Organisaatio | ESA |
---|---|
Ala | Pehmeä X-ray teleskooppi ,15 - 15 keV |
Tila | Operatiivinen |
Muut nimet | Suuritehoinen röntgenspektroskopia |
Tuoda markkinoille | 10. joulukuuta 1999 |
Launcher | Ariane 5 GS |
Tehtävän loppu | 31. joulukuuta 2025 (suunniteltu) |
COSPAR-tunniste | 1999-066A |
Sivusto | http://xmm.esac.esa.int/ |
Massa käynnistämisen yhteydessä | 3764 kg |
---|
Kiertorata | Voimakkaasti elliptinen |
---|---|
Perigee | 7000 km (alku) |
Apogee | 114000 km (alku) |
Aika | 48 h |
Kaltevuus | 40 ° |
Tyyppi | Wolter tyyppi 1 |
---|---|
Halkaisija | 0,70 m |
Alue | 0,43 m 2 |
Polttoväli | 7,50 m |
Aallon pituus | Pehmeä X- säteet (0,1 kohteeseen 12 keV ) |
EEPPINEN | X kameraa |
---|---|
RGS | X-spektrometrien raastaminen |
OM | Näkyvä / ultraviolettiteleskooppi |
XMM-Newton (XMM on lyhenne röntgen- Multi-Mirror ) on avaruusobservatorio havainnoimiseen pehmeän X- säteitä ( 0,1 kohteeseen 12 keV ) kehittämä Euroopan avaruusjärjestön ja käynnistettiin vuonna 1999. Tuolloin sen käynnistää, tämä suuri observatorio yhdistyvät poikkeuksellinen spektroskooppinen herkkyys , hyvä kulmikas resoluutio ja laaja seuranta-alalla. Teleskooppi koostuu kolmesta Wolter optiikka on asennettu rinnakkain, joista kullakin on kerätä pinnan 1500 cm 2 on 1 keV ja polttoväli 7,5 m . Kaksi instrumenttia analysoi kerätyt fotonit : EPIC-spektrikamera ja RGS-korkean resoluution spektrometri . Lopuksi riippumaton optinen teleskooppi (OM) mahdollistaa löydettyjen X-lähteiden liittämisen niiden optiseen ekvivalenttiin.
XMM-Newton käytetään erityisesti tutkia kaikki lähteet pehmeiden röntgensäteiden kuten tähtien vuonna tähti taimitarhoilla, mekanismeja, jotka johtavat muodostumista sekä galaksijoukkojen prosessit liittyvät läsnäolo mustien aukkojen supermassives klo galaksien sydän, pimeän aineen jakautuminen . XMM-Newton on eurooppalaisen tieteellisen avaruusohjelman Horizon 2000 toinen ”kulmakivi” . Kaukoputki on täysin täyttänyt tavoitteensa, ja se on mahdollistanut monia löytöjä astrofysiikan alalla sen käynnistämisestä lähtien .
Hänen alkuperäistä kaksivuotista tehtäväänsä on pidennetty useita kertoja. Operaation loppu on tällä hetkellä suunniteltu 31. joulukuuta 2025. Uuden ilmoituksen odotetaan vahvistavan tämän päivämäärän vuonna 2022.
Röntgenkuvat kotoisin kuumin alueista maailmankaikkeuden (välillä 1 ja 100 miljoonaa astetta). Siksi ne tarjoavat tietoa tähdistä , kuumista tähtienvälisistä kaasuista, mustista aukoista , aktiivisista galakseista ja galaksijoukoista . Röntgenkuvat ovat toimesta Maan ilmakehään: niitä ei voi nähdä avaruudesta. Mutta röntgensäteiden paikkatutkimus on melko uusi tiede. Ensimmäinen auringon ulkopuolisten röntgensäteiden havaitseminen suoritetaan18. kesäkuuta 1962 amerikkalaiset Riccardo Giacconi ja Bruno Rossi .
Ensimmäinen teleskooppi tarkoitettu erityisesti tutkimuksen röntgenkuvat , Uhuru lanseerattiin vuonna 1970. Tästä päivästä uutta tilaa seurantakeskusten omistettu havainto tämän bändin seuraa säännöllisesti toisiaan. HEAO-1 on herkin teleskooppi, joka tarjoaa täydellisen taivaan kattavuuden yli 0,5 keV : n energioille , joiden vuovirta on 3 x 10 ^ {- 12} erg / cm 2 / s (2-6 keV: n kaista ). Hän löytää taivaalta lähes 1000 röntgensäteilyn lähdettä . Einsteinin observatorio pystyy havaitsemaan 2x10 -14- vuonot välillä 0,3 - 3,5 eV taivaan rajoitetuilla osilla ja osoittaa, että suurin osa taivaankappaleista on röntgensäteiden lähteitä . Euroopan exosat (1983) ja japanilainen Temna 1983 teleskooppi esitetään yksityiskohtaisesti näkyvän ja spektriominaisuudet röntgensädelähteitä löysi HEAO-1 ja Einstein. 1990-luvun alussa saksalais-englantilaisamerikkalainen ROSAT- teleskooppi (1990), joka suoritti havainnot koko taivasholvin yli, käänsi tämän panoraaman ylösalaisin lisäämällä löydettyjen X-lähteiden lukumäärän 100 000: een uusimpien laitteiden ansiosta tekninen kehitys.
Tehoseulonta-röntgenspektroskopialla operaation ehdotettiin 1984 ja hyväksyttiin Eurooppa ministerineuvoston kokouksessa tammikuussa 1985 tehtävä on päättää suuntaviivoista ja ESAn Horizon 2000 tieteellisen avaruusohjelma . Tuolloin, projektin aavistaa 12 kaukoputkia vähän energiaa röntgenkuvat ja 7 korkean energian teleskooppeja kanssa kerätä pinnan 13000 cm 2 ja 10000 cm 2 on 2 ja 6 keV vastaavasti . Tuolloin tieteellisenä tavoitteena oli saada mahdollisimman suuri keräyspinta spektroskooppia varten kehittämällä täydentävä teleskooppi NASAn kuvantamiseen keskittyvälle AXAF-projektille. Vuonna 1987 teleskooppimallin parantamisesta vastaavan työryhmän raportti vähensi teleskooppien lukumäärän 7: een selviytyäkseen käytännön rajoituksista. Tutkimuksen jatkamisesta vastuussa oleva ryhmä perustettiin vuonna 1993 ja projekti siirtyi toteutusvaiheeseen vuonna 1994. Korkean epäkeskisen kiertoradan käyttöönotto mahdollisti teleskooppien määrän vähentämisen edelleen. Peilien osalta tutkitaan kahden tyyppistä tukea, toinen perustuu hiilikuituun ja toinen nikkeliin; jälkimmäinen valittiin vuoden 1995 alussa. Satelliitin kehitys alkoi vuonna 1996 . XMM-Newtonin rakentaminen ja testaus jatkui maaliskuusta 1997 syyskuuhun 1999 . XMM-Newtonin rakentaa 35 eurooppalaisen yrityksen yhteenliittymä, jota johtaa saksalainen teollisuusmies Dornier Satellitensysteme, jonka myöhemmin Astrium absorboi . Carl Zeiss toimittaa karojen käytetään peilien, Media Lario tekee peilit, MMS Bristol asenne valvontajärjestelmää, BPD Difesa e Spazio asennonhallintalaitteita moottorit ja Fokker Space BV aurinkopaneelit . Hankkeen kokonaiskustannukset ovat 690 miljoonaa euroa vuoden 1999 taloudellisessa tilanteessa.
XMM-Newton, sen ominaisuuksien ansiosta, jotka ovat yleensä edeltäneiden avaruusteleskooppien parempia ominaisuuksia, on suunniteltu edistämään astrofysiikkaa kaikilla alueilla, joilla röntgensäteitä lähetetään:
Koko XMM-Newton teleskooppi määritettiin korkeus ja muoto suojus on käynnistysohjelman Ariane 4 . Satelliitti koostuu teleskooppiputkesta, jonka polttoväli on 7,5 metriä. Peilit on ryhmitelty yhteen putken toiseen päähän, kun taas toisessa päässä ovat tieteelliset instrumentit, jotka analysoivat kerättyjä röntgensäteitä. Muut satelliittijärjestelmät, mukaan lukien optinen teleskooppi, sijoitetaan teleskooppiputkea ympäröivälle alustalle peilien sijaintiin. Satelliitti painaa 3764 kilogrammaa ja on 10 metriä pitkä ja 16 metriä leveä aurinkopaneeleineen ja halkaisijaltaan 4 metriä. Asennonhallintalaitteita järjestelmä käyttää neljää reaktiota pyörää , kaksi tähteä nähtävyyksistä , neljä inertia yksikköä , kolme hienoa aurinkoanturit, neljä aurinkoanturit käytetään alustus. Kohdistus suoritetaan vähintään yhden minuutin kaaren tarkkuudella . Drift on viisi kaarisekuntia tunnissa ja 45 kaarisekuntia 16 tunnin jälkeen. Satelliitissa on neljä sarjaa kahdesta redundantista, kaksikymmentä newtonin työntövoimaa käyttävästä potkurista , joka kuluttaa hydratsiinia reaktiopyörien tyydyttymättömyyteen ja kiertoradakorjauksiin. Neljä toisiinsa tankit on tehty titaanista ja 177 litraa sisältää 530 kg hydratsiinia. Energia syötetään kaksi kiinteät siivet, joista kukin käsittää kolme aurinkopaneelit mittaamiseksi 1,81 x 1,94 m tai 21 m 2 ja aurinkokennoja , jotka on suunniteltu antamaan yhteensä 1600 wattia kymmenen vuoden kuluttua palvelun. Aikana pimennykset , energia jakautuu kahdesta 24 Ah nikkelikadmiumakkuja punnitus 41 kg . Tiedot siirretään reaaliajassa (ei tallennusjärjestelmää) nopeudella 70 kilobittiä sekunnissa. Peilit, tähtikohteet ja optinen teleskooppi on suojattu likaantumiselta maassa ja laukaisun aikana irrotettavilla ikkunaluukoilla. Teleskoopin akselia pidetään pysyvästi kohtisuorassa auringon suuntaan nähden (plus- tai miinus 20 °), mikä mahdollistaa optiikan suojaamisen yksinkertaisella aurinkovisiirillä.
Jotta röntgensäteet voidaan heijastaa ja kohdistaa ilmaisimiin, niiden on saavutettava laiduntaminen. Teleskooppi on optimoitu heijastamaan röntgensäteitä, jotka saapuvat 30 minuutin kaaren kulmaan (puoli astetta suunnasta, joka on hyvin lähellä peilin tasoa). Tämä kulma on optimaalinen säteille, joiden energia on 2 keV (tai 6 Å). Pienemmällä tai suuremmalla energialla olevat säteet heijastuvat osittain tai eivät ollenkaan (ne kulkevat peilin läpi). Näin ollen kerätä pinta on 6000 cm 2 varten 2 keV säteitä mutta 3000 cm 2 niille 7 keV ja tulee nopeasti nolla pidemmälle. Käytännössä, teleskoopin tekee mahdolliseksi tutkia säteilyä, jonka energia on välillä 0,3 keV ja 10 keV .
Riittävän fotonipitoisuuden saavuttamiseksi laiduntamisen esiintymisrajoituksella peilit ovat tyypin I Wolter-optiikkaa, joka koostuu 58 samankeskisestä sylinterimäisestä peilistä, jotka ovat sisäkkäin ja joiden halkaisija on 30 cm - 70 cm ja d '60 cm . Paksuus kunkin peilin on välillä 0,47 mm ja 1,07 mm, ja pienin etäisyys kahden peilit on 1 mm . Jokainen peili koostuu nikkelituesta, joka on muotoiltu galvanoimalla ja joka on peitetty heijastavalla kultakerroksella . Peilit ovat teleskoopin monimutkaisin osa. Ne kehitettiin alun perin hiilikuidulla vahvistetuista muoveista (CFRP) valmistetulla alustalla, mutta tämä materiaali ei mahdollistanut odotettujen vaatimusten saavuttamista. Se hylättiin projektin aikana raskaamman nikkelin hyväksi, jota oli jo käytetty SAX- ja JET-X-ohjelmien yhteydessä. Tämä muutos johti peilien merkittävään painotukseen huolimatta tuen ohenemisesta noin 25%. Tuloksena oleva massa, joka rajoitettiin optiikan lukumäärään kolmeen, pysyäkseen Ariane 4 -raketin laukaisuominaisuuksissa.Polttoväli on 7,5 metriä ja optiikan halkaisija on rajoitettu 70 cm: iin, jotta satelliitti mahtuisi suojavaipan alle of Ariane 4 kantoraketti .
XMM-Newtonilla on kolme instrumenttia, joista kaksi sijaitsee röntgenteleskooppien polttopisteessä (EPIC- ja RGS-instrumentit), ja riippumaton optinen teleskooppi, joka suorittaa havaintoja näkyvällä alueella, mikä antaa mahdollisuuden antaa lisätietoja röntgenteleskoopeista. havaitut säteilylähteet. Teleskooppi-instrumenttisarja antaa XMM-Newtonille suuren herkkyyden peilien keräyspinnan (4650 cm 2 ), hyvän kulmaresoluution (6 kaarisekuntia), korkean spektriresoluution (E / ∆E välillä 800 - 35 Å RGS) ansiosta ja laajennettu havaintokenttä (30 kaariminuuttia).
Väline | EPIC MOS | EPIC pn | RGS | OM |
---|---|---|---|---|
Sidottu | 0,15-12 keV | 0,15-12 keV | 0,35-2,5 keV | 180-600 nm |
Optinen kenttä | 30 ' | 30 ' | 5 ' | 17 ' |
Herkkyys (erg s −1 cm −2 ) | 10 -14 | 10 -14 | 8 10-5 | 20,7 (suuruus) |
PSF (FWHM / HEW) | 5 ”/ 14” | 6 ”/ 15” | N / A | 1,4 ”–2,0” |
Spektrin resoluutio | ~ 70eV | ~ 80eV | 0,04 / 0,025 Å | E / ∆E = 350 |
Ajan tarkkuus | 1,75 ms | 0,03 ms | 0,6 s | 0,5 sekuntia |
Havaintoaika kiertoradaa kohti | 5-135 kilosekuntia | 5-135 ks | 5-135 ks | 5-145 ks |
¹ Vähimmäisaika tehokkaan havainnoinnin takaamiseksi |
Kummankin kaukoputken polttopisteeseen on sijoitettu röntgenkamera EPIC ('European Photon Imaging Camera'), joka pystyy tuottamaan erittäin herkkiä kuvia koko optisen kentän (30 kaaren minuuttia ) ja pituisen aallon (0,15 ... 15 keV ). Spektraalinen (E / ∆E ~ 20-50) ja kulma (PSF, noin 6 kaarisekuntia FWHM) on kohtalainen. Kunkin kameran ilmaisin koostuu useista CCD: stä, joissa käytetään MOS- tekniikkaa kahdelle niistä, ja pn CCD: istä kolmannelle kameralle. 40 mikronin paksuiset MOS-CCD: t on optimoitu pehmeimpien röntgensäteiden spektrianalyysiin (resoluutio 6 ja 4,5 kaarisekuntia FWHM 1,5 keV- säteille ), kun taas pn CCD-paksuudet 300 mikronia on optimoitu kovemmille säteille (6,6 sekunnin kaaren FWHM-tarkkuus) . CCD: t pidetään −100 ° C : n lämpötilassa optimaalista käyttöä varten lämpöä johtavien lämpöpatterien ansiosta. MOS-CCD: t koostuvat seitsemästä piipiiristä, joista kukin koostuu 600x600 pikselistä . PN-CCD: t ovat seurausta Max Planck -instituutin seitsemän vuoden tutkimuksesta, jota seuraa kaksi vuotta kehitykseen, testaukseen ja integrointiin. CCD: n herkkyys on erittäin korkea, saavuttaen 90% spektrissä, joka vaihtelee välillä 0,5 keV ja 10 keV . Jokainen kehys siepataan 80 millisekunnilla ja ohimeneviä lähteitä voidaan lukea 40 millisekunnin ajallisella tarkkuudella. Jokaisella sirulla on määritelmä 400 × 382 pikseliä.
Spektrometrit verkko RGS ( Reflection hilaspektrometri ) järjestelmän toissijainen keskipiste kaksi kolmesta kaukoputket mahdollista saada tarkempaa tietoa spektrin säteilyn X Jokainen spektrometri on herkkä energian kaistan kapeampi kuin tärkein väline välillä 0,35 ja 2,5 keV ( 5-38 Å). Mutta tämä spektrin osa sisältää rauta- , nikkeli- , typpi- , happi- , neon- , magnesiumlinjat ... jotka puolestaan tunnistavat monia tämän säteilyä lähettävien alueiden ominaisuuksia: tiheys, lämpötila, ionisaatiotaso, alkuaineiden runsaus. 40% kummankin teleskoopin keräämästä säteilystä kohdistuu spektrometrin antureihin sen jälkeen, kun se on läpikäynyt fotonien energian mukaisen dispersion 202 heijastavasta raidasta koostuvalla diffraktioverkolla . Ilmaisimet koostuvat 9 CCD: stä (1024 x 383 pikseliä). Spektrometrin erotteluvoima (E / ∆E) on 290-10 Å, 520-20 Å ja 800-35 Å.
OM ( Optical Monitor ) -teleskooppi on pieni pääteleskoopista riippumaton optinen teleskooppi. Halkaisijaltaan 30 cm , aukko 12,7 ja polttoväli 3,8 metriä, se käyttää Ritchey-Chrétien- kiinnikettä . Sen avulla on mahdollista tarkkailla sekä näkyvässä valossa että ultraviolettivalossa (180-600 nanometriä ). Sen akseli on yhdensuuntainen pääteleskoopin kanssa, mikä mahdollistaa röntgenkentässä tehtyjen havaintojen vertaamisen laitteen havaitsemiin lähteisiin näkyvällä spektrillä. Siksi sillä on olennainen rooli uusien röntgensäteilyn lähteiden tunnistamisessa ja se mahdollistaa tämän sovinnon toteuttamisen ilman meteorologiasta tai käyttöaikataulusta riippuvan maiteleskoopin mobilisoimista. Sen optinen kenttä on 17 kaariminuuttia . Suodatinpyörä mahdollistaa kuuden leveän spektrin kaistansuodattimen (UVW2, UVM2, UVW1, U, B ja V) sijoittamisen. Anturin muodostaa CCD, jonka määritelmä on 2048 × 2048 pikseliä : kukin pikseli edustaa siis sektoria, joka on 0,5 × 0,5 kaarisekuntia.
Satelliitin kontrolloidaan Euroopan avaruusjärjestön Operations Centre (ESOC), joka perustuu Darmstadtissa , Saksassa . Havainnot hallinnoi VILSPA vuonna Villafranca , Espanja . Kerätty tieto käsitellään ja arkistoitu XMM-Newton Survey Tiedekeskus klo yliopistossa of Leicester , UK .
XMM-Newton -teleskooppi käynnistettiin 10. joulukuuta 1999, Ariane 5 G -raketin avulla, joka sijoittaa sen kiertoradalle, jonka perigee on 850 km ja apogee 114 000 km . Seuraavan viikon aikana teleskooppi käyttää käyttövoimaansa neljä kertaa matkan aikana apogee nostamaan 7000 km: n perigee joka kerta. Lopullinen kiertorata (7000 x 114 000 km , kaltevuus 40 °) on voimakkaasti epäkeskinen ellipsi, koska kaukoputki on kolmasosa maa-kuu-etäisyydestä, kun se on kauimpana maasta. Tämä kiertorata valittiin kahdesta syystä. Sen avulla teleskooppi voi tehdä havaintojaan maapalloa ympäröivien säteilyhihnojen ulkopuolella 40 000 km: n etäisyydelle ; nämä vahingoittavat instrumentteja ja haittaavat teleskooppien keskipisteeseen sijoitettujen ilmaisimien toimintaa. Toisaalta tämä pitkänomainen kiertorata, joka kestää 48 tuntia, mahdollistaa pitkät jatkuvan tarkkailun jaksot ilman keskeytyksiä toistuvilla kulkuilla maapallon varjossa. 48 tunnin jaksotus, joka on täsmälleen kaksi maapallopäivää, valittiin kontaktien optimoimiseksi maapallon asemilla. Havainnot keskeytetään heti, kun kaukoputki on alle 46 000 km: n päässä Maasta ja saapuu säteilyhihnojen vyöhykkeelle. Keskeytys kestää 8 tuntia ja sitä seuraa 40 tunnin tarkkailujakso. Erityisen heikko röntgensäteilyn lähde voidaan siten havaita keskeytyksettä 10 - 12 tunnin ajan teleskoopin erittäin tarkan osoitinjärjestelmän ansiosta, joka korjaa jatkuvasti teleskoopin suuntaa. Operaation aikana kiertorata muuttuu vähitellen: välilläJoulukuu 1999ja toukokuussa 2010 perigee nousi 7000: sta 26 700 km: iin , apogee 114 000: sta 107 230 km: iin ja kaltevuus 40: stä 60,6 °: een.
Tieteelliset instrumentit kytketään päälle 4. tammikuuta 2000 avaamisen jälkeen peilit suojaavat kannet suoritettiin 17 /18. joulukuuta 1999. Ensimmäiset tieteelliset kuvat otettiin 19. – 1924. tammikuutasitten instrumentit aloittavat suorituskyvyn kalibroinnin ja validoinnin vaiheen. 1. st heinäkuu 2000teleskooppi on todettu täysin toimintakykyiseksi. Avaruusteleskooppi nimetään uudelleen XMM-Newtoniksi kunnianosoituksena tähtitieteilijä Isaac Newtonille . Sisäänlokakuu 2008kaikki kontaktit menetetään avaruusteleskoopin kanssa. Yhteyden muodostaminen tapahtui vasta neljä päivää myöhemmin NASAn yhden suuren antennin käytön ansiosta, mikä mahdollisti tietoliikennejärjestelmän johonkin komponenttiin liittyvän vian ohittamisen. Avaruusteleskooppi on sitten jälleen täysin toimintakykyinen. Matkan alkuperäinen suunniteltu kesto oli 2 vuotta ja 3 kuukautta, mutta sitä pidennettiin ensimmäistä kertaa 8 vuodella, sitten vuoteen31. joulukuuta 2012 ja lopulta asti 31. joulukuuta 2014. Teleskoopilla on edelleen merkittävä elämänpotentiaali. Tärkein rajoitus on hydratsiinin tarve asennon hallintaan. Vuonna 2010 käytettävissä olevat varat mahdollistivat tehtävän päättymisen vuonna 2019, mutta ESA suunnitteli pidentävän havaintoaikoja, mikä mahdollistaisi liikkeiden määrän vähentämisen. Instrumentointi on hyvässä kunnossa ja sen suorituskyky, vaikka se altistuu raskaalle säteilylle asteittain, pysyy riittävänä.
XMM-Newton on erittäin tehokas väline hallussa tähtitieteellinen yhteisö että vuoden 2020 loppuun mennessä oli julkaissut lähes 6000 artikkelia havaintojen kanssa kaukoputken tiedelehdissä kanssa peer . Kymmenen vuotta sen kiertoradalle asettamisen jälkeen välineen käyttöä koskevat pyynnöt ylittävät kuusi kertaa käytettävissä olevien tuntien määrän, mikä mahdollistaa tarkkailuaikojen jakamisesta vastaavan valiokunnan valitsemaan laadukkaita ehdotuksia, jotka edelleen edistävät operaation onnistumista. Tehdyt havainnot liittyvät aurinkokunnassamme sijaitseviin kappaleisiin sekä joihinkin maailmankaikkeuden kauimpiin kohteisiin:
Euroopan avaruusjärjestö aloitti 2000-luvulla tutkimukset seuraajan XMM-Newton. Ehdotetun XEUS- teleskoopin ( X-Ray Evolving Universe Spectrometer ) on oltava 100 kertaa tehokkaampi kuin XMM-Newton. Se koostuu kahdesta 50 metrin etäisyydellä toisistaan olevasta satelliitista erittäin pitkän polttovälin saamiseksi: yksi satelliiteista sisältää peilin ja toiset instrumentit, jotka sijaitsevat polttopisteessä. Vuonna 2008 projekti yhdistettiin NASA: n tutkimaan X HTXS -avaruusteleskooppiin , ja tuloksena oleva teleskooppi, joka tarjosi myös merkittävän osallistumisen Japanista, otti nimen IXO . IXO on yksi ehdokkaista raskaan operaation (L1) Cosmic Vision tieteellinen ohjelma on Euroopan avaruusjärjestön kaudelta 2015-2025 ja jonka ehdotuspyyntö käynnistettiin vuonna 2007. Vuonna 2011 peruuttamisesta NASA taloudellisista syistä johti projektin uudelleensuunnitteluun, joka sai nimen ATHENA (Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics). Vuonna L1 tehtävän viimeisen valinnan aikanaToukokuu 2012, ATHENA-projektia ei valittu.
ATHENA- projekti on kuitenkin säilytetty seuraavaa tehtävää varten, L2. Sen rakentaminen kuuluu IRAP : n tieteelliseen vastuuseen ja CNES: n projektinhallintaan . Kaksitoista metriä polttovälillä ja halkaisijaltaan kolmen metrin teleskoopilla on röntgensäde Integral Field Unit (X-IFU), ja Ariane 6 -raketti sijoittaa sen Lagrange L 2 -pisteeseen vuonna 2031.