn-CCD no XMM-Newton era o maior dispositivo desse tipo já feito, com uma área sensível de 36 cm 2 (5,6 pol²). Um radiador resfria a câmera a −90 ° C (−130 ° F). Este sistema foi feito pelo Astronomisches Institut Tübingen , o Instituto Max Planck de Física Extraterrestre e PNSensor, todos da Alemanha.

O sistema EPIC registra três tipos de dados sobre cada raio-X detectado por suas câmeras CCD. O tempo que o raio-X chega permite que os cientistas desenvolvam curvas de luz , que projetam o número de raios-X que chegam ao longo do tempo e mostram mudanças no brilho do alvo. Onde o raio X atinge a câmera permite que uma imagem visível seja desenvolvida do alvo. A quantidade de energia transportada pelo raio-X também pode ser detectada e ajuda os cientistas a determinar os processos físicos que ocorrem no alvo, como sua temperatura, sua composição química e como é o ambiente entre o alvo e o telescópio .

Espectrômetros de grade de reflexão

Os espectrômetros de grade de reflexão (RGS) são um sistema secundário na espaçonave e são compostos por duas câmeras de plano focal e suas matrizes de grade de reflexão associadas. Este sistema é usado para construir dados espectrais de raios-X e pode determinar os elementos presentes no alvo, bem como a temperatura, quantidade e outras características desses elementos. O sistema RGS opera na faixa de 2,5 a 0,35 keV ( 5 a 35 ångström ), que permite a detecção de carbono, nitrogênio, oxigênio, neon, magnésio, silício e ferro.

Cada uma das câmeras de plano focal consiste em nove dispositivos MOS-CCD montados em uma linha e seguindo uma curva chamada de círculo de Rowland . Cada CCD contém 384 × 1024 pixels, para uma resolução total de mais de 3,5 megapixels. A largura e o comprimento total da matriz CCD foram ditados pelo tamanho do espectro RGS e a faixa de comprimento de onda, respectivamente. Cada matriz CCD é cercada por uma parede relativamente grande, fornecendo condução de calor e proteção contra radiação . Os radiadores de dois estágios resfriam as câmeras a uma temperatura operacional de -110 ° C (-166 ° F). Os sistemas de câmera foram um esforço conjunto entre SRON , o Instituto Paul Scherrer e MSSL , com EEV Ltd e Contraves Space fornecendo hardware.

Os Reflection Grating Arrays são anexados a dois dos telescópios principais. Eles permitem que aproximadamente 50% dos raios X recebidos passem sem perturbações para o sistema EPIC, enquanto redirecionam os outros 50% para as câmeras do plano focal. Cada RGA foi projetado para conter 182 grades idênticas, embora um erro de fabricação tenha deixado uma com apenas 181. Como os espelhos do telescópio já focalizaram os raios X para convergir no ponto focal, cada grade tem o mesmo ângulo de incidência, e como acontece com as câmeras de plano focal, cada matriz de grade está em conformidade com um círculo de Rowland. Esta configuração minimiza aberrações focais. Cada grade de 10 × 20 cm (4 × 8 pol.) É composta por substrato de carboneto de silício de 1 mm (0,039 pol.) De espessura coberto com um filme de ouro de 2.000 ångström (7,9 × 10 −6  pol.) E é suportado por cinco reforçadores de berílio . As grades contêm um grande número de ranhuras, que realmente realizam a deflexão de raios-X; cada grade contém uma média de 646 ranhuras por milímetro. Os RGAs foram construídos pela Columbia University .

Monitor ótico

O Monitor Óptico (OM) é um telescópio ótico / ultravioleta Ritchey-Chrétien de 30 cm (12 pol.) Projetado para fornecer observações simultâneas ao lado dos instrumentos de raios-X da espaçonave. O OM é sensível entre 170 e 650 nanômetros em um campo de visão quadrado de 17 x 17 minutos de arco alinhado com o centro do campo de visão do telescópio de raios-X. Tem uma distância focal de 3,8 m (12 pés) e uma razão focal de ƒ / 12,7.

O instrumento é composto pelo Módulo Telescópio, contendo a ótica, detectores, equipamentos de processamento e fonte de alimentação; e o Módulo Eletrônico Digital, contendo a unidade de controle do instrumento e as unidades de processamento de dados. A luz que entra é direcionada para um dos dois sistemas detectores totalmente redundantes. A luz passa por uma roda de filtro de 11 posições (um opaco para bloquear a luz, seis filtros de banda larga, um filtro de luz branca, uma lupa e dois grismas ), em seguida, por um intensificador que amplifica a luz em um milhão de vezes, depois para o sensor CCD. O CCD tem 384 × 288 pixels de tamanho, dos quais 256 × 256 pixels são usados ​​para observações; cada pixel é adicionalmente subamostrado em 8 × 8 pixels, resultando em um produto final com 2048 × 2048 de tamanho. O Monitor Óptico foi construído pelo Laboratório de Ciência Espacial Mullard com contribuições de organizações nos Estados Unidos e na Bélgica.

Telescópios

Raios-X de foco com reflexão superficial em um sistema óptico Wolter Tipo 1

Alimentando os sistemas EPIC e RGS estão três telescópios projetados especificamente para direcionar os raios X para os instrumentos primários da espaçonave. Cada conjunto de telescópio tem um diâmetro de 90 cm (35 pol.), 250 cm (98 pol.) De comprimento e um peso base de 425 kg (937 lb). Os dois telescópios com Matrizes de Grade de Reflexão pesam 20 kg (44 lb) adicionais. Os componentes dos telescópios incluem (da frente para trás) a porta do conjunto do espelho, defletores de entrada e de raio-X , módulo de espelho, defletor de elétrons, um Reflection Grating Array em dois dos conjuntos e defletor de saída.

Cada telescópio consiste em 58 espelhos cilíndricos Wolter Tipo-1 aninhados desenvolvidos pela Media Lario da Itália, cada um com 600 mm (24 pol.) De comprimento e variando em diâmetro de 306 a 700 mm (12,0 a 27,6 pol.), Produzindo uma área de coleta total de 4.425 cm 2 (686 sq in) a 1,5 keV e 1.740 cm 2 (270 sq in) a 8 keV. Os espelhos variam de 0,47 mm (0,02 pol.) De espessura para o espelho mais interno a 1,07 mm (0,04 pol.) De espessura para o espelho mais externo, e a separação entre cada espelho varia de 1,5 a 4 mm (0,06 a 0,16 pol.) Do mais interno para o mais externo . Cada espelho foi construído depositando a vapor uma camada de 250 nm de superfície refletora de ouro em um mandril de alumínio altamente polido , seguido pela eletroformação de uma camada monolítica de suporte de níquel sobre o ouro. Os espelhos acabados foram colados nas ranhuras de uma aranha Inconel , que os mantém alinhados dentro da tolerância de cinco mícrons necessária para atingir a resolução de raios-X adequada. Os mandris foram fabricados pela Carl Zeiss AG , e a eletroformação e montagem final foram realizadas pela Media Lario com contribuições da Kayser-Threde .

Subsistemas

Sistema de controle de atitude e órbita

O controle de atitude de três eixos da nave espacial é feito pelo Sistema de Controle de Atitude e Órbita (AOCS), composto de quatro rodas de reação , quatro unidades de medição inercial , dois rastreadores de estrelas , três sensores finos do Sol e três sensores de aquisição do Sol. O AOCS foi fornecido pela Matra Marconi Space do Reino Unido.

Orientação naves espaciais grosseiros e manutenção órbita é proporcionado por dois conjuntos de quatro 20- newton (4,5  lb f ) hidrazina propulsores (primária e secundária). Os propulsores de hidrazina foram construídos pela DASA-RI da Alemanha.

O AOCS foi atualizado em 2013 com um patch de software ('4WD'), para controlar a atitude usando as 3 rodas principais de reação mais a 4ª roda sobressalente, não utilizada desde o lançamento, com o objetivo de economizar propelente para estender a vida útil da espaçonave. Em 2019, o combustível deveria durar até 2030.

Sistemas de energia

A energia primária para o XMM-Newton é fornecida por dois painéis solares fixos. As matrizes são compostas por seis painéis medindo 1,81 × 1,94 m (5,9 × 6,4 pés) para um total de 21 m 2 (230 pés quadrados) e uma massa de 80 kg (180 lb). No lançamento, os arranjos forneciam 2.200 W de potência e esperava-se que fornecessem 1.600 W após dez anos de operação. A implantação de cada array levou quatro minutos. As matrizes foram fornecidas pela Fokker Space da Holanda.

Quando a luz solar direta não está disponível, a energia é fornecida por duas baterias de níquel-cádmio, fornecendo 24 A · he pesando 41 kg (90 lb) cada. As baterias foram fornecidas pela SAFT da França.

Sistema de monitoramento de radiação

As câmeras são acompanhadas pelo Sistema de Monitoramento de Radiação EPIC (ERMS), que mede o ambiente de radiação ao redor da espaçonave; especificamente, o fluxo ambiente de prótons e elétrons. Isso avisa sobre eventos de radiação prejudiciais para permitir o desligamento automático dos CCDs de câmeras sensíveis e componentes eletrônicos associados. O ERMS foi construído pelo Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements da França.

Câmeras de monitoramento visual

As câmeras de monitoramento visual (VMC) na espaçonave foram adicionadas para monitorar a implantação de painéis solares e o protetor solar, e também forneceram imagens dos impulsores disparando e liberando gás do tubo do telescópio durante as primeiras operações. Dois VMCs foram instalados na montagem do plano focal olhando para o futuro. A primeira é a FUGA-15, uma câmera preto e branco com alta faixa dinâmica e resolução de 290 × 290 pixels. A segunda é a IRIS-1, uma câmera colorida com tempo de exposição variável e resolução de 400 × 310 pixels. Ambas as câmeras medem 6 × 6 × 10 cm (2,4 × 2,4 × 3,9 pol.) E pesam 430 g (15 onças). Eles usam sensores de pixel ativos , uma tecnologia que era novo na época do XMM-Newton 's desenvolvimento. As câmeras foram desenvolvidas pela OIC – Delft e IMEC , ambas da Bélgica.

Sistemas de solo

O controle da missão XMM-Newton está localizado no Centro de Operações Espaciais Europeu (ESOC) em Darmstadt , Alemanha. Duas estações terrestres , localizadas em Perth e Kourou , são usadas para manter contato contínuo com a espaçonave durante a maior parte de sua órbita. As estações terrestres de backup estão localizadas em Villafranca del Castillo , Santiago e Dongara . Como o XMM-Newton não contém armazenamento de dados a bordo, os dados científicos são transmitidos a essas estações terrestres em tempo real.

Os dados são então encaminhados para o Espaço Astronomia Centro Europeu de Ciência Centro de Operações em Villafranca del Castillo, Espanha, onde o processamento gasoduto tem sido realizada desde março de 2012. Os dados são arquivados no Data Center ESAC Ciência, e distribuído aos arquivos espelho no Goddard Space Flight Center e o XMM-Newton Survey Science Center (SSC) no L'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie . Antes de junho de 2013, o SSC era operado pela Universidade de Leicester , mas as operações foram transferidas devido a uma retirada de financiamento pelo Reino Unido.

Observações e descobertas

O observatório espacial foi usado para descobrir o aglomerado de galáxias XMMXCS 2215-1738 , a 10 bilhões de anos-luz de distância da Terra.

O objeto SCP 06F6 , descoberto pelo Telescópio Espacial Hubble (HST) em fevereiro de 2006, foi observado pelo XMM-Newton no início de agosto de 2006 e parecia mostrar um brilho de raios-X ao seu redor duas ordens de magnitude mais luminoso do que o de supernovas .

Em junho de 2011, uma equipe da Universidade de Genebra , na Suíça , relatou que o XMM-Newton viu uma erupção que durou quatro horas a uma intensidade de pico de 10.000 vezes a taxa normal, a partir de uma observação do Supergiant Fast X-ray Transient IGR J18410-0535 , onde uma estrela supergigante azul liberou uma nuvem de matéria que foi parcialmente ingerida por uma estrela de nêutrons companheira menor com emissões de raios-X associadas.

Em fevereiro de 2013, foi anunciado que o XMM-Newton juntamente com o NuSTAR mediram pela primeira vez a taxa de rotação de um buraco negro supermassivo , observando o buraco negro no centro da galáxia NGC 1365 . Ao mesmo tempo, verificou o modelo que explica a distorção dos raios X emitidos por um buraco negro.

Em fevereiro de 2014, análises separadas extraíram do espectro de emissões de raios-X observado por XMM-Newton um sinal monocromático em torno de 3,5 keV. Este sinal está vindo de diferentes aglomerados de galáxias , e vários cenários de matéria escura podem justificar tal linha. Por exemplo, um candidato de 3,5 keV aniquilando em 2 fótons, ou uma partícula de matéria escura de 7 keV decaindo em fóton e neutrino.

Em junho de 2021, uma das maiores pesquisas de raios-X usando o observatório espacial XMM-Newton da Agência Espacial Europeia publicou descobertas iniciais, mapeando o crescimento de 12.000 buracos negros supermassivos nos núcleos de galáxias e aglomerados de galáxias.

Veja também

Referências

links externos