XMM-Newton , también conocido como High Throughput X-ray Spectroscopy Mission y X-ray Multi-Mirror Mission , es un observatorio espacial de rayos X lanzado por la Agencia Espacial Europea en diciembre de 1999 en un cohete Ariane 5. Es la segunda misión fundamental del programa Horizonte 2000 de la ESA . Bautizada con el nombre del físico y astrónomo Sir Isaac Newton , la nave espacial tiene la tarea de investigar fuentes de rayos X interestelares, realizar espectroscopia de rango estrecho y amplio y realizar la primera obtención de imágenes simultáneas de objetos en longitudes de onda de rayos X y ópticas ( visible y ultravioleta ). [7]
Inicialmente financiada por dos años, con una vida útil de diseño de diez años, la nave espacial se mantiene en buen estado de salud y ha recibido repetidas extensiones de misión, la más reciente en marzo de 2023 y está programada para operar hasta fines de 2026. [5] La ESA planea suceder a XMM-Newton con el Telescopio Avanzado para Astrofísica de Altas Energías (ATHENA), la segunda gran misión en el plan Visión Cósmica 2015-2025, que se lanzará en 2035. [8] XMM-Newton es similar al Observatorio de rayos X Chandra de la NASA , también lanzado en 1999.
Hasta mayo de 2018, se habían publicado cerca de 5.600 artículos sobre XMM-Newton o los resultados científicos que ha arrojado. [9]
El alcance observacional de XMM-Newton incluye la detección de emisiones de rayos X de objetos astronómicos, estudios detallados de regiones de formación estelar, investigación de la formación y evolución de cúmulos de galaxias , el entorno de agujeros negros supermasivos y el mapeo de la misteriosa materia oscura . [10]
En 1982, incluso antes del lanzamiento del predecesor de XMM-Newton, EXOSAT , en 1983, se generó una propuesta para una misión de telescopio de rayos X "multiespejo". [11] [12] La misión XMM se propuso formalmente al Comité del Programa Científico de la ESA en 1984 y obtuvo la aprobación del Consejo de Ministros de la Agencia en enero de 1985. [13] Ese mismo año, se establecieron varios grupos de trabajo para determinar la viabilidad de dicha misión, [11] y los objetivos de la misión se presentaron en un taller en Dinamarca en junio de 1985. [12] [14] En este taller, se propuso que la nave espacial contuviera 12 telescopios de rayos X de baja energía y 7 de alta energía. [14] [15] La configuración general de la nave espacial se desarrolló en febrero de 1987, y se basó en gran medida en las lecciones aprendidas durante la misión EXOSAT ; [11] El Grupo de Trabajo sobre Telescopios había reducido el número de telescopios de rayos X a siete unidades estandarizadas. [14] [15] En junio de 1988 la Agencia Espacial Europea aprobó la misión y emitió una convocatoria de propuestas de investigación (un "anuncio de oportunidad"). [11] [15] Las mejoras en la tecnología redujeron aún más el número de telescopios de rayos X necesarios a sólo tres. [15]
En junio de 1989, se seleccionaron los instrumentos de la misión y se comenzó a trabajar en el hardware de la nave espacial. [11] [15] Se formó un equipo de proyecto en enero de 1993 y se estableció en el Centro Europeo de Investigación y Tecnología Espacial (ESTEC) en Noordwijk , Países Bajos. [13] El contratista principal Dornier Satellitensysteme (una subsidiaria de la antigua DaimlerChrysler Aerospace ) fue elegido en octubre de 1994 después de que la misión fuera aprobada para la fase de implementación, con el desarrollo y la construcción comenzando en marzo de 1996 y marzo de 1997, respectivamente. [13] [14] El Centro Científico de Sondeo XMM se estableció en la Universidad de Leicester en 1995. [11] [16] Los tres módulos de espejo de vuelo para los telescopios de rayos X fueron entregados por el subcontratista italiano Media Lario en diciembre de 1998, [14] y la integración y prueba de la nave espacial se completó en septiembre de 1999. [13]
El XMM salió de las instalaciones de integración de ESTEC el 9 de septiembre de 1999, y fue trasladado por carretera a Katwijk y luego en la barcaza Emeli a Róterdam . El 12 de septiembre, la nave espacial salió de Róterdam con destino a la Guayana Francesa a bordo del buque de transporte MN Toucan de Arianespace . [17] El Toucan atracó en la ciudad de Kourou , en la Guayana Francesa , el 23 de septiembre y fue transportado al edificio de ensamblaje final del Ariane 5 del Centro Espacial de Guayana para la preparación final del lanzamiento. [18]
El lanzamiento del XMM tuvo lugar el 10 de diciembre de 1999 a las 14:32 UTC desde el Centro Espacial de Guayana. [19] El XMM fue lanzado al espacio a bordo de un cohete Ariane 5 y colocado en una órbita altamente elíptica de 40 grados que tenía un perigeo de 838 km (521 mi) y un apogeo de 112.473 km (69.887 mi). [2] Cuarenta minutos después de ser liberado de la etapa superior del Ariane, la telemetría confirmó a las estaciones terrestres que los paneles solares de la nave espacial se habían desplegado con éxito. Los ingenieros esperaron 22 horas más antes de ordenar a los sistemas de propulsión de a bordo que se encendieran un total de cinco veces, lo que, entre el 10 y el 16 de diciembre, cambió la órbita a 7.365 × 113.774 km (4.576 × 70.696 mi) con una inclinación de 38,9 grados. Esto dio como resultado que la nave espacial hiciera una revolución completa alrededor de la Tierra aproximadamente cada 48 horas. [2] [20]
Inmediatamente después del lanzamiento, el XMM comenzó su fase de operaciones de lanzamiento y órbita temprana. [21] El 17 y el 18 de diciembre de 1999, se abrieron las puertas de los módulos de rayos X y del monitor óptico, respectivamente. [22] La activación del instrumento comenzó el 4 de enero de 2000, [2] y la fase de puesta en servicio del instrumento comenzó el 16 de enero. [23] El monitor óptico (OM) alcanzó su primera luz el 5 de enero, los dos MOS - CCD de la cámara de imágenes de fotones europea (EPIC) lo siguieron el 16 de enero y el pn -CCD de la EPIC el 22 de enero, y los espectrómetros de rejilla de reflexión (RGS) vieron su primera luz el 2 de febrero. [23] El 3 de marzo, comenzó la fase de calibración y validación del rendimiento, [2] y las operaciones científicas de rutina comenzaron el 1 de junio. [23]
Durante una conferencia de prensa celebrada el 9 de febrero de 2000, la ESA presentó las primeras imágenes tomadas por XMM y anunció que se había elegido un nuevo nombre para la nave espacial. Si bien el programa se conocía formalmente como High Throughput X-ray Spectroscopy Mission, el nuevo nombre reflejaría la naturaleza del programa y el creador del campo de la espectroscopia. Al explicar el nuevo nombre de XMM-Newton , Roger Bonnet, ex director científico de la ESA, dijo: "Hemos elegido este nombre porque Sir Isaac Newton fue el hombre que inventó la espectroscopia y XMM es una misión de espectroscopia". Señaló que, dado que Newton es sinónimo de gravedad y uno de los objetivos del satélite era localizar un gran número de candidatos a agujeros negros, "no había mejor opción que XMM-Newton para el nombre de esta misión". [24]
Incluyendo toda la construcción, el lanzamiento de la nave espacial y dos años de operación, el proyecto se llevó a cabo con un presupuesto de 689 millones de euros (condiciones de 1999). [13] [14]
La nave espacial tiene la capacidad de reducir la temperatura de funcionamiento de las cámaras EPIC y RGS, una función que se incluyó para contrarrestar los efectos nocivos de la radiación ionizante en los píxeles de la cámara . En general, los instrumentos se enfrían para reducir la cantidad de corriente oscura dentro de los dispositivos. Durante la noche del 3 al 4 de noviembre de 2002, RGS-2 se enfrió desde su temperatura inicial de −80 °C (−112 °F) hasta −113 °C (−171 °F), y unas horas más tarde a −115 °C (−175 °F). Después de analizar los resultados, se determinó que la temperatura óptima para ambas unidades RGS sería −110 °C (−166 °F), y durante el 13 y 14 de noviembre, tanto RGS-1 como RGS-2 se ajustaron a este nivel. Durante el 6 y 7 de noviembre, los detectores MOS-CCD de EPIC se enfriaron desde su temperatura de funcionamiento inicial de -100 °C (-148 °F) a una nueva configuración de -120 °C (-184 °F). Después de estos ajustes, tanto las cámaras EPIC como las RGS mostraron mejoras espectaculares en la calidad. [25]
El 18 de octubre de 2008, XMM-Newton sufrió un fallo de comunicaciones inesperado, durante el cual no hubo contacto con la nave espacial. Aunque se expresó cierta preocupación de que el vehículo pudiera haber sufrido un evento catastrófico, las fotografías tomadas por astrónomos aficionados en el Observatorio Starkenburg en Alemania y en otros lugares del mundo mostraron que la nave espacial estaba intacta y parecía estar en curso. Finalmente se detectó una señal débil utilizando una antena de 35 metros (115 pies) en New Norcia, Australia Occidental , y la comunicación con XMM-Newton sugirió que el interruptor de radiofrecuencia de la nave espacial había fallado. Después de resolver el problema, los controladores de tierra utilizaron la antena de 34 m (112 pies) de la NASA en el Complejo de Comunicaciones del Espacio Profundo Goldstone para enviar un comando que cambió el interruptor a su última posición de funcionamiento. La ESA declaró en un comunicado de prensa que el 22 de octubre, una estación terrestre en el Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC) estableció contacto con el satélite, lo que confirmó que el proceso había funcionado y que el satélite estaba nuevamente bajo control. [26] [27] [28]
Debido a la buena salud de la nave espacial y al importante retorno de datos, XMM-Newton ha recibido varias extensiones de misión por parte del Comité del Programa Científico de la ESA. La primera extensión se produjo durante noviembre de 2003 y extendió las operaciones hasta marzo de 2008. [29] La segunda extensión se aprobó en diciembre de 2005, extendiendo el trabajo hasta marzo de 2010. [30] Una tercera extensión se aprobó en noviembre de 2007, que preveía operaciones hasta 2012. Como parte de la aprobación, se señaló que el satélite tenía suficientes consumibles a bordo (combustible, energía y salud mecánica) para continuar teóricamente las operaciones después de 2017. [31] La cuarta extensión en noviembre de 2010 aprobó las operaciones hasta 2014. [32] Una quinta extensión se aprobó en noviembre de 2014 y se confirmó en noviembre de 2016, continuando las operaciones hasta 2018. [33] [34] Una sexta extensión se aprobó en diciembre de 2017, continuando las operaciones hasta fines de 2020. [35] Una séptima extensión se aprobó en noviembre de 2018, continuando las operaciones hasta fines de 2022. [36] Una La octava prórroga se aprobó en marzo de 2023 y continuará hasta finales de 2026, con una prórroga indicativa hasta 2029. [5]
XMM-Newton es un telescopio espacial de 10,8 metros (35 pies) de largo y 16,16 metros (53 pies) de ancho con paneles solares desplegados. En el lanzamiento pesaba 3.764 kilogramos (8.298 libras). [2] La nave espacial tiene tres grados de estabilización, que le permiten apuntar a un objetivo con una precisión de 0,25 a 1 arcosegundos . Esta estabilización se logra mediante el uso del Subsistema de Control de Actitud y Órbita de la nave espacial. Estos sistemas también permiten que la nave espacial apunte a diferentes objetivos celestes y puede girar la nave a un máximo de 90 grados por hora. [11] [24] Los instrumentos a bordo de XMM-Newton son tres Cámaras de Imágenes de Fotones Europeas (EPIC), dos Espectrómetros de Rejilla de Reflexión (RGS) y un Monitor Óptico.
La nave espacial tiene una forma aproximadamente cilíndrica y tiene cuatro componentes principales. En la parte delantera de la nave espacial se encuentra la Plataforma de Soporte de Espejos , que sostiene los conjuntos de telescopios de rayos X y sistemas de rejilla, el Monitor Óptico y dos rastreadores de estrellas . Alrededor de este componente se encuentra el Módulo de Servicio , que lleva varios sistemas de soporte de la nave espacial: buses informáticos y eléctricos , consumibles (como combustible y refrigerante ), paneles solares , el Parasol del Telescopio y dos antenas de banda S. Detrás de estas unidades se encuentra el Tubo del Telescopio , una estructura hueca de fibra de carbono de 6,8 metros (22 pies) de largo que proporciona un espaciado exacto entre los espejos y su equipo de detección. Esta sección también alberga un equipo de desgasificación en su exterior, que ayuda a eliminar cualquier contaminante del interior del satélite. En el extremo trasero de la nave espacial se encuentra el Conjunto del Plano Focal , que sostiene la Plataforma del Plano Focal (que lleva las cámaras y los espectrómetros) y los conjuntos de manejo de datos, distribución de energía y radiador. [37]
Las tres cámaras de imágenes de fotones europeas (EPIC) son los instrumentos principales a bordo del XMM-Newton . El sistema está compuesto por dos cámaras MOS - CCD y una única cámara pn -CCD, con un campo de visión total de 30 minutos de arco y un rango de sensibilidad energética entre 0,15 y 15 keV ( 82,7 a 0,83 ångströms ). Cada cámara contiene una rueda de filtros de seis posiciones , con tres tipos de filtros transparentes a los rayos X, una posición completamente abierta y otra completamente cerrada; cada una también contiene una fuente radiactiva utilizada para la calibración interna. Las cámaras pueden funcionar de forma independiente en una variedad de modos, dependiendo de la sensibilidad y velocidad de la imagen necesarias, así como de la intensidad del objetivo. [38] [39] [40]
Las dos cámaras MOS-CCD se utilizan para detectar rayos X de baja energía. Cada cámara está compuesta por siete chips de silicio (uno en el centro y seis a su alrededor), y cada chip contiene una matriz de 600 × 600 píxeles , lo que le da a la cámara una resolución total de aproximadamente 2,5 megapíxeles . Como se mencionó anteriormente, cada cámara tiene un gran radiador adyacente que enfría el instrumento a una temperatura de funcionamiento de −120 °C (−184 °F). Fueron desarrolladas y construidas por el Centro de Investigación Espacial de la Universidad de Leicester y EEV Ltd. [ 25] [38] [40]
La cámara pn-CCD se utiliza para detectar rayos X de alta energía y está compuesta por un único chip de silicio con doce CCD individuales integrados. Cada CCD tiene 64 × 189 píxeles, para una capacidad total de 145.000 píxeles. En el momento de su construcción, la cámara pn-CCD del XMM-Newton era el dispositivo de este tipo más grande jamás fabricado, con un área sensible de 36 cm2 ( 5,6 pulgadas cuadradas). Un radiador enfría la cámara a -90 °C (-130 °F). Este sistema fue fabricado por el Astronomisches Institut Tübingen , el Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics y PNSensor, todos ellos de Alemania. [38] [41] [42]
El sistema EPIC registra tres tipos de datos sobre cada rayo X que es detectado por sus cámaras CCD. El tiempo en que el rayo X llega permite a los científicos desarrollar curvas de luz , que proyectan la cantidad de rayos X que llegan a lo largo del tiempo y muestran cambios en el brillo del objetivo. El lugar donde el rayo X llega a la cámara permite desarrollar una imagen visible del objetivo. La cantidad de energía transportada por el rayo X también se puede detectar y ayuda a los científicos a determinar los procesos físicos que ocurren en el objetivo, como su temperatura, su composición química y cómo es el entorno entre el objetivo y el telescopio. [43]
Los espectrómetros de rejilla de reflexión (RGS) están compuestos por dos cámaras de plano focal y sus matrices de rejilla de reflexión asociadas. Este sistema se utiliza para generar datos espectrales de rayos X y puede determinar los elementos presentes en el objetivo, así como la temperatura, la cantidad y otras características de esos elementos. El sistema RGS opera en el rango de 2,5 a 0,35 keV ( 5 a 35 ångström ), lo que permite la detección de carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, magnesio, silicio y hierro. [44] [45]
Las cámaras de plano focal constan de nueve dispositivos MOS-CCD montados en fila y siguiendo una curva llamada círculo de Rowland . Cada CCD contiene 384 × 1024 píxeles, para una resolución total de más de 3,5 megapíxeles. El ancho y largo totales del conjunto de CCD fueron dictados por el tamaño del espectro RGS y el rango de longitud de onda, respectivamente. Cada conjunto de CCD está rodeado por una pared relativamente masiva, que proporciona conducción de calor y protección contra la radiación . Los radiadores de dos etapas enfrían las cámaras a una temperatura de funcionamiento de −110 °C (−166 °F). Los sistemas de cámaras fueron un esfuerzo conjunto entre SRON , el Instituto Paul Scherrer y MSSL , con EEV Ltd y Contraves Space proporcionando el hardware. [25] [44] [45] [46] [47]
Las matrices de rejillas de reflexión están acopladas a dos de los telescopios principales. Permiten que aproximadamente el 50% de los rayos X entrantes pasen sin perturbaciones al sistema EPIC, mientras que redirigen el otro 50% a las cámaras del plano focal. Cada matriz de rejillas de reflexión fue diseñada para contener 182 rejillas idénticas, aunque un error de fabricación dejó una con solo 181. Debido a que los espejos del telescopio ya han enfocado los rayos X para que converjan en el punto focal, cada rejilla tiene el mismo ángulo de incidencia y, al igual que con las cámaras del plano focal, cada matriz de rejilla se ajusta a un círculo de Rowland. Esta configuración minimiza las aberraciones focales. Cada rejilla de 10 × 20 cm (4 × 8 pulgadas) está compuesta por un sustrato de carburo de silicio de 1 mm (0,039 pulgadas) de espesor cubierto con una película de oro de 2000 ångström (7,9 × 10 −6 pulgadas) , y está sostenida por cinco refuerzos de berilio . Las rejillas contienen una gran cantidad de ranuras, que en realidad realizan la deflexión de rayos X; cada rejilla contiene un promedio de 646 ranuras por milímetro. Las RGA fueron construidas por la Universidad de Columbia . [44] [45]
El Monitor Óptico (OM) es un telescopio óptico/ultravioleta Ritchey-Chrétien de 30 cm (12 pulgadas) diseñado para proporcionar observaciones simultáneas junto con los instrumentos de rayos X de la nave espacial. El OM es sensible entre 170 y 650 nanómetros en un campo de visión cuadrado de 17 × 17 minutos de arco alineado con el centro del campo de visión del telescopio de rayos X. Tiene una longitud focal de 3,8 m (12 pies) y una relación focal de ƒ/12,7. [48] [49]
El instrumento está compuesto por el módulo del telescopio, que contiene la óptica, los detectores, el equipo de procesamiento y la fuente de alimentación; y el módulo de electrónica digital, que contiene la unidad de control del instrumento y las unidades de procesamiento de datos. La luz entrante se dirige a uno de los dos sistemas de detectores completamente redundantes. La luz pasa a través de una rueda de filtros de 11 posiciones (uno opaco para bloquear la luz, seis filtros de banda ancha, un filtro de luz blanca, una lupa y dos grismas ), luego a través de un intensificador que amplifica la luz un millón de veces, luego sobre el sensor CCD. El CCD tiene un tamaño de 384 × 288 píxeles, de los cuales 256 × 256 píxeles se utilizan para observaciones; cada píxel se submuestrea a su vez en 8 × 8 píxeles, lo que da como resultado un producto final que tiene un tamaño de 2048 × 2048. El monitor óptico fue construido por el Laboratorio de Ciencias Espaciales Mullard con contribuciones de organizaciones de los Estados Unidos y Bélgica. [48] [49]
Los sistemas EPIC y RGS están alimentados por tres telescopios diseñados específicamente para dirigir rayos X a los instrumentos primarios de la nave espacial. Los conjuntos de telescopios tienen un diámetro de 90 cm (35 pulgadas), una longitud de 250 cm (98 pulgadas) y un peso base de 425 kg (937 libras). Los dos telescopios con conjuntos de rejillas de reflexión pesan 20 kg (44 libras) adicionales. Los componentes de los telescopios incluyen (de adelante hacia atrás) la puerta del conjunto de espejos, los deflectores de entrada y de rayos X, el módulo de espejos, el deflector de electrones, una rejilla de reflexión en dos de los conjuntos y el deflector de salida. [13] [50] [51] [52]
Cada telescopio consta de 58 espejos cilíndricos anidados Wolter Tipo 1 desarrollados por Media Lario de Italia, cada uno de 600 mm (24 pulgadas) de largo y cuyo diámetro varía de 306 a 700 mm (12,0 a 27,6 pulgadas), produciendo un área colectora total de 4425 cm 2 (686 pulgadas cuadradas) a 1,5 keV y 1740 cm 2 (270 pulgadas cuadradas) a 8 keV. [2] Los espejos varían de 0,47 mm (0,02 pulgadas) de espesor para el espejo más interno a 1,07 mm (0,04 pulgadas) de espesor para el espejo más externo, y la separación entre cada espejo varía de 1,5 a 4 mm (0,06 a 0,16 pulgadas) desde el más interno al más externo. [2] Cada espejo se construyó depositando por vapor una capa de 250 nm de superficie reflectante de oro sobre un mandril de aluminio altamente pulido , seguido de la electroformación de una capa de soporte de níquel monolítica sobre el oro. Los espejos terminados se pegaron en las ranuras de una araña de Inconel , que los mantiene alineados dentro de la tolerancia de cinco micrones necesaria para lograr una resolución de rayos X adecuada. Los mandriles fueron fabricados por Carl Zeiss AG , y la electroformación y el ensamblaje final fueron realizados por Media Lario con contribuciones de Kayser-Threde . [53]
El control de actitud de tres ejes de la nave espacial está a cargo del Sistema de Control de Actitud y Órbita (AOCS), compuesto por cuatro ruedas de reacción , cuatro unidades de medición inercial , dos rastreadores de estrellas , tres sensores solares finos y tres sensores de adquisición solar. El AOCS fue proporcionado por Matra Marconi Space del Reino Unido. [2] [54] [55]
La orientación aproximada de la nave espacial y el mantenimiento de la órbita están a cargo de dos conjuntos de cuatro propulsores de hidracina de 20 newtons (4,5 lbf ) (primario y de respaldo). [2] Los propulsores de hidracina fueron construidos por DASA-RI de Alemania. [56]
El AOCS se actualizó en 2013 con un parche de software ('4WD'), para controlar la actitud utilizando las 3 ruedas de reacción principales más la cuarta rueda de repuesto, sin usar desde el lanzamiento, con el objetivo de ahorrar propulsor para extender la vida útil de la nave espacial. [57] [58] En 2019 se predijo que el combustible duraría hasta 2030. [59]
La energía primaria para XMM-Newton es proporcionada por dos paneles solares fijos. Los paneles están compuestos por seis paneles que miden 1,81 × 1,94 m (5,9 × 6,4 pies) para un total de 21 m2 ( 230 pies cuadrados) y una masa de 80 kg (180 libras). En el lanzamiento, los paneles proporcionaron 2.200 W de energía, y se esperaba que proporcionaran 1.600 W después de diez años de funcionamiento. El despliegue de cada panel tomó cuatro minutos. Los paneles fueron proporcionados por Fokker Space de los Países Bajos. [2] [60]
Cuando no hay luz solar directa, la energía se obtiene mediante dos baterías de níquel-cadmio que proporcionan 24 A·h y pesan 41 kg (90 lb) cada una. Las baterías fueron proporcionadas por SAFT de Francia. [2] [60]
Las cámaras están acompañadas por el Sistema de Monitoreo de Radiación EPIC (ERMS), que mide el entorno de radiación que rodea la nave espacial; específicamente, el flujo ambiental de protones y electrones. Esto proporciona una advertencia de eventos de radiación dañinos para permitir el apagado automático de los sensibles CCD de la cámara y la electrónica asociada. El ERMS fue construido por el Centro de Estudios Espaciales de los Rayonnements de Francia. [13] [38] [40]
Las cámaras de monitoreo visual (VMC) en la nave espacial se agregaron para monitorear el despliegue de paneles solares y el parasol, y además proporcionaron imágenes de los propulsores encendiéndose y desgasificando el tubo del telescopio durante las operaciones iniciales. Se instalaron dos VMC en el ensamblaje del plano focal mirando hacia el futuro. La primera es FUGA-15, una cámara en blanco y negro con un alto rango dinámico y una resolución de 290 × 290 píxeles. La segunda es IRIS-1, una cámara a color con un tiempo de exposición variable y una resolución de 400 × 310 píxeles. Ambas cámaras miden 6 × 6 × 10 cm (2,4 × 2,4 × 3,9 pulgadas) y pesan 430 g (15 oz). Usan sensores de píxeles activos , una tecnología que era nueva en el momento del desarrollo de XMM-Newton . Las cámaras fueron desarrolladas por OIC–Delft e IMEC , ambas de Bélgica. [56] [61]
El centro de control de la misión XMM-Newton se encuentra en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Darmstadt , Alemania. Se utilizan dos estaciones terrestres , ubicadas en Perth y Kourou , para mantener un contacto continuo con la nave espacial durante la mayor parte de su órbita. Las estaciones terrestres de respaldo se encuentran en Villafranca del Castillo , Santiago y Dongara . Debido a que XMM-Newton no contiene almacenamiento de datos a bordo, los datos científicos se transmiten a estas estaciones terrestres en tiempo real. [20]
Los datos se envían luego al Centro de Operaciones Científicas del Centro Europeo de Astronomía Espacial en Villafranca del Castillo, España, donde se ha realizado el procesamiento en línea desde marzo de 2012. Los datos se archivan en el Centro de Datos Científicos del ESAC, [62] y se distribuyen a archivos espejo en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard y el Centro Científico de Sondeo XMM-Newton (SSC) en el L'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie . Antes de junio de 2013, el SSC era operado por la Universidad de Leicester , pero las operaciones se transfirieron debido a una retirada de financiación por parte del Reino Unido. [16] [63]
El observatorio espacial se utilizó para descubrir el cúmulo de galaxias XMMXCS 2215-1738 , a 10 mil millones de años luz de la Tierra. [64]
El objeto SCP 06F6 , descubierto por el telescopio espacial Hubble (HST) en febrero de 2006, fue observado por XMM-Newton a principios de agosto de 2006 y parecía mostrar un brillo de rayos X a su alrededor [65] dos órdenes de magnitud más luminoso que el de las supernovas . [66]
En junio de 2011, un equipo de la Universidad de Ginebra , Suiza , informó que XMM-Newton vio una llamarada que duró cuatro horas a una intensidad máxima de 10.000 veces la tasa normal, a partir de una observación del Transitorio Supergigante Rápido de Rayos X IGR J18410-0535, donde una estrella supergigante azul arrojó una columna de materia que fue parcialmente ingerida por una estrella de neutrones compañera más pequeña con emisiones de rayos X acompañantes. [67] [68]
En febrero de 2013 se anunció que XMM-Newton junto con NuSTAR habían medido por primera vez la velocidad de giro de un agujero negro supermasivo , al observar el agujero negro en el núcleo de la galaxia NGC 1365. Al mismo tiempo, verificaron el modelo que explica la distorsión de los rayos X emitidos por un agujero negro. [69] [70]
En febrero de 2014, análisis separados extrajeron del espectro de emisiones de rayos X observado por XMM-Newton una señal monocromática de alrededor de 3,5 keV. [71] [72] Esta señal proviene de diferentes cúmulos de galaxias , y varios escenarios de materia oscura pueden justificar tal línea. Por ejemplo, un candidato de 3,5 keV aniquilándose en 2 fotones, [73] o una partícula de materia oscura de 7 keV desintegrándose en fotón y neutrino. [74]
En junio de 2021, uno de los estudios de rayos X más grandes que utiliza el observatorio espacial XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea publicó los hallazgos iniciales, mapeando el crecimiento de 12.000 agujeros negros supermasivos en los núcleos de galaxias y cúmulos de galaxias. [75]
