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 XMM-ニュートン宇宙船の想像図 | |||||||||
| 名前 | 高スループットX線分光ミッション X線マルチミラーミッション | ||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| ミッションタイプ | X線天文学 | ||||||||
| オペレーター | 欧州宇宙機関 | ||||||||
| コスパーID | 1999-066A | ||||||||
| SATCAT番号 | 25989 | ||||||||
| Webサイト | http://sci.esa.int/xmm-newton/ http://xmm.esac.esa.int/ | ||||||||
| ミッション期間 | 計画期間: 10年[1] 経過期間: 25年11日 | ||||||||
| 宇宙船の特性 | |||||||||
| メーカー | Dornier Satellitensysteme、Carl Zeiss、Media Lario、Matra Marconi Space、BPD Difesa e Spazio、Fokker Space [2] | ||||||||
| 打ち上げ質量 | 3,764 kg (8,298 ポンド) [2] | ||||||||
| 乾燥質量 | 3,234 kg (7,130 ポンド) | ||||||||
| 寸法 | 長さ: 10.8 m (35 フィート) [2] スパン: 16.16 m (53 フィート) [2] | ||||||||
| 力 | 1,600ワット[2] | ||||||||
| ミッション開始 | |||||||||
| 発売日 | 1999年12月10日 14:32 UTC [3] | ||||||||
| ロケット | アリアン5G No.504 [4] | ||||||||
| 発射場 | ギアナ宇宙センター ELA-3 [2] [4] | ||||||||
| 請負業者 | アリアンスペース | ||||||||
| 入隊 | 2000年7月1日[2] | ||||||||
| ミッション終了 | |||||||||
| 無効化 | 2026年末以降と推定される[5] | ||||||||
| 軌道パラメータ | |||||||||
| 参照システム | 地球中心 | ||||||||
| 半長軸 | 65,648.3 km (40,792.0 マイル) | ||||||||
| 偏心 | 0.816585 | ||||||||
| 近地点高度 | 5,662.7 km (3,518.6 マイル) | ||||||||
| 遠地点高度 | 112,877.6 km (70,138.9 マイル) | ||||||||
| 傾斜 | 67.1338度 | ||||||||
| 期間 | 2789.9分 | ||||||||
| エポック | 2016年2月4日 01:06:30 UTC [6] | ||||||||
| メイン望遠鏡 | |||||||||
| タイプ | 3 ×ウォルター1型[2] | ||||||||
| 直径 | 外側ミラー：70 cm（28インチ）[2] 内側ミラー：30.6 cm（12インチ）[2] | ||||||||
| 焦点距離 | 7.5メートル（25フィート）[2] | ||||||||
| 収集エリア | 1.5 keVで0.4425 m 2 (5平方フィート) [2] 8 keVで0.1740 m 2 (2平方フィート) [2] | ||||||||
| 波長 | 0.1 ～ 12 keV (12 ～ 0.1 nm ) [2] | ||||||||
| 解決 | 5～14秒角[2] | ||||||||
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 ESA のXMM-Newton天体物理学の記章 | |||||||||
XMM-ニュートンは、高スループットX線分光ミッションやX線マルチミラーミッションとしても知られ、1999年12月に欧州宇宙機関（ESA）によってアリアン5ロケットで打ち上げられたX線 宇宙観測衛星である。これは、ESAのホライズン2000計画の2番目の基軸ミッションである。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、狭域および広域分光法の実行、X線と可視光（可視光線と紫外線）の波長の両方での物体の同時画像化を初めて実行することを任務としている。 [7]
当初2年間の予算が与えられ、設計寿命は10年だったこの探査機は、現在も良好な状態にあり、度重なるミッション延長を受けており、直近では2023年3月に延長され、2026年末までの運用が予定されている。[5] ESAは、XMM-Newtonの後継機として、2015-2025年宇宙ビジョン計画における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端望遠鏡（ATHENA）を2035年に打ち上げる予定である。 [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る。
2018年5月現在、XMM-ニュートンまたはその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]
コンセプトとミッションの歴史
XMMニュートンの観測範囲には、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などが含まれます。[10]
1982年、XMM-Newtonの前身であるEXOSATが1983年に打ち上げられる前でさえ、「マルチミラー」X線望遠鏡ミッションの提案がなされた。[11] [12] XMMミッションは1984年にESA科学計画委員会に正式に提案され、1985年1月にESAの閣僚理事会で承認された。[13]同年、そ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] 1985年6月にデンマークで開催されたワークショップでミッションの目的が発表された。[12] [14]このワークショップでは、宇宙船に12台の低エネルギーX線望遠鏡と7台の高エネルギー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ミッション中に得られた教訓から大きく影響を受けた。[11]望遠鏡ワーキンググループは、X線望遠鏡の数を標準化された7台に削減しました。[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（「機会の発表」）を発行しました。[11] [15]技術の向上により、必要なX線望遠鏡の数はわずか3台にさらに削減されました。[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]プロジェクトチームは1993年1月に結成され、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）を拠点とした。[13]ミッションが実施段階に承認された後、1994年10月に主契約者であるドルニエ・サテライトンシステム（旧ダイムラークライスラー・エアロスペースの子会社）が選ばれ、開発と建設はそれぞれ1996年3月と1997年3月に始まった。[13] [14] XMMサーベイサイエンスセンターは1995年にレスター大学に設立された。 [11] [16] X線望遠鏡用の3つの飛行ミラーモジュールは、イタリアの下請け業者であるメディアラリオによって1998年12月に納品され、[14]宇宙船の統合とテストは1999年9月に完了した。[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、その後エメリ船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社の輸送船MNトゥーカン号に乗り、ロッテルダムからフランス領ギアナに向けて出発した。[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市に停泊し、最終的な打ち上げ準備のため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た。[18]
XMMの打ち上げは1999年12月10日14:32 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、近地点高度838 km (521 mi)、遠地点高度112,473 km (69,887 mi)の高度40度の楕円軌道に投入された。 [2]アリアン上段から放出されてから40分後、地上局はテレメトリによって宇宙船の太陽電池パネルが正常に展開されたことを確認した。技術者らはさらに22時間待ってから、搭載推進システムに計5回の点火を命じ、12月10日から16日の間に軌道は7,365 × 113,774 km (4,576 × 70,696 mi)、傾斜角38.9度に変更された。その結果、宇宙船はおよそ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投入段階の運用を開始した。[21] 1999年12月17日と18日には、X線モジュールと光学モニターのドアがそれぞれ開かれた。[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段階は1月16日に開始された。[23]光学モニター（OM）は1月5日に初点灯し、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日に初点灯し、反射回折格子分光計（RGS）は2月2日に初点灯した。[23] 3月3日には較正および性能検証段階が開始され、[2] 6月1日には通常の科学運用が開始された。[23]
2000 年 2 月 9 日の記者会見で、ESA はXMMで撮影された最初の画像を公開し、この探査機に新しい名前が選ばれたことを発表した。このプログラムは正式には高スループット X 線分光ミッションと呼ばれていたが、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-ニュートンという新しい名前について、「この名前を選んだのは、サー・アイザック・ニュートンが分光法を発明した人物であり、XMM が分光法ミッションだからです」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 つが多数のブラックホール候補を見つけることであったため、「このミッションの名前として XMM-ニュートンより適切な選択はありませんでした」と述べた。[24]
すべての建設、宇宙船の打ち上げ、2年間の運用を含めて、このプロジェクトは6億8900万ユーロの予算内で達成されました（1999年の条件）。[13] [14]
手術
宇宙船は、EPICカメラとRGSカメラの両方の動作温度を下げる能力を持っています。これは、カメラのピクセルに対する電離放射線の有害な影響を打ち消すための機能です。一般的に、機器はデバイス内の暗電流の量を減らすために冷却されます。2002年11月3日から4日の夜間に、RGS-2は最初の温度-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。結果を分析した後、両方のRGSユニットの最適温度は-110°C（-166°F）であると決定され、11月13日から14日の間、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日から7日にかけて、EPIC MOS-CCD検出器は、初期動作温度の-100℃（-148℉）から新しい設定の-120℃（-184℉）まで冷却されました。これらの調整後、EPICカメラとRGSカメラの両方で品質が劇的に向上しました。[25]
2008年10月18日、XMMニュートンは予期せぬ通信障害に見舞われ、その間探査機との交信は不可能であった。機体が破滅的な事態に見舞われたのではないかとの懸念が表明されたが、ドイツのシュタルケンブルク天文台や世界中の他の場所でアマチュア天文家が撮影した写真では、探査機は無傷で進路上にあることが示された。最終的に、西オーストラリア州ニューノルシアの35メートル（115フィート）アンテナを使用して弱い信号が検出され、XMMニュートンとの交信から探査機の無線周波数スイッチが故障していることが示唆された。地上管制官は問題を解決した後、ゴールドストーン深宇宙通信施設にあるNASAの34メートル（112フィート）アンテナを使用して、スイッチを最後に動作していた位置に変更する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）の地上局が衛星と交信し、プロセスが機能して衛星が制御下に戻ったことを確認したと述べた。[26] [27] [28]
ミッションの拡張
探査機の健全性と大量のデータの返送により、XMM-Newton はESA の科学プログラム委員会によって数回のミッション延長を受けました。最初の延長は2003年11月に行われ、運用は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、作業は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年までの運用が規定された。承認の一環として、衛星には理論上2017年以降も運用を継続するのに十分な搭載消耗品（燃料、電力、機械的健全性）があ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、[36] 2023年3月に8回目の延長が承認され、2026年末まで運用が継続され、2029年までの暫定延長が予定されている。[5]
宇宙船
XMM-ニュートンは長さ10.8メートル（35フィート）の宇宙望遠鏡で、太陽電池パネルを展開すると幅は16.16メートル（53フィート）になる。打ち上げ時の重量は3,764キログラム（8,298ポンド）だった。[2]宇宙船は3段階の安定化装置を備えており、0.25秒角から1秒角の精度で目標を狙うことができる。この安定化は宇宙船の姿勢・軌道制御サブシステムを使用することで実現される。これらのシステムにより、宇宙船はさまざまな天体の目標を向けることができ、1時間に最大90度回転することができる。[11] [24] XMM-ニュートン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計（RGS）、および光学モニターである。
宇宙船はほぼ円筒形で、4つの主要コンポーネントから構成されています。宇宙船の前部にはミラー 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サポートしています。このコンポーネントを取り囲むのはサービス モジュールで、コンピューターと電気バス、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ます。これは、ミラーと検出装置の間に正確な間隔を提供する、長さ6.8メートル（22フィート）の中空のカーボンファイバー構造です。このセクションの外側にはガス放出装置もあり、衛星内部の汚染物質を除去するのに役立ちます。宇宙船の後部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、ラジエーターアセンブリをサポートしています。[37]
楽器
ヨーロッパの光子イメージングカメラ
3台の欧州光子撮像カメラ（EPIC）は、 XMMニュートンに搭載された主要な装置です。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、全視野角は30分角、エネルギー感度範囲は0.15～15keV（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（完全に開いた位置と完全に閉じた位置）を備えた6段階のフィルターホイールが装備されています。また、各カメラには内部較正用の放射源も搭載されています。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操作できます。[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、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おり、カメラの合計解像度は約2.5メガピクセルです。前述のように、各カメラには大きなラジエーターが隣接しており、機器を動作温度-120°C（-184°F）に冷却します。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構築されました。[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、12個の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145,000ピクセルの容量があります。XMM -Newtonのpn-CCDカメラは、製造当時、感度領域が36cm 2 （5.6平方インチ）で、これまでに作られた最大のデバイスでした。ラジエーターがカメラを-90°C（-130°F）まで冷却します。このシステムは、すべてドイツのテュービンゲン天文研究所、マックスプランク地球外物理学研究所、PNSensorによって製造されました。 [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線が到着した時間から、科学者は光曲線を作成できます。光曲線は、時間の経過とともに到着するX線の数を投影し、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場所から、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、ターゲットで起こっている物理的プロセスを判断するのに役立ちます。[43]
反射格子分光計
反射格子分光計（RGS）は、2台の焦点面カメラとそれに関連する反射格子アレイで構成されています。このシステムはX線スペクトルデータを作成するために使用され、対象物に存在する元素、およびそれらの元素の温度、量、その他の特性を判定できます。RGSシステムは2.5～0.35keV（5～35オングストローム）の範囲で動作し、炭素、窒素、酸素、ネオン、マグネシウム、シリコン、鉄を検出できます。[44] [45]
焦点面カメラはそれぞれ、ローランド円と呼ばれる曲線に沿って一列に並べられた 9 個の MOS-CCD デバイスで構成されています。各 CCD には 384 × 1024 ピクセルが含まれており、合計解像度は 350 万画素以上です。CCD アレイの全幅と長さは、それぞれ RGS スペクトルのサイズと波長範囲によって決まります。各 CCD アレイは比較的大きな壁に囲まれており、熱伝導と放射線遮蔽を提供します。2 段階のラジエーターがカメラを -110 °C (-166 °F) の動作温度まで冷却します。カメラ システムは、 SRON、ポール シェラー研究所、MSSLの共同作業で、EEV Ltd と Contraves Space がハードウェアを提供しました。[25] [44] [45] [46] [47]
反射格子アレイは、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 X 線の約 50% が EPIC システムにそのまま通過し、残りの 50% が焦点面カメラにリダイレクトされます。各 RGA は 182 個の同一の格子を含むように設計されていましたが、製造エラーにより 181 個しか含まれないものもあります。望遠鏡のミラーが既に X 線を焦点に集めているため、各格子の入射角は同じで、焦点面カメラと同様に、各格子アレイはローランド円に従います。この構成により、焦点収差が最小限に抑えられます。 10 × 20 cm (4 × 8 インチ) の格子は、厚さ 1 mm (0.039 インチ)のシリコンカーバイド基板に 2,000オングストローム(7.9 × 10 −6 インチ)の金の膜を被せたものでできており、5 つのベリリウム補強材で支えられています。格子には多数の溝があり、実際に X 線を偏向させます。各格子には 1 ミリメートルあたり平均 646 本の溝があります。RGA はコロンビア大学で製造されました。[44] [45]
光学モニター
光学モニター（ OM）は、宇宙船のX線機器と同時に観測できるように設計された、30cm（12インチ）のリッチー・クレティエン光学/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分の正方形の視野で、170〜650ナノメートルの範囲を感知します。焦点距離は3.8メートル（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、装置制御ユニットと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、2 つの完全冗長検出器システムの 1 つに向けられます。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 万倍に増幅する増倍管を通過し、CCD センサーに送られます。CCD のサイズは 384 × 288 ピクセルで、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、最終製品は 2048 × 2048 のサイズになります。光学モニターは、米国とベルギーの組織の協力を得て、ムラード宇宙科学研究所によって構築されました。 [48] [49]
望遠鏡
EPIC および RGS システムには、宇宙船の主要機器に X 線を向けるために特別に設計された 3 つの望遠鏡が供給されています。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 425 kg (937 ポンド) です。反射格子アレイを備えた 2 つの望遠鏡の重量はさらに 20 kg (44 ポンド) あります。望遠鏡のコンポーネントには (前面から背面へ)、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、アセンブリの 2 つにある反射格子アレイ、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、長さ600 mm (24インチ)、直径306～700 mm (12.0～27.6インチ)の円筒形の入れ子式ウォルター1型ミラー58枚で構成され、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、各ミラーの間隔は、最も内側のミラーから最も外側のミラーまで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製マンドレル上に250nmの金反射面層を蒸着し、続いて金の上にモノリシックニッケル支持層を電気鋳造することによって製造された。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線解像度を達成するために必要な5ミクロンの許容誤差内に位置合わせされた。マンドレルはCarl Zeiss AGによって製造され、電気鋳造と最終組み立てはKayser-Thredeの協力を得てMedia Larioによって行われた。[53]
サブシステム
姿勢・軌道制御システム
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つの慣性測定装置、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・スペースによって提供されました。 [2] [54] [55]
宇宙船の大まかな方向づけと軌道維持は、20ニュートン（4.5 lb f）のヒドラジンスラスタ（主およびバックアップ）の2組によって行われます。[2]ヒドラジンスラスタはドイツのDASA-RIによって製造されました。 [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つの主要な反応ホイールと、打ち上げ以来使用されていない4番目のスペアホイールを使用して姿勢を制御し、推進剤を節約して宇宙船の寿命を延ばすことを目指しました。[57] [58] 2019年には、燃料は2030年まで持続すると予測されました。[59]
電力システム
XMM-ニュートンの主な電力は、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 フィート) の6枚のパネルで構成され、総面積は21 m 2 (230 平方フィート)、質量は80 kg (180 ポンド) 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によって提供されました。 [2] [60]
直射日光が当たらない場合には、 24A・hの容量で重さ41kg（90ポンド）のニッケル・カドミウム電池2個で電力を供給します。電池はフランスのSAFT社から提供されました。 [2] [60]
放射線監視システム
カメラにはEPIC放射線モニターシステム（ERMS）が付属しており、宇宙船の周囲の放射線環境、特に周囲の陽子と電子の流束を測定します。これにより、有害な放射線イベントの警告が提供され、敏感なカメラのCCDと関連する電子機器が自動的にシャットダウンされます。ERMSはフランスの放射線宇宙研究センターによって構築されました。[13] [38] [40]
視覚監視カメラ
宇宙船に搭載された視覚監視カメラ（ VMC）は、太陽電池パネルとサンシールドの展開を監視するために追加され、初期運用中にスラスタの点火と望遠鏡筒のガス放出の画像も提供した。2台のVMCが前方を向く焦点面アセンブリに取り付けられた。1台目はFUGA-15で、高ダイナミックレンジで290×290ピクセルの解像度を持つ白黒カメラである。2台目はIRIS-1で、可変露光時間で400×310ピクセルの解像度を持つカラーカメラである。両カメラとも6×6×10cm（2.4×2.4×3.9インチ）、重量は430g（15オンス）である。これらは、XMMニュートン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る。カメラは、ベルギーのOIC–デルフトとIMECによって開発された。[56] [61]
地上システム
XMM-ニュートン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）に設置されている。パースとクールーにある2つの地上局は、探査機の軌道の大部分にわたって探査機との継続的な連絡を維持するために使用される。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、ドンガラに設置されている。XMM-ニュートンにはデータストレージが搭載されていないため、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る。[20]
その後、データは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、2012年3月からパイプライン処理が行われている。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信される。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たが、英国による資金提供の撤回により運営が移管された。[16] [63]
観察と発見
この宇宙望遠鏡は、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ました。 [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-ニュートンによって観測され、その周囲に超新星の2桁も明るいX線の輝きを見せたとみられる[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ニュートンが超巨星高速X線トランジェントIGR J18410-0535の観測から、ピーク強度が通常の1万倍で4時間続いたフレアを観測したと報告した。このフレアでは、青色超巨星が放出した物質の煙が、伴う小さな中性子星に部分的に取り込まれ、 X線が放出された。[67] [68]
2013年2月、XMM-NewtonはNuSTARと共同で、銀河NGC 1365の中心にあるブラックホールを観測し、初めて超大質量ブラックホールの回転速度を測定したと発表された。同時に、ブラックホールから放射されるX線の歪みを説明するモデルが検証された。[69] [70]
2014年2月、別の分析により、 XMM-Newtonで観測されたX線放射のスペクトルから3.5 keV付近の単色信号が抽出されました。[71] [72]この信号はさまざまな銀河団から来ており、暗黒物質のいくつかのシナリオがこのような線を正当化できます。たとえば、3.5 keVの候補が2つの光子に消滅する、[73]または7 keVの暗黒物質粒子が光子とニュートリノに崩壊するなどです。[74]
2021年6月、欧州宇宙機関のXMMニュートン宇宙望遠鏡を使用した最大規模のX線調査の一つで、銀河と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が発表されました。[75]
参照
参考文献
- ^ 「XMM-ニュートンファクトシート」。欧州宇宙機関。2014年8月20日。 2018年6月16日閲覧。
- ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz Wilson, Andrew (2005 年 6 月). 「XMM-Newton」(PDF) . ESA の成果(第 3 版). 欧州宇宙機関. pp. 206–209. ISBN 92-9092-493-4ESA 出版物 BR-250。
- ^ 「A Faultless Launch」. 欧州宇宙機関. 1999年12月10日. 2014年9月21日閲覧。
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、 XMM-ニュートンに関連するメディアがあります。
- ESA の XMM-Newton ウェブサイト
- ESA の XMM-Newton 運用ウェブサイト
- XMM-ニュートン科学運用センターのウェブサイトは、2015年12月13日にESAによってWayback Machineにアーカイブされました。
- 天体物理学・惑星科学研究所による XMM-ニュートン測量科学センターの Web サイト
- NASA/ゴダード宇宙飛行センターによるXMM-ニュートンゲスト観測施設のウェブサイト
- ESA の eoPortal における XMM-Newton の記事