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XMM-Newton（ High Throughput X-ray Spectroscopy MissionおよびX-ray Multi-Mirror Missionとも呼ばれる）は、欧州宇宙機関（ESA）が1999年12月にアリアン5ロケットで打ち上げたX線宇宙天文台である。ESAのHorizon 2000計画の2番目の基幹ミッションである。物理学者で天文学者のアイザック・ニュートン卿にちなんで名付けられたこの宇宙船は、星間X線源の調査、狭帯域および広帯域分光法の実施、X線と可視光および紫外線の両方の波長での物体の初の同時撮像を行うことを任務としている。 [ 7 ]
当初は2年間の資金提供を受け、設計寿命は10年であるこの宇宙船は、良好な状態を維持しており、ミッションの延長が繰り返し行われ、直近では2023年3月に延長され、2026年末まで運用される予定です。[ 5 ] ESAは、XMM-Newtonの後継機として、 2035年に打ち上げ予定の、宇宙ビジョン2015-2025計画における2番目の大型ミッションである高エネルギー天体物理学用先進望遠鏡（ATHENA）を計画しています。 [ 8 ] XMM-Newtonは、同じく1999年に打ち上げられたNASAのチャンドラX線観測衛星に似ています。INTEGRAL宇宙望遠鏡は、ガンマ線領域でXMM-Newtonを補完しました。
2018年5月現在、XMM-NewtonまたはXMM-Newtonがもたらした科学的成果に関する論文が5,600件近く発表されている。 [ 9 ]
XMM-Newtonの観測範囲には、天体からのX線放射の検出、星形成領域の詳細な研究、銀河団の形成と進化の調査、超大質量ブラックホールの環境、謎の暗黒物質のマッピングが含まれます。[ 10 ]
1982年、 XMM-Newtonの前身であるEXOSATが1983年に打ち上げられる前から、「マルチミラー」X線望遠鏡ミッションの提案がなされていた。[ 11 ] [ 12 ] XMMミッションは1984年にESA科学プログラム委員会に正式に提案され、1985年1月にESA閣僚理事会の承認を得た。[ 13 ]同年、このようなミッションの実現可能性を判断するためにいくつかのワーキンググループが設立され、[ 11 ]ミッションの目標は1985年6月にデンマークで開催されたワークショップで発表された。[ 12 ] [ 14 ]このワークショップでは、宇宙船に12個の低エネルギーX線望遠鏡と7個の高エネルギーX線望遠鏡を搭載することが提案された。[ 14 ] [ 15 ]宇宙船の全体的な構成は 1987 年 2 月までに開発され、EXOSATミッションで得られた教訓を大いに活用しました。[ 11 ]望遠鏡ワーキンググループは、X 線望遠鏡の数を 7 つの標準化されたユニットに削減しました。[ 14 ] [ 15 ] 1988 年 6 月、欧州宇宙機関はミッションを承認し、調査提案の募集 (「機会の告知」) を行いました。[ 11 ] [ 15 ]技術の進歩により、必要な X 線望遠鏡の数はわずか 3 つにまで削減されました。[ 15 ]
1989年6月、ミッションの機器が選定され、宇宙船のハードウェアの作業が開始された。[ 11 ] [ 15 ] 1993年1月、プロジェクトチームが結成され、オランダのノールトウェイクにある欧州宇宙研究技術センター（ESTEC）に拠点を置いた。[ 13 ]主契約者であるドルニエ衛星システム（旧ダイムラークライスラーエアロスペースの子会社）は、ミッションが実施段階に承認された後の1994年10月に選定され、開発と建設はそれぞれ1996年3月と1997年3月に開始された。[ 13 ] [ 14 ] XMMサーベイ科学センターは、1995年にレスター大学の物理天文学部に設立されました。 [ 11 ] [ 16 ] X線望遠鏡用の3つの飛行ミラーモジュールは、1998年12月にイタリアの下請け業者Media Larioによって納入され、[ 14 ]宇宙船の統合とテストは1999年9月に完了しました。[ 13 ]
XMMは1999年9月9日にESTEC統合施設を出発し、陸路でカトウェイクまで運ばれ、その後バージ船エメリ号でロッテルダムに運ばれた。9月12日、宇宙船はアリアンスペースの輸送船MNトゥーカン号に乗せられ、ロッテルダムを出発してフランス領ギアナに向かった。[ 17 ]トゥーカン号は9月23日にフランス領ギアナのクールーの町に停泊し、ギアナ宇宙センターのアリアン5最終組立棟に輸送され、最終的な打ち上げ準備が行われた。[ 18 ]
XMMの打ち上げは、 1999年12月10日14時32分 （UTC）にギアナ宇宙センターから行われた。 [ 19 ] XMMはアリアン5ロケットで宇宙に打ち上げられ、近地点838km （521マイル）、遠地点112,473km （69,887マイル）の高度に楕円形の40度軌道に投入された。[ 2 ]アリアン上段から分離されてから40分後、テレメトリーにより、宇宙船の太陽電池アレイが正常に展開されたことが地上局に確認された。技術者たちはさらに22時間待ってから、搭載推進システムに合計5回の噴射を指示した。これにより、12月10日から16日の間に軌道は7,365 × 113,774 km (4,576 × 70,696 mi)、軌道傾斜角38.9度に変更された。その結果、宇宙船は約48時間ごとに地球を1周することになった。 [ 2 ] [ 20 ]
打ち上げ直後、XMMは打ち上げおよび初期軌道フェーズの運用を開始しました。[ 21 ] 1999年12月17日と18日に、それぞれX線モジュールと光学モニターのドアが開かれました。[ 22 ]機器の起動は2000年1月4日に開始され、[ 2 ]機器のコミッショニングフェーズは1月16日に開始されました。[ 23 ]光学モニター（OM）は1月5日にファーストライトを達成し、2つの欧州光子イメージングカメラ（EPIC）MOS - CCDは1月16日に、EPIC pn -CCDは1月22日に続き、反射回折格子分光器（RGS）は2月2日にファーストライトを達成しました。[ 23 ] 3月3日に校正および性能検証フェーズが開始され、[ 2 ] 6月1日に通常の科学運用が開始されました。[ 23 ]
2000年2月9日の記者会見で、ESAはXMMが撮影した最初の画像を公開し、宇宙船に新しい名前が選ばれたことを発表した。このプログラムは以前はHigh Throughput X-ray Spectroscopy Missionとして知られていたが、新しい名前はプログラムの性質と分光法の分野の創始者を反映するものとなる。ESAの元科学部長であるロジャー・ボネットは、 XMM-Newtonという新しい名前について、「分光法を発明したのはアイザック・ニュートン卿であり、XMMは分光ミッションであるため、この名前を選びました」と述べた。彼は、ニュートンは重力と同義であり、衛星の目標の1つは多数のブラックホール候補を探すことであったため、「このミッションの名前としてXMM-Newton以上に良い選択肢はなかった」と指摘した。[ 24 ]
建設、宇宙船の打ち上げ、2年間の運用を含め、プロジェクトは6億8900万ユーロ（1999年当時の価格）の予算内で完了した。[ 13 ] [ 14 ]
宇宙船には、EPIC カメラと RGS カメラの両方の動作温度を下げる機能があり、これは電離放射線がカメラのピクセルに及ぼす有害な影響を打ち消すために搭載された機能です。一般的に、機器はデバイス内の暗電流を減らすために冷却されます。2002 年 11 月 3 日～4 日の夜間、RGS-2 は初期温度の-80 °C (-112 °F)から-113 °C (-171 °F)まで冷却され、数時間後には-115 °C (-175 °F)まで冷却されました。結果を分析した結果、両方の RGS ユニットの最適温度は-110 °C (-166 °F)であることが判明し、11 月 13 日～14 日には、RGS-1 と RGS-2 の両方がこのレベルに設定されました。 11月6日～7日の間に、EPIC MOS-CCD検出器は、初期動作温度の-100 ℃（-148 °F）から新しい設定の-120 ℃（-184 °F）に冷却されました。これらの調整後、EPICカメラとRGSカメラの両方で画質が劇的に向上しました。[ 25 ]
2008年10月18日、XMM-Newtonは予期せぬ通信障害に見舞われ、その間、衛星との通信が途絶えた。衛星が壊滅的な事態に見舞われたのではないかという懸念も一部で表明されたが、ドイツのシュタルケンブルク天文台や世界各地のアマチュア天文家が撮影した写真から、衛星は無傷で軌道上を飛行しているように見えた。最終的に、西オーストラリア州ニューノーシアにある35メートル（115フィート）のアンテナを使用して微弱な信号が検出され、 XMM-Newtonとの通信から、衛星の無線周波数スイッチが故障したことが示唆された。トラブルシューティングの後、地上管制官はNASAのゴールドストーン深宇宙通信施設にある34メートル（112フィート）のアンテナを使用して、スイッチを最後に正常に動作していた位置に戻すコマンドを送信した。ESAはプレスリリースで、10月22日に欧州宇宙天文学センター（ESAC）の地上局が衛星と通信し、このプロセスが成功し、衛星が制御下に戻ったことを確認したと発表した。[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]
宇宙船の状態が良好で、得られたデータも非常に多かったため、XMM-NewtonはESAの科学プログラム委員会から複数回のミッション延長を受けている。最初の延長は2003年11月に行われ、運用期間は2008年3月まで延長された。[ 29 ] 2回目の延長は2005年12月に承認され、運用期間は2010年3月まで延長された。[ 30 ] 3回目の延長は2007年11月に可決され、2012年までの運用が認められた。承認の一環として、衛星には理論的には2017年以降も運用を継続できるだけの十分な消耗品（燃料、電力、機械的健全性）が搭載されていることが指摘された。 [ 31 ] 2010年11月の4回目の延長では、2014年までの運用が承認された。[ 32 ] 5回目の延長は2014年11月に承認され、2016年11月に再確認され、2018年まで運用が継続された。[ 33 ] [ 34 ] 6回目の延長は2017年12月に承認され、2020年末まで運用が継続された。[ 35 ] 7回目の延長は2018年11月に承認され、運用期間は2022年末。[ 36 ] 2023年3月に8回目の延長が承認され、2026年末まで操業が継続され、2029年までの延長が示唆されている。[ 5 ]
XMM-Newtonは全長10.8メートル（35フィート）の宇宙望遠鏡で、太陽電池アレイを展開すると幅16.16メートル（53フィート）になります。打ち上げ時の重量は3,764キログラム（8,298ポンド）でした。[ 2 ]この宇宙機は3度の安定化機能を備えており、0.25秒角から1秒角の精度で目標に照準を合わせることができます。この安定化は、宇宙機の姿勢・軌道制御サブシステムを使用して実現されています。これらのシステムにより、宇宙機はさまざまな天体目標に照準を合わせることができ、1時間に最大90度回転させることができます。[ 11 ] [ 24 ] XMM-Newtonに搭載されている機器は、3台の欧州光子撮像カメラ（EPIC）、2台の反射回折格子分光器（RGS）、および光学モニターです。
宇宙船はほぼ円筒形をしており、4つの主要コンポーネントから構成されています。宇宙船の前方にはミラーサポートプラットフォームがあり、X線望遠鏡アセンブリと回折格子システム、光学モニター、および2つのスタートラッカーを支えています。このコンポーネントを取り囲むようにサービスモジュールがあり、コンピュータおよび電気バス、消耗品（燃料や冷却剤など）、太陽電池アレイ、望遠鏡サンシールド、および2つのSバンドアンテナなど、さまざまな宇宙船サポートシステムを搭載しています。これらのユニットの後ろには望遠鏡チューブがあり、これは長さ6.8メートル（22フィート）の中空炭素繊維構造で、ミラーとその検出装置間の正確な間隔を確保します。このセクションの外側には、衛星内部から汚染物質を除去するのに役立つアウトガス装置も設置されています。宇宙船の後端には焦点面アセンブリがあり、焦点面プラットフォーム（カメラと分光計を搭載）とデータ処理、電力分配、およびラジエーターアセンブリを支えている。[ 37 ]
3 台の欧州光子イメージング カメラ(EPIC) は、 XMM-Newtonに搭載されている主要な機器です。このシステムは、2 台のMOS - CCDカメラと 1 台のpn -CCD カメラで構成され、視野は合計 30分角、エネルギー感度範囲は0.15 ～ 15 keV ( 82.7 ～ 0.83オングストローム) です。各カメラには、3 種類の X 線透過フィルター、全開位置、全閉位置を備えた 6 ポジションのフィルター ホイールがあり、内部校正に使用される放射性線源もそれぞれ内蔵されています。カメラは、必要な画像感度と速度、およびターゲットの強度に応じて、さまざまなモードで独立して動作させることができます。[ 38 ] [ 39 ] [ 40 ]
2台のMOS-CCDカメラは、低エネルギーX線を検出するために使用されます。各カメラは7つのシリコンチップ（中央に1つ、その周囲に6つ）で構成されており、各チップには600×600ピクセルのマトリックスが含まれているため、カメラの総解像度は約2.5メガピクセルです。前述のように、各カメラには、装置を動作温度-120 ℃（-184 °F）まで冷却する大型の隣接ラジエーターがあります。これらは、レスター大学宇宙研究センターとEEV Ltd.によって開発および製造されました。[ 25 ] [ 38 ] [ 40 ]
pn-CCD カメラは高エネルギー X 線を検出するために使用され、1 個の個別の CCD が埋め込まれた単一のシリコン チップで構成されています。各 CCD は 64 × 189 ピクセルで、合計容量は 145,000 ピクセルです。XMM -Newtonの pn-CCD カメラは、構築当時、感度面積が36 cm 2 (5.6平方インチ)で、これまでに作られた中で最大のデバイスでした。ラジエーターによりカメラは-90 °C (-130 °F)まで冷却されます。このシステムは、ドイツのテュービンゲン天文学研究所、マックス プランク地球外物理学研究所、PNSensorによって作られました。 [ 38 ] [ 41 ] [ 42 ]
EPICシステムは、CCDカメラで検出されたすべてのX線について3種類のデータを記録します。X線が到達した時刻から、科学者は光度曲線を作成できます。光度曲線は、時間経過とともに到達するX線の数を予測し、ターゲットの明るさの変化を示します。X線がカメラに当たる位置から、ターゲットの可視画像を作成できます。X線が運ぶエネルギー量も検出でき、科学者はターゲットの温度、化学組成、ターゲットと望遠鏡の間の環境など、ターゲットで発生している物理プロセスを特定できます。[ 43 ]
The Reflection Grating Spectrometers (RGS) are composed of two Focal Plane Cameras and their associated Reflection Grating Arrays. This system is used to build X-ray spectral data and can determine the elements present in the target, as well as the temperature, quantity and other characteristics of those elements. The RGS system operates in the 2.5 to 0.35 keV (5 to 35 ångström) range, which allows detection of carbon, nitrogen, oxygen, neon, magnesium, silicon and iron.[44][45]
The Focal Plane Cameras each consist of nine MOS-CCD devices mounted in a row and following a curve called a Rowland circle. Each CCD contains 384 × 1024 pixels, for a total resolution of more than 3.5 megapixels. The total width and length of the CCD array was dictated by the size of the RGS spectrum and the wavelength range, respectively. Each CCD array is surrounded by a relatively massive wall, providing heat conduction and radiation shielding. Two-stage radiators cool the cameras to an operating temperature of −110 °C (−166 °F). The camera systems were a joint effort between SRON, the Paul Scherrer Institute, and MSSL, with EEV Ltd and Contraves Space providing hardware.[25][44][45][46][47]
反射回折格子アレイは、2つの主望遠鏡に取り付けられています。これにより、入射するX線の約50%がそのままEPICシステムに通過し、残りの50%が焦点面カメラに導かれます。各RGAは182個の同一の回折格子を備えるように設計されていましたが、製造上のエラーにより181個しか搭載されていないものもありました。望遠鏡のミラーによってX線が焦点に集束されるため、各回折格子の入射角は同じであり、焦点面カメラと同様に、各回折格子アレイはローランド円に適合します。この構成により、焦点収差が最小限に抑えられます。各10 × 20 cm (4 × 8インチ)の回折格子は、厚さ 1 mm (0.039 インチ) の炭化ケイ素基板に 2,000 オングストローム (7.9 × 10⁻⁶ インチ) の金膜を被せたもので構成され、 5本のベリリウム補強材で支えられています。回折格子には多数の溝があり、実際に X 線を偏向させます。各回折格子には、平均 646 本の溝が 1 ミリメートルあたりにあります。RGA はコロンビア大学によって製造されました。[ 44 ] [ 45 ]
光学モニター（OM）は、宇宙船のX線機器と同時に観測を行うように設計された、口径30cm （12インチ）のリッチー・クレチアン式光学/紫外線望遠鏡です。OMは、X線望遠鏡の視野の中心と一致する17×17分角の正方形の視野で、170～650ナノメートルの波長範囲に感度があります。焦点距離は3.8m（12フィート）、焦点比はƒ/12.7です。[ 48 ] [ 49 ]
この装置は、光学系、検出器、処理装置、電源を含む望遠鏡モジュールと、装置制御ユニットおよびデータ処理ユニットを含むデジタル電子モジュールで構成されています。入射光は、完全に冗長化された 2 つの検出器システムのいずれかに導かれます。光は、11 ポジションのフィルター ホイール(光を遮断する不透明フィルター 1 つ、広帯域フィルター 6 つ、白色光フィルター 1 つ、拡大鏡 1 つ、グリズム2 つ) を通過し、次に光を 100 万倍に増幅するインテンシファイアを通過し、CCD センサーに入射します。CCD は 384 × 288 ピクセルのサイズで、そのうち 256 × 256 ピクセルが観測に使用されます。各ピクセルはさらに 8 × 8 ピクセルにサブサンプリングされ、最終的な製品は 2048 × 2048 サイズになります。光学モニターは、米国とベルギーの組織からの貢献を受けて、マラード宇宙科学研究所によって構築されました。 [ 48 ] [ 49 ]
EPIC および RGS システムに X 線を供給するのは、宇宙船の主要機器に X 線を導くように特別に設計された 3 つの望遠鏡です。望遠鏡アセンブリはそれぞれ直径90 cm (35インチ)、長さ250 cm (98インチ)、基本重量は425 kg (937ポンド)です。反射回折格子アレイを備えた 2 つの望遠鏡はさらに20 kg (44ポンド)の重量があります。望遠鏡のコンポーネントには、（前から後ろへ）ミラーアセンブリドア、入口および X 線バッフル、ミラーモジュール、電子偏向器、2 つのアセンブリの反射回折格子アレイ、および出口バッフルが含まれます。[ 13 ] [ 50 ] [ 51 ] [ 52 ]
各望遠鏡は、イタリアのメディア・ラリオ社が開発した、円筒形の入れ子式ウォルター型1ミラー58枚で構成されており、各ミラーの長さは600 mm (24インチ)、直径は306～700 mm (12.0～27.6インチ)で、 1.5 keVで4,425 cm 2 (686平方インチ)、 8 keVで1,740 cm 2 (270平方インチ)の総集光面積を生み出します。[ 2 ]ミラーの厚さは、最も内側のミラーで0.47 mm (0.02インチ) 、最も外側のミラーで1.07 mm (0.04インチ)で、各ミラー間の間隔は、最も内側から最も外側まで1.5～4 mm (0.06～0.16インチ)です。[ 2 ]各ミラーは、高度に研磨されたアルミニウムマンドレル上に250 nmの金反射面層を蒸着し、続いて金上にモノリシックニッケル支持層を電鋳することによって作製された。完成したミラーは、インコネルスパイダーの溝に接着され、適切なX線分解能を達成するために必要な5ミクロンの許容誤差内にミラーが位置合わせされる。マンドレルはCarl Zeiss AGによって製造され、電鋳と最終組み立てはMedia LarioがKayser-Thredeの協力を得て行った。[ 53 ]
宇宙船の3軸姿勢制御は、4つのリアクションホイール、4つの慣性計測装置、 2つのスタートラッカー、3つの高精度太陽センサー、および3つの太陽捕捉センサーで構成される姿勢・軌道制御システム（AOCS）によって行われます。AOCSは英国のマトラ・マルコーニ・スペース社によって提供されました。 [ 2 ] [ 54 ] [ 55 ]
宇宙船の粗い姿勢制御と軌道維持は、2組の4基の20ニュートン（4.5ポンドf）ヒドラジンスラスタ（主スラスタと予備スラスタ）によって行われる。[ 2 ]ヒドラジンスラスタはドイツのDASA-RIによって製造された。[ 56 ]
AOCSは2013年にソフトウェアパッチ（「4WD」）でアップグレードされ、3つの主反応ホイールと、打ち上げ以来使用されていない4番目の予備ホイールを使用して姿勢制御を行うようになり、推進剤を節約して宇宙船の寿命を延ばすことを目的としていました。[ 57 ] [ 58 ] 2019年には、燃料は2030年まで持つと予測されていました。[ 59 ]
XMM-Newtonの主電源は、2つの固定式太陽電池アレイによって供給されます。アレイは、1.81 × 1.94 m (5.9 × 6.4 ft)のパネル6枚で構成され、総面積は21 m 2 (230 sq ft)、質量は80 kg (180 lb)です。打ち上げ時には、アレイは2,200 Wの電力を供給し、10年間の運用後には1,600 Wを供給すると予想されていました。各アレイの展開には4分かかりました。アレイはオランダのフォッカースペース社によって提供されました。 [ 2 ] [ 60 ]
直射日光が得られない場合は、それぞれ24 A·hの容量を持ち、重量が41 kg (90 lb)のニッケルカドミウム電池2個によって電力が供給されます。電池はフランスのSAFT社から提供されました。[ 2 ] [ 60 ]
カメラには、宇宙船周辺の放射線環境、特に周囲の陽子と電子のフラックスを測定するEPIC 放射線モニター システム(ERMS) が付属しています。これにより、損傷を与える放射線イベントの警告が発せられ、高感度カメラ CCD および関連する電子機器の自動シャットダウンが可能になります。ERMS はフランスの宇宙放射線研究センターによって構築されました。[ 13 ] [ 38 ] [ 40 ]
宇宙船に搭載されたビジュアルモニタリングカメラ（VMC）は、太陽電池アレイとサンシールドの展開を監視するために追加され、初期運用時にはスラスタの噴射と望遠鏡チューブのガス放出の画像も提供しました。焦点面アセンブリには前方を向いた2つのVMCが設置されました。1つ目はFUGA-15で、高ダイナミックレンジと290×290ピクセルの解像度を持つ白黒カメラです。2つ目はIRIS-1で、可変露光時間と400×310ピクセルの解像度を持つカラーカメラです。どちらのカメラも6 × 6 × 10cm （2.4 × 2.4 × 3.9インチ）で、重量は430g （15オンス）です。これらは、 XMM-Newtonの開発当時は新しい技術であったアクティブピクセルセンサーを使用しています。これらのカメラは、ベルギーのOIC-DelftとIMECによって開発されました。[ 56 ] [ 61 ]
XMM-Newtonのミッションコントロールは、ドイツのダルムシュタットにある欧州宇宙運用センター（ESOC）に設置されています。パースとクールーにある2つの地上局は、軌道の大部分において宇宙機との継続的な通信を維持するために使用されます。バックアップ地上局は、ビジャフランカ・デル・カスティージョ、サンティアゴ、ドンガラにあります。XMM -Newtonには搭載データストレージがないため、科学データはこれらの地上局にリアルタイムで送信されます。[ 20 ]
データはその後、スペインのビジャフランカ・デル・カスティージョにある欧州宇宙天文学センターの科学運用センターに転送され、そこで2012年3月からパイプライン処理が行われています。データはESAC科学データセンターにアーカイブされ[ 62 ] 、ゴダード宇宙飛行センターと天体物理学・惑星学研究所のXMM-ニュートンサーベイ科学センター（SSC）のミラーアーカイブに配布されます。2013年6月以前は、SSCはレスター大学によって運営されていましたが、英国からの資金提供の撤回により運営が移管されました。[ 16 ] [ 63 ]
この宇宙天文台は、地球から100億光年離れた銀河団XMMXCS 2215-1738を発見するために使用された。 [ 64 ]
2006年2月にハッブル宇宙望遠鏡（HST）によって発見された物体SCP 06F6は、2006年8月初旬にXMM-Newtonによって観測され、その周囲に超新星よりも2桁明るいX線発光が見られることがわかった[ 65 ] [ 66 ]。
2011年6月、スイスのジュネーブ大学の研究チームは、XMM-Newtonが超巨星高速X線過渡現象IGR J18410-0535の観測から、通常の10,000倍のピーク強度で4時間続くフレアを観測したと報告した。このフレアでは、青色超巨星が物質の噴煙を放出し、それが伴うより小さな中性子星に一部取り込まれ、X線放射を伴っていた。[ 67 ] [ 68 ]
2013年2月、 XMM-NewtonとNuSTARが銀河NGC 1365の中心にあるブラックホールを観測し、超大質量ブラックホールのスピン速度を初めて測定したことが発表された。同時に、ブラックホールから放出されるX線の歪みを説明するモデルも検証された。[ 69 ] [ 70 ]
2014年2月、 XMM-Newtonで観測されたX線放射スペクトルから抽出された個別の解析により、 3.5 keV付近の単色信号が明らかになった。[ 71 ] [ 72 ]この信号は様々な銀河団から来ており、暗黒物質のいくつかのシナリオでこのような線を説明できる。例えば、3.5 keVの候補粒子が2つの光子に消滅する[ 73 ]、あるいは7 keVの暗黒物質粒子が光子とニュートリノに崩壊する[ 74 ]などである。
2021年6月、欧州宇宙機関のXMM-Newton宇宙望遠鏡を用いた最大規模のX線観測調査の1つが、銀河や銀河団の中心にある12,000個の超大質量ブラックホールの成長をマッピングした初期結果を発表した。[ 75 ]
2025年11月、 XMM-Newtonが2016年5月に低周波アレイを使用して太陽以外の恒星で初めて確認されたコロナ質量放出を観測したことが発表された。 [ 76 ] [ 77 ]