XMM-Newton (kompendium)

[Scorus]

WPROWADZENIE
Satelita astronomiczny XMM-Newton (X-ray Multimirror Mission) jest europejskim (ESA) obserwatorium rentgenowskim wykonującym obserwacje najróżniejszy obiektów astronomicznych w zakresie promieniowania rentgenowskiego w przedziale energii 0.1 - 10 keV. Do celów naukowych zaliczają się: określenie pochodzenia rozproszonego tła rentgenowskiego; zobrazowanie rozproszonego gazu w gromadach galaktyk; wykonanie przeglądów galaktyk i gwiazd; wykonanie badań akrecji w układach podwójnych gwiazd; oraz wykonanie badań spektroskopowych AGN oraz badań widmowych pozostałości po supernowych w pobliskich galaktykach. Cele te są realizowane poprzez: rejestrowanie spektrogramów źródeł rentgenowskich; wykonywanie pomiarów spektrometrycznych o wysokiej wrażliwości i pośredniej rozdzielczości z mocą rozdzielczości widmowej 100 - 700 w zakresie 350 - 2500 eV; wykonywanie spektroskopii obrazującej w obszernym przedziale energetycznym 100 eV - 15 keV; oraz jednoczesne czułe obserwacje w zakresie 1600 - 6000A za pomocą monitora optycznego. XMM-Newton jest największym satelitą naukowym zbudowanym w Europie, i posiada największy system zwierciadeł rentgenowskich jaki kiedykolwiek zbudowano.

KONSTRUKCJA
Satelita XMM-Newton ma masę 2 400 kilogramów (wraz z paliwem 3 800 kg), i długość 10 m. W przybliżeniu ma kształt walcowaty. Składa się z trzech zasadniczych sekcji: modułu serwisowego (Service Module); tubusu teleskopu (Telescope Tube); oraz modułu instrumentów naukowych (Science Instruments Module). Zasadnicza struktura satelity jest wykonana z włókien węglowych, które mają niską rozszerzalność cieplną, i zapewniają stabilność termiczną konieczną do wykonywania szczegółowych obserwacji astronomicznych.Materiał ten został powszechnie zastosowany podczas budowy XMM-Newton, ale w różnych jego elementach z różnych powodów. Na przykład dla tubusu teleskopu i struktury podpierającej zwierciadła modułu serwisowego materiał ten był korzystny z przymusów termalnych. Mógł on spełnić surowe ograniczenia termalne przy niskiej masie. Dla modułu serwisowego głównym powodem jego użycia była konieczność zapewnienia wysokiej sztywności. W zawiasach złożonych elementów, takich jak platforma podpierająca zwierciadła zastosowanie obok metalu innych materiałów niż włókna węglowe zaburzyłoby temperaturę. Inne elementy poza ścieżką optyczną zostały wykonane z aluminium z powodu jej  przewodnictwa cieplnego, oraz jej światłoszczelności (osłona przeciwsłoneczna teleskopu).

[Scorus]

Moduł serwisowy jest głównym elementem satelity. Ma kształt graniastosłupa ośmiokątnego, i stanowi przednią, najszerszą część pojazdu. Zawiera podstawowe komponenty inżynieryjne satelity, zapewniające zasilanie, łączność, zarządzenia danymi itp, oraz złożoną optykę rentgenowską. Został on wykonany w dużej mierze z aluminium (w postaci struktury przypominającej plaster miodu) w zewnętrznych panelach, oraz z włókien węglowych. Ma on postać pustego pudełka zbudowanego wokół centralnego stożka. Składa się z platformy górnej i dolnej, oraz czterech bocznych paneli. Na tych komponentach zainstalowano wszystkie systemy satelity. Moduł ten zawiera strukturę łączącą pojazd z górnym stopniem rakiety nośnej. Zawiera platformę podpierającą zwierciadła (Mirror Support Platform) wraz z optyką. W module serwisowym znajduje się pokładowy system obróbki danych (On-Board Data Handling System - OBHD), służący do dekodowania poleceń z Ziemi, wysyłania na Ziemię danych, utrzymywania czasu pokładowego, oraz  formatowania danych telemetrycznych przed ich transmisją. Łączność z Ziemią zapewnia system radiowy (Radio Frequency System - RFS), zawierający transpondery i anteny pracujące w paśmie S. Do uzyskiwania i rozprowadzania energii elektrycznej o napięciu 28 V po całym statku służy podsystem mocy elektrycznej (Electrical Power Subsystem - EPSS). Energia na poziomie 1000 W jest produkowana przez dwa skrzydła fotoogniw słonecznych ulokowanych symetrycznie po obu stronach modułu serwisowego. Każde skrzydło składa się z 3 prostokątnych paneli fotowlitaicznych. Moduł serwisowy zapewnia ponadto kontrolę temperatury wewnętrznej, oraz bardzo dokładny monitoring temperatury zwierciadeł rentgenowskich. Osłony trzech modułów zwierciadeł, umieszczonych w centrum modułu serwisowego (patrz dalej) muszą być utrzymywane w temperaturze  20°C, w celu ograniczenia odkształceń termicznych. Dlatego podtrzymująca je platforma jest utrzymywana prawie w stałej temperaturze, z odchyleniami mniejszymi niż 12°C. W innych przypadkach moduł serwisowy jest utrzymywany w standardowych zakresach temperatur, i uwaga przy jego budowie była zwrócona w stronę prostoty i solidności. Cieplny projekt pojazdu XMM-Newton wykorzystuje korzyści wynikające ze stałego środowiska na jego odległej orbicie o długim okresie i ograniczone zmiany kąta oświetlenia przez Słońce (120°). W rzeczywistości albedo Ziemi i promieniowanie podczerwone nie mają znaczenia w przypadku jego orbity. Tylko podczas przejść przez perygeum (700 km) stabilność cieplna XMM jest nieznacznie naruszana przez wpływ Ziemi. Największe perturbacje cieplne zdarzają się podczas okresów zaćmień, gdy pojazd nie otrzymuje energii słonecznej przez okres maksymalnie 1.7 godziny (chociaż statystycznie zaćmienia są krótsze). Jednak zaćmienia zawsze zdarzają się pod minimalną wysokością, która jest wymagana dla obserwacji (40 000 km), zwiększając czas potrzebny na odzyskanie stabilności termicznej. Ogrzewanie za pomocą grzejników przed i po zaćmieniu pozwalają na zmniejszenie tego czasu. W module serwisowym zainstalowano także systemy kontroli orientacji przestrzennej (Attitude and Orbital Control Systems - AOCS). Jednym z podstawowych wymagań dla obserwacji odległych źródeł przez długie okresy, nawet 10 godzin jest bardzo dokładne pozycjonowanie satelity. Głównie podsystemy AOCS zostały zbudowane przez Matra Marconi Space (MMS) w Anglii, i są głównym wkładem Wielkiej Brytanii do misji. Satelita podczas obserwacji powoli obraca się z szybkością 20 stopni na godzinę. Dokładność pozycjonowania wynosi 0.25'' w okresie 10 sekund. XMM może zmieniać orientację za pomocą dwóch kompletów czterech małych silniczków, używających jako paliwa hydrazyny. Dla dokładniejszego pozycjonowania są używane cztery koła reakcyjne, które są głównymi urządzeniami wykonawczymi AOCS. Na podstawie danych dostarczanych przez dwa szperacze gwiazd (Star Trackers), które obserwują gwiazdy w ich polach widzenia, komputery AOCS obliczają pęd kół kreacyjnych potrzebny podczas kontroli orientacji w czasie obserwacji, lub podczas zmiany celu badań. Obrót kół odbywa się z maksymalną szybkością 4000 rpm. AOCS zawiera około 100 kg elektroniki i składa się z 10 jednostek wyposażenia zawierających komputery, koła reakcyjne, sensory Słońca, zasilacze, oraz okablowanie łączące. Przed zainstalowaniem na satelicie system ten przeszedł bardzo szczegółowe testy. Projekt AOCS jest odpory na uszkodzenia.  Głównym elementem AOCS jest jednostka wykrywania błędów i elektroniki korygującej (Flght Failure Detection and Correction Electronics Unit). Jest ona odpowiedzialna za wykrywanie początków różnorodnych anomalii i ich korygowanie. Bardzo ważnym wymogiem XMM-Newton była ochrona delikatnych detektorów instrumentów naukowych przed uszkodzeniem przez źródła światła na niebie. Oś podłużna teleskopu nigdy nie jest kierowania bliżej Słońca niż 70°. Podobnie nigdy nie wskazuje bliżej niż 47° w kierunku Ziemi, i 22° w kierunku Księżyca podczas obserwacji naukowych. AOCS został także zaprojektowany do umożliwienia satelicie działania w trybie automatycznym przez 36 godzin, a także podczas zaćmień. Jednak gdyby zdarzyła się jakaś poważna awaria, która spowodowałaby przedłużenie się braku łączności z Ziemią, XMM-Newton może  wejść w tryb bezpieczny (Safe Mode) i czekać na aktywację z Ziemi.

[Scorus]

Moduł serwisowy zawiera także trzy moduły zwierciadeł rentgenowskich (Roetngen Mirrors Systems) umieszczone w jego centralnej części na platformie podpierającej zwierciadła, będące głównymi elementami trzech teleskopów rentgenowskich satelity. Każdy moduł ma masę 500 kg. Otwory wejściowe zwierciadeł znajdują się na czołowej powierzchni przedniej części  modułu serwisowego. Od góry jest ona osłonięta przez osłonę przeciwsłoneczną, która chroni je przed bezpośrednim oświetleniem przez promieniowanie słoneczne. Podczas budowy, startu, i wczesnej fazy misji optyka była chroniona przez osłonę wejściową, otworzoną po wprowadzeniu pojazdu na orbitę docelową. Po przejściu przez otwór wejściowy promieniowanie przechodzi przez przegrodę wejściową, która znosi rozproszone światło. Następnie przechodzi do przegrody rentgenowskiej, i wchodzi do właściwego systemu zwierciadeł. Przegrody rentgenowskie zostały ustawione przed zwierciadłami. Działają one jak kolimatory, i znacznie zmniejszają ilość rozproszonego światła w polu widzenia instrumentów naukowych. Przegroda rentgenowska XMM-Newton została zbudowana jako dwie płyty. Każda płyta ma kształt dysku o grubości 1 mm, i jest zbudowana. Odległość dwóch płyt od przodu zwierciadeł wynosi kolejno  385 i 439 mm. Wszystkie powierzchnie przegrody zwrócone w kierunku zwierciadeł są poczernione. Każdy moduł zwierciadeł zawiera 58 zwierciadeł w układzie Wolter-1. Powierzchnia odbijająca zwierciadeł jest pokryta złotem, a same zwierciadła są wykonane z niklu. Są ułożone koncentrycznie. Wszystkie są zamontowane w ich otworze wejściowym za pomocą 16 belek pojedynczej struktury pająkowej. Pająk jest połączony z platformą zwierciadeł za pomocą aluminiowej struktury łączącej (Mirror Interface Structure - MIS). W celu zapobieżenia mechanicznej deformacji zwierciadeł i co za tym idzie degradacji ich właściwości optycznych dokładność połączenia pomiędzy pająkiem a MIS musiała być lepsza od 5 mikronów. Projekt optyczny uwęglenia wymóg otrzymania jak najwyższego obszaru efektywnego w szerokim zakresie energii, ze szczególnym uwzględnieniem pasma 7 keV. Każda powłoka zwierciadeł składa się z paraboloidy wytworzonej razem z hiperboloidą w jednym kawałku, co ułatwiło montaż systemu. Duża liczba zwierciadeł zwiększa powierzchnię efektywną. Wydajność zagnieżdżenia jest określana przez grubość powłoki zwierciadeł. Im cieńsze są powłoki, i im dalej są rozstawione, tym większa jest powierzchnia efektywna. Grubość najmniejszego zwierciadła (średnica 306 mm) wynosi 0.47 mm, i powiększa się wraz ze średnicą zwierciadeł. Grubość zwierciadła o średnicy 700 mm wynosi 1.07 mm. Minimalna radialna odległość pomiędzy powłokami wynosi 1 mm. Większa liczba zwierciadeł byłaby nieskuteczna w wytwarzaniu większej powierzchni efektywnej, z powodu wzrostu ich masy przy niskim powiększeniu obszaru efektywnego. Efektywna powierzchnia wszystkich trzech modułów razem wynosi 6 500 centymetrów kwadratowych w zakresie 0.1 - 1 keV, oraz około 2 000 centymetrów kwadratowych przy 10 keV. Rozdzielczość kątowa tego systemu wynosi 30''. Ogniskowa każdego modułu wynosi 7.5 metra. Promień zewnętrznego zwierciadła wynosi 350 mm, a wewnętrznego - 153 mm. Osiowa długość zwierciadeł wynosi  600 mm. Każdy z trzech teleskopów rentgenowskich zawiera także deflektor elektronów, który produkuje obwodowe pole magnetyczne zapobiegające dostawaniu się do detektorów instrumentów naukowych elektronów o niskich energiach odbitych od zwierciadeł. Dwa z teleskopów są zaopatrzone w powierzchnie siatek refleksyjnych (Reflection Grating Array - RGA). Przegroda wyjściowa dostarcza ponadto odpowiedniego środowiska termicznego.

Tubus teleskopu jest lekką, cylindryczną strukturą, w której wiązki światła skupione przez zwierciadła rentgenowskie są ogniskowane. Padają na płaszczyznę ogniskowej, gdzie umieszczono wszystkie instrumenty czułe na promieniowanie X. Umieszczono je w module instrumentów naukowych, na końcu tubusu teleskopu.

WYPOSAŻENIE
W skład wyposażenia naukowego satelity XMM-Newton wchodzą: europejska kamera obrazująca fotony (European Photon Imaging Cameras - EPIC); monitor optyczny (Optical Monitor - OM); oraz spektrometr z siatkami refleksyjnymi (Reflection Grating Spectrometer - RGS). Wszystkie urządzenia z wyjątkiem OM zainstalowanego koło modułów zwierciadeł znalazły się w module instrumentów naukowych.

[Scorus]

EPIC
Jest to główny instrument płaszczyzny ogniskowej XMM-Newton. Instrument ten służy do obserwacji różnorodnych obiektów astronomicznych - od najodleglejszych galaktyk poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Pozwala na badania zmian temperatur w źródłach rentgenowskich, takich jak ogromne chmury gazu międzygalaktycznego, albo zmian w składzie chemicznym, np. w pozostałościach po supernowych. Umożliwia wykonywanie niezmiernie wrażliwych obserwacji w polu widzenia FOV dostarczanym przez teleskop rentgenowski pojazdu (30') w zakresie energii 0.15 - 15 keV. Instrument EPIC składa się z trzech systemów obrazującym, umieszczonych po jednym za każdym module zwierciadeł rentgenowskich pojazdu. Dwie kamery (EPIC MOS) są umieszczone za powierzchnią siatek refleksyjnych instrumentu RGS, a jedna (EPIC PM) za w pełni odsłoniętym teleskopem.

Każdy system obrazujący używa detektora CCD. Umożliwia wyprodukowanie listy wydarzeń wywoływanych na detektorze przez pojedyncze fotony X, co pozwala na określenie ich cech, takich jak na przykład ich pozycja w której zostały zarejestrowane, ich czasu nadejścia i energia. Dodatkowym czujnikiem jest monitor radiacji EPIC (EPIC Radiation Monitor - ERM). Jego głównym zadaniem jest wykrywanie ziemskich pasów radiacyjnych, i rozbłysków słonecznych, w celu dostarczenia informacji na temat środowiska cząstek energetycznych. Ponadto ERM wykonuje pomiary promieniowania wokół Ziemi, które mogą zostać zastosowane podczas projektowania detektorów w przyszłości. Kamery umieszczone za powierzchniami siatek refleksyjnych używają CCD opartego na technologii metal - tlenek - półprzewodnik (Metal Oxide Semiconductors - MOS, stąd nazwa EPIC MOS). CCD ten został rozwinięty przez Leicester University & English Electric Valve (EEV) z Chelmsford w Wielkiej Brytanii. Kamera umieszczona za wolnym teleskopem (EPIC PM) używane nowego typu CCD (PM) opracowanego przez Instytut Fizyki Pozaziemskiej im Maxa Planca (Max Planck Institute of Extraterrestrial Physics) z Garching w Niemczech. Detektory CCD MOS rejestrują fotony w miękkiej części widma rentgenowskiego, z dobrą rozdzielczością kontową. Detektory te mają wrażliwą powierzchnię krzemową o grubości tylko 40 mikronów, co powoduje, że są mniej czułe w zakresie twardego promieniowania rentgenowskiego. Ta górna część spektrum jest pokrywana lepiej przez detektor PM, o grubości powierzchni wrażliwej 300 mikronów. Jedyna poprzednia misja (satelita ASCA, nie licząc Obserwatorium Chandra wystrzelonego na krótko przed wprowadzeniem na orbitę XMM-Newton) używająca jako detektorów promieniowania rentgenowskiego systemów CCD udowodniła ich wydajność, ale pokazał także szkody wyrządzane w nich przez promieniowanie. W celu ochrony detektorów przed promieniowaniem wszystkie kamery są osłonięte aluminiowymi osłonami o grubości 3 centymetrów. Jedna pozycja na każdym kole filtrów w które są wyposażone kamery może także zasłonić wrażliwy detektor. Wszystkie kamery są także wyposażone w duży radiator, który chłodzi detektory do temperatury -100°C podczas ich działania. Każdy detektor CCD MOS składa się z 7 mikroukładów krzemowych, z których każdy ma wymiary 600 x 600 pikseli. Dane z CCD są odczytywane w kilka sekund, a następnie przetwarzane elektronicznie i kompresowane przez jednostkę elektroniki instrumentu. Po sformatowaniu do postaci kompatybilnej z formatem telemetrii statku są wysyłane na Ziemię. Detektor CCD PM został opracowany z użyciem nowych technologii, których rozwój w laboratorium półprzewodników Instytuty Maxa Planca trwał 7 lat. Jego integracja i testy w całej kamerze trwały 2 lata. Skutkiem było wytworzenie pojedynczego chipu, który reprezentuje radykalne odejście od pojęcia zintegrowanego obwodu zastosowanego w detektorach MOS. Odczyt danych równolegle w 768 niezależnych kanałach umożliwia szybkie obsługiwanie kamery EPIC PM - na uzyskanie pełnego obrazu potrzebnych jest tylko 80 ms. Specjalne tryby odzyskiwania informacji pozwalają ponadto na obserwacje przejściowych źródeł z rozdzielczością czasową tylko 40 ms. CCD PM ma powierzchnię o wymiarach 400 x 400 piksele wytworzoną na monolitycznej płytce z czystego krzemu o wymiarach rzeczywistych 6 x 6 cm. Wrażliwy obszar o powierzchni 36 centymetrów kwadratowych jest największym rentgenowskim detektorem CCD jaki kiedykolwiek zbudowano.

Instrument EPIC został zbudowany przez konsorcjum 10 instytucji z USA, Wielkiej Brytanii i Francji. ERM został rozwinięty przez Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CESR) w Tuluzie we Francji.

[Scorus]

OM
Monitor optyczny satelity XMM-Newton jest instrumentem służącym do identyfikowania w zakresie optycznym (niebieskiej części spektrum) i ultrafioletowym źródeł rentgenowskich obserwowanych przez inne instrumenty tego satelity. Jest to teleskop pracujący w zakresie widmowym 170 - 650 nm, i mogącym identyfikować źródła o jasności do 24 magnitudo (w nie filtrowanym świetle). Dzięki niemu XMM-Newton jest pierwszym obserwatorium rentgenowskim wykonującym także obserwacje optyczne i ultrafioletowe. Zdolność jednoczesnego obserwowania obiektów w zakres widzialnym, ultrafioletowym, i rentgenowskim znacznie zwiększa wartość naukową danych z misji. Umożliwia między innymi lepsze zrozumienie procesów fizycznych zachodzących w kwazarach.

OM jest teleskopem opartym na ulepszonej konfiguracji Ritcheya - Chretiena (dającej obraz wysokiej jakości w szerokim polu widzenia). Jego otwór wejściowy ma średnicę 30 centymetrów, jednak z powodu jego pozycji na orbicie jego wrażliwość obrazowania jest porównywalna z 4 metrowym teleskopem na powierzchni Ziemi. Tubus teleskopu ma długość 2 m. Ogniskowa ma długość 3.8 m, f/12.7. Instrument wykonuje obserwacje rentgenowskiego pola widzenia teleskopu o powierzchni 17 kątowych minut kwadratowych w wielu zakresach światła widzialnego i ultrafioletu.  Światło wchodzące do teleskopu wędruje w dół jego struktury a następnie jest odbijane przez główne zwierciadło o średnicy 0.3 metra na mniejsze zwierciadło wtórne (hiperboliczne). Zwierciadło wtórne odbija światło, które przechodzi przez centralną przegrodę zwierciadła głównego, i jako skupiona wiązka jest kierowane do jednego z dwóch kół filtrów. Po przejściu przez filtry pada na detektory instrumentu. Koła filtrów zawierają 11 pozycji: 1 wolny otwór, 6 filtrów szerokopasmowych (U, B, V, UVW1, UVM2 i UVW2), jeden filtr światła białego, jedną soczewkę, oraz dwa grismy (UV i optyczne) służące do uzyskiwania spektrogramów. Instrument jest zaopatrzony w dwa detektory: płytę z mikrokanałami (Micro-Channel Plate - MCP) oraz detektor CCD o wymiarach 384 x 288 pikseli (obszar aktywny o wymiarach 256 x 256 pikseli). Detektor CCD jest zdolny do rejestrowania 100 klatek na sekundę. Podczas szczegółowego obrazowania centralnego obszaru pola widzenia w ścieżce optycznej umieszczana jest soczewka, zainstalowana na jednym z kół filtrów. Tam też znajdują się dwa układy typu Grism. Służą one do wykonywania pomiarów spektrometrycznych z niską rozdzielczością. Zakres widmowy instrumentu z soczewką w ścieżce optycznej wynosi  350 - 550 nm. Dane odzyskane z detektorów są przetwarzane i kompresowane przez dwie (redundancyjne) jednostki elektroniki instrumentu (Digital Electronics Module) i przesyłane na Ziemię.

Instrument został zaprojektowany i rozwinięty w Laboratorium Nauk Kosmicznych Mullarda (Mullard Space Science Laboratory - MSSL). Teleskop, detektory, struktura instrumentu, zasilacze i procesory danych wchodzące w jego skład powstały w Belgii i Stanach Zjednoczonych.

[Scorus]

RGS
Spektrometr z siatkami refleksyjnymi jest instrumentem służący do wykonywania spektrogramów obiektów astronomicznych w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego w przedziale energetycznym 0.35 - 2.4 keV. Szczegółowe badania cech widmowych pozwalają na wyznaczenie cech fizycznych (gęstości, temperatury, stanu jonizacji, obfitości występowania poszczególnych pierwiastków chemicznych) rejonu emitującego promieniowanie rentgenowskie i otaczającego je środowiska. Możliwe jest ich określane w bardzo różnych obiektach takich jak korony gwiazd, układy podwójne gwiazd, pozostałości po supernowych, gromady galaktyk, oraz jądra aktywnych galaktyk. Dane widmowe w zakresie promieniowanie rentgenowskiego są także przydatne w badaniach błysków gamma, ponieważ można je także obserwować w zakresie X. XMM-Newton jest pierwszym satelitą astronomicznym wyposażonym w siatki refleksyjne służące do uzyskiwania spektrogramów w zakresie promieniowania X (wczesne misje używały spektrometrów krystalicznych, późniejsze takie jak EXOSAT z 1989 r siatki transmisyjne). Technologia siatek refleksyjnych daje jednocześnie dużą wydajność i wysoką rozdzielczość widmową. Instrument RGS składa się z dwóch siatek refleksyjnych (Reflection Grating Array - RGA) umieszczonych w tubusie teleskopu, oraz dwóch kamer (RGS Camera) umieszczonych w module instrumentów naukowych satelity XMM-Newton.

Siatka refleksyjna jest zwierciadłem z ciasno ułożonymi bruzdami. Siatki RGS mają około 600 bruzd na milimetr, co odpowiada 15 bruzdom w szerokości ludzkiego włosa. Siatki odbijają promieniowanie rentgenowskie o różnych energiach pod nieznacznie różnymi kontami. Dwie powierzchnie instrumentu RGS są złożone ze 182 płyt. Każda płyta składa się z węglika krzemu pokrytego cienką (2000 A) warstwą wykonaną ze złota. Płyty te mają wymiary 10 x 20 cm każda. Zostały usztywnione żeberkową kratownicą na tylnej stronie i domontowane do struktury podpierającej wykonanej z berylu.

Promieniowanie rentgenowskie po przejściu przez siatki pada na dwie kamery RGS umieszczone w płaszczyźnie ogniskowej zwierciadeł rentgenowskich XMM-Newton. Każda kamera zawiera pas 10 detektorów CCD opartych na MOS. Detektory są niezmiernie dokładne w pomiarach pozycji padania na nie fotonów rentgenowskich. Aby zmniejszyć szum tła detektory pracują w zakresie temperatur od -80 do -120°C. Ciepło jest wypromieniowywane w przestrzeń kosmiczną przez dwa radiatory na zewnątrz statku kosmicznego. Dane widmowe z CCD podczas analizy są przedstawiane jako krzywe pokazujące (w postaci grzbietów i dolin) obecność lub brak danych pierwiastków chemicznych (np. żelaza, tlenu, krzemu) w obserwowanym źródle rentgenowskim. Pozycje i wielkości szczytów wykresu są także miarami odpowiednio temperatury występującej w źródłach, oraz względnej obfitości występowania poszczególnych pierwiastków. Dane te mogą także dostarczyć wskazówek co do gęstości gazu emitującego promieniowanie.

Instrument RGS został zbudowany przez międzynarodowe konsorcjum. Detektory zostały rozwinięte przez firmę EEV Ltd. z Chelmsford w Wielkiej Brytanii pod przewodnictwem Sensor Technology Development Group przy SRON w Utrechcie. Pozostałymi kontrahentami było Laboratorium Nauk Kosmicznych im. Mullarda (Mullard Space Science Laboratory w MSSL) Wielkiej Brytanii odpowiedzialne za oprogramowanie i technologię cyfrową oraz obróbkę danych na pokładzie oraz Instytut Paula Scherrera (Paul Scherrer Institute - PSI) z Villigen w Szwajcarii odpowiedzialny za strukturę i projekt cielny kamer. System siatek refleksyjnych wraz z elektroniką był testowany w Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics.

[Scorus]

PRZEBIEG MISJI
Prace nad europejskim obserwatorium rentgenowskim rozpoczęto w 1989r. Satelita XMM-Newton wystartował dnia 10 grudnia 1999 roku o godzinie 14:32:00 UTC. Rakietą nośną była Ariane 5 04. Miejscem startu był kosmodrom ESA Guiana Space Centre w Kouru.

Rakieta ta umieściła XMM-Newton na niskiej, parkingowej orbicie okołoziemskiej o perygeum na wysokości  850 km i apogeum 114 000 km.Trzeci stopień rakiety został odrzucony w 29 minucie po starcie. Po około 20 sekund od odłączenia pojazdu, pierwsze dane telemetryczne  zostały otrzymane w centrum kontroli misji w ESOC. Po skontrolowaniu orientacji i stanu satelity kontrola lotu czekała do następnego dnia (22 godziny) na osiągniecie przez pojazd jego pierwszego apogeum. W tym momencie wykonano pierwsze cztery (końcowo 5) odpalenia silników XMM. W każdym apogeum, przez 8 dni od startu podnoszono w ten sposób orbitę obserwatorium.  W tym czasie otworzono drzwi wejściowe teleskopów, oraz pozbyto się z nich resztek gazu. Po tych operacjach odległą, silnie eliptyczną orbitę docelową osiągnięto z dokładnością 1.5 km. Perygeum orbity roboczej znalazło się na wysokości 7000 kilometrów ponad Ziemią, a apogeum - na wysokości 114 000 kilometrów (prawie 1/3 odległości od Księżyca, nad półkulą południową). Okres obiegu wynosi 48 godzin. Nachylenie płaszczyzny orbity do równika ziemskiego wynosi 40 stopni. Wysoce ekscentryczna orbita została wybrana z dwóch powodów. Po pierwsze XMM musi pracować poza obrębem pasów radiacyjnych van Allena, gdzie promieniowanie uniemożliwia wykonywanie obserwacji w zakresie rentgenowskim. Po drugie pozwala na najdłuższe okresy obserwacyjne - okresy w których pojazd przebywa w cieniu Ziemi są znacznie kutrze niż na niskich orbitach. Dodatkowo okres obiegu wynosi dokładnie dwa okresy obrotu Ziemi wokół jej osi, co pozwala na optymalne kontakty ze stacjami naziemnymi. Podczas przejść przez pasy radiacyjne instrumenty naukowe są wyłączane ze względów bezpieczeństwa. Ale przez 40 godzin można prawie nieprzerwanie prowadzić obserwacje astronomiczne.

Po przetestowaniu działania pojazdu i instrumentów naukowych przystąpiono do bardzo udanego programu obserwacji astronomicznych. XMM-Newton obserwował i obserwuje tysiące interesujących obiektów. Czas trwania misji nominalnej był zaplanowany na 2 lata, ale pojazd został zaprojektowany do działania przez 10 lat, i realizuje w tej chwili misję rozszerzoną.