eROSITA und die Dunkle Energie eROSITA and the Dark Energy

Jahrbuch 2011/2012 | Predehl, Peter | eROSITA und die Dunkle Energie
eROSITA und die Dunkle Energie
eROSITA and the Dark Energy
Predehl, Peter
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching
Korrespondierender Autor
E-Mail: [email protected]
Zusammenfassung
eROSITA ist das Hauptinstrument auf der russischen Spektrum-Röntgen-Gamma-Mission. eROSITA soll ab 2013
den ganzen Röntgenhimmel durchmustern, um 100.000 entfernte Galaxienhaufen zu entdecken. Die
großräumige Struktur unseres Universums soll damit untersucht und kosmologische Modelle der Dunklen
Energie getestet w erden. Zusätzlich w ird die Entdeckung von 3 Millionen Aktiven Galaxien unser Bild von der
Entw icklung supermassiver Schw arzer Löcher erw eitern. eROSITA bringt auch neue astrophysikalische
Erkenntnisse, z.B. über Röntgendoppelsterne und die diffuse galaktische Emission.
Summary
eROSITA is the core instrument on the Russian Spectrum-Roentgen-Gamma mission. From 2013 on eROSITA is
expected to deeply survey the entire X-ray sky. The driving science is the detection of 100.000 distant galaxy
clusters in order to study the large scale structure in the Universe and test cosmological models including Dark
Energy. In addition, eROSITA w ill detect about 3 million Active Galaxies, w idening our view on the evolution of
supermassive black holes. eROSITA w ill also provide new clues on other astrophysical topics, like X-ray
binaries and the diffuse galactic emission.
Die Dunkle Energie
Schon seit Edw in Hubble w issen w ir, dass das Universum expandiert – nicht aber, w ie diese Expansion
w eitergeht. Dies hängt entscheidend von der Massendichte im Universum ab: Oberhalb eines kritischen
Wertes, der etw a sechs Wasserstoffatomen pro Kubikmeter entspricht, w ürde sich die Expansion des
Universums in der Zukunft verlangsamen und umkehren, bis das Universum in einem Kollaps, dem
sogenannten Big Crunch, endet. Die gesamte Masse aller Sterne, Gas- und Staubw olken im Universum
entspricht jedoch nur etw a 4% dieser kritischen Dichte. Aus der Dynamik von Galaxien und insbesondere aus
der Beobachtung von Galaxienhaufen konnten die Astronomen aber ableiten, dass es noch sehr viel mehr
unsichtbare Materie gibt, die sich nur durch ihre Schw erkraftw irkung verrät. Doch selbst diese "Dunkle Materie"
reicht nicht aus, die Expansion des Universums zu stoppen. Um das Jahr 2000 fanden Astronomen heraus,
dass diese Expansion sogar immer noch beschleunigt w ird. Dieser Befund ergab sich aus detaillierten
Beobachtungen der Fluktuationen in der Mikrow ellen-Hintergrundstrahlung [1] und aus der Helligkeit
© 2012 Max-Planck-Gesellschaft
w w w .mpg.de
1/7
Jahrbuch 2011/2012 | Predehl, Peter | eROSITA und die Dunkle Energie
entfernter Supernova-Explosionen [2,3]. Für letztere Entdeckung erhielten Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt
und Adam Riess im Jahre 2011 den Nobelpreis für Physik.
Als Einstein 1916 die Allgemeine Relativitätstheorie entw ickelte, führte er in seine Gleichungen ein zusätzliches
Glied ein, die "kosmologische Konstante", die der Gravitation der Materie entgegen w irkte. Heutige Messungen
der beschleunigten Expansion lassen darauf schließen, dass diese Komponente im Universum sogar dominiert:
mit rund 70% stellt sie den größten Teil der Gesamtenergiedichte dar. Die Natur dieser Energie, die das
Universum auseinander treibt, ist rätselhaft – Astronomen nennen sie die "Dunkle Energie". Sie zu
entschlüsseln ist eine
der spannendsten Fragen der Astronomie
und Physik und könnte
zu einer
fundamentalen Umw älzung führen.
Kosmologie, Galaxienhaufen und Röntgenastronomie
Eine Möglichkeit, kosmologische Modelle zu testen, und den Ursprung, die Geometrie und die Dynamik des
Universums zu berechnen, ist das Studium der großräumigen Strukturen im Universum. Galaxienhaufen sind
dafür hervorragend geeignet, da sie mit diesen Strukturen eng korreliert sind. Galaxienhaufen bestehen aus
tausenden einzelnen Galaxien, die jew eils bis zu mehrere hundert Milliarden Sterne umfassen, und sind damit
die größten zusammenhängenden Gebilde im Universum. Ein Galaxienhaufen ist eingebettet in extrem heißes
Gas, dessen Gesamtmasse das aller Galaxien bei w eitem übersteigt. Aufgrund seiner hohen Temperatur
strahlt es im Röntgenbereich, sodass Galaxienhaufen dort relativ einfach entdeckt w erden können (Abb. 1).
Aus Messungen der Verteilung von Galaxienhaufen im "lokalen" Universum mit ROSAT konnte die Materiedichte
zu etw a 30% der kritischen Dichte bestimmt w erden [4].
A bb. 1: "C O SMO S"-Fe ld, a ufge nom m e n m it de m
R öntge nobse rva torium XMM-Ne wton. Die se s e twa 2
Q ua dra tgra d große Him m e lsfe ld ist re ich a n Ak tive n Schwa rze n
Löche rn und Ga la x ie nha ufe n. Le tzte re sind a n ihre r
Ausde hnung ge ge nübe r de n punk tförm ige n O bje k te n zu
e rk e nne n. e R O SITA wird die se Aufna hm e a uf de n ge sa m te n
Him m e l (40.000 Q ua dra tgra d) a usde hne n.
© Ma x -P la nck -Institut für e x tra te rre strische P hysik
© 2012 Max-Planck-Gesellschaft
w w w .mpg.de
2/7
Jahrbuch 2011/2012 | Predehl, Peter | eROSITA und die Dunkle Energie
eROSITA w ird die Parameter der Dunklen Energie zum ersten Mal mit einer so hohen Genauigkeit messen, dass
w ir zw ischen verschiedenen theoretischen Modellen unterscheiden können. Dazu benötigt man die Verteilung
von etw a 100.000 Galaxienhaufen [5]. eROSITA ist für dieses Ziel ausgelegt und erlaubt damit die Messung
der Struktur des Universums nicht nur zum gegenw ärtigen Zeitpunkt sondern – w egen der enormen
Entfernung der Haufen – auch in der Vergangenheit. Durch eine Ausw ahl von nur 37 entfernten
Galaxienhaufen konnte bereits nachgew iesen w erden, w ie empfindlich diese Methode für kosmologische Tests
ist [6].
Die Empfindlichkeit der eROSITA Himmelsdurchmusterung w ird die seines Vorgängers ROSAT um etw a einen
Faktor 30 übertreffen. Ähnlich w ie bei ROSAT können w ir auch mit eROSITA viele Entdeckungen in anderen
Gebieten der Astronomie erw arten – bei normalen Sternen, kompakten Objekten w ie Neutronensternen und
Schw arzen Löchern, bei Supernova-Überresten, Galaxien etc. Mehrere Millionen Aktive Schw arze Löcher in den
Zentren von Galaxien w erden von eROSITA gesehen w erden. Dies w ird uns w ertvolle Erkenntnisse über deren
zeitliche Entw icklung auf kosmologischen Skalen liefern.
Das eROSITA Instrument
eROSITA ("extended Röntgen Survey w ith an Imaging Telescope Array" [7]) w ird als Hauptinstrument
zusammen mit dem russischen Teleskop ART-XC ("Astronomical Röntgentelescope X-ray Concentrator" [8]) auf
der russischen Raumfahrtmission Spektrum-Röntgen-Gamma 2013 in den Weltraum gebracht w erden. Als
Satellitenplattform w ird "Navigator" der Firma Lavochkin Association dienen, ein in Russland bereits
entw ickeltes und getestetes Raumfahrtzeug. Vorgesehen ist der Start mit einer Zenith-2SB/Fregat-Rakete vom
russischen Startplatz Baikonur in Kasachstan. Damit lässt sich eine Umlaufbahn um den sogenannten
Lagrange-2-Punkt – 1,5 Millionen km von der Erde entfernt – erreichen. Durch seine Entfernung von der Erde
ist er ein idealer, vom Einfluss der Erde freier Beobachtungsort.
© 2012 Max-Planck-Gesellschaft
w w w .mpg.de
3/7
Jahrbuch 2011/2012 | Predehl, Peter | eROSITA und die Dunkle Energie
A bb. 2: Sche m a tische Ansichte n von e R O SITA m it Blick a uf die
sie be n Spie ge lte le sk ope (link s) und die sie be n Ka m e ra s ink l.
ihre r Ele k tronik und de m Kühlsyste m (re chts). 2 R a dia tore n
(schwa rz) die ne n de r Kühlung de r C C Ds, 2 Ste rnse nsore n
(türk is) de r ge na ue n Blick richtung de r R öntge nte le sk ope . Die
Te le sk opstruk tur a us Kohle fa se r (gra u-bla u) ruht a uf 6
Stre be n (we lche e in He x a pod bilde n) a uf de m
R a um fa hrtze ug. De r Durchm e sse r von e R O SITA be trä gt k na pp
2 m , die Lä nge (m it zuge k la ppte m De ck e l) e twa s übe r 3 m .
© Ma x -P la nck -Institut für e x tra te rre strische P hysik
eROSITA w ird mit einem Verbund aus sieben Röntgenteleskopen den ganzen Himmel durchmustern (Abb. 2).
Die Leistungsfähigkeit der Röntgenoptik für diese Aufgabe ist in ihrer Kombination aus Sammelfläche,
Gesichtsfeld und Auflösungsvermögen bisher unerreicht. Die Herstellung der sieben Spiegel beruht auf
früheren Entw icklungen für die europäische Mission XMM-New ton: Dabei w erden die Spiegelschalen galvanisch
von superpolierten Mandrels abgeformt, sodass die reflektierende Goldschicht der Schalen die geforderte
optische Qualität (0,3 nm Rauhigkeit!) annehmen. Die Schalen selbst bestehen aus Nickel. Der Durchmesser
der äußersten Schale beträgt 356 mm, die Brennw eite 1.600 mm. Die W inkelauflösung jedes Spiegelmoduls
beträgt 15 Bogensekunden [9]. Die 54 ineinander geschachtelten Spiegelschalen jedes der sieben Module
w erden präzise auf einem Speichenrad justiert und verklebt (Abb. 3). Die erforderliche Genauigkeit bei der
Herstellung stellte eine enorme Herausforderung dar und konnte erst nach mehreren Jahren Entw icklung
erreicht w erden.
© 2012 Max-Planck-Gesellschaft
w w w .mpg.de
4/7
Jahrbuch 2011/2012 | Predehl, Peter | eROSITA und die Dunkle Energie
A bb. 3: Ein te ilwe ise inte grie rte s Spie ge lm odul m it 31 de r
insge sa m t 54 Spie ge lscha le n ze igt die e nge Scha chte lung de r
hochprä zise ge fe rtigte n und justie rte n Scha le n, we lche je we ils
a us e ine r P a ra boloid- und e ine r Hype rboloid-Se k tion
be ste he n.
© Ma x -P la nck -Institut für e x tra te rre strische P hysik
Im Brennpunkt jedes der sieben Spiegelmodule sitzt eine hochempfindliche Röntgen-Kamera, die für den
Betrieb auf etw a -90°C gekühlt w erden muss. Das Herzstück der Kameras, die am Max-Planck-Institut für
extraterrestrische Physik (MPE) entw ickelt und gebaut w erden, sind spezielle Röntgen-CCDs aus hochreinem
Silizium. Zur Entw icklung derartiger CCDs unterhält das MPI ein eigenes Halbleiterlabor, in dem die
empfindlichsten Si-Röntgendetektoren w eltw eit hergestellt w erden. Die eROSITA CCDs besitzen 384×384 Pixel
auf einer Fläche von 28,8 mm × 28,8 mm; dies ergibt ein Gesichtsfeld mit 1,03° Durchmesser (Abb. 4). Die 384
Kanäle w erden parallel durch drei CAMEX-ASICs ausgelesen, damit ist die Zeitauflösung der Kameras mit 50
msec extrem schnell [10].
Eine optische Bank aus Kohlefaser-Verbundw erkstoff verbindet Spiegel und Kameras und stellt über ein
Hexapod die Schnittstelle zum Satelliten her. Die Gesamtgröße des Instruments beträgt etw a 3,2 m (ohne den
aufgeklappten Teleskopdeckel), sein Durchmesser etw a 1,9 m. Das Gesamtgew icht liegt bei 760 kg.
Vervollständigt w ird eROSITA unter anderem durch insgesamt 9 Elektronikboxen, ein kompliziertes System von
kryogenen Heatpipes zur Kühlung der Kameras und durch aufw endige Streulichtblenden.
© 2012 Max-Planck-Gesellschaft
w w w .mpg.de
5/7
Jahrbuch 2011/2012 | Predehl, Peter | eROSITA und die Dunkle Energie
A bb. 4: Da s R öntge n-C C D (link s) be ste ht a us e ine m
qua dra tische n Bildbe re ich und re chts da ne be n a us e ine m
"Fra m e store "-Be re ich, in de n die Aufna hm e inne rha lb von 100
µse c ge schobe n wird. W ä hre nd de m Ausle se n de s
Fra m e store s übe r die dre i C AMEX-C hips (re chts da ne be n) ist
de r Bildbe re ich wie de r a ufna hm e be re it. C C D, C AMEXs und
a nde re e le k tronische Ba ute ile sind a uf e ine r Ke ra m ik -P la tine
(bla u) m ontie rt.
© Ma x -P la nck -Institut für e x tra te rre strische P hysik
Die eROSITA Himmelsdurchmusterung
W ährend der vier Jahre dauernden Durchmusterung w ird eROSITA den Himmel permanent in Großkreisen
überdecken, w obei für eine Umdrehung 4 Stunden geplant sind. Mit der Bew egung um die Sonne, synchron mit
der Erde, w ird der Himmel somit einmal pro Halbjahr vollständig überdeckt, w obei die Belichtung an den
ekliptikalen Polen, an denen sich alle Großkreise schneiden, sehr hoch sein w ird. Dies gibt uns automatisch zur
mehr gleichförmigen Belichtung des gesamten Himmels zw ei "tiefe" Felder – ein erw ünschter Effekt. Nach
Abschluss
der
Himmelsdurchmusterung,
also
achtmaliger
Überdeckung,
erhalten
w ir
eine
mittlere
Belichtungszeit von 2.500 Sekunden und an den beiden Polen innerhalb eines Kreises mit 12° Durchmesser
mehr als 17.000 Sekunden. Die w issenschaftlichen Datenrechte an der Durchmusterung sind zw ischen dem
MPE und dem Space Research Institut IKI in Moskau, jew eils mit ihren Kollaborationspartnern in zw ei
Himmelshälften aufgeteilt. Nach Abschluss der Durchmusterungsphase w erden Einzelbeobachtungen an
ausgew ählten Objekten durchgeführt. Insgesamt ist die Mission für sieben Jahre geplant.
[1] Spergel, D. N.; Verde, L.; Peiris, H. V.; Komatsu, E.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Halpern, M.;
Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, S. S.; Page, L.; Tucker, G. S.; Weiland, J. L.;
Wollack, E.; Wright, E. L.
First-Y ear Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological
Parameters
The Astrophysical Journal Supplement Series 148, 175-194 (2003)
[2] Tonry, J. L.; Schmidt, B. P.; Barris, B.; Candia, P.; Challis, P.; Clocchiatti, A.; Coil, A. L.;
Filippenko, A. V.; Garnavich, P.; Hogan, C.; Holland, S. T.; Jha, S.; Kirshner, R. P.; Krisciunas, K.;
Leibundgut, B.; Li, W.; Matheson, T.; Phillips, M. M.; Riess, A. G.; Schommer, R.; Smith, R. C.; Sollerman, J.;
Spyromilio, J.; Stubbs, C. W.; Suntzeff, N. B.
Cosmological Results from High-z Supernovae
The Astrophysical Journal 594, 1-24 (2003)
© 2012 Max-Planck-Gesellschaft
w w w .mpg.de
6/7
Jahrbuch 2011/2012 | Predehl, Peter | eROSITA und die Dunkle Energie
[3] Riess, A. G.; Strolger, L.-G.; Tonry, J.; Casertano, S.; Ferguson, H. C.; Mobasher, B.; Challis, P.;
Filippenko, A. V.; Jha, S.; Li, W.; Chornock, R.; Kirshner, R. P.; Leibundgut, B.; Dickinson, M.; Livio, M.;
Giavalisco, M.; Steidel, C. C.; Benítez, T.; Tsvetanov, Z.
Type Ia Supernova Discoveries at z > 1 from the Hubble Space Telescope: Evidence for Past Deceleration
and Constraints on Dark Energy Evolution
The Astrophysical Journal 607, 665-687 (2010)
[4] Schuecker, P.; Böhringer, H.; Collins, C. A.; Guzzo, L.
The REFLEX galaxy cluster survey. VII. Omegam and sigma8 from cluster abundance and large-scale
clustering
Astronomy and Astrophysics 398, 867-877 (2003)
[5] Haiman, Z.; Allen, S.; Bahcall, N.; Bautz, M.; Boehringer, H.; Borgani, S.; Bryan, G.; Cabrera, B.;
Canizares, C.; Citterio, O.; Evrard, A.; Finoguenov, A.; Griffiths, R.; Hasinger, G.; Henry, P.; Jahoda, K.;
Jernigan, G.; Kahn, S.; Lamb, D.; Majumdar, S.; Mohr, J.; Molendi, J. S.; Mushotzky, R.; Pareschi, G.;
Peterson, J.; Petre, R.; Predehl, P.; Rasmussen, A.; Ricker, G.; Ricker, P.; Rosati, P.; Sanderson, A.;
Stanford, A.; Voit, M.; Wang, S.; White, N.; White, S.
An X-ray Galaxy Cluster Survey for Investigations of Dark Energy
arXiv:astro-ph/0507013 (2005)
[6] Vikhlinin, A.; Voevodkin, A.; Mullis, C. R.; van Speybroeck, L.; Quintana, H.; McNamara, B. R.; Gioia, I.;
Hornstrup, A.; Henry, J. P.; Forman, W. R.; Jones, C.
Cosmological Constraints from the Evolution of the Cluster Baryon Mass Function at z ~ 0.5
The Astrophysical Journal 590, 15-25 (2003)
[7] Predehl, P.; Andritschke, R.; Becker, W.; et al.
eROSITA
Proceedings of SPIE 8145, 81450D (2011)
[8] Pavlinsky, M.; Akimov, V.; Levin, V.; Lapshov, I.; Tkachenko, A.; Semena, N.; Arefiev, V.;
Glushenko, A.; Y askovich, A.; Burenin, R.; Sazonov, S.; Revnivtsev, M.; Buntov, M.; Grebenev, S.;
Lutovinov, A.; Kudelin, M.; Grigorovich, S.; Litvin, D.; Lazarchuk, V.; Roiz, I.; Garin, M.; Gubarev, M.;
Ramsey, B.; Kilaru, K.; O'Dell, S. L.; Elsner, R.
The ART-XC Instrument on board the SRG Mission 
Proceedings of SPIE 8147, 814706 (2011)
[9] Burwitz, V.; Friedrich, P.; Bräuninger, H.; Budau, B.; Burkert, W.; Eder, J.; Freyberg, M.; Hartner, G.;
Pfeffermann, E.; Predehl, P.; Arcangeli, L.; Borghi, G.; Borroni, A.; Citterio, O.; Ferrario, I.; Grisoni, G.;
Marioni, F.; Ritucci, A.; Rossi, M.; Valsecchi, G.; Vernani, D.
Development and testing of the eROSITA mirror modules 
Proceedings of SPIE 8147, 814708 (2011)
[10] Meidinger, N.; Andritschke, R.; Elbs, J.; Granato, S.; Hälker, O.; Herrmann, S.; Miessner, D.;
Pietschner, D.; Reiffers, J.; Rommerskirchen, T.; Schmaler, G.; Strüder, L.
Status of the CCD camera for the eROSITA space telescope
Proceedings of SPIE 8145, 814502 (2011)
© 2012 Max-Planck-Gesellschaft
w w w .mpg.de
7/7