XMM-Newton , también conocida como Misión de espectroscopía de rayos X de alto rendimiento y Misión de espejos múltiples de rayos X , es un observatorio espacial de rayos X lanzado por la Agencia Espacial Europea en diciembre de 1999 en un cohete Ariane 5 . Se trata de la segunda misión fundamental del programa Horizonte 2000 de la ESA . La nave espacial, que lleva el nombre del físico y astrónomo Sir Isaac Newton , 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 tanto en rayos X como ópticos ( visible y ultravioleta ). longitudes de onda. [7]
Inicialmente financiada para dos años, con una vida útil de diseño de diez años, la nave espacial goza de buena salud y ha recibido repetidas extensiones de misión, la más reciente en marzo de 2023, y está programada para operar hasta finales de 2026. [5] La ESA planea tener éxito XMM-Newton con el Telescopio Avanzado para Astrofísica de Altas Energías (ATHENA), la segunda gran misión del plan Cosmic Vision 2015-2025, que se lanzará en 2035. [8] XMM-Newton es similar al Chandra X-ray de la NASA Observatorio , también inaugurado en 1999.
Hasta mayo de 2018, se han publicado cerca de 5.600 artículos sobre XMM-Newton o los resultados científicos que ha arrojado. [9]
El alcance de observación 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 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 fue propuesta 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 tal 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 rayos X de baja energía y 7 de alta energía. telescopios. [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 de 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 solo 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] En enero de 1993 se formó un equipo de proyecto con sede en el Centro Europeo de Investigación y Tecnología Espacial (ESTEC) en Noordwijk , Países Bajos. [13] El contratista principal Dornier Satellitensysteme (una filial de la antigua DaimlerChrysler Aerospace ) fue elegido en octubre de 1994 después de que la misión fuera aprobada en la fase de implementación, y el desarrollo y la construcción comenzaron en marzo de 1996 y marzo de 1997, respectivamente. [13] [14] El XMM Survey Science Center se estableció en la Universidad de Leicester en 1995. [11] [16] Los tres módulos de espejos 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 las pruebas de la nave espacial se completaron en septiembre de 1999. [13]
XMM abandonó el centro de integración de ESTEC el 9 de septiembre de 1999, por carretera hasta Katwijk y luego en la barcaza Emeli hasta Rotterdam . El 12 de septiembre, la nave espacial partió de Rotterdam hacia la Guayana Francesa a bordo del barco 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 Ariane 5 del Centro Espacial de Guayana para la preparación final del lanzamiento. [18]
El lanzamiento de XMM tuvo lugar el 10 de diciembre de 1999 a las 14:32 UTC desde el Centro Espacial de Guayana. [19] 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 millas) y un apogeo de 112,473 km (69,887 millas). [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 a bordo que dispararan 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 millas) con una inclinación de 38,9 grados. . Esto resultó en que la nave espacial hiciera una revolución completa de la Tierra aproximadamente cada 48 horas. [2] [20]
Inmediatamente después del lanzamiento, XMM comenzó su fase de operaciones de Lanzamiento y Orbita Temprana . [21] Los días 17 y 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, las dos cámaras europeas de imágenes de fotones (EPIC) MOS - CCD siguieron el 16 de enero y la EPIC pn -CCD el 22 de enero, y los espectrómetros de rejilla de reflexión (RGS) Vio la 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 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. Mientras que el programa se conocía formalmente como Misión de espectroscopia de rayos X de alto rendimiento, 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 debido a 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 funcionamiento, 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, 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 establecieron en este nivel. Del 6 al 7 de noviembre, los detectores EPIC MOS-CCD 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 la cámara EPIC como la RGS mostraron mejoras espectaculares en la calidad. [25]
El 18 de octubre de 2008, XMM-Newton sufrió un fallo inesperado de comunicaciones, tiempo durante el cual no hubo contacto con la nave espacial. Si bien 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 seguir su curso. Finalmente se detectó una señal débil usando 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 encontrar una solución, los controladores terrestres 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 trabajo. La ESA afirmó en un comunicado de prensa que el 22 de octubre, una estación terrestre del Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC) hizo contacto con el satélite, confirmando que el proceso había funcionado y que el satélite estaba nuevamente bajo control. [26] [27] [28]
Debido al buen estado de la nave espacial y a los importantes retornos 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 en noviembre de 2003 y extendió las operaciones hasta marzo de 2008. [29] La segunda extensión fue aprobada en diciembre de 2005, extendiendo el trabajo hasta marzo de 2010. [30] Se aprobó una tercera extensión 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 estado mecánico) para teóricamente continuar sus operaciones después de 2017. [31] La cuarta extensión en noviembre de 2010 aprobó las operaciones hasta 2014. [32 ] Una quinta extensión fue aprobada en noviembre de 2014 y confirmada en noviembre de 2016, continuando sus operaciones hasta 2018. [33] [34] Una sexta extensión fue aprobada en diciembre de 2017, continuando sus operaciones hasta finales de 2020. [35] Una séptima extensión fue aprobada en noviembre de 2018, continuando sus operaciones hasta finales de 2022. [36] Se aprobó una octava extensión en marzo de 2023, continuando sus operaciones hasta finales de 2026, con una extensión indicativa hasta 2029. [5]
XMM-Newton es un telescopio espacial de 10,8 metros (35 pies) de largo y 16,16 m (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, lo que le permite apuntar a un objetivo con una precisión de 0,25 a 1 segundo de arco . 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 del XMM-Newton son tres cámaras europeas de imágenes de fotones (EPIC), dos espectrómetros de rejilla de reflexión (RGS) y un monitor óptico.
La nave espacial tiene 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 los sistemas de rejilla, el monitor óptico y dos rastreadores de estrellas . Alrededor de este componente se encuentra el Módulo de Servicio , que transporta varios sistemas de soporte de la nave espacial: autobuses eléctricos y de computadora , consumibles (como combustible y refrigerante ), paneles solares , el protector solar del telescopio y dos antenas de banda S. Detrás de estas unidades se encuentra el tubo telescópico , una estructura hueca de fibra de carbono de 6,8 metros (22 pies) de largo que proporciona un espacio exacto entre los espejos y su equipo de detección. Esta sección también alberga equipos de desgasificación en su exterior, que ayudan a eliminar cualquier contaminante del interior del satélite. En el extremo de popa de la nave espacial se encuentra el conjunto del plano focal , que soporta la plataforma del plano focal (que lleva las cámaras y los espectrómetros) y los conjuntos de radiadores, distribución de energía y manejo de datos. [37]
Las tres cámaras europeas de imágenes de fotones (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 uno también contiene una fuente radiactiva utilizada para la calibración interna. Las cámaras se pueden operar de forma independiente en una variedad de modos, dependiendo de la sensibilidad de la imagen y la velocidad 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 que lo rodean), 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 analizó anteriormente, cada cámara tiene un gran radiador adyacente que enfría el instrumento a una temperatura de funcionamiento de −120 °C (−184 °F). Fueron desarrollados y construidos 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 su tipo más grande jamás fabricado, con un área sensible de 36 cm 2 (5,6 pulgadas cuadradas). Un radiador enfría la cámara a -90 °C (-130 °F). Este sistema fue fabricado por el Astronomisches Institut Tübingen , el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre y PNSensor, todos de Alemania. [38] [41] [42]
El sistema EPIC registra tres tipos de datos sobre cada radiografía detectada por sus cámaras CCD. El momento en que llegan los rayos X 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 los rayos X inciden en la cámara permite desarrollar una imagen visible del objetivo. La cantidad de energía transportada por los rayos 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, 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]
Cada una de las cámaras de plano focal consta 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 total de la matriz CCD estuvo dictado 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]
Los conjuntos de rejillas de reflexión están conectados 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 RGA fue diseñado para contener 182 rejillas idénticas, aunque un error de fabricación dejó 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, como ocurre con En las cámaras de plano focal, cada conjunto de rejillas 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 realmente realizan la desviación de los rayos X; cada rejilla contiene una media 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 distancia focal de 3,8 m (12 pies) y una relación focal de ƒ/12,7. [48] [49]
El instrumento está compuesto por el Módulo Telescopio, que contiene la óptica, detectores, equipos de procesamiento y 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 detección totalmente 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 grismos ), luego a través de un intensificador que amplifica la luz un millón de veces, luego a través de 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 en 8 × 8 píxeles, lo que da como resultado un producto final con un tamaño de 2048 × 2048. El monitor óptico fue construido por el Laboratorio de Ciencias Espaciales Mullard con contribuciones de organizaciones de Estados Unidos y Bélgica. [48] [49]
Los sistemas EPIC y RGS se alimentan de tres telescopios diseñados específicamente para dirigir rayos X hacia los instrumentos principales de la nave espacial. Cada uno de los conjuntos de telescopio tiene un diámetro de 90 cm (35 pulgadas), una longitud de 250 cm (98 pulgadas) y un peso base de 425 kg (937 lb). Los dos telescopios con Reflection Grating Arrays pesan 20 kg (44 lb) adicionales. Los componentes de los telescopios incluyen (de adelante hacia atrás) la puerta del conjunto del espejo, los deflectores de entrada y de rayos X, el módulo del espejo, el deflector de electrones, una matriz de rejilla de reflexión en dos de los conjuntos y el deflector de salida. [13] [50] [51] [52]
Cada telescopio consta de 58 espejos cilíndricos Wolter Tipo 1 anidados desarrollados por Media Lario de Italia, cada uno de 600 mm (24 pulgadas) de largo y con un diámetro de 306 a 700 mm (12,0 a 27,6 pulgadas), lo que produce un área de recolección total de 4.425 cm 2 (686 pulgadas cuadradas) a 1,5 keV y 1.740 cm 2 (270 pulgadas cuadradas) a 8 keV. [2] Los espejos varían desde 0,47 mm (0,02 pulgadas) de espesor para el espejo más interno hasta 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) de más interno a más externo. [2] Cada espejo se construyó depositando con vapor una capa de 250 nm de superficie reflectante de oro sobre un mandril de aluminio altamente pulido , seguido de electroformado de una capa monolítica de soporte de níquel 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 requerida para lograr una resolución de rayos X adecuada. Los mandriles fueron fabricados por Carl Zeiss AG , y el electroformado y el montaje 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 son proporcionados por dos juegos de cuatro propulsores de hidracina de 20 newton (4,5 lb f ) (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 principal 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 la proporcionan dos paneles solares fijos. Los conjuntos se componen de seis paneles que miden 1,81 × 1,94 m (5,9 × 6,4 pies) para un total de 21 m 2 (230 pies cuadrados) y una masa de 80 kg (180 lb). En el lanzamiento, los paneles proporcionaban 2200 W de potencia y se esperaba que proporcionaran 1600 W después de diez años de funcionamiento. El despliegue de cada conjunto tomó cuatro minutos. Los arreglos fueron proporcionados por Fokker Space de los Países Bajos. [2] [60]
Cuando no hay luz solar directa disponible, la energía la proporcionan 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 van acompañadas del 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 sobre eventos de radiación dañinos para permitir el apagado automático de los sensibles CCD de la cámara y los componentes electrónicos asociados. El ERMS fue construido por el Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements de Francia. [13] [38] [40]
Las cámaras de monitoreo visual (VMC) en la nave espacial se agregaron para monitorear el despliegue de los paneles solares y el protector solar, y además proporcionaron imágenes de los propulsores encendiéndose y desgasificando el tubo del telescopio durante las primeras operaciones. Se instalaron dos VMC en el conjunto del plano focal de cara al futuro. La primera es FUGA-15, una cámara en blanco y negro con alto rango dinámico y resolución de 290×290 píxeles. La segunda es IRIS-1, una cámara a color con tiempo de exposición variable y 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). Utilizan 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 control de la misión XMM-Newton está ubicado 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 están ubicadas 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]
Luego, los datos se envían al Centro de Operaciones Científicas del Centro Europeo de Astronomía Espacial en Villafranca del Castillo, España, donde se realiza el procesamiento en cadena desde marzo de 2012. Los datos se archivan en el Centro de Datos Científicos de ESAC [62] y se distribuyen en archivos espejo. en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard y en el Centro Científico de Estudios XMM-Newton (SSC) en 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 un retiro de fondos 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 resplandor de rayos X a su alrededor [65] dos órdenes de magnitud más luminoso que ese. de supernovas . [66]
En junio de 2011, un equipo de la Universidad de Ginebra , Suiza , informó que XMM-Newton había visto una llamarada que duró cuatro horas con una intensidad máxima de 10.000 veces la tasa normal, a partir de una observación del IGR transitorio de rayos X rápido supergigante J18410-0535. , donde una estrella supergigante azul arrojó una columna de materia que fue ingerida en parte por una estrella de neutrones compañera más pequeña con las consiguientes emisiones de rayos X. [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 , observando el agujero negro en el núcleo de la galaxia NGC 1365 . Al mismo tiempo, verificó 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 que se aniquila en 2 fotones, [73] o una partícula de materia oscura de 7 keV que se descompone en fotones y neutrinos. [74]
En junio de 2021, uno de los estudios de rayos X más grandes utilizando el observatorio espacial XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea publicó hallazgos iniciales, mapeando el crecimiento de 12.000 agujeros negros supermasivos en los núcleos de galaxias y cúmulos de galaxias. [75]
