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Astronomie • Astrophysik

Forschungsbericht (importiert) 2012 - Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

eROSITA und die Dunkle Energie

eROSITA and the Dark Energy

Autoren

Predehl, Peter

Abteilungen

Hochenergie-Astrophysik (Kirpal Nandra)

eROSITA ist das Hauptinstrument auf der russischen Spektrum-Röntgen-Gamma-Mission. eROSITA soll ab 2013 den ganzen Röntgenhimmel durchmustern, um 100.000 entfernte Galaxienhaufen zu entdecken. Die großräumige Struktur unseres Universums soll damit untersucht und kosmologische Modelle der Dunklen Energie getestet werden. Zusätzlich wird die Entdeckung von 3 Millionen Aktiven Galaxien unser Bild von der Entwicklung supermassiver Schwarzer Löcher erweitern. eROSITA bringt auch neue astrophysikalische Erkenntnisse, z.B. über Röntgendoppelsterne und die diffuse galaktische Emission.

eROSITA is the core instrument on the Russian Spectrum-Roentgen-Gamma mission. From 2013 on eROSITA is expected to deeply survey the entire X-ray sky. The driving science is the detection of 100.000 distant galaxy clusters in order to study the large scale structure in the Universe and test cosmological models including Dark Energy. In addition, eROSITA will detect about 3 million Active Galaxies, widening our view on the evolution of supermassive black holes. eROSITA will also provide new clues on other astrophysical topics, like X-ray binaries and the diffuse galactic emission.

Die Dunkle Energie

Schon seit Edwin Hubble wissen wir, dass das Universum expandiert – nicht aber, wie diese Expansion weitergeht. Dies hängt entscheidend von der Massendichte im Universum ab: Oberhalb eines kritischen Wertes, der etwa sechs Wasserstoffatomen pro Kubikmeter entspricht, würde sich die Expansion des Universums in der Zukunft verlangsamen und umkehren, bis das Universum in einem Kollaps, dem sogenannten Big Crunch, endet. Die gesamte Masse aller Sterne, Gas- und Staubwolken im Universum entspricht jedoch nur etwa 4% dieser kritischen Dichte. Aus der Dynamik von Galaxien und insbesondere aus der Beobachtung von Galaxienhaufen konnten die Astronomen aber ableiten, dass es noch sehr viel mehr unsichtbare Materie gibt, die sich nur durch ihre Schwerkraftwirkung verrät. Doch selbst diese "Dunkle Materie" reicht nicht aus, die Expansion des Universums zu stoppen. Um das Jahr 2000 fanden Astronomen heraus, dass diese Expansion sogar immer noch beschleunigt wird. Dieser Befund ergab sich aus detaillierten Beobachtungen der Fluktuationen in der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung [1] und aus der Helligkeit entfernter Supernova-Explosionen [2,3]. Für letztere Entdeckung erhielten Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt und Adam Riess im Jahre 2011 den Nobelpreis für Physik.

Als Einstein 1916 die Allgemeine Relativitätstheorie entwickelte, führte er in seine Gleichungen ein zusätzliches Glied ein, die "kosmologische Konstante", die der Gravitation der Materie entgegen wirkte. Heutige Messungen der beschleunigten Expansion lassen darauf schließen, dass diese Komponente im Universum sogar dominiert: mit rund 70% stellt sie den größten Teil der Gesamtenergiedichte dar. Die Natur dieser Energie, die das Universum auseinander treibt, ist rätselhaft – Astronomen nennen sie die "Dunkle Energie". Sie zu entschlüsseln ist eine der spannendsten Fragen der Astronomie und Physik und könnte zu einer fundamentalen Umwälzung führen.

Kosmologie, Galaxienhaufen und Röntgenastronomie

Eine Möglichkeit, kosmologische Modelle zu testen, und den Ursprung, die Geometrie und die Dynamik des Universums zu berechnen, ist das Studium der großräumigen Strukturen im Universum. Galaxienhaufen sind dafür hervorragend geeignet, da sie mit diesen Strukturen eng korreliert sind. Galaxienhaufen bestehen aus tausenden einzelnen Galaxien, die jeweils bis zu mehrere hundert Milliarden Sterne umfassen, und sind damit die größten zusammenhängenden Gebilde im Universum. Ein Galaxienhaufen ist eingebettet in extrem heißes Gas, dessen Gesamtmasse das aller Galaxien bei weitem übersteigt. Aufgrund seiner hohen Temperatur strahlt es im Röntgenbereich, sodass Galaxienhaufen dort relativ einfach entdeckt werden können (Abb. 1). Aus Messungen der Verteilung von Galaxienhaufen im "lokalen" Universum mit ROSAT konnte die Materiedichte zu etwa 30% der kritischen Dichte bestimmt werden [4].

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Abb. 1: "COSMOS"-Feld, aufgenommen mit dem Röntgenobservatorium XMM-Newton. Dieses etwa 2 Quadratgrad große Himmelsfeld ist reich an Aktiven Schwarzen Löchern und Galaxienhaufen. Letztere sind an ihrer Ausdehnung gegenüber den punktförmigen Objekten zu erkennen. eROSITA wird diese Aufnahme auf den gesamten Himmel (40.000 Quadratgrad) ausdehnen. [weniger]

eROSITA wird die Parameter der Dunklen Energie zum ersten Mal mit einer so hohen Genauigkeit messen, dass wir zwischen verschiedenen theoretischen Modellen unterscheiden können. Dazu benötigt man die Verteilung von etwa 100.000 Galaxienhaufen [5]. eROSITA ist für dieses Ziel ausgelegt und erlaubt damit die Messung der Struktur des Universums nicht nur zum gegenwärtigen Zeitpunkt sondern – wegen der enormen Entfernung der Haufen – auch in der Vergangenheit. Durch eine Auswahl von nur 37 entfernten Galaxienhaufen konnte bereits nachgewiesen werden, wie empfindlich diese Methode für kosmologische Tests ist [6].

Die Empfindlichkeit der eROSITA Himmelsdurchmusterung wird die seines Vorgängers ROSAT um etwa einen Faktor 30 übertreffen. Ähnlich wie bei ROSAT können wir auch mit eROSITA viele Entdeckungen in anderen Gebieten der Astronomie erwarten – bei normalen Sternen, kompakten Objekten wie Neutronensternen und Schwarzen Löchern, bei Supernova-Überresten, Galaxien etc. Mehrere Millionen Aktive Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien werden von eROSITA gesehen werden. Dies wird uns wertvolle Erkenntnisse über deren zeitliche Entwicklung auf kosmologischen Skalen liefern.

Das eROSITA Instrument

eROSITA ("extended Röntgen Survey with an Imaging Telescope Array" [7]) wird als Hauptinstrument zusammen mit dem russischen Teleskop ART-XC ("Astronomical Röntgentelescope X-ray Concentrator" [8]) auf der russischen Raumfahrtmission Spektrum-Röntgen-Gamma 2013 in den Weltraum gebracht werden. Als Satellitenplattform wird "Navigator" der Firma Lavochkin Association dienen, ein in Russland bereits entwickeltes und getestetes Raumfahrtzeug. Vorgesehen ist der Start mit einer Zenith-2SB/Fregat-Rakete vom russischen Startplatz Baikonur in Kasachstan. Damit lässt sich eine Umlaufbahn um den sogenannten Lagrange-2-Punkt – 1,5 Millionen km von der Erde entfernt – erreichen. Durch seine Entfernung von der Erde ist er ein idealer, vom Einfluss der Erde freier Beobachtungsort.

<strong>Abb. 2:</strong> Schematische Ansichten von eROSITA mit Blick auf die sieben Spiegelteleskope (links) und die sieben Kameras inkl. ihrer Elekt Bild vergrößern
Abb. 2: Schematische Ansichten von eROSITA mit Blick auf die sieben Spiegelteleskope (links) und die sieben Kameras inkl. ihrer Elektronik und dem Kühlsystem (rechts). 2 Radiatoren (schwarz) dienen der Kühlung der CCDs, 2 Sternsensoren (türkis) der genauen Blickrichtung der Röntgenteleskope. Die Teleskopstruktur aus Kohlefaser (grau-blau) ruht auf 6 Streben (welche ein Hexapod bilden) auf dem Raumfahrtzeug. Der Durchmesser von eROSITA beträgt knapp 2 m, die Länge (mit zugeklapptem Deckel) etwas über 3 m. [weniger]

eROSITA wird mit einem Verbund aus sieben Röntgenteleskopen den ganzen Himmel durchmustern (Abb. 2). Die Leistungsfähigkeit der Röntgenoptik für diese Aufgabe ist in ihrer Kombination aus Sammelfläche, Gesichtsfeld und Auflösungsvermögen bisher unerreicht. Die Herstellung der sieben Spiegel beruht auf früheren Entwicklungen für die europäische Mission XMM-Newton: Dabei werden die Spiegelschalen galvanisch von superpolierten Mandrels abgeformt, sodass die reflektierende Goldschicht der Schalen die geforderte optische Qualität (0,3 nm Rauhigkeit!) annehmen. Die Schalen selbst bestehen aus Nickel. Der Durchmesser der äußersten Schale beträgt 356 mm, die Brennweite 1.600 mm. Die Winkelauflösung jedes Spiegelmoduls beträgt 15 Bogensekunden [9]. Die 54 ineinander geschachtelten Spiegelschalen jedes der sieben Module werden präzise auf einem Speichenrad justiert und verklebt (Abb. 3). Die erforderliche Genauigkeit bei der Herstellung stellte eine enorme Herausforderung dar und konnte erst nach mehreren Jahren Entwicklung erreicht werden.

<strong>Abb. 3</strong>: Ein teilweise integriertes Spiegelmodul mit 31 der insgesamt 54   Spiegelschalen zeigt die enge Schachtelung der hochpräzise Bild vergrößern
Abb. 3: Ein teilweise integriertes Spiegelmodul mit 31 der insgesamt 54 Spiegelschalen zeigt die enge Schachtelung der hochpräzise gefertigten und justierten Schalen, welche jeweils aus einer Paraboloid- und einer Hyperboloid-Sektion bestehen. [weniger]

Im Brennpunkt jedes der sieben Spiegelmodule sitzt eine hochempfindliche Röntgen-Kamera, die für den Betrieb auf etwa -90°C gekühlt werden muss. Das Herzstück der Kameras, die am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) entwickelt und gebaut werden, sind spezielle Röntgen-CCDs aus hochreinem Silizium. Zur Entwicklung derartiger CCDs unterhält das MPI ein eigenes Halbleiterlabor, in dem die empfindlichsten Si-Röntgendetektoren weltweit hergestellt werden. Die eROSITA CCDs besitzen 384×384 Pixel auf einer Fläche von 28,8 mm × 28,8 mm; dies ergibt ein Gesichtsfeld mit 1,03° Durchmesser (Abb. 4). Die 384 Kanäle werden parallel durch drei CAMEX-ASICs ausgelesen, damit ist die Zeitauflösung der Kameras mit 50 msec extrem schnell [10].

Eine optische Bank aus Kohlefaser-Verbundwerkstoff verbindet Spiegel und Kameras und stellt über ein Hexapod die Schnittstelle zum Satelliten her. Die Gesamtgröße des Instruments beträgt etwa 3,2 m (ohne den aufgeklappten Teleskopdeckel), sein Durchmesser etwa 1,9 m. Das Gesamtgewicht liegt bei 760 kg. Vervollständigt wird eROSITA unter anderem durch insgesamt 9 Elektronikboxen, ein kompliziertes System von kryogenen Heatpipes zur Kühlung der Kameras und durch aufwendige Streulichtblenden.

<strong>Abb. 4</strong>: Das Röntgen-CCD (links) besteht aus einem quadratischen  Bildbereich  und rechts daneben aus einem &quot;Framestore&quot;-Ber Bild vergrößern
Abb. 4: Das Röntgen-CCD (links) besteht aus einem quadratischen Bildbereich und rechts daneben aus einem "Framestore"-Bereich, in den die Aufnahme innerhalb von 100 µsec geschoben wird. Während dem Auslesen des Framestores über die drei CAMEX-Chips (rechts daneben) ist der Bildbereich wieder aufnahmebereit. CCD, CAMEXs und andere elektronische Bauteile sind auf einer Keramik-Platine (blau) montiert. [weniger]

Die eROSITA Himmelsdurchmusterung

Während der vier Jahre dauernden Durchmusterung wird eROSITA den Himmel permanent in Großkreisen überdecken, wobei für eine Umdrehung 4 Stunden geplant sind. Mit der Bewegung um die Sonne, synchron mit der Erde, wird der Himmel somit einmal pro Halbjahr vollständig überdeckt, wobei die Belichtung an den ekliptikalen Polen, an denen sich alle Großkreise schneiden, sehr hoch sein wird. Dies gibt uns automatisch zur mehr gleichförmigen Belichtung des gesamten Himmels zwei "tiefe" Felder – ein erwünschter Effekt. Nach Abschluss der Himmelsdurchmusterung, also achtmaliger Überdeckung, erhalten wir eine mittlere Belichtungszeit von 2.500 Sekunden und an den beiden Polen innerhalb eines Kreises mit 12° Durchmesser mehr als 17.000 Sekunden. Die wissenschaftlichen Datenrechte an der Durchmusterung sind zwischen dem MPE und dem Space Research Institut IKI in Moskau, jeweils mit ihren Kollaborationspartnern in zwei Himmelshälften aufgeteilt. Nach Abschluss der Durchmusterungsphase werden Einzelbeobachtungen an ausgewählten Objekten durchgeführt. Insgesamt ist die Mission für sieben Jahre geplant.

1.
Spergel, D. N.; Verde, L.; Peiris, H. V.; Komatsu, E.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Halpern, M.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, S. S.; Page, L.; Tucker, G. S.; Weiland, J. L.; Wollack, E.; Wright, E. L.
First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters
2.
Tonry, J. L.; Schmidt, B. P.; Barris, B.; Candia, P.; Challis, P.; Clocchiatti, A.; Coil, A. L.; Filippenko, A. V.; Garnavich, P.; Hogan, C.; Holland, S. T.; Jha, S.; Kirshner, R. P.; Krisciunas, K.; Leibundgut, B.; Li, W.; Matheson, T.; Phillips, M. M.; Riess, A. G.; Schommer, R.; Smith, R. C.; Sollerman, J.; Spyromilio, J.; Stubbs, C. W.; Suntzeff, N. B.
Cosmological Results from High-z Supernovae
3.
Riess, A. G.; Strolger, L.-G.; Tonry, J.; Casertano, S.; Ferguson, H. C.; Mobasher, B.; Challis, P.; Filippenko, A. V.; Jha, S.; Li, W.; Chornock, R.; Kirshner, R. P.; Leibundgut, B.; Dickinson, M.; Livio, M.; Giavalisco, M.; Steidel, C. C.; Benítez, T.; Tsvetanov, Z.
Type Ia Supernova Discoveries at z > 1 from the Hubble Space Telescope: Evidence for Past Deceleration and Constraints on Dark Energy Evolution
4.
Schuecker, P.; Böhringer, H.; Collins, C. A.; Guzzo, L.
The REFLEX galaxy cluster survey. VII. Omegam and sigma8 from cluster abundance and large-scale clustering
5.
Haiman, Z.; Allen, S.; Bahcall, N.; Bautz, M.; Boehringer, H.; Borgani, S.; Bryan, G.; Cabrera, B.; Canizares, C.; Citterio, O.; Evrard, A.; Finoguenov, A.; Griffiths, R.; Hasinger, G.; Henry, P.; Jahoda, K.; Jernigan, G.; Kahn, S.; Lamb, D.; Majumdar, S.; Mohr, J.; Molendi, J. S.; Mushotzky, R.; Pareschi, G.; Peterson, J.; Petre, R.; Predehl, P.; Rasmussen, A.; Ricker, G.; Ricker, P.; Rosati, P.; Sanderson, A.; Stanford, A.; Voit, M.; Wang, S.; White, N.; White, S.
An X-ray Galaxy Cluster Survey for Investigations of Dark Energy
6.
Vikhlinin, A.; Voevodkin, A.; Mullis, C. R.; van Speybroeck, L.; Quintana, H.; McNamara, B. R.; Gioia, I.; Hornstrup, A.; Henry, J. P.; Forman, W. R.; Jones, C.
Cosmological Constraints from the Evolution of the Cluster Baryon Mass Function at z ~ 0.5
7.
Predehl, P.; Andritschke, R.; Becker, W.; et al.
eROSITA
8.
Pavlinsky, M.; Akimov, V.; Levin, V.; Lapshov, I.; Tkachenko, A.; Semena, N.; Arefiev, V.; Glushenko, A.; Yaskovich, A.; Burenin, R.; Sazonov, S.; Revnivtsev, M.; Buntov, M.; Grebenev, S.; Lutovinov, A.; Kudelin, M.; Grigorovich, S.; Litvin, D.; Lazarchuk, V.; Roiz, I.; Garin, M.; Gubarev, M.; Ramsey, B.; Kilaru, K.; O'Dell, S. L.; Elsner, R.
The ART-XC Instrument on board the SRG Mission 
9.
Burwitz, V.; Friedrich, P.; Bräuninger, H.; Budau, B.; Burkert, W.; Eder, J.; Freyberg, M.; Hartner, G.; Pfeffermann, E.; Predehl, P.; Arcangeli, L.; Borghi, G.; Borroni, A.; Citterio, O.; Ferrario, I.; Grisoni, G.; Marioni, F.; Ritucci, A.; Rossi, M.; Valsecchi, G.; Vernani, D.
Development and testing of the eROSITA mirror modules 
10.
Meidinger, N.; Andritschke, R.; Elbs, J.; Granato, S.; Hälker, O.; Herrmann, S.; Miessner, D.; Pietschner, D.; Reiffers, J.; Rommerskirchen, T.; Schmaler, G.; Strüder, L.
Status of the CCD camera for the eROSITA space telescope
 
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