eROSITA

eROSITA (extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array) ist die erste Mission zur Durchmusterung des Himmels im mittleren Röntgenbereich. eROSITA ist eines von zwei Instrumenten auf dem russisch-deutschen Satelliten Spektrum-Röntgen-Gamma, welcher voraussichtlich im Jahr 2019 auf seine Umlaufbahn befördert wird. Das Projekt wird finanziert vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt, sowie von der Max-Planck-Gesellschaft und entsteht in Zusammenarbeit mit der russischen Raumfahrtagentur Roskosmos. Das Instrument eROSITA besteht aus sieben identischen Kameras und Spiegelmodulen. Vier Jahre lang soll damit der gesamte Himmel in einem Energiebereich von 0,5 bis 10 keV durchmustert werden und weitere drei Jahre wird geplant, zusätzliche Beobachtungen an ausgewählten Regionen und Punktquellen durchzuführen. Das Hauptziel von eROSITA ist es, sehr viele neue Galaxienhaufen zu entdecken. Damit wäre es möglich, genauere Aussagen über die Verteilung der Dunklen Materie und der Dunklen Energie im Universum zu treffen und auch verschiedene kosmologische Modelle zu testen.

Start: voraussichtlich 2019 mit einer Sojus-2 Rakete

Energiebereich: 0,5 – 10 keV

Wissenschaftliches Ziel: Beobachtung von Galaxienhaufen, um Aussagen über die Verteilung von Dunkler Materie und Dunkler Energie zu treffen, sowie die Detektion von aktiven Galaxienkernen (engl. active galactic nucleus, abbrv. AGN) im lokalen Universum und von gamma-ray Bursts, der diffusen Emission des interstellaren Mediums und der Untersuchung von sogenannten dust scattering halos.

Die Pixelgröße beträgt 75 μm x 75 μm. Bei einer Pixelanzahl von 384 x 384 Pixeln ergibt sich somit eine Detektorfläche von 28,8 mm x 28,8 mm, welche als image-Bereich bezeichnet wird. Der Detektor ist im großen und ganzen relativ ähnlich zu dem von XMM-Newton, der größte Unterschied jedoch ist die Einführung eines framestore-Bereiches, welcher nochmals aus 384 x 384 Pixeln besteht und direkt an den image-Bereich angrenzt. Im Gegensatz zum image-Bereich ist dieser Bereich durch das Kameragehäuse und durch ein graded shield vor Röntgenstrahlung abgeschirmt. Nach einer Belichtungszeit von 50 ms werden die im image-Bereich in den jeweiligen Pixeln angesammelten Elektronen innerhalb von 200 μs zeilenweise sehr schnell in den framestore-Bereich verschoben. Dort werden diese dann von der Ausleseelektronik in weniger als 10 ms ausgelesen, ohne, dass dieser Bereich währenddessen von weiteren Röntgenphotonen getroffen wird. Es wird damit verhindert, dass während des Auslesevorganges Photonen den falschen Pixeln zugeordnet werden. Der framestore-Bereich wird dann durch drei CAMEX-Chips (CMOS Amplifier and MultiplEXer) zeilenweise ausgelesen und die ausgelesenen Signale verstärkt. Daraufhin werden die Signale digitalisiert und zur weiteren Verarbeitung dem Bordcomputer übergeben.

Der image-Bereich wird auf den CCDs durch einen 170 nm dicken Filter (aus Siliziumdioxid, Siliziumnitrid und aus einer Aluminiumschicht) vor UV- und optischer Strahlung abgeschirmt. Das CCD und die Auslese-Elektronik werden zudem von einem ein Protonenschild aus Kupfer mit einem graded-Z-shield geschützt. Um thermisches Rauschen zu verringern, wird die Temperatur konstant auf -80°C gehalten. Zur Kalibration während der Mission wird eine Fe⁵⁵-Quelle vor das CCD gedreht.

Eine Stärke von eROSITA ist, dass man noch sehr kleine Flüsse messen kann. Dadurch kann man auch noch bei einem sehr großen Gesichtsfeld sehr schwache Quellen detektieren, wodurch man sich die Entdeckung vieler neuer Quellen, wie im nächsten Abschnitt beschrieben, erhofft.

Das wissenschaftliche Hauptziel von eROSITA ist es, genauere Aussagen über die Verteilung von Dunkler Materie und Dunkler Energie zu treffen. Dazu sollen ca. 100 000 Galaxienhaufen während der vierjährigen Durchmusterung des gesamten Himmels detektiert werden. Diese Galaxienhaufen bestehen aus bis zu 1000 Galaxien, welche ungefähr 2% der Masse ausmachen, aus 11% Intracluster-Medium und zu ca. 87 % aus Dunkler Materie. Sie sind gravitativ gebunden und daher hervorragend geeignet um die Form und die Entwicklung großräumiger Strukturen im Universum zu untersuchen. Man kann Galaxienhaufen sehr gut im Röntgenbereich beobachten, da das heiße Intracluster-Gas nach dem Planckschen Strahlungsgesetz hauptsächlich thermische Röntgenstrahlung emittiert.

Beobachtet man solch großräumige Strukturen, so kann man Aussagen über den Ursprung, die Geometrie und die Entwicklung des Universums machen. Die Entstehung und Entwicklung hängt von der Schwerkraft und somit von der Verteilung der Dunklen Materie ab, während die Dunkle Energie die zeitliche Entwicklung der räumlichen Verteilung beeinflusst.

Ein weiteres Ziel ist die Detektion von Aktiven Galaxienkernen (AGNs) im lokalen Universum. Aus der Entwicklung der AGN-Population können Rückschlüsse auf die Beschaffenheit des frühen Universums gezogen werden. Man vermutet viele, bislang noch unentdeckte Schwarze Löcher in umliegenden Galaxien, die durch eROSITA entdeckt werden könnten.

Durch Beobachtung von dust scattering halos wird man versuchen, neue Ergebnisse über die chemische Zusammensetzung des interstellaren Staubes zu erhalten. Diese Halos entstehen, wenn das Röntgenlicht an Staubkörnern im interstellaren Medium unter flachem Winkel gestreut wird.