MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003

3.    Experimentelle Entwicklung und Projekte /
   Experimental Development and Projects

3.3   Röntgenastronomie / X-Ray Astronomy

Noch immer ist das Röntgenobservatorium ROSAT, selbst 5 Jahre nach Ende der Mission, eine unerschöpfliche Quelle an wertvollen wissenschaftlichen Daten. Im Jahre 2003 wurden knapp 300 neue Veröffentlichungen geschrieben, die Hälfte davon in referierten Zeitschriften. Wir unterhalten weiterhin einen Beratungsdienst und warten kontinuierlich die Auswertesoftware EXSAS, die im MPE auch teilweise bei anderen Projekten angewendet wird. Neben den Originaldaten besitzen auch die häufig genutzten Kataloge eine Bedeutung für Statistiken und aktuelle Röntgenmissionen. Kataloge, Himmelskarten, Original- und prozessierte Daten sowie die große Bildersammlung sind mit bequemen Browser-Interfaces im Web abrufbar. ROSAT Quellen werden u. a. auch mit Hilfe des SLOAN Digital Sky Survey (SDSS) identifiziert. Diese optische Durchmusterung eines 8.000 Quadratgrad großen Feldes am Nordhimmel sowie eines kleineren Feldes am Südhimmel ist zu 78% vervollständigt, das begleitende Spektroskopieprojekt etwa zur Hälfte.

Even five years after the end of its mission is the X-ray observatory ROSAT still an inexhaustible harvest of valuable scientific data. Almost 300 new papers have been published in 2003, half of them in refereed journals. We continue our effort in consulting support and we are also maintaining the analysis-software EXSAS which is partly used at MPE also for other projects. Besides the primary data also the frequently used catalogues are of particular interest for statistical studies and for current X-ray missions. Catalogues, sky-charts, primary or processed data as well as the large image gallery are accessible via the web using a convenient browser interface. ROSAT sources are also identified using the SLOAN Digital Sky Survey (SDSS). The optical survey of an 8.000 squaredegree large field in the northern sky and a smaller field in the southern sky is almost complete (78%). In addition, half of the accompanying spectroscopy project has been completed.

Seit vier Jahren ist nun der europäische Röntgensatellit XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror) im Orbit. Mit bis­her fast 400 referierten Publikationen entwickelt sich dieses Observatorium zu einem Arbeitspferd der Röntgenastronomie überhaupt, besonders aber für das MPE: Immerhin ist unsere Gruppe an 27% aller Publikationen weltweit beteiligt. Neben der Analyse von Beobachtungsdaten ist unsere Gruppe kontinuierlich mit der Überwachung und der Kalibrierung der im Haus gebauten EPIC pn-CCD Kamera beschäftigt. Probleme mit unserer Kamera gab es keine, jedoch mussten die Instrumente wegen der hohen Sonnenaktivität im November für drei Orbits abgeschaltet werden. Die (ohnehin kleine) Degradierung der Ladungstransfereffizienz verlangsamte sich 2003 entsprechend den Vorhersagen weiter. Nach fast vier Jahren im Orbit kann die Kalibrierung des EPIC-pn Detektors auf eine große Datenbasis mit einer Vielzahl von Spektren zurückgreifen. Spektren von Supernova-Überresten mit Emissionslinien werden benutzt, um die Energieskalierung des Instruments zu überprüfen. Kontinuumsspektren von Aktiven Galaktischen Kernen (AGN) zeigen die instrumentellen Absorptionskanten von Sauerstoff, Silizium und Gold. Überarbeitete Quanteneffizienten zusammen mit Fits an Daten von hellen AGN brachten einen großen Fortschritt im Verständnis der Diskrepanzen im Bereich der Sauerstoff K-Kante (Abb. 3-7). Ausgangspunkt dafür waren Labormessungen an 25 µm dicken SiO2 Schichten auf Silizium-Wafern, wie sie für die Produktion der CCD-Detektoren verwendet werden. Die EPIC-pn Kamera ist besonders sensitiv gegenüber niederenergetischer Röntgenstrahlung. Bei Energien unterhalb von etwa 200 eV ist aber auch das Detektorrauschen besonders hoch. Messdaten, die in einem Zeitraum von über zwei Jahren für insgesamt 40 Stunden bei geschlossener Filterposition aufgenommen wurden, zeigen, dass dieses Rauschen zwar orts- und energieabhängig, aber zeitlich weitgehend konstant ist. Damit wurde es möglich, einen Algorithmus zur Unterdrückung des Detektorrauschens zu entwickeln. Mit den damit behandelten Datensätzen kann der nutzbare Energiebereich nach unten hin ausgedehnt werden. Eine weitere Verbesserung betrifft die Korrektur von Verschiebungen in der Energieskala um einige Elektronenvolt, die dort auftreten, wo vor dem Beginn der eigentlichen Beobachtung die Berechnung der „offset-map“ durch ionisierende Teilchen gestört wurde.

The European X-ray satellite XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror) is in orbit since four years. With up to now almost 400 publications in refereed journals, this observatory became a working horse for X-ray astronomy in general and particularly for MPE: Our group is participating in 27% of all publications worldwide. Besides the analysis of observational data, our group continues the surveillance and calibration of the EPIC pn-CCD camera which was designed and built in house. There were no problems with our camera, however the instruments had to be switched off in November for three consecutive orbits due to the strong solar activity. The (anyway small) degradation of the charge transfer efficiency slowed down further in 2003 according to the predictions. Nearly four years after launch, the in-flight calibration of the spectral response of the EPIC-pn detector can make use of a large data base of X-ray spectra with large variety in shape. Spectra with emission lines from supernova remnants are used to verify the energy scale of the instrument as well as smooth continuum spectra from Active Galactic Nuclei (AGN) which reveal the instrumental edges of Oxygen, Silicon and Gold. A large step foreward in the understanding of large residuals around the Oxygen K-edge in fits to high statistical quality spectra of bright AGN came with the availability of revised quantum efficiencies (Fig. 3-7). These are taken from laboratory measurements of 25 µm thick SiO2 layers on silicon wavers used for the in-flight CCD detector. The EPIC-pn camera is particularly sensitive for low-energetic X-rays. On the other hand, the detector noise is very high at energies below 200 eV. Measurements, taken at the closed filter position for totally 40 hours over a period of two years show that this noise is dependent on the detector location and photon energy but is almost constant over time. This behaviour allowed to develop an algorithm in order to supress the detector noise. Datasets processed in this manner allow to extend the usable energy bandpass to lower energies. An additional improvement regards the correction of energy shifts of a few electronvolts. These occur whenever the on-board calculation of the so called offset map was distorted by ionising particles prior to an observation.

Abb. 3-7: EPIC-pn Spektren des AGN PKS2155-304 angepasst mit einem einfachen Potenzgesetz und photoelektrischer Absorption. Links drei Spektren im „small window mode“ und eines im „timing mode“ (türkis) unter Benutzung der vorläufigen Kalibrationsdaten kurz nach dem Start. Rechts nach überarbeiteter Quanteneffizienz des Detektors, die eine signifikante Verbesserung der Anpassung im Bereich der Sauerstoffkante bei 531 eV bringt.

Fig. 3-7: EPIC-pn spectra of the AGN PKS2155-304 fitted with a simple power-law model and photoelectric absorption. Left three spectra taken in “small window readout mode” and one in “timing mode” (turquoise) with using preliminary calibration data shortly after launch., Right with using a revised quantum efficiency which significantly improves the fit around the oxygen edge at 531 eV.

Das XMM-Survey Science Centre (SSC) erstellt das von Benutzern und der Pipeline benutzte Analysesystem „SAS“. Wir haben EPIC- und speziell pn-spezifische Auswerteprogramme an die verbesserte Kalibrierung angepasst. Die von uns verteilten Programme zur Qualitätskontrolle der Pipelineprodukte wurden weiter verbessert. Wir selbst überprüften mit diesen Programmen bis jetzt die Pipelineprodukte von 500 Beobachtungen. Das SSC Konsortium erstellte im Auftrag der ESA den ersten XMM-Newton Quellkatalog, der im April 2003 veröffentlicht wurde. Er basiert auf 585 XMM-Newton EPIC Beobachtungen, die zwischen März 2000 und Mai 2002 durchgeführt wurden und enthält mehr als 28.000 entdeckte Röntgenquellen. Wir waren an der allgemeinen Konsistenzkontrolle beteiligt und überprüften für diesen Katalog die Quelllisten von 100 Beobachtungen.

The XMM-Newton Survey Science Centre (SSC) creates the analysis system “SAS” which is used by observers and the pipeline. We have adapted EPIC- and particularly pn-specific programs to the improved calibration. Our programs for the quality control of pipeline products have been further improved. With these routines we have checked up to now the pipeline products of more than 500 individual observations. On order of ESA the SSC consortium generates the first XMM-Newton source catalogue which was published in April 2003. It is based on 585 XMM-Newton EPIC observations which were carried out between March 2000 and May 2002. The catalogue contains more than 28.000 detected X-ray sources. We contributed to the general consistency check and verified for this catalogue the source lists of 100 observations.

Das NASA Observatorium Chandra wurde 1999 gestartet. Mit seinem 1.2 m Teleskop erhält es Bilder mit sehr hoher räumlicher Auflösung. Das MPE hat zusammen mit dem niederländischen Institut SRON das Niederenergie-Transmissiongitter (LETG) Spektrometer entwickelt. Zusammen mit SRON und dem Chan­dra X-ray Center (CXC) verbessern wir weiterhin die Eichung der Instrumente über die ursprünglich spezifizierten Toleranzen hinaus. Beobachtungen mit hoher Statistik und Vergleiche mit anderen Instrumenten (z.B. XMM-Newton) zeigen, dass weitere Verbesserungen möglich sind. Reguläre Eichmessungen im Orbit wiesen darauf hin, dass die Quanteneffizienz des CCD-Detektors ACIS bei niedrigen Energien seit dem Start langsam degradiert, möglicherweise als Folge von Kontaminationen auf dem Lichtfilter vor der Kamera. Hochaufgelöste Spektren mit der ACIS-LETG Kombination belegen dies.

The NASA X-ray observatory Chandra which was launched in 1999 was designed to obtain high resolution X-ray images with its 1.2 m diameter telescope. MPE and the Dutch Space Research Organisation SRON jointly developed and built the low energy transmission grating spectrometer (LETG). Together with SRON and the Chandra X-ray Center (CXC) we are continuing to improve the in-orbit calibration beyond the originally specified tolerances. High signal to noise observations and cross calibration with other instruments (XMM-Newton) indicate that further improvements are possible. Results from regular in-orbit calibration measurements indicate that quantum efficiency of the ACIS CCD detectors at low energies has gradually been decreasing since launch. This is most likely caused by the slow build-up of contaminants on the ACIS optical blocking filter. This hypothesis was proven by using high signal-to-noise LETG spectra.

Nicht zuletzt wegen der Columbia-Katastrophe zu Beginn des Jahres und des damit verbundenen „Startverbots“ für Space Shuttles sind alle Aktivitäten zum Ausbau der Internationalen Raumstation ISS verzögert. Dies betrifft auch ROSITA (RÖntgen Survey with an Imaging Telescope Array), mit der wir eine vollständige Himmelsdurchmusterung bei mittleren Röntgenenergien (0.5-10 keV) planen. Dazu soll ein Teleskop aus 7 einzelnen Wolterspiegeln und einer CCD-Kamera auf einer externen Plattform des europäischen Columbus-Moduls der ISS installiert werden. Wir haben das Konzept für ROSITA weiter ausgearbeitet, vor allem in Hinblick auf die schwierigen thermischen Umgebungsbedingungen der Raumstation. Dazu wurde eine Studie an die Industrie vergeben. Es zeigt sich, dass wir mit einer rein passiven Kühlung nicht auskommen werden. Daher haben wir jetzt dazu über Heatpipes angeschlossene Stirling-Kühler vorgesehen. Auch das Design der Kamera wurde weiter detailliert. Dies betrifft einmal das elektronische Konzept, zum anderen auch die thermisch-mechanische Anbindung der CCDs an ihre Umgebung. Verschiedene Keramikmaterialien wurden dazu untersucht.

Due to the Columbia catastrophe and the subsequent hold of the shuttle program, activities to extend the International Space Station (ISS) are delayed. This concerns also ROSITA (RÖntgen Survey with an Imaging Telescope Array) which should carry out an all-sky survey at medium X-ray energies (0.5-10 keV). To reach that goal we plan to mount a telescope consisting of seven individual Wolter mirrors and a CCD camera on an external platform of the European Columbus module. We further developed the ROSITA concept, specifically regarding the complicated thermal environmental conditions of the Space Station. For this purpose an industrial study was made. It showed that we can no longer do this with passive cooling alone. Instead, we plan now the use of Stirling coolers connected via heatpipes. We have also made progress in designing the camera itself, both regarding the electronics layout as well as the thermal-mechanical connection of the CCDs with their environment. Various ceramics have been studied.

Abb. 3-8: 6'' Silizium-Wafer mit „framestore“ CCDs für ROSITA und DUO bei der visuellen Inspektion.

Fig. 3-8: 6'' Silicon wafer with framestore CCDs for ROSITA and DUO during visual inspection.

In unserem Halbleiterlabor (s. u.) wurden erste erfolgreiche Tests an CCD-Prototypen (Abb. 3-8) zur Charakterisierung der Detektoreigenschaften durchgeführt. Die Ergebnisse zeigen deutliche Verbesserungen des frame-store pn-CCD genannten Detektors gegenüber dem für XMM-Newton entwickelten pn-CCD. Die Messungen zeigen, dass die Spezifikationen an den Detektoren erreicht werden.

Our semiconductor laboratory (see below) performed first successful tests on prototype CCDs (Fig. 3-8) in order to characterise detector properties. The results show a significant improvement of the “frame store pn-CCD” over the pn-CCD which was developed for XMM-Newton. The measurements demonstrate that the specifications for the detectors will be met.

Im Rahmen des SMEX- (Small Explorer) Programms der NASA haben wir, zusammen mit amerikanischen Kollegen, einen Vorschlag zur Untersuchung der „Dunklen Energie“ gemacht. DUO (Dark Universe Observatory) soll während einer zweijährigen Basismission ein größeres Feld am Nordhimmel entsprechend dem SDSS (s.o.) sowie ein kleineres Feld am Südhimmel im Röntgenbereich durchmustern. Das Instrument ist praktisch identisch zu ROSITA, nutzt aber weniger den gegenüber ROSAT erweiterten
Energiebereich, sondern die verbesserte Punktbildfunktion aus. Dies gestattet, mehr als 10.000 Galaxienhaufen zu entdecken und ihre Temperatur und Helligkeit zu bestimmen. Mit den aus dem SDSS gewonnenen Rotverschiebungen können wir so die dreidimensionale Verteilung der Galaxienhaufen messen, was gestattet die Zustandsgleichung der Dunklen Energie (neben der Dunklen Materie und „normaler“ baryonischer Materie die bedeutendste Komponente des Universums), und auch deren zeitliche Entwicklung zu bestimmen. Im November 2003 hat die NASA neben vier weiteren Missionen DUO für eine Phase-A Studie ausgewählt, die bis Juni 2004 dauern wird. Danach fällt die endgültige Entscheidung über die zwei Experimente, die dann geflogen werden sollen.

Together with colleagues from the U.S. we have proposed a mission within the Small Explorer (SMEX) program of NASA in order to study the “Dark Energy”. During its two years basic mission, DUO (Dark Universe Observatory) will scan the sky in X-rays within two fields, a larger field in the northern sky corresponding to the SDSS (see above) and a smaller field in the southern sky. The instrument is almost identical to ROSITA but makes use of the better point response function rather than the extended energy range (with respect to ROSAT). This will allow us to detect more than 10.000 clusters of galaxies, and to measure their temperatures and brightness. Together with their redshifts determined by SDSS, we will be able to measure the three-dimensional distribution of clusters of galaxies. This will allow to determine not only the equation of state of the Dark Energy (together with Dark Matter and “normal” baryonic matter the main constituent of the universe) but also its evolution in time. In November 2003 NASA has selected DUO, together with four other proposals, for a phase-A study which will last until June 2004. Then the final decision will be made on which two missions will be flown.

Abb. 3-9: Schematische Darstellung der einzelnen Herstellungsprozesse der XEUS Spiegelschalen, beginnend mit der Glasscheibe bis zum Spiegelsektor.

Fig. 3-9: Schematic drawing of the individual fabrication steps of the XEUS mirrors, starting from the original glass plate up to the mirror sector.

Das ESA Projekt XEUS (X-ray Evolving Universe Spectroscopy) gehört zur nächsten Generation von Röntgenobservatorien. Eine Besonderheit dieser Mission ist, dass das Spiegelsystem vom Typ Wolter I und die Detektoren auf getrennten Satelliten in einem Abstand von 50 m installiert sind. Das Spiegelsystem, das sich aus vielen Spiegelsektoren zusammensetzen wird, soll eine Sammelfläche von 30 m2 haben. Zur Zeit werden 2 Typen von Detektoren diskutiert, ein „Narrow Field-Instrument“ und ein „Wide Field Instrument“. Die Entwicklung des Spiegelsystems für XEUS ist eine große technische Herausforderung. Verschiedene Möglichkeiten der Spiegelherstellung werden diskutiert und in experimentellen Studien teilweise auch verifiziert. Wir verfolgen in Kollaboration mit dem Osservatorio Astronomico di Brera und den Firmen Schott und Zeiss die Idee, die Spiegelschalen aus dünnen Floatglasscheiben herzustellen (Abb. 3-9). Für den Wide Field Imager an Bord von XEUS werden an unserem Halbleiterlabor großflächige aktive Pixelsensoren (APS) entwickelt. Sie erlauben im Gegensatz zu CCD-Detektoren das selektive Auslesen von Bild­zellenbereichen. Auch entfällt ein Transfer der Signalladung und der damit verbundene Signal­höhenverlust. Die Fertigung der ersten Prototypen erfolgte in diesem Jahr (Matrixgröße: 64×64 Pixel, 75 μm × 75 μm Pixelgröße). Messungen am APS mit einem isolierten Pixel ergaben einen Rauschwert von 2 Elektronen bei Raumtemperatur (Abb. 3-10). Die Fertigung erfolgte erstmals mit 3 on-chip Verdrahtungsebenen (2 Polysilizium- und 1 Metallebene) und in so genannter selbstjustierender Technologie. Das Auslesesystem für den APS ist aufgebaut und wird bis Ende des Jahres in Betrieb genommen. Des Weiteren ist für XEUS ein 19×5 mm2 großer Mehrkanaldriftdetektor geplant. Damit sollen Röntgenphotonenraten bis 106/s gemessen werden. Der „fast-timing“ Detektor soll Beobachtungen auf XEUS mit einer Zeitauflösung von 10 μs erlauben. In einem ersten Test wurde ein Einkanaldriftdetektor mit einer Größe von 5mm2 untersucht.

The ESA project XEUS (X-ray Evolving Universe Spectroscopy) belongs to the next generation of X-ray observatories. The peculiarity of this mission is the fact that mirror system and detectors will fly on separate spacecrafts at a distance of 50 m. The mirror system assembled from many individual sectors will have a collecting area of 30 m2. Currently two detector types are discussed, a “Narrow Field-“ and a “Wide Field Instrument”. The development of the XEUS mirror system is technically very challenging. Various ways of fabricating the mirrors are discussed, and are by experimental studies already partly verified. In collaboration with the Osservatorio Astronomico di Brera and the industrial companies Schott and Zeiss, we are developing the concept of manufacturing the mirror shells out of thin float glass (Fig. 3-9). Our semiconductor laboratory develops large area Active Pixel Sensors (APS) for the Wide Field Imager on board of XEUS. Unlike CCD detectors they allow the selective readout of individual image pixels. This avoids furthermore the transfer of signal charge and the resulting charge loss. In 2003 we have fabricated the first prototypes with 64×64 pixels with a pixel size of 75 µm × 75 µm. Noise measurements on an isolated pixel of the APS revealed a noise of 2 electrons at room temperature (Fig. 3-10). For the first time, we have manufactured chips with three on-chip conducting layers (two polysilicon and one metal layer) and in a so-called self adjusting technology. The readout system for the APS has been built and will be operational at the end of this year. In addition a 19×5 mm2 large multi channel drift detector is planned for XEUS in order to measure photon event rates up to 106/sec. This “fast timing” detector on XEUS should allow observations with a time resolution of 10 µsec. In a first test a single channel drift chamber with a size of 5mm2 had been studied.

Abb. 3-10: Spektrum einer 55Fe Quelle mit Mn Ka und Kb Linien (5.9, 6.5 keV) sowie dem Rauschpeak bei 0 eV, aufgenommen an einem isoliertem DEPFET Pixel bei Raumtemperatur. Der Niederenergie Hintergrund wird durch Ladungsteilung an den Pixelgrenzen hervorgerufen.

Fig. 3-10: Spectrum of a 55Fe source with the Mn Kα and Kβ lines (5.9, 6.5 keV) and the noise peak (0 eV) recorded with an isolated DEPFET pixel at room temperature. The noise in terms of equivalent noise charge is 2.2 el. rms. The low energy background
is caused by charge splitting at the pixel borders.

Im Rahmen einer europäischen Kollaboration beteiligt sich das Institut an der Diskussion eines neuen Hochenergie-Röntgensatelliten SIMBOL-X, einer kleinen Version des Projekts XEUS, d. h. zwei kleinen Satelliten im Formationsflug, welche im Energiebereich von 0.5 bis 70 keV operieren. Der Spiegel-Satellit trägt ein Wolter-Teleskop mit 100 genesteten Spiegelschalen, welche zusammen eine effektive Fläche von ca. 580 cm2 haben. Die Fokallänge ist 30 m, die räumliche Auflösung 30 Bogensekunden. Als Detektor ist ein Sandwich aus einem Pixeldetektor für den Energiebereich von 0.5 bis 20 keV und einem Mosaik von Cd(Zn)Te Detektoren für den Energiebereich von 5 bis 70 keV vorgesehen. Unsere Beteiligung an der Hardware wird im Pixelsensor bestehen.

Within a European collaboration the institutes contributes to a discussion about a new high energy X-ray satellite SIMBOL-X. This will be a smaller version of XEUS, i.e. two smaller satellites in formation flight which operate in the energy band between 0.5 and 70 keV. The mirror spacecraft carries a Wolter telescope with 100 nested mirror shells having an effective collecting area of 580 cm2 in total. The focal length is 30 m and the angular resolution 30 arcsec. A sandwich comprising a pixel sensor for the energy range between 0.5 and 20 keV and a mosaic of CD(Zn)Te detectors for the energy range between 5 and 70 keV is foreseen as detector. Our contribution to the hardware will be the pixel sensor.

Wir beschäftigen uns mit den theoretischen Möglichkeiten einer beugungsbegrenzten Abbildung, welche wegen der kurzen Wellenlängen im Röntgenbereich ein Auflösungsvermögen von besser als 1/1000 Bogensekunde ermöglichen würde. Fresnellinsen erlauben prinzipiell Effizienzen von nahe 100%, besitzen aber starke chromatische Fehler, die wir durch Konstruktion von Achromaten zu verringern versuchen.

We are investigating the theoretical limit of diffraction limited imaging. Due to the short wavelengths in X-rays, this allows in principle an angular resolution of better than 1/1000 arcsec. Special Fresnel lenses have efficiencies of almost 100%, but, on the other hand, have the disadvantage of serious chromatic errors which we try to reduce by the design of an achromatic optics.

Axionen wurden bereits vor mehr als 25 Jahren vorgeschlagen, um das Problem der Verletzung der CP Symmetrie in der starken Wechselwirkung zu lösen. Diese Elementarteilchen sollen am CERN mit dem CAST Experiment (CERN Axion Solar Telescope) nachgewiesen werden, zumindest aber die Parameter Axionen-Masse und -Kopplungskonstante eingeschränkt werden. Dazu wird ein Prototyp eines supraleitenden Magneten verwendet, der für den LHC (Large Hadron Collider, CERN) entwickelt wurde. Dieser Magnet kann bei einer Temperatur von 1.8 K auf einer Länge von 9 m ein lineares Magnetfeld von etwa 9 Tesla erzeugen. Analog zum Primakoff-Effekt im Sonneninneren sollen die Axionen im Magnetfeld wieder zu Röntgenphotonen umgewandelt werden, die dann mit konventionellen Röntgendetektoren nachgewiesen werden können. Da die Axionen nur dann effizient konvertiert werden können, wenn Sie parallel zum Magnetfeld in den Magneten treffen, muss der Magnet der Sonne nachgeführt werden. Dies ist mit dem Aufbau am CERN jeweils für 1,5 Stunden am Morgen und am Abend eines Tages möglich. Der Magnet bietet Messplätze für vier Detektoren, von denen einer ein ROSITA-Röntgenteleskop in Kombination mit einem ortsauflösenden pn-CCD Detektor ist (Abb. 3-11). Der pn-CCD Detektor ist ein Vorläufermodell unserer Kamera auf XMM-Newton. Im Juli 2002 hat das CAST Experiment den regulären Messbetrieb aufgenommen und wird seitdem kontinuierlich betrieben.

The existence of axions has been suggested already more than 25 years ago, in order to solve the problem of the violation of CP symmetry in strong interaction. These particles should be detected at CERN with the CAST experiment (CERN Axion Solar Telescope), at least the parameters axion mass and coupling constant should be better constrained. CAST makes use of a prototype of a supraconducting bending magnet which was developed for the Large Hadron Collider (LHC). At a temperature of 1.8 K this magnet is able to produce to magnetic field of 9 Tesla over a length of 9 m. Analogue to the Primakoff effect in the core of the sun, axions should be converted into X-ray photons in the magnetic field. Conventional X-ray detectors or telescopes can be used to detect these photons. Since axions can only be converted efficiently to photons if they arrive in parallel to the magnetic field, the magnet has to follow the sun. With the mounting at CERN, this is possible for 1.5 hours, both in the morning and evening. The magnet provides sites for four detectors. One of these is a ROSITA X-ray telescope in combination with a position sensitive pn-CCD detector, a smaller prototype of our camera on board XMM-Newton (Fig. 3-11). The CAST experiment started its regular operation in July 2002 and is operating continuously since then.

Abb. 3-11: Das Röntgenteleskop und der CCD Detektor (rechts) nach ihrem Einbau am Magneten am CERN.

Fig. 3-11: The X-ray telescope with the CCD detector (right) attached to the magnet at CERN.

GAVO (German Astrophysical Virtual Observatory) soll den gleichen Zugang zu Simulations-Archiven wie zu archivierten Beobachtungsdaten bieten. Mittlerweile wurde das erste Jahr der Pilotphase beendet. Wir haben eine Software Infrastruktur geschaffen, die den Online Zugang zu astronomischen Archiven sowie Such- und Analysediensten gestattet (siehe http://
www.g-vo.org). Zum Beispiel sind
die ROSAT Kataloge für helle und schwache Quellen unter Benutzung standardisierter Protokolle aufrufbar. Ein völlig neues Produkt sind Photon-Event-Dateien: Alle während der ROSAT Himmelsdurchmusterung beobachteten Photonen sind in einer Postgres relationalen Datenbank gespeichert und können mittels so genannter cone-search Aufrufe für einen spezifiziertem Himmelsausschnitt extrahiert werden. Die Arbeit an einem Dienst, der es GAVO Benutzern ermöglicht, Übereinstimmungen zwischen verschiedenen Quell-Katalogen zu finden, ist nahezu beendet.

The goal of GAVO (German Astrophysical Virtual Observatory) is to enable access to simulation archives in much the same way as access is provided to observational archives. GAVO has finished the first year of its pilot phase. We have created a software infrastructure, which enables online access to astronomical archives and provides search and analysis services (see http://www. g-vo.org). For example are the ROSAT bright and faint source catalogues queriable by using standard protocols. A completely new data product is the photon event file. All photons observed in ROSAT's all-sky survey mode are stored in a Postgres relational database. So-called cone-search queries can be executed, returning all photons in a specified part of the sky. Work is furthermore nearly finished on a service, which will enable GAVO users to determine matches between different source catalogues.

Im Wissenschaftlichen Datenzentrum für die Röntgenastronomie am MPE findet zur Zeit hauptsächlich die Auswertung der Daten der XMM-Newton Mission und der Chandra Mission statt. Für diese und weitere Projekte wird Auswertesoftware entwickelt und gewartet. Außerdem unterhalten wir im Web Informationsseiten zu den verschiedenen Projekten der Röntgengruppe.

The Science Data Centre of the X-ray astronomy group at MPE is at present mostly occupied with the analysis of data from the XMM-Newton and the Chandra missions. For these and other missions we develop and maintain evaluation software. In addition we maintain in the web pages for the dif­ferent projects of the X-ray group.

Die Testanlage PANTER, die einzige ihrer Art in Europa, spielt eine wichtige Rolle bei Entwicklung, Bau und abschließender Kalibration fast aller nationalen und internationalen Röntgenmissionen. Für den japanischen Astro-E Satelliten (Start 2005) wurden hochgenestete Röntgenspiegel vermessen und geeicht, für das Röntgenteleskop der NASA-Mission SWIFT führten wir Nachkalibrierungen durch und für XMM wurden verschiedene Messungen mit der im PANTER installierten pn-CCD Ersatzkamera durchgeführt, um Abläufe der Kommandierung an Bord von XMM-Newton sowie Unstimmigkeiten bei der Auswertung der Flugkamera-Daten zu bereinigen. Bei der Auswertung von Daten, die mit der EPIC-pn CCD-Kamera auf XMM-Newton gewonnen wurden, stellte sich eine leichte Diskrepanz des Flusses in Abhängigkeit vom Instrumentmodus heraus. Als mögliche Ursache wurde ein „Pile-Up“ Effekt in den CCD-Pixeln, selbst bei Objekten niedriger Flächenhelligkeit, vermutet. Messungen an der PANTER-Anlage mit vergleichbaren CCD-Kameras bestätigen diese Vermutung. Die Testanlage selbst wurde an Anforderungen zukünftiger Missionen weiter angepasst. Untersuchungen zur Brennfleckgröße der Röntgenquelle wurden angestellt, und die Monochromasie der Strahlung durch den Einsatz von Reflexionsgitter- und Kristall-Spektrometern weiter verbessert.

The X-ray test facility PANTER, unique in Europe, plays an important role in development, construction and calibration of almost all national and international X-ray missions. For the Japanese satellite ASTRO-E (launch in 2005) the highly nested X-ray mirrors were tested and calibrated, for the X-ray telescope of the NASA mission SWIFT cross calibration of the monitor counters were done in order to solve problems in the interpretation of the calibration results, and for XMM-Newton tests of the command sequences and cross checks on the flight camera data were performed. The analysis of data which were taken with the EPIC pn-camera on board of XMM-Newton revealed slight discrepancies in photon flux dependent on the instrument mode. As possible cause we have suspected the “pile up” effect, even at objects with low surface brightness. Calibration runs at the PANTER facility showed that pile-up effects are responsible for the observed discrepancies. We have also modified the test facility according to the requirements of future missions. Studies of the spot size of the X-ray source have been made, and the monochromasy of the radiation could be further improved by making use of reflection- and crystal spectrometers.

Zum Test von Röntgenteleskopen benötigt man annähernd paralleles Licht. Für zukünftige Teleskope (XEUS) reicht dazu eine punktförmige Quelle in 130 m nicht mehr aus, sondern es werden zusätzliche Optiken benötigt. In einem ersten Schritt soll dazu das Ingenieurmodell des CDS-Spiegels (SOHO) benutzt werden. Ein aufwendiger Manipulator wurde gebaut, der das Spiegelsystem linear in drei Achsen sowie in Drehung und Kippung fein bewegen kann, um seinen Fokus auf die Röntgenquelle zu justieren.

Approximately parallel light is required for testing X-ray telescopes. A point like source in 130 m distance is no longer sufficient for future telescopes e.g. XEUS. Instead, additional optics is needed. In a first step in doing this, the engineering model of the CDS mirror system (SOHO) will be use. We have designed and built a sophisticated manipulator which allows to align CDS in three axes, and in addition to tilt and rotate it in order to let its focus match precisely with the X-ray source.

In der kleineren Röntgentestanlage PUMA wurde im letzten Jahr u. a. der CCD-Detektor für CAST geeicht und darüber hinaus eine Miniaturröntgenquelle getestet. Solche Röntgenquellen sollen in Zukunft radioaktive 55Fe Präparate für Eichungen von Satellitendetektoren im Orbit ersetzen. Weiterhin werden Filter hergestellt und vermessen.

The smaller X-ray testfacility PUMA served last year for test and calibration of the CCD-detector of CAST. Furthermore a miniature X-ray source was tested. In future such X-ray sources should replace the radioactive 55Fe sources for in-orbit calibration of satellite detectors. In addition we continue the production and metrology of filters.

Neben den oben erwähnten Detektorentwicklungen für ROSITA, DUO und XEUS verfolgt das MPI-Halbleiterlabor (HLL) weitere Entwicklungen und Untersuchungen: (1) Einzelpixel-Detektoren (Macro-Pixel) enthalten neu entwickelte großflächige Bildzellen mit integriertem Auslesetransistor DEPFET, derzeit mit einer Pixelgröße von 1 mm × 1 mm in einer 4 × 4 Pixelmatrix angeordnet (Abb. 3-12). Anwendung könnten z.B. für die vorgeschlagenen Missionen SIMBOL-X und ECLAIR sein. (2) Messungen mit dem pn-CCD zeigten, dass im Standardbetriebsmodus eine Ladungsmenge von mehr als 3.7·105 Elektronen pro Bildzelle gespeichert werden kann, was einem Photonensignal von etwa 1.4 MeV entspricht. (3) Neben bisher bereits gefertigten und getesteten pn-CCDs mit Pixelgrößen von 150 μm × 150 μm sowie 75 μm × 75 μm, wurden in diesem Jahr erstmals auch pn-CCDs mit 50 μm × 50 μm Bildzellengröße erfolgreich getestet. Entwickelt wurden sie für Experimente, die eine höhere Ortsauflösung erfordern. (4) Getestet wurden verschiedene Varianten eines schnelleren ladungsempfindlichen Vorverstärker- und Multiplexer-Chips (CAMEX) mit 128 Kanälen zur Auslese von CCDs und APS-Detektoren. Eine Auslesegeschwindigkeit von bis zu 8 MPixel/s ist erreicht worden.

Beside the above mentioned detector developments for ROSITA, DUO and XEUS, the MPI semiconductor laboratory (HLL) is investigating new detector concepts: (1) Singlepixel detectors (macro-pixel) contain large scale image pixel with integrated readout transistor DEPFET, currently with a pixelsize of 1 mm × 1 mm arranged in a 4 × 4 matrix (Fig. 3-12). Possible applications are foreseen for SIMBOL-X and ECLAIR. (2) Measurements with the pn-CCD show that a total charge of more than 3.7·105 electrons can be stored in an image pixel in standard operation, corresponding to a photon signal of about 1.4 MeV. (3) Apart from previously fabricated and tested pn-CCDs with pixelsizes of 150 µm × 150 µm and 75 µm ×75 µm, also pn-CCDs with 50 µm × 50 µm have been tested successfully. They have been developed for experiments which require a higher spatial resolution. (4) We have tested various models of a faster charge sensitive preamplifier and multiplexer chips (CAMEX) with 128 read out channels necessary for the readout of CCDs and APS detectors. We have achieved a readout speed of up to 8 Mpixel/sec.

Abb. 3-12: Prototyp eines Aktiven Pixel Sensors (APS) mit 4×4 Bildelementen.

Fig. 3-12: Prototype of an Active Pixel Sensor (APS) with 4×4 image pixels.

Die Projekte der Röntgenastronomie wurden wie folgt gefördert: Das DLR unterstützte XMM (50.OX.
9601.7, 50OX.9302.5, 50OX.9701.5). ESA/ESTEC förderte XEUS (15851/01/NL/HB) und XMM (10469/93/NL/RE und 8873/90). DESY unterstützte CAST (05CC2EEA/9) und GAVO (05Ä2EE1/4). Wir erhielten auch Mittel von der Verbundforschung (50.OR.0207), von der Dr. Johannes Heidenhain Stiftung und aus der EU-Förderung (FMGE-CT98-0106).

The projects of the X-ray astronomy group were supported as follows: DLR is funding XMM (50.OX.
9601.7, 50OX.9302.5, 50OX.9701.5), ROSITA (50OZ0101). ESA/ESTEC supports XEUS (15851/01/NL/HB) and XMM (10469/93/NL/RE and 8873/90). DESY supports CAST (05CC2EEA/9) and GAVO (05Ä2EE1/4). We also received funds from the Verbundforschung (50.OR.0207), from the Dr. Johannes Heidenhain Stiftung and from EU-projects (FMGE-CT98-0106).

MPE Jahresbericht 2003 / MPE Annual Report 2003


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