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Experimentelle Entwicklung und Projekte / Experimental Development and Projects

3. Röntgenastronomie	3. X-Ray Astronomy
Röntgenstrahlung wird im Kosmos unter extremen Bedingungen erzeugt, durch Plasmen mit Temperaturen von Millionen bis Milliarden Grad oder durch die Wechselwirkung hochenergetischer Elektronen mit Magnetfeldern oder Photonenfeldern. Die Untersuchung der Röntgenstrahlung kosmischer Objekte bietet Einblicke in die dort herrschenden physikalischen Bedingungen, die mit Beobachtungen in anderen Spektralbereichen nicht zu gewinnen sind.	X-rays originate in the universe from regions under extreme conditions, from plasma with temperatures of millions and even billions of degrees, or from the interaction of high-energy electrons with magnetic fields or photon fields. Studying the X-rays from cosmic objects gives insights into the physical processes in these regions that cannot be achieved through observations in other wavelength regimes.
Röntgenastronomie kann nur vom Weltraum aus betrieben werden. Das MPE hat sich in den vergangenen 25 Jahren nach zahlreichen Ballon- und Raketenexperimenten an den Satellitenmissionen EXOSAT, MIR-Kvant, ROSAT, BeppoSax, Chandra, XMM-Newton und Spektrum-X beteiligt. In der Planung sind ROSITA, XEUS und weitere Projekte.	X-ray astronomy can be done only from space born observatories. After numerous balloon- and sounding rocket experiments, MPE has contributed within the last 25 years to the satellite missions EXOSAT, MIR-Kvant, ROSAT, BeppoSAX, Chandra, XMM-Newton and Spectrum-X. ROSITA, XEUS and other projects are planned for the future.
Auch zwei Jahre nach der endgültigen Außerbetriebnahme von ROSAT läuft die Auswertung der Daten noch auf vollen Touren, auch wenn die Förderung durch das DLR Ende 2000 ausläuft. Zu diesem Zeitpunkt werden die letzten Daten in die öffentlichen Archive gestellt sein. Dies betrifft vor allem solche Beobachtungen, deren Vollständigkeitsüberprüfung lange Zeit in Anspruch nahm. Im März 2000 wurden auch die Daten der Himmelsdurchmusterung, ursprünglich ausschließlich dem MPE vorbehalten, für die Öffentlichkeit freigegeben. Sie sind jetzt ebenfalls über das Internet zugänglich. Im Mai 2000 wurde die dritte, abermals verbesserte Version des ROSAT-HRI Quellkatalogs, die zweite Version des ROSAT-PSPC Quellkatalogs und auch der "ROSAT Faint Source Catalogue" der Himmelsdurchmusterung fertiggestellt. Insgesamt sind damit mehr als 100.000 Röntgenquellen katalogisiert und öffentlich zugänglich. Alle Archivdaten wurden zusammen mit einem Archiv-Browser auch am Goddard Space Flight Center und der Universität Leicester, neben dem MPE zwei weiteren ROSAT Datenzentren, installiert. Fast 5000 wissenschaftliche Publikationen belegen den außerordentlichen Erfolg der ROSAT-Mission.	Even two years after the final shutdown of ROSAT, the analysis of the observing data keeps us still quite busy. The funding by the German Space Agency (DLR) has been stopped at the end of the year 2000. At this time all data are in the public archive, also those for which the verification of completeness was rather complicated and took a very long time. The data of the All-sky survey were released for public use in March 2000 at the end of the MPE proprietary period. They are now accessible via the internet. In May 2000, we released the third improved version of the ROSAT-HRI source catalogue, the second edition of the ROSAT-PSPC source catalogue, and the 'ROSAT Faint Source Catalogue' of the all-sky survey. In total we have catalogued more than 100.000 X-ray sources. The archive of source properties is now accessible to the public. All archive data, together with an archive browser, is installed also at the other two (besides MPE) ROSAT data centres at the Goddard Space Flight Center and the University of Leicester. Almost 5.000 scientific publications point to the extraordinary success of the ROSAT mission.
Die optische Identifizierung von ROSAT-Quellen mit Hilfe des SLOAN Digital Sky Survey (SDSS) hat begonnen. SDSS wird in den nächsten Jahren eine vollständige Durchmusterung am Nordhimmel in 5 breiten optischen Wellenlängenbereichen (zentriert um 3540, 4770, 6230, 7630 und 9120 Å) durchführen und für 1.15 Millionen Objekte Helligkeiten und Spektren bestimmen. Ein optisch selektierter Katalog von mit dem SDSS gefundenen Galaxienhaufen in einem Gebiet von 200 Quadratgrad ergab 50 Übereinstimmungen mit der ROSAT Himmelsdurchmusterung. Extrapoliert man diese Zahl auf die 10.000 Quadratgrad des endgültigen SDSS, so erwarten wir etwa 2.500 identifizierte Galaxienhaufen der ROSAT-Himmelsdurchmusterung. Ähnliches gilt auch für Aktive Galaxien: von 2.500 vom SDSS in 500 Quadratgrad gefundenen AGN zeigen etwa 10% Röntgenemission. Dies lässt zwischen 5.000 und 10.000 röntgen-emittierende AGN erwarten. Insgesamt erwarten wir zwischen 15.000 und 20.000 Identifikationen von mit ROSAT gefundenen Röntgenquellen mit bekannten optischen Objekten.	The optical identification of ROSAT X-ray sources with the aid of the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) has started. During the next years, SDSS will perform a complete survey of the northern sky in five broad optical wavelength bands around 3540, 4770, 6230, 7630, and 9120 Å. The brightness and the spectra of 1.15 million objects will be determined. An optically selected catalogue of clusters of galaxies within a region of 200 square degrees has yielded 50 coincidences with the ROSAT all-sky survey (RASS). Extrapolating this result to the total 10.000 square degrees finally covered by the SDSS we expect to identify about 2.500 clusters of galaxies found in X-rays. We expect also the number of identified active galactic nuclei to be increased: SDSS has found 2.500 AGN within a region of 500 square degree out of which 10% show X-ray emission according to the ROSAT all-sky survey results. Therefore, between 5.000 and 10.000 X-ray emitting AGN will be identified in the end. The combination of RASS and SDSS will yield between 15.000 and 20.000 X-ray sources to be optically identified.
Neben den ROSAT-Beobachtungen werden am MPE auch weiterhin Daten von anderen Röntgensatelliten wie , BeppoSax und RXTE ausgewertet.	Apart from the ROSAT observations, scientists at MPE have also analysed data from other X-ray satellites such as ASCA, BeppoSAX and RXTE.
XMM-Newton, die "X-ray Multi Mirror" Mission ist als zweiter Eckpfeiler im ESA-Programm "Horizon 2000" das bisher aufwendigste astronomische Satelliten-Projekt Europas. Es wurde erfolgreich am 10. Dezember 1999 mit der ersten kommerziellen Ariane-V von Kourou in Franz. Guyana in eine hochexzentrische Umlaufbahn (Perigäum: 7.000 km, Apogäum: 114.000 km, 40° Inklination, 48 Stunden Umlaufzeit) gestartet. XMM besitzt zwar nicht das räumliche Auflösungsvermögen Chandras, dafür aber eine erheblich größere Sammelfläche, was vor allem für die Untersuchung von Spektren und Zeitvariationen wichtig ist. Unser Institut ist an diesem Projekt in drei Bereichen wesentlich beteiligt. Neben dem "Telescope Scientist", der für das Design und die Eichung der Röntgenteleskope verantwortlich ist, hat das MPE innerhalb der EPIC-Kollaboration die Entwicklung, den Bau und die Kalibrierung eines der drei Fokalinstrumente (pn-CCD-Kamera) übernommen. Außerdem sind wir am "Survey-Science Centre" beteiligt, das unter anderem die Standardverarbeitung aller XMM Daten durchführen.	XMM-Newton, the "X-ray Multi Mirror" mission is the second Corner Stone within ESA's scientific programme "Horizon 2000". It is the most ambitious satellite project ever undertaken in Europe. The launch with the first commercial Ariane V took place on December 10, 1999. XMM-Newton was brought into a highly eccentric 48h-orbit (perigee: 7.000 km, apogee: 114.000 km, 40° inclination). XMM is complementary to Chandra: it has lower angular resolution but substantially more collecting power. This is essential particularly for spectroscopy and the investigation of time variabilities. Our institute has contributed to this project in three areas: 1) the "Telescope Scientist" was responsible for the design and the calibration of the X-ray mirrors, 2) within the EPIC collaboration, MPE has developed, built, and calibrated one of the three focal instruments, the novel-type pn-CCD camera, 3) we are part of the "Survey-Science-Centre" which will perform the standard analysis of all XMM data. Due to all these activities, we have gained a lot of data rights within the observing time granted to the hardware groups.
Das Kernstück der EPIC pn-CCD Kamera bildet der im MPE/MPI-Halbleiterlabor entwickelte CCD Detektor mit einer aktiven Fläche von 6 cm x 6 cm. Die große Dicke der Siliziumscheibe und der Einfall der Strahlung auf die unstrukturierte Rückseite des Chips garantieren eine hohe Quantenausbeute im Energiebereich von 0.1 bis über 17 keV. Die Größe der einzelnen Bildelemente (Pixel) wurde an die Winkelauflösung des Teleskops angepasst, woraus sich eine Reihe von Vorteilen für die Auslese des Detektors ergibt, z.B. ihre Schnelligkeit und verbunden damit die sehr gute Zeitauflösung des Instruments. Die Kamera beherbergt auch die hochkomplizierte, redundant ausgelegte Betriebselektronik, die zusammen mit der Universität Tübingen entwickelt wurde und eine Reihe unterschiedlicher Betriebsmoden erlaubt. Als weitere Komponente ist das Filterrad zu nennen, das neben einer Eichquelle verschiedene Filter zur bestmöglichen Unterdrückung der jeweils herrschenden Störstrahlungen besitzt.	The heart of the EPIC pn-CCD camera is a detector with an active area of 6 cm x 6 cm. This chip has been developed in MPE's semiconductor laboratory. The large sensitive thickness of the chip and its backside illumination guarantees a high quantum efficiency over the whole energy band between 0.1 and 17 keV. The size of the image pixel was adapted to the angular resolution of the telescope. This is advantageous for the detector readout speed and the resulting time resolution of the instrument. The camera also houses the highly complicated, redundant electronics, which were developed in collaboration with the university of Tübingen. These electronics allow several different operation modes. A further component is the filter wheel in front of the camera, which contains, apart from a radioactive calibration source, various filters in order to suppress background radiation most efficiently.
Da die pn-CCD Kamera nur gekühlt (-90°) betrieben werden kann, mussten wir bis Mitte Januar 2000 warten, bevor sie zum ersten Mal eingeschaltet werden konnte. Diese Wartezeit war notwendig, um ein Vereisen des CCD-Chips zu verhindern, solange der Druck im Inneren des Teleskop noch nicht genügend weit gesunken war. Die Zeit bis dahin wurde zu einer Überprüfung aller elektronischen Systeme und dem Öffnen der Kameratür benutzt. Schon unmittelbar nach der Inbetriebnahme konnten wir feststellen, dass alle 12 einzelnen CCDs nominell funktionieren. Umfangreiche Tests aller Betriebsmoden folgten, bevor dann am 19. Januar das "First Light", die Beobachtung eines Gebietes in der Großen Magellanschen Wolke durchgeführt wurde. Während einer anschließenden mehrmonatigen Kalibrierungsphase wurden die Detektoreigenschaften präzise bestimmt und die Einstellparameter optimiert. Dazu diente vor allem die interne Eichquelle, ein Fe55-Präparat mit einem Aluminium-Target. Damit lassen sich insgesamt drei Spektrallinien im Röntgenbereich erzeugen, nämlich bei 1.5 keV(Al Kalpha), bei 5.9 keV (Mn Kalpha) und bei 6.5 keV (Mn Kß). Mit diesen Spektrallinien wurde ein Feinabgleich der sog. Detektor-Responsematrix durchgeführt. Diese dient der Datenauswertung am Boden zur richtigen Umwandlung der (gemessenen) Pulshöhenspektren in Photonen-Energiespektren. Außerdem wird die Eichquelle zur Kontrolle der Effizienz des Ladungstransfers im CCD benutzt. Hier konnten wir eine nur minimale Verschlechterung gegenüber der Vorhersage beobachten. Grund dafür ist der Hintergrund an solaren Teilchen im Orbit, der wegen der großen gegenwärtigen Sonnenaktivität etwa 2.5 mal höher ist als erwartet. Normalerweise werden die Teilchenereignisse bereits an Bord von den "richtigen" Röntgenereignissen unterschieden und zurückgewiesen. Allerdings war durch die hohe Rate der Bordcomputer überlastet, so dass die Hintergrundsunterdrückung nicht so effizient arbeitete, wie geplant. Eine entsprechende Modifizierung der Software wurde vorgenommen, am Boden mithilfe von alpha-Teilchen getestet und an Bord bereits erfolgreich in Betrieb genommen. Während der Kalibrierungsphase von XMM-Newton wurden insgesamt 51 Objekte beobachtet und die Detektoreigenschaften hinsichtlich Quanteneffizienz und spektralem Auflösungsvermögen verifiziert.	Since the pn-CCD camera can be operated only at low temperatures (-90°), we had to wait until mid January before we could turn on the detector. This delay was necessary in order to avoid icing onto the detector chip while the pressure inside the telescope bench was still too high. We used that time for a function test of all the electronics, as well as the opening of the door in front of the camera housing. Immediately after switch-on we verified the nominal performance of all twelve CCD's. Extensive tests of all operating modes followed until we had "First Light" on January 19. The target was a field within the Large Magellanic Cloud. During a subsequent several months long calibration phase, the detector properties were determined precisely, and all parameters were properly adjusted. This was done primarily using the internal calibration source, an Fe55 source with an aluminium target. Three spectral lines at 1.5 keV (Al Kalpha), at 5.9 keV (Mn Kalpha), and at 6.5 keV (Mn Kß) are produced by this calibration source, which served for a fine tuning of the so-called detector response matrix. The detector response matrix is needed for the data analysis on the ground because it allows the conversion from a measured event pulse heights into photon energies. Furthermore the calibration source is needed for a long-term control of the CCD's charge transfer efficiency. We observed only a minimum degradation compared with the predictions based on the ground calibrations. The reason for this is the background, which is enhanced by a factor of 2.5 due to solar activity. Under normal conditions, this background can be distinguished from "real" X-ray events and is rejected by the onboard computer. The current high rate, however, led to an overload of the processor and, consequently, the rejection efficiency was reduced. We succeeded, however, in modifying the onboard software. Before we implemented this software in the spacecraft, we tested it on the ground using alpha-particles. During the calibration phase of XMM-Newton, 51 celestial objects were observed. We verified the detector performance with respect to quantum efficiency and spectral resolving power with these observations.
Das XMM Survey Science Centre (SCC) Konsortium ist innerhalb des XMM Projekts, zusammen mit der ESA, verantwortlich für die Entwicklung von wissenschaftlichen Auswerteprogrammen, die Durchführung einer Standardanalyse aller Beobachtungen sowie die Erstellung eines Kataloges aller gefundenen Röntgenquellen und deren Identifizierung. Das MPE hat die Aufgabe einer Softwareentwicklung zur Erzeugung kalibrierter Photonen-Datensätzen für die EPIC pn-CCD Kamera übernommen. Auch entwickeln wir Programme mit graphischen Benutzeroberflächen zur Qualitätskontrolle der Datenprodukte aus der Standardanalyse. Hierbei können wir auf Erfahrungen bei der Überprüfung der ROSAT-Quellkataloge zurückgreifen. Im Berichtszeitraum wurden die bereits erstellten Programme weiter verbessert und konnten erfolgreich an den Beobachtungsdaten aus der Kalibrierungsphase getestet werden. Zusätzlich zu diesen Aufgaben besteht unser Anteil am SCC in der Mitwirkung an der Erstellung des ersten öffentlichen, wissenschaftlichen Analysesystems (Science Analysis System, "SAS").	The XMM Survey Science Centre (SCC) consortium is, together with ESA, responsible for developing the scientific analysis tools, conducting the standard analysis of all observations, and generating catalogues containing the detected X-ray sources and their optical identifications. Within this collaboration, MPE has taken the task of software development for the creation of calibrated photon event files of the EPIC pn-CCD camera. Furthermore, we have developed routines with a graphical user interface for quality assurance of data products resulting from the standard analysis. Our experience with the examination of ROSAT source-catalogues was quite helpful in this context. In 2000, we continued to improve these software packages further and tested them using real data taken during the calibration phase. Additionally we are contributing to the SCC by creating the first scientific data analysis system ("SAS").
Etwa zwei Monate nach seinem Start im Juli 1999 ist der amerikanische Röntgensatellit Chandra in den Routinebetrieb übergegangen. Chandra ist nach dem Hubble Space Telescope und dem Gammastrahlen-Observatorium COMPTON das dritte in der Reihe der "Great Observatories" im Wissenschaftsprogramm der NASA. Das Besondere an Chandra ist sein Winkelauflösungsvermögen von 0.5 Bogensekunden, welches Röntgenbilder von bisher unerreichter Schärfe ermöglicht. Allerdings leidet das Hauptinstrument, eine röntgenempfindliche CCD-Kamera, seit einem Strahlenausbruch der Sonne kurz nach dem Start unter einem eingeschränkten Energieauflösungsvermögen. Vermutlich hatten niederenergetische Protonen die CCDs geschädigt. Unser Instrument, ein mit dem niederländischen Institut SRON in Utrecht entwickeltes Niederenergiespektrometer (Low Energy Transmission Grating, LETG), ist davon nicht betroffen; es funktioniert nach wie vor hervorragend. Viele schöne, spektral hochaufgelöste Beobachtungen konnten inzwischen gewonnen werden und stellen eine reiche Ernte unserer über zehn Jahre dauernden Arbeit an diesem Projekt dar.	The routine operations phase of Chandra began in September 1999, about two months after its launch. After the Hubble Space Telescope and the COMPTON Gamma Ray Observatory, Chandra is the third of the "Great Observatories" within NASA's science programme. The uniqueness of Chandra is its angular resolution of about 0.5 arcsec. This allows X-ray images of unprecedented quality and sharpness. The main instrument, a CCD-camera, however, suffered from a solar flare shortly after launch, and this has led to a degradation of its energy resolution. Presumably low energy protons have damaged the silicon-crystal structure of the CCDs. Our instrument, a low energy transmission grating spectrometer (LETG), which was designed and built together with the Dutch institute SRON in Utrecht, is not affected. It still works perfectly. We have obtained many beautiful observations with high spectral resolution. This is the rich harvest of our efforts, which have lasted for over ten years.
Nach dem Scheitern der ABRIXAS-Mission im April 1999 hatten wir uns um eine Wiederholung des Projekts bemüht, allerdings erfolglos. Gegenwärtig untersuchen wir die Möglichkeit, eine Himmelsdurchmusterung im Mittelenergiebereich (0.5-10 keV) mit einem Teleskop auf der Internationalen Raumstation ISS durchzuführen. ROSITA ("Röntgen Survey with an Imaging Telescope Array") wird dabei, ähnlich wie bei ABRIXAS, den Himmel mit sieben Teleskopen gleichzeitig durchmustern. Der Detektor wird wieder eine röntgenempfindliche pn-CCD Kamera sein, allerdings weitgehend modernisiert im Vergleich zum Vorgänger auf XMM und ABRIXAS. Der Vorteil eines solchen Teleskops auf der Raumstation liegt im Wegfall einer Reihe von Satellitenkomponenten. Dazu gehören die Stromversorgung inkl. der Solarpanel und der Batterie, große Teile der Lageregelung, sowie alle Telemetrie- und Telekommando-Übertragungseinrichtungen (Sender, Empfänger, Antennen). Auf der anderen Seite wird allerdings als zusätzliches Element eine aktive Kühlung der Röntgenkamera benötigt. Die ISS eignet sich im Prinzip für Himmelsdurchmusterungen sehr gut, da sie wie ein Flugzeug fliegt, d.h. ein fest ausgerichtetes Teleskop bei jedem Erdumlauf einen Großkreis am Himmel beschreibt. Lediglich in einer Achse senkrecht dazu wird eine Verstellmöglichkeit benötigt. Für ABRIXAS wurde die Standardanalyse der Daten bereits vorbereitet und soweit dokumentiert, dass wir bei einer eventuellen Neuauflage schnell und effizient darauf zurückgreifen können. Wir erwarten lediglich geringfügige Änderungen dieses Programmpakets für eine Missionsdurchführung von ROSITA.	After the failure of the ABRIXAS mission in April 1999 we have been trying unsuccessfully to repeat this project. Currently we are investigating the possibility of performing an all-sky survey within the medium energy range (0.5-10 keV) using a telescope mounted on the International Space Station (ISS). ROSITA ("Röntgen Survey with an Imaging Telescope Array') will survey the whole sky with seven telescopes simultaneously, similar to what was planned for ABRIXAS. The X-ray camera will again be a pn-CCD detector, which will be modified, however. Compared with XMM and ABRIXAS it will make use of state of the art electronics. Such a concept is advantageous compared with a free-flying satellite because we no longer need satellite components, such as the power control unit (incl. solar panels and batteries). We can also do without most parts of the attitude control system, the transmitters and antennas. On the other hand, however, we need as additional components an active cooling system for the X-ray detector. In principle the ISS is excellently suitable for an all-sky survey because it flies like an airplane: a fixed mounted telescope scans the sky along a great circle with every orbit. A coarse reorientation is necessary only in one axis perpendicular to the flight direction. We have already prepared and documented the standard analysis package for ABRIXAS. We therefore expect that we can make use of this in a quick and efficient manner. Only slight modifications to this software package will be necessary for the ROSITA mission.
Das ESA-Projekt XEUS (X-ray Evolving Universe Spectroscopy) gehört zur nächsten Generation von Röntgenteleskopen. Nach der derzeitigen Planung soll XEUS in zwei Ausbaustufen realisiert werden: Zunächst wird ein Röntgenteleskop mit einem Durchmesser von 5 m gestartet und einige Jahre später beim Andocken an die Internationale Raumstation ISS vergrößert und mit neuen Fokalinstrumenten ausgerüstet. In dieser Version wird XEUS eine Sammelfläche von 30 m2 besitzen (im Vergleich: XMM besitzt 0.6 m2, ROSAT und Chandra jeweils 0.1 m2). Eine Besonderheit ist, dass Spiegelsystem und Fokalinstrumentierung auf getrennten Satelliten sitzen. Als Fokalinstrumente werden ein "Narrow Field Instrument" (NFI) und ein "Wide Field Instrument" (WFI) diskutiert. Während für ersteres ein Tunneljunk-tion-Detektor mit einem Energieauflösungsvermögen von nur 2 eV vorgesehen ist, soll das WFI ein Halbleiterdetektor großer Fläche sein. Von der "Detector Working Group" des XEUS Projekts wurden dafür aktive Pixeldetektoren vorgeschlagen, so wie sie derzeit im MPE/MPI-Halbleiterlabor entwickelt werden.	The ESA projectXEUS (X-ray Evolving Universe Spectroscopy) is one of the next generation of X-ray telescopes. According to the current planning, XEUS will be realised in two stages: an X-ray telescope with a diameter of 5 m will be launched first. After completion of the initial 4-6 year mission phase, XEUS will rendezvous with the International Space Station for refurbishment and to allow the addition of extra mirror area. The final mirror will have up to 30 m2 of collecting area (for comparison: XMM has 0.6 m2, both ROSAT and Chandra have 0.1m2 collecting area). Since the focal length of XEUS will be 50 m, the mirror and focal plane instrumentation will have to be carried on separate spacecrafts. A "Narrow Field Instrument" (NFI) and a "Wide Field Instrument" (WFI) are being discussed as focal plane detectors. The former could be a tunnel-junction camera with an energy resolution of about 2 eV, the latter a large area semiconductor detector. The "Detector Working Group" within the XEUS project has proposed active pixel detectors, currently being developed by our semiconductor laboratory.
Zur Zeit wird untersucht, ob die Spiegelsegmente ähnlich wie bei XMM-Newton in galvanischer Replikationstechnik hergestellt werden können. Nach langwierigen Vorbereitungen wurden im Juni 2000 zwei Spiegelschalensegmente von originalen XMM-Mandrels abgeformt. Diese Segmente haben nur 7.5 m Brennweite und können somit in der PANTER-Testanlage untersucht werden. Die Ergebnisse der ersten Segmente zeigen, dass man an der Methode der Spiegelhalterung wesentliche Modifizierungen anbringen muss, um die Deformation der Schalen zu verhindern. Andererseits ergaben Messungen mit einer punktförmigen Ausleuchtung der Spiegelschale, dass mit der bestehenden Technik eine Auflösung von 5 Bogensekunden möglich ist (Abb. III-12.)	Currently we are investigating whether the mirror segments can be fabricated using the same replication technology as for XMM-Newton. After lengthy preparations two mirror shells were replicated from original XMM-mandrels. These segments have a focal length of only 7.5 m and, therefore, can be tested in our PANTER-facility. The first results show that major modifications of the mirror mounting are necessary. However, measurements using a pencil beam illumination of the mirrors show that an angular resolution of 5 arcsec is achievable using the current fabrication technology (Fig. III-12).
Auf dem russischen Röntgensatelliten Spektrum X-Gamma soll das Instrument Jet-X den Röntgenbereich zwischen 0.3 und 10 keV abdecken. Jet-X ist eine Kollaboration zwischen Russland, Großbritannien, Italien und Deutschland. Die Jet-X Nutzlast ist fertig integriert und getestet, kann aber wegen finanzieller Probleme auf der russischen Seite immer noch nicht gestartet werden.	The instrument Jet-X on the Russian X-ray satellite Spectrum X-Gamma will cover the X-ray range between 0.3 and 10 keV. Jet-X is a collaborative effort between Russia, Great Britain, Italy, and Germany. The Jet-X payload is fully integrated and tested. However, the launch is further delayed due to funding problems of the Russian partners.
Das MPE beteiligt sich auch an dem geplanten Satelliten SWIFT, der in einer Kollaboration der USA, Großbritanniens und Italiens die zum Teil noch unverstandenen kosmischen Gammastrahlenausbrüche (sog. Gamma-Ray-Bursts) näher untersuchen soll. Dabei ist es wichtig, die betreffende Himmelsgegend auch in anderen Spektralbereichen zu beobachten, um eventuelle Korrelationen mit bekannten Objekten zu erhalten. Neben einem Gammastrahlen-Detektor wird SWIFT daher auch ein Röntgenteleskop erhalten, nämlich die Flugersatzeinheit des Jet-X Teleskops. Unsere Beteiligung besteht in der Kalibrierung des Instruments in unserer Testanlage PANTER und in der Koordination der SWIFT-Daten mit der ROSAT-Himmelsdurchmusterung.	MPE is also contributing to the planned SWIFT mission, a collaboration between USA, great Britain and Italy. SWIFT will investigate the enigmatic gamma-ray bursts (GRB's). It is important to observe these GRB's in energy bands other than the gamma-ray region in order to establish a correlation with known objects. Apart from a gamma-ray detector, SWIFT will carry an X-ray telescope as well. This will be the flight spare Jet-X telescope. Our contribution consists of the calibration of the X-ray instrument in our long beam X-ray test facility PANTER and the coordination of the SWIFT-data with the ROSAT-all-sky-survey.
Eine italienische Gruppe am Osservatorio di Brera versucht, Spiegelformen zu finden, die von der klassischen Wolterform abweichen, um dadurch über einen großen Teil des Gesichtsfeldes gleich gute Abbildungseigenschaften zu finden. Verschiedene Herstellungstechniken wurden für eine solche Weitfeld-Kamera (Wide Field X-ray Telescope, WFXT) ausprobiert, vor allem um das Gewicht von solchen Spiegelsystemen zu senken. Auch hierbei besteht unsere Beteiligung im Eichen dieser Spiegel in unserer Testanlage PANTER.	An Italian group at the Osservatorio di Brera is trying to design mirror geometries departing from the classical Wolter geometry. The goal is to achieve good imaging quality over a wider field of view. Several fabrication processes have been tested for such a Wide Field X-ray Telescope (WFXT), primarily in order to save weight with this kind of X-ray mirrors. Here we also contribute by calibrating the instrument in our test facility PANTER.
Mit der Weiterentwicklung der Auswerteprogramme und der Wartung der ROSAT Web-Seiten und der Archive wird das Wissenschaftliche Datenzentrum am MPE auch weiterhin beschäftigt sein. Noch immer wird an vielen Instituten EXSAS als Software zur Auswertung der ROSAT Daten verwendet. Eine neue Version dieses Programmpakets beinhaltet jetzt auch die Einbindung von Datensätzen im Fits-Format. Damit können nun mit EXSAS auch Daten der Nachfolgemissionen XMM-Newton und Chandra bearbeitet werden. Um die gegenüber ROSAT etwa 10fach größeren Datensätze der XMM- und Chandra-Missionen bewältigen zu können, wurde neue Hardware angeschafft. Daneben beinhaltet der Aufgabenbereich des Datenzentrums die Unterstützung von Benutzern, Betreuung von Gästen und speziell in diesem Jahr die Unterstützung beim Umzug in den Neubau (Netzwerk).	The Scientific Data Centre will continue to deal with the maintenance of the ROSAT-Web-sites and the archives into the future. The interactive tool EXSAS for analysing ROSAT data is still in use at many scientific institutions. A new release of this programme package contains also the treatment of Fits-files. Therefore users of XMM-Newton and Chandra can analyse their data using EXSAS. However, the much larger data sets of these missions (about a factor 10 compared with ROSAT) required the purchase of new hardware. Furthermore the data centre personnel undertook the tasks of user support, support of guests and, especially in this year, the network support while moving into our new building.
Um erfolgreich Röntgenastronomie betreiben zu können, sind nicht zuletzt auch bodengebundenen Aktivitäten in Labors und Testeinrichtungen notwendig, deren Qualität im internationalen Vergleich bestehen können. Neben den kleineren Labors im Institut, in denen einzelne Komponenten von Instrumenten entwickelt und gebaut werden können, besitzen wir mit den Testanlagen PANTER und PUMA sehr effektive Möglichkeiten, um Detektoren, Spiegel, Filter und Gitter mit Röntgenstrahlen untersuchen zu können. Das Halbleiterlabor entwickelt mit großem Erfolg Detektoren, deren Eigenschaften optimal an die Bedingungen des jeweiligen Projekts angepasst sind.	Laboratories and test equipment on the ground are essential for successful X-ray missions. The quality of these laboratories must be internationally competitive. Apart from smaller laboratories in the institute that serve for the development and construction of instrument components, the X-ray test facilities PANTER and PUMA offer very efficient opportunities for testing and calibration of detectors, mirrors, filters and gratings. The semiconductor laboratory successfully develops detectors, whose properties can be optimised according to the requirements of individual projects.
In unserer großen Röntgentestanlage PANTER in Neuried wurde sofort nach dem Start von XMM-Newton die Flugersatzkamera installiert, wo sie zusammen mit dem ebenfalls eingebauten Ersatzspiegelsystem von XMM zur Verfügung stand, um eventuelle Fragen, die sich aus dem Betrieb des Satelliten ergeben, durch Messungen am Boden klären zu können. Außerdem wurden die komplexen Eigenschaften dieser Kamera durch zusätzliche Tests weiter untersucht. Sie wird später eine der Standard-Kameras in der Anlage werden, wie dies auch bei dem Ingenieurmodell des ROSAT Detektors der Fall war. Mit Hilfe des neuen Kristallspektrometers wurde die effektive Fläche des SWIFT-Spiegelsystems (Abb. III-13) im Energiebereich zwischen 2 und 10 keV gemessen. Ebenfalls untersucht wurde eine für WFXT aus Aluminiumoxid replizierte Spiegelschale. Leider ließen die Messergebnisse noch zu wünschen übrig.	Immediately after the launch of XMM-Newton, we installed the flight spare version of the EPIC pn-camera into our long beam facility PANTER in Neuried. Here it is being used, together with the flight spare mirror system of XMM, in order to answer potential questions that might arise from the operation of the satellite. Additionally, we have been investigating the complex properties of the camera through further tests. Later it will serve as a standard detector of the facility similar to the role of the ROSAT-PSPC during the last ten years. We have also determined the effective area of the SWIFT telescope (Fig. III-13) within the energy range between 2 and 10 keV using the novel type crystal spectrometer (see 1999's report). Furthermore we investigated an aluminium oxide mirror shell fabricated for the WFXT project. Unfortunately, these measurements have not yet lead to the expected results.
Die kleinere Testanlage PUMA am MPE in Garching wird in erster Linie für Absoluteichungen von Halbleiterdetektoren und Filtern neuer Bauart verwendet werden. Die Aufbauarbeiten an dieser Anlage mussten im Herbst diesen Jahres unterbrochen werden, da größere Umbauarbeiten in den Labors nötig wurden. Dabei wurden u. A. neue Klimaanlagen installiert.	The smaller test facility PUMA at the MPE in Garching will be used primarily for absolute calibrations of semiconductor detectors and novel type filters. This facility is still under construction, since it had to be interrupted for a couple of months because of infrastructure modifications of the laboratory. Among other things, a new air condition facility was installed.
Neben diesen Anlagen wurden bzw. werden für unser Halbleiterlabor zwei weitere Testeinrichtungen aufgebaut: CaliFa dient speziell zur Untersuchung von Strahlenschäden an Halbleitern, mit Rösti 2000 können großflächige CCDs auf ihre röntgenoptischen Eigenschaften hin untersucht werden.	Two further test facilities have been set up at our semiconductor laboratory: With CaliFa we will investigate radiation damages to semiconductor detectors, and with Rösti 2000 we can investigate the X-ray properties of large area CCD's.
Das gemeinsam mit dem MPI für Physik in München betriebene Halbleiterlabor stellt das Rückgrat unserer Entwicklungen von röntgenempfindlichen Detektoren dar. Die pn-CCDs für ABRIXAS und XMM sind die größten bisher hergestellten Röntgen-CCDs. Für zukünftige Röntgenmissionen werden neuartige Detektorkonzepte erarbeitet. Der Umzug des Halbleiterlabors auf das Forschungsgelände der SIEMENS AG in München-Neuperlach konnte abgeschlossen werden. Nun stehen uns ein Labor mit 500 m2 Reinraumfläche (Klasse 1-10), ein 500 m2 Testlabor (Klasse 100-1000) und etwa 500 m2 Büro und Lagerraum zur Verfügung. Für alle Betriebsarten ist die Infrastruktur (inkl. Betriebsgenehmigungen) für die Fertigung von Halbleiterbauelementen vorhanden. Alle Technologie- und Testeinrichtungen wurden wieder in Betrieb genommen, die Standardprozesse zur Detektorherstellung laufen auch wieder. Neue Fertigungsprozesse für zukünftige Detektoren werden installiert und qualifiziert.	The semiconductor laboratory, operated together with the MPI für Physik in Munich, is the backbone for our development of X-ray sensitive detectors. The pn-CCD's of ABRIXAS and XMM are the largest X-ray CCD's in the world. Here we also develop novel concepts for applications for future X-ray missions. After the move to the new site on the campus of the company SIEMENS AG in Munich-Neuperlach, the laboratory is again fully functioning. A 500 m2 clean room (class 1-10), a 500 m2 test laboratory (class 100-1000) and about 500 m2 office and storage space are now available. The infrastructure including the operation permission has now been established. All technology- and test facilities are already operating, and the standard processes for the fabrication of detectors are running. Novel fabrication technologies for future detectors are about to be installed and qualified.
Für diese Entwicklungen werden derzeit zwei unterschiedliche Linien verfolgt. Bei aktiven Pixeldetektoren (Abb. III-14) besitzt jedes Bildelement einen eigenen Verstärker, ein Verschieben der Ladungen wie beim CCD wird dadurch hinfällig und das Bauelement ist unempfindlicher gegenüber Strahlenschäden. Außerdem erlaubt dieses Konzept eine noch höhere Zeitauflösung. An einem erstem System mit 64 x 64 Bildelementen (Pixelgröße 50µm bzw. 75µm) wurden erste, vielversprechende Messungen durchgeführt. So liegt das Rauschen dieser Detektoren selbst bei Zimmertemperatur lediglich bei 5 Elektronen. Basierend auf diesen Erfahrungen wurde das Layout für die nächste Generation dieser Detektorart erstellt. Frame Store CCDs erlauben das gleichzeitige Integrieren von Photonen und Auslesen der Signalladungen durch schnelle Zwischenspeicherung in einem abgedeckten Bereich des CCDs, was die Datenaufnahme erheblich beschleunigt. Mit der Fertigung dieser neuartigen pn-CCDs wurde begonnen. Parallel zu diesen Halbleiterentwicklungen sind auch umfangreiche Arbeiten auf dem Gebiet der Systemelektronik und Datenakquisition, der Mechanik, Kühlkonzepte und Testaufbauten notwendig.	For these developments we follow two different lines: all image pixels of active pixel detectors (Fig. III-14) have their own integrated amplifiers thereby avoiding the shift of charges (as for CCD's). Additionally, these components are less sensitive to particle radiation, and this concept allows an even better time resolution. We have tested the first breadboard system consisting of 64 x 64 pixels (pixel size 50µm or 75µm, respectively) and have gotten promising results. For instance, the electronic noise of these detectors is around 5 e RMS even at room temperature. Based on this experience we designed the layout for the next generation of this kind of detector. In parallel also the CCD concept has been improved. Frame store devices offer simultaneous integration and readout of photon events by fast, intermediate storage in a covered area of the CCD, which extremely accelerates the data acquisition. We have already started the fabrication of these CCD's. Parallel to these developments of semiconductor detectors we are also doing extensive work in the fields of system electronics and data acquisition, mechanics, cooling concepts and test set up's.
Die Projekte der Röntgenastronomie wurden wie folgt gefördert: das DLR unterstützte ROSAT (50.QR.9002.0), ABRIXAS (50.QQ.9601.0 und 50.QQ.9603.6) und XMM (50.OX.9601.7, 50OX.9302.5, 50OX.9701.5). XMM wurde auch von ESA/ESTEC (10469/93/NL/RE und 8873/90) gefördert. Außerdem erhielten wir Mittel von der Verbundforschung (50.OR.9612.0) und von der Dr.-Johannes-Heidenhain-Stiftung.	The projects of the X-ray astronomy have been promoted as follows: the DLR supports ROSAT (50.QR.9002.0), ABRIXAS (50.QQ.9601.0 and 50.QQ.9603.6), and XMM (50.OX.9601.7, 50OX.9302.5, 50OX.9701.5). XMM was also sponsored by ESA/ESTEC (10469/93/NL/RE and 8873/90). The institute received additional support from the Verbundforschung (50.OR.9612.0) and from the Dr.-Johannes-Heidenhain-Stiftung.
Abb. III-12: Punktbild des XEUS Spiegelsystems bei Vollausleuchtung (links) und bei Beleuchtung mit einem Pencil-Beam (rechts) Fig. III-12: Image of a point source taken with the XEUS mirror system when completely illuminated (left) and when illuminated with a pencil beam (right).
Abb. III-13: Das SWIFT-Spiegelsystem, zusammen mit dem PSPC und der EPIC-MOS CCD-Kamera, eingebaut in der Röntgentestanlage PANTER. Fig. III-13: The SWIFT-mirror system installed in the PANTER test facility together with the PSPC and EPIC-MOS CCD-camera.	Abb. III-14: Für zukünftige Röntgensatelliten entwickelt das MPI Halbleiterlabor (eine gemeinsame Einrichtung des MPE und MPI für Physik in München) neuartige Bildsensoren auf Siliziumbasis. Die Abbildung zeigt den Layoutausschnitt eines sogenannten DEPFET Pixel Detektors. Die sechseckigen Bildzellen haben einen Durchmesser von 60 µm und sind in einer Matrix von 1024 x 1024 Elementen angeordnet. Fig. III-14: For future X-ray missions, the MPI semiconductor laboratory (an installation operated together with the MPI für Physik in Munich) develops novel type silicon sensors. The figure shows a part of the layout for a so-called DEPFET pixel detector. The size of hexagonal pixels is 60 µm in diameter. 1024 x 1024 pixel are arranged in a matrix.

MPE Jahresbericht 2000 / MPE Annual Report 2000