eXTP
Die enhanced X-ray Timing and Polarimetry mission (eXTP) ist ein chinesischer Wissenschaftssatellit mit starker europäischer Beteiligung. Der geplante Starttermin der Mission ist vor 2025. Der wissenschaftliche Zweck von eXTP ist die Untersuchung des Zustands der Materie unter extremen Bedingungen von Dichte, Schwerkraft und Magnetismus. Hauptziele sind die Bestimmung der Zustandsgleichung der Materie bei supranuklearer Dichte, die Messung von QED-Effekten in hochmagnetisierten Sternen und die Untersuchung der Akkretion im Starkfeldbereich der Gravitation. Zu den primären Zielen gehören isolierte und binäre Neutronensterne, Systeme mit starken Magnetfeldern wie Magnetare sowie schware Löcher mit stellarer Masse und supermassereiche schwarze Löcher.
Die Nutzlast besteht aus einer einzigartigen und beispiellosen Reihe modernster wissenschaftlicher Instrumente, die zum ersten Mal simultane Spektrale-Zeitliche-Polarimetrie-Studien von kosmischen Quellen im Energiebereich von 0,5-30 keV ermöglichen. Die Nutzlast besteht aus vier komplementären Komponenten (Abbildung 22):
das Spectroscopic Focusing Array (SFA): ein Satz von elf identischen Röntgenteleskopen, die im Energieband von 0,5 bis 10 keV arbeiten, mit einem Sichtfeld (FoV) von jeweils 12 Bogenminuten und einer effektiven Gesamtfläche von 0,8 m2 und 0,5 m2 bei 2 keV bzw. 6 keV. Die Teleskope sind mit Silizium-Drift-Detektoren ausgestattet, die eine spektrale Auflösung von < 180 eV bieten.
der Large Area Detector (LAD): ein ausfahrbarer Satz von 640 Silizium-Drift-Detektoren, die zwischen 6 und 10 keV eine effektive Gesamtfläche von 3,4 m2 erreichen. Der operative Energiebereich beträgt 2 bis 30 keV und die erreichbare spektrale Auflösung ist besser als 250 eV. LAD ist ein nicht-abbildendes Instrument, dessen FoV durch die Verwendung von kompakten Kapillarplatten auf <1° FWHM begrenzt ist.
das Polarimetry Focusing Array (PFA): ein Satz von vier Röntgenteleskopen mit einer effektiven Gesamtfläche von 900 cm2 bei 2 keV, die mit abbildenden photoelektrischen Gaspixelpolarimetern ausgestattet sind. Das Gesichtsfeld jedes Teleskops beträgt 12 Bogenminuten und der Energiebereich bei 2 bis 10 keV.
der Wide Field Monitor (WFM): ein Satz von drei Weitfeldeinheiten mit kodierter Maske, die mit positionsempfindlichen Siliziumdriftdetektoren ausgestattet sind, die fast ein Drittel der Himmelssphäre abdecken und im Energiebereich von 2-50 keV arbeiten.
Der Detektorteil des SFA-Instruments liegt in der Verantwortung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE). Das SFA wird die Lichtkurve von zeitvariablen Quellen im Energiebereich von 500 eV bis 10 keV aufnehmen. Zu diesem Zweck wird der Sensor außerhalb der Fokusebene platziert und benötigt keine Positionsauflösung, sondern eine exzellente Energieauflösung, eine hohe Zählratenfähigkeit und eine große Flächenabdeckung. Der Basisdetektor für die SFA ist ein mehrzelliger Silizium-Drift-Detektor (SDD). Das SDD-Konzept kombiniert eine große Fläche mit einer kleinen Auslesekapazität. Um die Vorteile der kleinen Kapazität voll auszunutzen, ist die erste Stufe der Verstärkerelektronik auf dem SDD-Chip integriert. Für die Signalerfassung werden die SDD-Ausgangsleitungen mit von der Politecnico di Milano entwickelten Auslese-ASICs verbunden. Das System wird die spektrale Information der beobachteten Quelle mit einer Energieauflösung von besser als 180 eV (FWHM bei 6 keV) und einer Zeitauflösung von besser als 10 µsec bereitstellen.