RGS: Reflecterende traliespectrometer voor röntgentelescoop XMM-Newton (ESA)  

De uitdaging De oplossing Verdere ontwikkeling Links

De uitdaging

Voor hoogenergetische straling als röntgenstraling brengt spectraal onderzoek bijzondere uitdagingen met zich mee. Deze straling laat zich niet ‘sturen’ met gewone optica als lenzen, prisma’s, (halfdoorlatende) spiegeltjes of glasfibers. Bovendien is de intensiteit veel lager dan van bronnen in zichtbaar licht. Sommige bronnen zenden maar enkele röntgenfotonen per seconde uit, of zelfs nog veel minder. Dit betekent dat je röntgentelescoop, voorzien van een spectrometer, heel efficiënt moet werken en elk foton moet kunnen tellen. En dan nog zijn er lange ‘belichtingstijden’ nodig, wat weer eisen stelt aan de satelliet zelf voor wat betreft het nauwkeurig handhaven van de kijkrichting. Om het nog moeilijker te maken: er zijn nogal wat storingsbronnen die ruis veroorzaken waarin het toch al zeer zwakke signaal kan verdrinken. Zoals kosmische straling en ruis die in de detectoren zelf ontstaat. Je zult dus een ‘slim’ detectiesysteem moeten maken die signaalfotonen onderscheidt van de ruisfotonen.

Voor röntgentelescopen zijn aparte ‘lenzen’ ontwikkeld. Ze zien er uit als sets in elkaar gemonteerde metalen cilinders. De röntgenstraling valt scherend in op de spiegel en wordt ook scherend weerkaatst. Met de juiste vorm van de spiegels kun je zo de straling bundelen: een telescoop. Om de straling in golflengte uit elkaar te halen worden tralies gebruikt. Er zijn twee typen: het transmissietralie en het reflectietralie. Het eerste type kent ‘spleetjes’ waar de straling doorheen valt en het laatste bestaat uit een oppervlak met ‘groeven’ waaraan de straling weerkaatst. In beide gevallen ontstaat een interferentiepatroon dat het spectrum oplevert. De breking respectievelijk afbuiging zijn afhankelijk van de golflengte. Beide systemen hebben eigen voor- en nadelen en worden allebei toegepast. De bekendste operationele röntgentelescopen zijn NASA’s Chandra-satelliet en ESA’s XMM-Newton-satelliet. Nederland, en met name SRON, is participant in beide satellieten. De eerste heeft een transmissietralie-systeem (zie het venster over de LETG) en de tweede een reflectietralie-systeem (dit venster).
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: elektromagnetische straling uit het heelal.{end-link}Vanaf het aardoppervlak is maar een beperkt deel waar te nemen van de straling die uit het heelal komt. Dat komt door de absorptie en verstrooiing in de verschillende lagen van de atmosfeer. Alleen zichtbaar licht, een flink deel van de radiostraling en een klein stukje van het infrarood bereikt het aardoppervlak. Ruimtetelescopen zijn daarom onmisbaar om een compleet beeld van het heelal te krijgen. Zij kunnen ook andere straling waarnemen, waaronder infrarood, ultraviolet, röntgen- en gammastraling. Ook de straling die wel vanaf het aardoppervlak is te zien, zoals zichtbaar licht, kan het werkterrein zijn van ruimtetelescopen, zoals de Hubble Ruimtetelescoop. Ze hebben immers geen last van bewolking, luchttrilling en de lichte hemel overdag.

De (elektromagnetische) straling is voor vrijwel alle hemelobjecten de enige bron van informatie. Zo kun je uit het algemene intensiteitsverloop met de golflengte bijvoorbeeld de temperatuur van het object afleiden, of het mechanisme waarmee de straling wordt opgewekt. Als je de intensiteit met heel kleine stapjes in de golflengte bestudeert, blijkt die intensiteit een vaak grillig verloop te vertonen. Er zijn ‘dalen’ en soms ‘pieken’: de spectraallijnen. Ze vormen een soort streepjescode waarmee je informatie kan vergaren over de chemische samenstelling (neutrale atomen, geïoniseerde atomen – die één of meer elektron missen – en allerlei moleculen of delen daarvan). Je kunt uit de verschuiving van de streepjescode ten opzichte van de normale plaats in het spectrum afleiden wat de snelheid van het object (of het gas) is in de richting van de gezichtslijn. Zo ontstaat een beeld van de beweging van, en in de bron. De spectraallijnen vertellen verder soms iets over magnetische velden. En al die informatie kan in de tijd veranderen, op lange tijdschalen maar ook op heel korte, tot in minieme fracties van seconden. Hoe beter je de golflengtes uit elkaar kunt halen en hoe fijner de tijdschaal waarop je kunt meten, hoe meer je van de bron te weten komt.{end-tooltip}

De oplossing

Twee van de drie röntgentelescopen aan boord van de ESA-satelliet XMM-Newton zijn uitgerust met een Reflection Grating Spectrometer (RGS). Dit instrument, ontworpen en gebouwd onder leiding van SRON, levert zeer gedetailleerde röntgenspectra in het golflengtebereik van 5 tot 35 Ångstrom. Dit komt overeen met een fotonenergie van 2,5 tot 0,35 keV (kilo elektronvolt). Dit bereik is interessant omdat daar spectraallijnen voorkomen van koolstof, zuurstof, neon, magnesium, aluminium, silicium, zwavel, calcium en ijzer.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: röntgenspectraallijnen{end-link}Röntgenspectraallijnen ontstaan als deze stoffen zich in geïoniseerde toestand bevinden, waarbij de atomen één of meer elektronen zijn kwijtgeraakt. Het gas, of eigenlijk plasma, heeft dan een temperatuur in de orde van 1 tot 100 miljoen graden. Fotonen met een hoge energie uit het gas kunnen een van de overgebleven elektronen naar een hogere baan om de atoomkern schieten. Het elektron valt na een poosje terug en zendt dan een röntgenfoton uit van een heel precies bepaalde energie. Deze fotonen vinden we terug in de spectraallijnen die de RGS detecteert.

De atomen zijn om allerlei redenen interessant. Ze zijn ontstaan in sterren en je kunt ermee bestuderen hoe de sterrestanten na een supernova-explosie zich mengen met het oorspronkelijke gas. Maar ze worden ook gebruikt als ‘verklikkers’ omdat de spectraallijnen iets vertellen over de omstandigheden van het gas zelf. Je kunt er de hete, ijle corona van sterren mee meten. Of iets te weten komen over de hete (accretie)schijven van gas en stof die om zwarte gaten draaien.{end-tooltip}

Het spectrum wordt gevormd door het tralie dat zich in de lichtweg bevindt van de beide telescopen die met een RGS zijn uitgerust. Dit tralie is een reflectietralie en gebruikt ongeveer de helft van de fotonen die in de telescoop vallen. De rest bereikt ongehinderd het brandvlak waar zich andere detectoren en camerasystemen bevinden. De straling valt op het tralie en wordt weerkaatst in een hoek met de optische as van de telescoop. De RGS-detectoren bevinden zich dus niet in het brandvlak van de telescoop maar in de lichtweg. De RGS is tot stand gekomen met bijdragen van SRON (leiding in ontwerp en bouw, tevens wetenschappelijk projectleider of Principal Investigator), de UK (ccd’s, digitale elektronica, software), Zwitserland (structuur en warmtehuishouding, camerasysteem) en Duitsland (testwerk).
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: RGS-tralies{end-link}De beide tralies voor de telescopen bestaan elk uit 182 identieke plaatjes van 10 bij 20 centimeter waarop ongeveer 645 lijnen per millimeter zijn aangebracht. De plaatjes bestaan uit een oppervlak van siliciumcarbide dat is voorzien van een 2000 Ångstrom ‘dik’ laagje goud. Ze worden op hun plaats gehouden met dwarsbalkjes die op hun beurt weer op een berylium steunstructuur zijn gemonteerd. Het geheel moet beslist vormvast zijn. De tralieplaatjes liggen niet in een plat vlak omdat de straling na het passeren van het ‘objectief’ van de röntgentelescoop al bezig is om te focusseren naar het brandpunt. De röntgenstralen in de telescoop lopen dus niet meer parallel. Om deze reden, en om een goede afbeelding te krijgen op de RGS detectoren, staan de plaatjes niet helemaal parallel. Om dezelfde redenen zitten er variaties tot 10% in de lijndichtheid op de plaatjes. Dit levert behoorlijk wat uitdagingen op in het ontwerp en de bouw van de traliesets! Overigens werd een van de beide RGS instrumenten afgeleverd met 181 plaatjes. Bij het inbouwen werd een probleem ontdekt dat werd opgelost door een plaatje weg te laten.

De röntgenstraling weerkaatst aan de ‘bergen’ en ‘dalen’ van de trapeziumvormige groeven die precies haaks op de voortbewegingsrichting van de fotonen zijn geöriënteerd. Er ontstaat een interferentiepatroon waarbij de mate van reflectie aan het tralieoppervlak voor elke golflengte een beetje anders is. Het resultaat is een uiteenrafeling van golflengten: het spectrum. Dit spectrum wordt ‘scherp gesteld’ en afgebeeld op de RGS detectoren. Beide systemen omvatten negen ccd’s die zowel de positie meten waar het foton de detector raakt, als de energie van het foton. Uit de geometrie van het instrument is vooraf bekend welke golflengte, en dus welke röntgenenergie, waar wordt afgebeeld op de ccd. De energiemeting in de ccd moet dus ‘kloppen’ met de plaats in het spectrum. Als dat niet het geval is geldt het foton als ‘ruis’ en kan het worden ‘weggegooid’. Ruis kan ontstaan door de inwerking van kosmische straling of door ‘valse’ verstrooiing in het systeem. Maar het is in zekere zin ook een bijwerking van de gebruikte interferentie techniek. Door de interferentie ontstaat eigenlijk niet één spectrum, maar een reeks van spectra, steeds onder een andere afbuigingshoek. Spectra van deze verschillende orden overlappen elkaar deels op de detectorstrook. Met de energiemeting van de fotonen kan dus ook worden bepaald tot welk spectrum het gemeten foton behoort. Het eerste orde spectrum is het sterkste en daar is het systeem op ontworpen. Overigens bevatten de hogere orde spectra precies dezelfde informatie (spectraallijnen) als het eerste orde spectrum.{end-tooltip}
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: RGS-detectoren{end-link}De negen ccd’s voor elke RGS liggen niet in één vlak, maar liggen met hun middelpunten op een grote cirkel. Om het ontstaan van ruis in de detectoren zelf te onderdrukken worden ze op een lage temperatuur gehouden ( -80 tot -120 graden Celsius) via een systeem van koelplaten die warmte aan de ruimte afgeven. De strip met negen ccd’s is iets meer dan 25 centimeter lang en dat is genoeg om het complete spectrum tussen 5 en 35 Ångstrom te meten. De pixelgrootte in de ccd’s is 27 vierkante micrometer en dit bepaalt mede het oplossend vermogen in het spectrum. Hoe kleiner de pixels, hoe fijner de details in het spectrum. De ccd’s zijn voorzien van een aluminium bescherming om optische straling te weren. Verder is het systeem voorzien van vier kunstmatige stralingsbronnen waarmee tijdens de vlucht de ccd’s kunnen worden geijkt. Er ontstaat zo een nauwkeurig inzicht in de prestaties van de detectoren en dat is weer belangrijk om het werkelijk gemeten signaal te kunnen herleiden.

Het uitlezen van de detectoren gebeurt stapsgewijs. De fotoninformatie wordt verzameld in de vorm van elektronenwolken in het beeld-gedeelte van de ccd’s. Daarna wordt deze informatie in 20 milliseconde overgezet naar het tweede deel van de ccd’s, die op hun beurt worden uitgelezen door twee chips. Vervolgens vindt versterking plaats en wordt de analoge informatie omgezet in een digitaal signaal. Dit alles maakt deel uit van de front-end elektronica.

De RGS kan bij normaal gebruik elke 5,4 seconde een volledige spectrummeting doen. Het is ook mogelijk om registraties te doen met een tijd-oplossend vermogen van slechts 15 milliseconde. Dan wordt slechts 1 van de 9 ccd’s gebruikt. Zulke snelle variaties in röntgenstraling doen zich bijvoorbeeld voor in de snel ronddraaiende materieschijven rond zwarte gaten.{end-tooltip}

Verdere ontwikkeling

Er is nog een andere manier om een spectrum te meten. Met directe detectoren of ‘bolometers’ kun je de energie per foton meten. Maak je vervolgens een grafiek van de gemeten energie en de aantallen fotonen, dan ontstaat feitelijk ook een afbeelding van het spectrum. Combineer je deze techniek met de mogelijkheid om ook de plaats te bepalen waar een foton de detector raakt, dan heb je een afbeeldende spectrometer. De technologie daarvoor is nu grotendeels ontwikkeld, ondermeer door SRON. Toekomstige röntgentelescopen zullen ermee worden uitgerust.

Afbeeldingen en spectra worden dan tegelijk opgenomen; in feite maken de detectoren reeksen van plaatjes bij een steeds andere golflengte of ‘kleur’. Ze kunnen dat ook heel snel achter elkaar doen, zodat veranderingen op korte tijdschalen in de bron zichtbaar worden. De beperkende factor in dit alles is vooral het vermogen om straling te verzamelen: de opening van de telescoop. Ook de brandpuntsafstand (die bepaalt hoe scherp je kunt kijken) is beperkt vanwege de limieten aan de afmetingen van de satelliet. Toekomstige generaties röntgentelescopen bestaan daarom misschien uit losse onderdelen die samen in formatie vliegen en zo een systeem vormen. Je zou dan het ‘objectief’ groter kunnen maken (meer straling opvangen) en in een aparte satelliet plaatsen, en de detectoren in een tweede satelliet plaatsen zodat ook de brandpuntsafstand groter kan worden. De technische uitdaging is dan natuurlijk om de twee delen exact uitgelijnd te houden en zodanig te besturen dat ze langdurig naar verschillende bronnen kunnen kijken. Maar … dit is de toekomst.

Meer nabij is de participatie van Nederland in de Japanse ASTRO-H röntgenmissie. De lancering moet in 2014 plaatsvinden. SRON levert hiervoor een bijdrage aan de spectrometer voor zachte röntgenstraling, samen met de Universiteit van Genève. Op de wat langere termijn zet Nederland in op deelname aan een Europese röntgenmissie. De toekomst van deze ESA missie, Athena geheten (oorspronkelijk IXO), is onzeker. Deelname van Amerika blijkt vanwege financiële beperkingen niet mogelijk en daarom is het oorspronkelijke plan teruggeschaald.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: ASTRO-H{end-link}De detectoren van ASTRO-H zijn zo gevoelig dat sterke bronnen het systeem gemakkelijk kunnen verblinden, met kans op schade. Daarom wordt er een filterwiel gemaakt zodat een grote variatie aan bronnen optimaal kan worden gemeten. Verder levert SRON kunstmatige röntgenbronnen waarvan de eigenschappen zeer goed bekend zijn. Deze dienen als ijkbronnen voor de spectrometer. Op gezette tijden wordt het systeem met deze ijkbronnen doorgemeten zodat kan worden gecorrigeerd voor langzaam veranderende prestaties van het systeem tijdens de missie.{end-tooltip}
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: Athena{end-link}Athena betekent Advanced Telescope for High Energy Astrophysics. Als de missie doorgaat vliegt hij niet eerder dan 2020. SRON wil een leidende rol spelen in de ontwikkeling van een van de belangrijkste instrumenten aan boord: de XMS (X-Ray Micro-calorimeter Spectrometer). Deze detector wordt gekoeld tot 0,05 Kelvin, dus tot zeer dicht bij het absolute nulpunt. Het innovatieve in het ontwerp is dat de koeling niet gebeurt met vloeibaar helium, maar op een grotendeels mechanische wijze. Daardoor kan het systeem veel lange functioneren dan in het systeem van een thermosfles. De XMS (eerder bekend onder de benaming Cryogenic Imaging Spectrometer (CIS)) moet röntgenfotonen detecteren in het energiebereik van 0,2 tot 6 keV (200 tot 6000 elektronvolt) met een energie-scheidend vermogen van ongeveer 3 eV. Zo verkrijg je een gedetailleerd spectrum zonder gebruik te maken van een tralie. Tegelijkertijd werkt het systeem als camera waarmee afbeeldingen van ongeveer 5 bij 5 boogminuten aan de hemel worden gemaakt. De binnenste 2 bij 2 boogminuten worden daarbij gedetailleerd gemeten omdat daar de individuele detectorelementen dicht op elkaar zijn geplaatst. Deze detectorelementen hebben een afmeting van 300 bij 300 micrometer. De fotonen worden geabsorbeerd in een plaatje van bismuth met koper. De fotonenergie laat de detector ‘omklappen’ van supergeleidend in niet-supergeleidend. Het stroompje dat overblijft is een maat voor de fotonenergie.{end-tooltip}

Links  

De uitdaging
Meer over XMM-Newton : http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=23
Meer over ESA’s XMM Newton Telescope :
http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=23
Inleiding in röntgensterrenkunde : http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/history1_xray.html

De oplossing
RGS Homepage :

Globale beschrijving van de RGS : http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31281&fbodylongid=797
en http://www.optcorp.com/edu/articleDetailEDU.aspx?aid=2295
en http://xmm.esa.int/external/xmm_user_support/documentation/technical/RGS/index.shtml Uitgebreide beschrijving van de RGS : brinkmanb.pdf

Verdere ontwikkeling
NASA overzicht van vroegere, actieve en (mogelijk) toekomstige missies voor röntgenstraling en gammastraling : http://heasarc.nasa.gov/docs/observatories.html
Meer over ASTRO-H :

en http://www.jaxa.jp/projects/sat/astro_h/index_e.html
en

en http://www.asc-csa.gc.ca/eng/satellites/astro-h.asp
Meer over Athena : http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=103
Meer over de XMS voor Athena : http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=43937&fbodylongid=2059
en /missions-athena