ATHENA Wide Field Imager

ATHENA, das Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics, ist eine der drei L-Klasse-Missionen im aktuellen Cosmic Vision Programm der Europäischen Weltraumorganisation ESA (Abb. 1). Zu den wichtigsten wissenschaftlichen Zielen von ATHENA gehören Phänomene des frühen Universums wie heiße Gasstrukturen und supermassive schwarze Löcher. Der Starttermin ist für die frühen 2030er Jahre geplant. Mit seiner großflächigen Röntgenspiegeloptik und den hochauflösenden Instrumenten in der Fokalebene wird ATHENA in der Nachfolge der langjährigen erfolgreichen Missionen XMM-Newton (ESA) und Chandra (NASA) das Röntgenobservatorium der nächsten Generation mit bisher unerreichten Beobachtungsmöglichkeiten sein. Die wissenschaftliche Nutzlast umfasst zwei abbildende Spektrometer: den supraleitendenen Transition Edge Sensor X-ray Integral Field Unit (X-IFU) mit höchster spektraler Auflösung im eV-Bereich und den Wide Field Imager (WFI).

Der Wide Field Imager ist eine Entwicklung unter der Verantwortung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) mit dem MPG HLL als detektorlieferndem Partner. Er besteht aus zwei spezialisierten Teilinstrumenten: einem großflächigen Detektor, der ein Gesichtsfeld von 40 Bogenminuten abdeckt, und einem kleinflächigen Detektor, der hohe Zählraten verarbeiten kann, wie sie von den hellsten Punktquellen am Röntgenhimmel ausgesendet werden. Trotz ihrer unterschiedlichen wissenschaftlichen Aufgaben basieren beide Komponenten des WFI auf dem gleichen Sensorprinzip: aktive Pixel-Sensoren mit der integrierten Detektor/Verstärker-Struktur DePFET (Depleted P-channel Field Effect Transistor) als Einheitszelle. Der großflächige Detektor wird ein Format von 1024 x 1024 Pixeln mit 130 µm Pixelgröße haben, zusammengesetzt aus vier monolithische Quadranten. Der Fast-Timing-Detektor wird ein Format von 64 x 64 Pixeln der gleichen Pixelgröße haben und außerhalb der Fokalebene platziert werden, um den ankommenden hohen Photonenfluss über die Sensorfläche zu verteilen. Beide werden gleiche Auslese- und Ansteuersysteme verwenden, um die Synergie einer gemeinsamen Systementwicklung zu nutzen. 

In der ersten Projektphase der Sensorentwicklung wurden kleinformatige Prototypen von DePFET Sensoren hergestellt. Diese Prototypenproduktion umfasste eine große Vielfalt an Design- und Technologievarianten. Bauelemente dieser Produktion wurden vorgetestet, montiert und spektroskopisch charakterisiert, um aus den vielen Varianten den am besten funktionierenden DePFET-Typ auszuwählen. Der ausgewählte DePFET-Typ (Abb. 2) ist die Basis für das Layout der nächsten, so genannten Preflight-Produktion.

Das Layout des Wafers der Preflight-Produktion (Abb. 3) enthält einen WFI-Quadranten in Originalgröße mit einem Format von 512 x 512 Pixeln und einer Chipfläche von 78 x 76 mm². Aufgrund der Anordnung von vier dieser Quadranten in der Fokalebene sind die Anschlüsse für die Auslese- und Steuerelektronik auf zwei Seiten des Chips angeordnet. Ihre Bondpads sind aufgrund der durch die mechanische und thermische Konstruktion der Fokalebene gegebenen Zwänge gegenüber der Pixelmatrix verschoben. Neben dem Quadranten-Chip enthält das Wafer-Layout mehrere Muster des Fast-Timing-Detektors. Der Fast-Timing-Detektor hat ein Format von 64 x 64 Pixeln und eine Chipgröße von 16 x 16 mm². Er wird im Split-Frame-Verfahren ausgelesen, d.h. zwei Sub-Matrizen mit je 32 Zeilen werden parallel verarbeitet, um eine hohe Bildrate und Zeitauflösung zu erzielen. Spektroskopische Tests von kleinformatigen Bauelementen dieser Produktion zeigen eine hervorragende Energieauflösung von 128 eV (FWHM bei 5,9 keV) und Homogenität über die Pixelmatrix.

Die endgültige "Flug"-Produktion beinhaltet die in der Preflight-Produktion bestätigten großflächigen und schnellen Detektoren, idealerweise ohne Änderungen im Layout oder in der Fertigungstechnologie. Die Herausforderung der Flugproduktion besteht darin, ein große Anzahl Wafer zu prozessieren, um einen ausreichenden Vorrat an Bauelementen für die Satelliten-Hardware und alle Qualifikationsmodelle zu erhalten. Die Bauelemente werden voraussichtlich im Jahr 2022/23 verfügbar sein.

Abbildung 1

Künstlerische Darstellung des ATHENA Satelliten und von Sagittarius (Sgr) A*, dem zentralen supermassiven Schwarzen Loch der Milchstraße. Der Röntgenspiegel des Teleskops befindet sich im Vordergrund. Die wissenschaftliche Nutzlast befindet sich auf der gegenüberliegenden Seite. Die Länge der Raumsonde beträgt etwa 15 m, abgeleitet von der 12 m Brennweite des Teleskops. Das Bild von Sgr A* stammt aus einem Mosaik von XMM-Newton-Beobachtungen (Bildquelle: XMM-Newton. Athena-Mission: IRAP, CNES, ESA & ACO).

Abbildung 2

DePFET-Bauelement für den ATHENA Wide Field Imager. Die lineare Anordnung von Drain, Gate und Source ermöglicht kompakte Geräteabmessungen, hervorragende spektroskopische Eigenschaften und eine schnelle Signalverarbeitung.

Abbildung 3

Sechs-Zoll-Silicium-Wafer der ATHENA WFI Preflight-Produktion. Der Preflight-Wafer enthält Sensoren im endgültigen Format und Layout, den großflächigen Detektor mit 512 x 512 Pixeln und einer sensitiven Fläche von 6,7 x 6,7 cm² (blauer Rahmen), sowie den schnellen Detektor mit 64 x 64 Pixeln und Split-Frame-Auslesung (roter Rahmen).