Institut für Astronomie & Astrophysik

THESEUS

THESEUS (Transient High Energy Sky and Early Universe Surveyor) ist ein Missionskonzept-Vorschlag für die Europäische Weltraumorganisation (European Space Agency, ESA). Es ist eine von drei von der ESA im Jahr 2018 ausgewählten Missionen, die in eine Evaluierungsphase für eine mittelgroße Mission (M5) eintreten. THESEUS greift mehrere Themen des Cosmic Vision Programms der ESA auf, nämlich:

  • Wie ist das Universum entstanden und woraus besteht es?
  • Das heiße und energiereiche Universum
  • Das Gravitationswellen-Universum
THESEUS im kosmologischen Kontext.

Mit einem Infrarot-Teleskop, vier Röntgenkameras und drei Gammastrahlenspektrometern wird THESEUS einen großen Teil des Himmels gleichzeitig beobachten und unmittelbar auf kurzzeitige Helligkeitsänderungen durch kurzlebige (transiente) Hochenergiequellen wie Gamma-Strahlenausbrüche (GRBs) reagieren.

Solche GRBs können durch das Verschmelzen von zwei Neutronensternen oder eine Kernkollaps-Supernova verursacht werden (Tod eines sehr massereichen Sterns). Weil sie zu den hellsten Ereignissen am Himmel gehören, liefern GRBs Informationen über Ereignisse aus dem frühen Universum. Erkennt THESEUS einen GRB, kann er dessen Position bestimmen und richtet sich automatisch für Folgebeobachtungen aus. Zusätzlich übermittelt er die Koordinaten innerhalb weniger Sekunden an eine Bodenstation, um weitere Beobachtungen mit anderen Observatorien zu ermöglichen.

Start: Der geplante Start der letztlich ausgewählten M5-Mission ist für 2032 geplant.

Energiebereich der Instrumente:

  • Soft X-ray Imager (SXI): 0.3 - 6 keV
  • InfraRed Telescope (IRT): 0.7 – 1.8 μm
  • X-Gamma rays Imaging Spectrometer (XGIS): 2 keV – 20 MeV

Wissenschaftliche Ziele: Erforschung der physikalischen Bedingungen des frühen Universums durch Lokalisierung und Charakterisierung von GRBs und transienten Röntgenereignissen.

Wissenschaftliche Instrumente

Die vorgesehenen Teleskope an Bord von THESEUS sind:

  1. Der Soft X-ray Imager (SXI), bestehend aus einem Satz von 4 Lobster-Eye-Teleskopeinheiten, die ein Gesamtsichtfeld (field of view, FOV) von ~1 sr mit einer Quellortungsgenauigkeit < 1-2' in einem Energiebereich von 0,3 - 6 keV abdecken.
  2. Ein Infrarot-Teleskop (IRT) mit 0,7 m Durchmesser und einem FOV von 10' x 10' für schnelle Nachbeobachtung, mit Bildgebungs- und Spektroskopiefähigkeiten im Wellenlängenbereich von 0,7 - 1,8 μm.
  3. Das Röntgen-Gamma-Strahlen-Bildgebungsspektrometer (X-Gamma rays Imaging Spectrometer, XGIS), bestehend aus einem Satz kodierter Maskenkameras mit Röntgen-Gamma-Strahlendetektoren auf der Basis von Siliziumdiodenstäben in Verbindung mit CsI-Kristallszintillatoren, bietet ein FOV von ~1,5 sr, eine Quellortungsgenauigkeit von ~5 arcmin im Energiebereich von 2 - 30 keV und ein bisher unerreicht breites Energieband von 2 keV - 20 MeV.
Teleskope auf THESEUS. [Abb. THESEUS Konsortium.]

SXI

Hummerauge. [Abb. Denton, M.J., Nature’s Destiny: How the laws of biology reveal purpose in the universe, ch. 15, The Free Press, New York/London, 1998.]

Der vorgeschlagene THESEUS Soft X-ray Imager (SXI) umfasst 4 Detektoreinheiten (detector units, DUs). Jede DU ist ein Weitwinkel-LobsterEye-Teleskop. Die Oberfläche eines biologischen Hummerauges ist eine Hemisphäre, die mit radial ausgerichteten, quadratischen Röhrchen bedeckt ist (siehe Abbildung rechts). Wenn Licht auf das Auge trifft, prallt es von den Innenseiten der reflektierenden Seiten ab und wird auf eine kleinere Hemisphäre fokussiert. Ein ähnliches Design wird für das LobsterEye-Teleskop verwendet, um Röntgenstrahlen zu detektieren, die nur unter sehr kleinen Winkeln reflektieren. 

Die optische Apertur wird durch eine Anordnung von 8×8 quadratischen Mikrokanalplatten (micro channel plates, MCPs) gebildet. Die MCPs sind 40×40 mm2 groß und auf einem kugelförmigen Rahmen mit einem Krümmungsradius von 600 mm (das 2-fache der Brennweite von 300 mm) montiert.

Prinzip der Photonendetektion mit 2 MCPs.

MCPs sind Platten mit mikroskopisch kleinen gebündelten Elektronenvervielfacher-Kanälen. Sie bestehen aus Glas. Die Ober- und Unterseite der MCPs sind mit metallischen Elektroden versehen. Dort wird eine Spannung von typisch 1000 V angelegt. Die inneren Kanaloberflächen sind halbleitend beschichtet. Ein auf die Kanaloberfläche auftreffendes UV-Photon kann dort ein Photo-Elektron auslösen (unter Vakuum). Durch die hohe Feldstärke im Kanal wird das Elektron zur Rückseite der MCPs hin beschleunigt. Dabei wird es wieder auf die Kanalwand treffen und kann dort mehrere Elektronen auslösen. So entsteht in dem Elektronenvervielfacher-Kanal schließlich eine Elektronenlawine, die als Elektronenwolke aus der Rückseite der MCPs austritt. Aus einem Kanal können so etwa 10.000 Elektronen austreten.

Blockdiagramm des SXI (links) und die optischen Elemente (rechts). [Abb. THESEUS Konsortium.]

XGIS

Das Röntgen-Gamma-Strahlen-Bildgebungsspektrometer (X-Gamma rays Imaging Spectrometer, XGIS) umfasst 3 Einheiten (Teleskope). Die drei Einheiten sind so in verschiedene Richtungen ausgerichtet, dass sich ihr FOV nur teilweise überlappt.

XGIS Funktionsprinzip. [Abb. THESEUS Konsortium.]

Die Detektoren von XGIS sind Silizium-Drift-Detektoren (SDDs). Die wichtigsten Vorteile der Silizium-Drift-Detektoren sind ihre hohe Energie- und Zeitauflösung sowie ihr geringes Gewicht (~ 1 kg/m2). Durch die Wechselwirkung eines Röntgenphotons mit dem Detektormaterial wird eine Elektronenwolke erzeugt. Ein konstantes elektrisches Feld mit vom Zentrum zu den Seiten des Detektors abnehmend negativer Spannung sorgt für ein Potentialgefälle zu den am Rand befindlichen Ausleseanoden. Die Elektronenwolke driftet nun innerhalb weniger Mikrosekunden vom Auftreffort zu den Anoden und weitet sich dabei etwas auf. Die gemessene Ladungsverteilung an den Anoden hängt dann letztlich davon ab, wo im Detektor die Photonen eingetroffen sind und welche Energie das Photon hatte.

In XGIS ist das Basiselement eines Moduls (nebenstehende Abbildung) ein 5×5×30 mm3 Stab aus szintillierendem Kristall (CsI(Tl)). Jedes Ende des Stabes ist mit einer Fotodiode (PD) abgedeckt, um das Szintillationslicht auszulesen. Die PD arbeitet nach dem oben beschriebenen SDD-Prinzip und hat eine Größe von 5x5 mm2 passend zum Szintillatormodul. Die SDD und PD erkennen Röntgen- und Gammastrahlen. Wenn ein solcher Strahl in den Detektor eintritt (siehe Abbildung unten, rechts), interagiert er entweder mit dem Silizium (niederenergetische Röntgenphotonen) oder mit dem Szintillatormaterial, das wiederum Szintillationslicht abgibt. Die Unterscheidung zwischen der Art der Photonen (Röntgen- und Gammastrahlen) beruht auf der unterschiedlichen Form der Ladungsimpulse. Die Wechselwirkung der Röntgenstrahlen in Silizium erzeugt ein schnelles Signal, während das Szintillationslicht von der wesentlich langsameren Abregungszeit der fluoreszierenden Zustände dominiert wird. Daher wird die Pulsformanalyse (pulse shape analysis, PSA) verwendet, um zwischen den Signalen zu unterscheiden.

XGIS Modul. [Abb. THESEUS Konsortium.]

IRT

Das für THESEUS vorgesehene Infrarot-Teleskop (IRT) dient zur Identifizierung, Lokalisierung und Untersuchung der Transienten und Nachleuchten der von SXI und XGIS erfassten GRBs. Es handelt sich um ein Cassegrain-Weltraum-NIR-Teleskop mit 0,7 m Apertur, einem 0,23 m Sekundärspiegel und einem Sichtfeld von 10x10 arcmin.

Blockdiagramm des IRT Designs. [Abb. THESEUS Konsortium.]

Um die gewünschten Leistungen zu erreichen, muss das Teleskop auf 240±3 K gekühlt werden, was mit passiven Mitteln erreicht werden kann. Für die IRT-Kamera muss die Optikbox auf 190±5 K und der IR-Detektor selbst auf 95±10 K gekühlt werden: Dadurch kann der Dunkelstrom des Detektors auf einem akzeptablen Niveau gehalten werden. Die Kühlung des Detektors bei diesen niedrigen Temperaturen kann mit einem passiven System in einer niedrigen Erdumlaufbahn, wie sie für THESEUS vorgesehen ist, nicht erreicht werden. Daher wird ein Miniatur-Pulsrohrkühler (miniature pulse tube cooler, MPTC) verwendet.

Zusammenfassung

  SXI Detektor XGIS Detektor IRT
Energiebereich 0.3 - 5 keV 2 keV - 20 MeV

0.7 - 1.8 μm
Typ LobsterEye

Niedrigenergie Detektor (2 - 30 keV): SDD

Hochenergie Detektor (> 30 keV): CsI(Tl)

 Cassegrain
FOV ~ 1 sr ~ 1.5 sr 10x10 arcmin

 

Wissenschaftliche Ziele

THESEUS wird mehrere grundlegende Fragen der modernen Kosmologie und Astrophysik behandeln. Im Rahmen des Cosmic Vision Programms der ESA wird es sich mit den Themen "Wie ist das Universum entstanden und woraus besteht es?", " Das Gravitationswellen-Universum" und " Das heiße und energetische Universum" befassen. Dies wird durch die Erforschung des frühen Universums (der kosmischen Frühzeit und Re-Ionisationszeit) geschehen, indem die GRB-Population in den ersten Milliarden Jahren untersucht wird und eine beispiellose Langzeit-Überwachung des Universums im weichen Röntgenstrahlenbereich durchgeführt wird. So wird THESEUS auch insbesondere mit Gravitationswellen und Neutrino-Detektoren der nächsten Generation innerhalb der so genannten Multi-Messenger-Astrophysik sowie mit den großen elektromagnetischen Instrumenten der nächsten Jahrzehnte wie ATHENA, E-ELT, SKA, CTA, LSST, etc. zusammenarbeiten.

A. Erforschung des frühen Universums

Zeitstrahl des Universums vom Urknall (rechts) bis zur Gegenwart (links). Das Universum war dunkel, bis sich die ersten Sterne bildeten. Die massiven Sterne (Pop III) produzierten GRBs. [Abb. Seward & Charles, Exploring the X-ray Universe, 2010.]

Die Frage, was in den ersten Milliarden Jahren im Universum geschah, ist eine der grundlegenden Fragen der Astrophysik und Kosmologie. Dabei wird untersucht, was mit den ersten Strukturen im Universum passiert ist, wie zum Beispiel Population III (Pop III) Sterne, schwarze Löcher und Galaxien. Pop III-Sterne sind hypothetische, extrem massereiche und heiße Sterne ohne Metalle.

In der Abbildung links ist ein Zeitstrahl des Universums vom Urknall bis zur Gegenwart dargestellt. Nach der so genannten "Rekombination" und "Entkopplung" war das Universum transparent und kühl genug, dass Licht propagieren konnte. Es gab jedoch keine lichterzeugenden Strukturen wie Sterne und Galaxien. Diese begannen sich erst nach dem "Dunklen Zeitalter", im Alter von etwa 400 Millionen Jahren, zu bilden, etwa zeitgleich mit dem Beginn der "Epoche der Re-Ionisation“. In dieser Epoche wurde das intergalaktische Medium (IGM) re-ionisiert und wurde reicher an Metallen. Sowohl die Re-Ionisation als auch der Aufbau von Metallen im Universum sind nicht gut verstanden und erfordern weitere Forschung. Daher stellt sich die Frage, ob es überwiegend die Strahlung von massereichen Sternen war, die diese Veränderungen herbeigeführt und aufrechterhalten hat, oder ob exotischere, unbekannte Mechanismen verantwortlich waren.

Zur Beantwortung dieser Fragen können zwei untergeordnete Fragen angegangen werden: Erstens, wie viel massive Sternbildung in Abhängigkeit von der Rotverschiebung auftrat (da Rotverschiebung und Zeit einander entsprechen, siehe auch die Achsen der Abbildung oben), und zweitens, im Durchschnitt, welcher Anteil der von diesen massereichen Sternen erzeugten ionisierenden Strahlung den Galaxien entweichen konnte. GRBs und ihre umgebende Galaxien können mächtige Werkzeuge sein, um diese Fragen zu beantworten, indem sie die Untersuchung der Sternentstehung, Metallanreicherung und Galaxienentwicklung eventuell bis vor der Re-Ionisation zugänglich machen.

Es wird vorhergesagt, dass THESEUS während einer dreijährigen Mission zwischen 30 und 80 GRBs bei z > 6 detektieren wird, davon 10-25 bei z > 8 und einige bei z > 10, siehe die folgenden Abbildungen. Mit der On-Board-Follow-up-Instrumentierung werden für die meisten dieser GRBs Rotverschiebungen abgeschätzt und die Teleskope der nächsten Generation können dann zusätzliche Follow-up-Beobachtungen durchführen (z.B. mit JWST, E-ELT, ATHENA, etc.).

Rotverschiebungsverteilung der GRBs (Coward et al. 2011). [Abb. THESEUS Konsortium.]
Die jährliche kumulative Verteilung der GRBs mit Rotverschiebungsbestimmung als Funktion der Rotverschiebung für Swift und THESEUS (Amati et al., 2017). Die erwartete Verbesserung bei der Erkennung und Identifizierung von GRBs durch THESEUS bei sehr hoher Rotverschiebung w/r zur gegenwärtigen Situation ist beeindruckend (mehr als 100-150 GRBs bei z>6 und mehrere Dutzend bei z>8 in wenigen Jahren) und wird es der Mission ermöglichen, Licht in die wichtigsten offenen Fragen der frühen Universumsforschung zu bringen (Sternenbildungsratenentwicklung, Ionisation, Pop III Sterne, Metallitätsentwicklung der ersten Galaxien, etc.). [Abb. THESEUS Konsortium.]

B. GW Quellen und Multi-Messenger-Astrophysik

THESEUS im Rahmen der Multi-Messenger-Astrophysik 2020-2030. Grüne und orangefarbene Labels sind für derzeit laufende und zukünftig geplante oder im Bau befindliche Instrumente. [Abb. S. Schanne].

Sowohl die Gravitationswellen- (GW) als auch die Neutrinoastronomie sind in den letzten Jahren stark vorangekommen, und die Detektoren der zweiten und dritten Generation für GW und Neutrinos werden in den nächsten Jahrzehnten gebaut und dürften die Astrophysik in beiden Gebieten revolutionieren. THESEUS wird zeitgleich mit diesen Detektoren entstehen, siehe Abbildung unten. 

Es wird erwartet, dass einige der leistungsstärksten transienten GW-Quellen (z.B. binäre Neutronensterne (NS-NS) oder NS-Schwarze Loch (black hole, BH) Verschmelzungen) helle elektromagnetische (EM) Signale über das gesamte EM-Spektrum erzeugen, einschließlich der Röntgen- und Gamma-Strahlenbereiche sowie der Neutrinos. Sowohl GW- als auch Neutrino-Detektoren haben Schwächen bei der Lokalisierung von Quellen. Um den wissenschaftlichen Ertrag der Multi-Messenger-Studien zu maximieren, ist es daher unerlässlich, über eine ergänzende In-Orbit-Trigger- und Suchfunktion zu verfügen, die erkannte Quellen mit höherer Genauigkeit lokalisieren kann. Dies wird durch THESEUS erfüllt, das in der Lage ist, den Himmel innerhalb der GW/Neutrino-Fehlerboxen zu beobachten und Quellen genauer zu lokalisieren oder umgekehrt Koordinaten zur Erde zu schicken, die von GW-Detektoren weiterverfolgt werden können. 

THESEUS/SXI FOV (rosa Rechteck), Wahrscheinlichkeits-Skymaps einer GW (cyan und grün) und Lokalisierungsgenauigkeit von SXI, XGIS und IRT. [Abb. THESEUS Konsortium.]

Der Nachweis der derselben GW- oder Neutrinoquelle im Röntgenlicht ermöglicht es, die Quelle mit einer Genauigkeit zu lokalisieren, die für eine optische Nachverfolgung gut genug ist, so dass ihre Rotverschiebung und Helligkeit gemessen werden kann. Das Fehlen eines EM-Gegenstücks hingegen erlaubt Einschränkungen bezüglich des Quelltyps (z.B. BH-BH Verschmelzungen), der Emissionsmechanismen und der astrophysikalische Bedingungen zum Zeitpunkt der Verschmelzung.

Darüber hinaus wäre eine Zusammenarbeit mit den zukünftigen Einrichtungen wie dem James Webb Space Telescope (JWST), WFIRST, ATHENA, Einstein Probe, E-ELT, TMT, GMT, SKA, CTA zPTF und LSST wünschenswert, um die Multi-Messenger-Beobachtungen über das gesamte EM-Spektrum ausdehnen zu können.

Die wissenschaftlichen Ziele von THESEUS und die entsprechenden Anforderungen an Instrumente und Spacecraft sind in der folgenden Abbildung zusammengefasst.

Umsetzung von THESEUS-Wissenschaftszielen in Instrumenten- und Spacecraft-Anforderungen. [Abb. THESEUS Konsortium.]

IAAT Beteiligung

An Bord befindliche Logik zur Steuerung einer IRT-Nachbeobachtung. [Abb. THESEUS Konsortium.]

Das Institut für Astronomie und Astrophysik in Tübingen (IAAT) ist an den Instrument Data Handling Units (I-DHUs - Instrumentencomputer) beteiligt. 

Die Beobachtungsstrategie von THESEUS sieht wie folgt aus: Neue transiente Ereignisse werden vom SXI lokalisiert. Die SXIs können durch viele Arten von Phänomenen getriggert werden (z.B. Flare Stars, Röntgenbursts, GRBs etc.). XGIS kann dann helfen, hochenergetische Transienten (GRBs, Soft Gamma-ray Repeater etc.) zu identifizieren. Daher werden parallel zur Auswahl durch die SXI-DHU zusätzliche Informationen mit der XGIS-DHU gesucht. Darüber hinaus gibt es auch autonome XGIS-GRB-Triggerbedingungen, die auf der Datenrate und/oder den Bildern basieren. Die Abbildung rechts zeigt eine Übersicht über die Betriebsmodi und Übergänge der I-DHU. 

Sobald die Triggerbedingungen erfüllt sind, werden die entsprechenden Daten an die On-Board-Datenverarbeitung (on board data handling, OBDH) gesendet, deren Logik dann die Ereignisse auswählt, die vom IRT verfolgt werden sollen. Dies können Ereignisse sein, die als unbekannte Transienten mit SXI erkannt wurden, oder Ereignisse, die mit dem XGIS abgebildet wurden und alle XGIS-Triggerbedingungen erfüllen.

Jedes der drei Instrumente wird über eine dedizierte I-DHU verfügen, die die Telekommandos (TC) und Telemetrie (TM) sowie die Stromschnittstelle zum Raumfahrzeug darstellt. Das mechanische und elektrische Design, das Betriebssystem und die Basissoftware, die auf dem Prozessorboard der I-DHUs läuft, sind für alle Instrumente gleich. Zusätzlich wird es eine gerätespezifische Datenverarbeitungssoftware geben, die beispielsweise die Triggeralgorithmen und Ereigniserkennungscodes enthält. Die I-DHU besteht aus zwei Hauptplatinen, die in einem Aluminiumgehäuse montiert sind. 

Die Hauptfunktionen der I-DHU-Bordsoftware sind: Gerätesteuerung, Zustandsüberwachung und wissenschaftliche Datenverarbeitung, Formatierung. Das Herzstück des I-DHU-Designs ist das Processor Board. Es enthält die zentrale CPU, den Massenspeicher, die Zeitsynchronisations- und Verteilerkreise sowie die House Keeping/Health Monitoring-Überwachungskette. 

Das Processor Board wird vom IAAT in Tübingen entwickelt. Das Power Board innerhalb der I-DHU wird vom Centrum Badan Kosmicznych, Polen, entwickelt. Es erzeugt die Spannungen für das Prozessorboard und verteilt die Energie auf das Instrument.

Nationale und Internationale Zusammenarbeit

  • Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), Italien
  • DTU Space, Dänemark
  • Centrum Badan Kosmicznych, Polen
  • Ferrara University, Italien
  • University of Leicester, UK
  • University of Geneva, Schweiz
  • CEA Saclay, Frankreich

Links & Quellen

Letztes Update 01/2019: Inga Saathoff, Chris Tenzer