ESA X-ray Multi Mirrors Newton XMM

Pubblicato il da Riccardo

I raggi X, sono una forma particolare di radiazione elettromagnetica avente lunghezza d’onda molto inferiore a quella della cosiddetta luce visibile, e compresa circa fra i 102 e 10-2 Angstrom. Come tutta la radiazione elettromagnetica con lunghezza d’onda pari o inferiore a quella dell’ultravioletto (3800 A), vengono fermati dall’atmosfera terrestre, rendendo con ciò possibile la vita come noi la conosciamo, ma costringendo questo tipo di osservazioni, fondamentali per la conoscenza dell’Universo, ad essere effettuate oltre determinate quote, raggiungibili con palloni sonda o con satelliti artificiali.


L’osservazione astronomica sfruttante la lunghezza d’onda dei cosiddetti raggi X, ha permesso di definire le caratteristiche delle Pulsar e di indagare tutti i tipi conosciuti di stelle collassate, dalle nane bianche ai buchi neri, nonché stelle e galassie che producano altissime energie grazie a intensi campi magnetici. Fino a pochi anni fa, solo 4 galassie erano conosciute per le loro emissioni nella banda X dello spettro elettromagnetico: la Via Lattea, Andromeda e le due Nubi di Magellano (in realtà satelliti della Via Lattea).


Un primo tentativo in questo campo, da parte dell’ESA, si ebbe con il satellite Exosat, lanciato nel Maggio 1983, che inviò a terra, nell’arco dei tre anni della sua missione, oltre 1800 immagini. Mentre Exosat era al lavoro, fu proposta una nuova missione nel campo della spettrometria a raggi X, lavoro che sfociò in un programma a lungo termine chiamato Horizon 2000, alla cui base vi era il desiderio di dare il via a quattro missioni spaziali a lungo termine per il raggiungimento di importanti risultati scientifici. Tale concetto fu denominato "Cornerstones" e la seconda missione prevista venne chiamata "High Throughput X-ray Spectroscopy" e più tardi ribattezzata  XMM (X-ray Multi Mirrors) Newton, in onore di sir Isaac.

Si cominciò a lavorare seriamente a XMM nel 1985, e la configurazione finale del satellite fu delineata due anni più tardi. L’ESA approvò la missione nel 1998, Newton fu quindi costruito fra il 1997 e 99, per essere infine fu lanciato da un vettore Ariane 5 dal poligono di Kourou, il 10 Dicembre 1999, alle 1432 GMT, che lo ha piazzato su un’orbita ellittica inclinata di 40°, con periodo di 48 ore, per un apogeo di 114.000 chilometri e perigeo di soli 7000. Apparentemente anomala, quest’orbita permette in realtà lunghe e ininterrotte osservazioni lontano dalle interferenze della Terra, che vengono rilevate dagli strumenti anche a quote molto alte, benché questo profilo di missione porta XMM ad attraversare le Fasce di van Allen durante il passaggio al perigeo, ragione per la quale si è deciso dunque di schermare i CCD, sia degli spettrometri che delle camere, con un filtro di alluminio di un millimetro di spessore. Inoltre uno strumento controlla continuamente il flusso di particelle nei dintorni del telescopio, una precauzione presa inizialmente per proteggere l'osservatorio dai brillamenti solari, ma che potrebbe rivelarsi utile anche in altre circostanze. Questi accorgimenti non sono del tutto indolori, infatti essi comportano una perdita di tempo utile osservativo pari al 10%, ma nelle intenzioni dei progettisti avrebbero anche dovuto assicurare ai CCD una vita operativa di almeno 5 anni, una previsione che si è rivelata abbondantemente pessimistica, dato che, a tutt’oggi, e dopo quasi dieci anni dal lancio, XMM è ancora perfettamente funzionante.




2.jpg  xmm_integ2_mod.gif





Con una massa di 3800 chili, XMM è il più grande satellite scientifico costruito in Europa; lungo 10 metri e largo 16 coi pannelli solari aperti, si compone di quattro elementi:

  1. Focal Plane Assembly, FPA, a sua volta consistente nel Focal Plane Platform, FPP, che ospita gli strumenti ottici: due spettrometri a riflessione (Reflection Grating Spectrometer, RGS) e tre European Photon Imaging Camera (EPIC); tutti i sistemi sono dotati di radiatori per raffreddare i CCDs.
  2. Il corpo del telescopio (Telescope Tube, TT), in fibra di carbonio: lungo 6,80 metri, è composto di due parti, quella superiore ospita i sistemi di outgassing VOD (Venting and OutGassing) e OGB (OutGassing Baffle)
  3. Mirror Support Platform (MSP), che ospita tre specchi multipli Wolter, l’Optical Monitor e due Star Trackers per mantenere l’allineamento delle ottiche sulle stelle da osservare
  4. Service Module (SVM), occupato dai sottosistemi del satellite, fra i quali i pannelli solari, due antenne in banda S e uno schermo di protezione solare (TSS, Telescope Sun Shield).

Vediamo in dettaglio la strumentazione scientifica.

Diversamente dalla luce visibile, i raggi X possono essere deviati e concentrati solo con piccoli angoli di incidenza. XMM, pertanto, ricorre per l’osservazione a un sistema di specchi parabolici e iperbolici diversamente combinati, per concentrare i raggi X in un unico fuoco, sistema chiamato Wolter dal suo inventore, il tedesco Hans Wolter (1911-1978). Ogni telescopio Wolter dell’XMM, è composto da 58 di questi specchi, con capacità di osservare fotoni X con energie comprese fra 0,1 e 12 keV, che sono prodotti da processi fisici totalmente differenti, fattore questo, che rende il satellite utilizzabile per gli scopi più diversi. Gli specchi, o se preferite, gli occhi di XMM-Newton, assomigliano in realtà a 3 barili cilindrici, ognuno dei quali è costituito da 58 cilindri concentrici (diametro interno di 30 cm. e diametro esterno 70 cm, lunghezza 60 cm) annidati uno nell'altro come matrioski e formati da sottilissimo strato d'oro depositato su uno strato di nickel. I raggi X incidono sugli specchi quasi parallelamente alla loro superficie e vengono leggermente deviati dal loro cammino e messi a fuoco sugli strumenti di raccolta.


Collegati ai telescopi, troviamo 5 strumenti di due diverse tipologie: 3 CCD (le versioni elettroniche delle vecchie pellicole o lastre fotografiche), per la realizzazione dei quali l'Agenzia Spaziale Italiana ha svolto un ruolo fondamentale; siglate EPIC (European Photon Imagin Cameras), scattano  vere e proprie fotografie; con loro, vi sono due spettrometri a riflessione (RGS, Reflection Grating Spectrometer), in grado di disperdere le varie lunghezze d'onda, come un prisma, in modo da evidenziare la presenza di elementi chimici come il ferro e l'ossigeno, oltre a un  monitor ottico  del tipo Ritchey Chretien per diminuire gli effetti dell’aberrazione degli oggetti fuori asse, da 30 centimetri di diametro, per confrontare gli stessi oggetti a varie lunghezze d’onda, fornendo informazioni preziose per gli astronomi e gli astrofisici. Nel monitor, che consiste come si è detto in un telescopio Ritchey-Chretien modificato, di 30 cm di diametro con apertura focale 12,7 e lunghezza di circa 3 metri e 80, due dei quali appartenenti al telescopio vero e proprio, la luce, rinviata dallo specchio primario a quello secondario, è infine riflessa da un terzo specchio inclinato di 45 gradi verso uno dei due misuratori ridondanti (detectors) e permette l’osservazione contemporanea sia delle sorgenti X che di quelle UV. Il potere di puntamento è di circa 1 secondo d'arco che sta ad indicare la capacità di distinguere due sorgenti X vicinissime poste a grande distanza nello spazio. La costruzione del satellite ha coinvolto 46 società di 14 paesi europei ed una negli Stati Uniti.


Il satellite è controllato dall’ ESAC (European Space Astrponomy Centre, ex VILSPA, Villafranca Satellite Tracking Station), con base a Villafranca, in Spagna. Le informazioni sono processate e memorizzate presso l’XMM-Newton Survey Science Centre della Leicester University, Gran Bretagna.


Il settore dove ci si aspettano i risultati migliori era lo studio delle supernove, delle quali XMM può rivelarci dati importantissimi come la temperatura, la composizione chimica e lo stato di ionizzazione del plasma, ma si è rivelato in grado di dare un contributo anche alla cosmologia, studiando lo spostamento verso il rosso dei raggi X che provengono dal gas ionizzato che permea i grandi ammassi di galassie,  e che rappresenta uno dei grandi misteri dell’Universo. La risoluzione di XMM ha permesso però, per la prima volta, anche di osservare sorgenti di raggi X nelle galassie vicine, mentre l'estrema risoluzione temporale, migliore di un microsecondo, lo rende uno strumento adatto anche all'osservazione delle pulsar.


Va ricordato che Newton ha osservato anche la cometa Tempel 1 durante l’impatto prodotto dalla missione Deep Impact. Da segnalare, inoltre, che un gruppo di scienziati, analizzando recentemente i dati raccolti dal satellite, ha identificato un eccesso di calcio e di nickel negli ammassi galattici, i cosiddetti clusters, gruppi di centinaia di galassie ognuna contenente centinaia di miliardi di stelle. I valori risultano essere da 1,5 a 2 volte superiori a quanto previsto dai modelli precedenti. E la ragione di questa concentrazione, è e rimane un mistero tuttora insoluto.




XMM-Newton Characteristics

Focal Length

 

7.5 m

EPIC

Energy Range

0.1 - 15.0 keV

 

 

1 - 100 Å

 

Effective Area

75 cm² @ 12 keV

 

 

950 cm² @ 8 keV

 

 

1620 cm² @ 6 keV

 

 

1475 cm² @ 2.5 keV

 

 

2485 cm² @ 1.5 keV

 

 

1650 cm² @ 0.6 keV

 

 

595 cm² @ 0.25 keV

 

Angular Resolution

15 arc seconds HEW

 

 

6 arc seconds FWHM

 

Field of View

~30 arc minutes

RGS

Energy Range

0.4 - 2.5 keV

 

Effective Area

160 cm² @ 1.5 keV

 

 

94 cm² @ 0.6 keV

 

Spectral Resolution

E/dE~150-800

Optical Monitor

Telescope

30 cm diameter

 

Wavelength range

1700-5500 Å

 

Field of View

17 x 17 arc minutes

 

 

XMM-Newton Focal Plane Instrumentation

Instrument

Objective

PI

Prime Focus Camera (EPIC)

Broadband spectrophotometry using CCD arrays on all three telescopes

M. Turner, Leicester (GB)

Secondary Focus Spectrometer (RGS)

Medium-resolution spectroscopy using reflection gratings on two telescopes

A.C. Brinkman, SRON, Utrecht (NL)

Optical Monitor (OM)

Simultaneous optical coverage of the X-ray telescope field using a 30 cm Cassegrain telescope

K.O. Mason, Mullard Space Science Lab. (UK)

 

 

Mirror Module Details

   

Mirror Type

Wolter Type 1

Focal Length

7500 mm

Outermost Mirror Radius

350 mm

Innermost Mirror Radius

159 mm

Axial Mirror Length (paraboloid + hyperboloid)

600 mm

Outer Mirror Wall Thickness

1.07 mm

Inner Mirror Wall Thickness

0.47 mm

Minimum Packing Distance

3 mm

Reflective Surface

Gold

Mirror Substrate

Monolithic Nickel

Number of Mirrors (paraboloid + hyperboloid)

58

Mirror Module Mass

437 kg

Angular Resolution, Half Energy Width

15 arc seconds, 0.1-10 keV

Angular Resolution, Full Width Half Maximum

<6 arc seconds, 0.1-10 keV






XMM-Newton.jpg 


 

xmm_orbit.gif



expl1_gr.gif 




 

xmmglas1.gif










xmm-schematic410.jpg



xmm_epicpath.jpg


xmm_rgapath.jpg



xrtlayout.gif



om.gif



Baffles_sm.jpg



CCDs.jpg




M_scheme.jpg



RAE.jpg




RDE.jpg



Relative-position-of-various-units-jpg



rgs_cartoon.gif


RGS_scheme.jpg






Telescope.jpg




RFC.jpg


RGA.jpg


Con tag ESA

Commenta il post