LOFT

LOFT (Large Observatory For X-ray Timing) ist ein geplantes Röntgenobservatorium, das in die engere Auswahl des ESA Cosmic Vision Programmes für die Startslots M3 und M4 aufgenommen, aber letztlich nicht ausgewählt wurde. Mit einer sehr großen effektiven Detektorfläche (8,5 m²) und einer extrem hohen Zeitauflösung von 10 μs, ist LOFT in der Lage, den Zustand von Materie auf Neutronensternen und in der Nähe von schwarzen Löchern zu erforschen. Des Weiteren erlaubt ein Wide Field Monitor eine kontinuierliche Beobachtung eines größeren Bereichs des Himmels und kann Variationen in der Intensität von individuellen Röntgenquellen darin sowohl auf langen (~ Monate) als auch auf Subsekunden-Zeitskalen messen und die Information ohne lange Verzögerung weiterleiten.

Ursprünglich geplanter Start: 2024

Energiebereich:

• Large Area Detector: ~ 2-80 keV
• Wide Field Monitor: ~ 2-50 keV

Wissenschaftliche Ziele: Beobachtung heller variabler Röntgenquellen, Entdeckung bisher unbekannter variabler Röntgenquellen, Sammeln von Hinweisen auf die Zustandsgleichung der Materie in Neutronensternen, Überprüfung von Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie

Large Area Detector (LAD):

Mit einer effektiven Detektorfläche von ca. 8.5 m² bei 6 keV wird der LAD einer der grössten Detektoren sein, die jemals in den Orbit gebracht wurden. Das Instrument besteht aus sechs einzelnen Panelen, die wiederum jeweils aus 21 Modulen bestehen. Der gesamte Aufbau ist modular und Ausfälle von einzelnen Modulen haben fast keinen Einfluss auf die wissenschaftliche Leistungsfähigkeit. Die einzelnen Module bestehen jeweils aus 16 Silizium Drift Detektoren (SDDs), sehr schnellen Halbleiterdetektoren, die bereits im ALICE Experiment am CERN Anwendung gefunden haben, und die eine hohe Anzahl von Anoden an zwei gegenüberliegenden Seiten besitzen. Eine der größten Herausforderungen bei diesem Instrument ist die große Anzahl von einzelnen Detektoren und von zur Auslese notwendigen elektrischen Komponenten. Pro einzelnem SDD werden 14 ASICs zum Auslesen benötigt, was zu einer Gesamtzahl von 28 224 elektronischen Ausleseeinheiten führt.

Um das Gesichtsfeld der Detektoren einzugrenzen, werden Kollimatoren eingesetzt, die vor dem eigentlichen Detektor angebracht werden. Bei der extrem großen Detektorfläche ist der Einsatz von üblichen Blei- oder Wolfram-Kollimatoren aufgrund des Gewichts nicht möglich. Die Entwicklung von Mikrokapillar Kollimatoren in der Größe der Detektoren erlaubt es, so die gesamte Fläche zu bedecken. Bei LOFT wird eine 3 mm dicke Bleiglasplatte mit ~20 μm grossen Poren erzeugt, die chemisch geätzt werden. Der so erzeugte Kollimator kann dann Photonen bis ca. 50 keV absorbieren und hat ein Gesichtsfeld von etwa 1°.

Wide Field Monitor (WFM):

Die Aufgabe des WFM ist die Überwachung eines Großteils des Himmels, um Variationen und Aktivitäten von veränderlichen („transienten“) Quellen zu beobachten und schnellstmöglich an die astronomische Community weiterzugeben. Der WFM besteht aus vier Kamerapaaren, die benachbarte Regionen des Himmels betrachten. Ein Paar besteht aus zwei sog. „1.5D“-Kameras, Coded Mask Kameras, die eine sehr gute Ortsauflösung in einer Dimension, und eine moderate Ortsauflösung in der anderen Dimension haben.

Die Detektoren des WFM sind ebenfalls SDDs, wobei die Anzahl der einzelnen Anoden ca. einen Faktor vier höher ist und somit eine sehr gute Ortsauflösung in einer Dimension möglich wird. Die erzeugte Ladung verteilt sich zudem auf mehrere benachbarte Anoden. Dies erlaubt eine präzise Rekonstruktion der Position, an der ein Photon aufgetroffen ist, sowohl in Richtung der Anoden, als auch in Driftrichtung der Ladungen. Beide Detektoren und Masken in einem Kamerapaar sind orthogonal zueinander angebracht, sodass jeweils ein Paar das gleiche Gesichtsfeld hat. Mit den Daten von beiden Detektoren können dann die Positionen und Helligkeiten der einzelnen Quellen mit hoher Ortsauflösung rekonstruiert werden.

Tabelle: Wichtigste Kenndaten von LAD und WFM (voraussichtliche Leistungen).

Das Institut für Astronomie und Astrophysik in Tübingen (IAAT) ist hauptsächlich an der Entwicklung und Fertigung der Back-End Elektronik für beide Instrumente beteiligt:

• Die Back-End Elektronik im LAD ist in zwei Ebenen unterteilt: Zum einen hat jedes Detektormodul eine eigene Modul Back-End Elektronik (MBEE), die die Daten direkt vom Detektor verarbeitet und Offset- und Gain-Korrekturen vornimmt. Zum anderen hat jedes Panel eine Panel Back-End Elektronik (PBEE), die die einzelnen MBEEs koordiniert, die Daten sammelt und an den Bordcomputer zur Transmission zu einer Bodenstation weiterleitet.
• Im WFM gibt es für jede Kamera ebenfalls eine Back-End Elektronik mit denselben Aufgaben. Während beim LAD die Auftreffposition der Photonen nicht bestimmt wird (es findet keine Abbildung statt), wird beim WFM die gemessene Ladungsverteilung an den Anoden weiter verarbeitet, um die Position zu ermitteln. So kann mittels des Schattenwurfs der Maske eine Abbildung des Himmels erstellt werden.

An der Universität Tübingen wurden mehrere Arbeiten durchgeführt, die sich mit dem Aufbau der einzelnen Komponenten der Back-End Elektroniken beschäftigen.

Diplom-, Master-, Bachelor- und Zulassungsarbeiten:

• Februar 2013
  Uter, Pascal
  Development of the Module Back End Electronics for the Large Observatory For X-ray Timing
• Juli 2014
  Jetter, Florian
  Development of the Back End Electronics for the Wide Field Monitor on-board LOFT
• Juli 2014
  Gschwender, Michael
  Hardware Implementation and Testing of the Module Back-End Electronics for the LOFT Mission

Dissertationen

• Juli 2015
  Henning Wende
  Next Generation Data Processing for Future X-ray Observatories