AXAF е рентгенов телескоп от ново поколение. Физически енциклопедичен речник - рентгенов телескоп рентгенов спектър на неоткрити елементи

Често изобретениеПървият телескоп се приписва на Ханс Липершлай от Холандия, 1570-1619 г., но почти сигурно той не е откривателят. Най-вероятно неговата заслуга е, че той беше първият, който направи новия телескоп популярен и търсен. Също така той подава молба за патент през 1608 г. за чифт лещи, поставени в тръба. Той нарече устройството шпионка. Патентът му обаче е отхвърлен, тъй като устройството му изглежда твърде просто.

Рентгеновият телескоп е предназначен за наблюдение на далечни космически обекти в рентгеновия спектър. Обикновено телескопите се поставят на ракети за голяма надморска височина или изкуствени спътници, тъй като земната атмосфера е много сериозна пречка за рентгеновите лъчи.

Американският професор Рикардо Джакони, заедно с Бруно Роси, публикуваха първата в света диаграма на истински рентгенов телескоп с фокусираща огледална система през 1960 г. Каква е основната разлика между рентгеновия телескоп и другите видове телескопи? Факт е, че рентгеновите кванти, поради тяхната висока енергия, практически не се пречупват в материята, те се абсорбират при почти всеки ъгъл на падане (с изключение на най-нежните). Ето защо е било необходимо рентгеновите лъчи да се движат почти успоредно на отразяващото огледало. Такова огледало е стесняваща се куха тръба с параболична или хиперболична повърхност, в която навлиза рентгеновият лъч. Телескопът на Джакони и Роси включва няколко вложени тръбни огледала с една централна ос, за да се увеличи максимално чувствителността на инструмента. Подобна схема е в основата на всички съвременни рентгенови телескопи.

Съвременните рентгенови телескопи работят в енергиен диапазон на рентгенови фотони от 0,1 до стотици keV. Огледалата на такива телескопи са направени от керамика или метално фолио (често се използват злато и радий). Критичният ъгъл на отражение ще зависи от енергията на фотоните.

Основният проблем при записването на рентгенови лъчи се дължи на факта, че рентгеновият телескоп се облъчва от мощни потоци от заредени частици и гама фотони с различни енергии, които се регистрират от него заедно с рентгеновите фотони. За да разрешите този проблем, използвайте метода против съвпадения. За да се определи точно посоката към източника на рентгеново лъчение, се използва устройство, което се състои от прорезен колиматор (набор от пластини, които ограничават зрителното поле) и звезден сензор (който записва рентгеновия фотон преминавайки през колиматора). Полученият токов импулс преминава през антисъвпадна верига, след което с помощта на специален анализатор се определят енергийните характеристики на фотона.

Ъгловата разделителна способност на такъв телескоп с прорезен колиматор е няколко десетки дъгови минути. Също така в рентгеновите телескопи могат да се използват така наречените модулационни (осцилиращи) колиматори (тук ъгълът на разделителна способност е няколко десетки секунди). Такъв колиматор се състои от две или повече едномерни телени решетки, които са монтирани между детектора и прорезния колиматор. Наблюдението се извършва или в режим на сканиране, или при въртене около ос, перпендикулярна на равнината на решетките.

Още едноПо-напреднала технология е техниката за кодиране на апертура за получаване на изображение. При използването на тази технология пред матричния детектор се монтира маска под формата на решетка, която има неравномерно предаване по цялата площ (поради редуване на прозрачни и непрозрачни елементи). Този дизайн тежи много по-малко и позволява ъглова разделителна способност по-малка от 1". Пример за рентгенов телескоп е рентгеновата обсерватория Chandra, изстреляна от НАСА през 1999 г.

Наземните наблюдения в прозрачни прозорци се извършват с помощта на конвенционални оптични телескопи и специални инфрачервени телескопи. Специалните IR телескопи имат по-малко присъщо излъчване и са оборудвани с осцилиращо вторично огледало и се инсталират във високи планински райони. Четири специални инфрачервени телескопа са монтирани на върха на изгасналия вулкан Мауна Кеа. (Хавайски острови). На надморска височина 4200 m: френски с диаметър на огледалото D = 375 cm; Английски език, D = 360 см; телескоп на Националното управление по астронавтика и изследване на космоса на САЩ - NASA, D = 300 cm; телескоп на Хавайския университет, D = 224 cm.

Рентгенови (ri) телескопи

RI детектори:

През 1978 г. на спътника HEAO-B (Айнщайнова обсерватория) в САЩ е изстрелян рентгенов телескоп с косо падане с разделителна способност 2". Няколко хиляди получени рентгенови източника (до 1986 г.)

Гама телескопи.

В района мека гама радиация(GI), използвани сцинтилационен телескоп.

В района твърд GI– телескоп с песендетектор. Записва се траекторията на всяка образувана при поглъщането заредена частица – фотони. Детекторът може да бъде искрова камера и дрейфова камера.В искрова камера се развива искров пробив по траекторията на частица, която йонизира атомите. Верига от искри възпроизвежда траекторията на частица. В дрейфовата камера позицията на траекторията се определя от времето на дрейфа на електрона от пистата на частицата към съседните електроди.

В района междинен ГИ –ефективността на сцинтилационните и следовите детектори намалява.

В района ултра висок GI– чрез записване на лъчение на Черенков, което се генерира от електрони и позитрони на поток от частици, съпътстващи поглъщането на фотон със свръхвисока енергия в атмосферата.

Забележка: радиация на Черенков - Вавилов(1934) – излъчване на електромагнитни вълни от движещ се със скорост носител на електрически заряд , превишаване на фазата " U» скорост на електромагнитните вълни в материята. . Ефектът на Черенков–Вавилов възниква, ако n> 1;

Неутрино телескопи

В СССР: в Кавказ в Баксанската неутринна обсерватория; в солна мина в Артемовск на дълбочина 600 м воден еквивалент; в Италия, САЩ.

Принцип на регистрация: течни сцинтилационни детектори - регистрира получените позитрони, чието движение е придружено от светкавица.

Основни обсерватории и най-големи телескопи в света

ОБСЕРВАТОРИЯ(от лат. observator - наблюдател), специализирана научна институция, оборудвана за провеждане на астрономически, физически, метеорологични и др. изследвания. В момента в света има повече от 500 обсерватории, повечето от които в северното полукълбо на Земята.

Таблица 2. Основни обсерватории в света.

Обсерватория	Кратка информация
Астрофизична обсерватория Абастумани	Основан през 1932 г. на планината Канобили (1650 м) близо до Абастумани в Грузия. През 1937 г. започват наблюдения на първия съветски 33-сантиметров рефлектор (наблюденията се извършват върху него от 1932 г. в старата кула) с първия съветски фотометър. Първият директор беше Евгений Кирилович Харадзе. В началото на 50-те години са инсталирани 70-сантиметров менискус телескоп и други инструменти. През 1980 г. в обсерваторията е инсталиран най-големият 125-сантиметров напълно автоматизиран рефлекторен телескоп.
Обсерватория Алгонкин	Астрономическа радиообсерватория в Онтарио (Канада). Основният инструмент е 46-метров телескоп с напълно управляема антена.
Обсерватория Алегени	Изследователска обсерватория на Университета в Питсбърг в Пенсилвания (САЩ). Модерните сгради на обсерваторията са построени през 1912 г., но работата по нейното създаване започва през 1858 г. от няколко бизнесмени от Питсбърг. Окуражени от гледката на кометата Донати през същата година, те създадоха Асоциацията на телескопите Алегени и закупиха 33-сантиметров рефрактор. През 1867 г. и телескопът, и обсерваторията са прехвърлени на Западния университет на Пенсилвания, предшественика на Университета на Питсбърг. Първият директор на пълен работен ден беше Самуел Пиърпонт Лангли, който беше наследен от Джеймс Е. Кийлър, един от основателите на Astrophysical Journal и по-късно директор на обсерваторията Лик. През 1912 г. в сградата на обсерваторията са монтирани три телескопа. Първият 33 cm рефрактор сега се използва предимно за образователни цели и за тестване. Другите два (76 cm Tau Refractor и 79 cm Keeler Memorial Refractor) продължават да се използват за научни изследвания.
Англо-австралийска обсерватория (AAO)	Обсерваторията, разположена съвместно с обсерваторията Siding Spring (Нов Южен Уелс, Австралия), се финансира съвместно от правителствата на Австралия и Обединеното кралство. Обсерваторията се управлява от Дирекцията за англо-австралийски телескоп (DAAT), която е създадена в началото на 70-те години на миналия век, когато е построен 3,9-метровият англо-австралийски телескоп с екваториална инсталация. Рутинните наблюдения започват през 1975 г. Това е първият телескоп с компютърно управление. Заедно с този универсален телескоп се използват много различни инструменти, които доведоха до важни научни открития и направиха възможно получаването на зрелищни снимки на южното небе.През 1988 г. DAAT получи на свое разположение английския 1,2-метров телескоп Schmidt (въведен в експлоатация през 1973 г. и за известно време под юрисдикцията на Кралската единбургска обсерватория), която започна да се използва от много астрономи. Популярните телескопи Schmidt създават висококачествени широкоформатни снимки (6,4° × 6,4°). По-голямата част от работното време на телескопа е посветено на дългосрочни проучвания на небето.
Обсерватория Аресиб	Радиоастрономическа обсерватория в Пуерто Рико. Ямата с диаметър 305 м се вписва добре в естествената гънка на хълмистата местност южно от Аресибо. Телескопът, чиято конструкция е завършена през 1963 г., се управлява от Националния йоносферен и астрономически център към университета Корнел (САЩ). Отражателната повърхност не може да се движи, но радиоизточниците могат да бъдат проследявани чрез преместване на фокалния приемник по специална опорна конструкция. През 1997 г. този телескоп е модернизиран. Отпечатъкът на телескопа е по-голям от всички други радиотелескопи в света взети заедно. С такава голяма повърхност, телескопът може да открие по-слаби сигнали от всеки друг радиотелескоп
Астрофизична обсерватория Доминион	Обсерватория на Националния изследователски съвет на Канадския център за оптична астрономия, разположена близо до Виктория (Британска Колумбия). Той е част от Института по астрофизика на името на. Херцберг. Основан е от J.S. Пласкет, а през 1918 г. там започва да работи 1,85-метров телескоп, към който през 1962 г. е добавен 1,2-метров телескоп. През 1988 г. там е създаден Канадският център за астрономически данни.
Военноморска обсерватория на САЩ	Обсерваторията притежава астрографски телескопи, разположени в Маунт Андерсън, близо до Флагстаф, Аризона, в Блек Бърч, Нова Зеландия и във Вашингтон. Обсерваторията е основана през 1830 г. и получава сегашното си име през 1842 г. В продължение на петдесет години се намира в това, което сега е Мемориал на Линкълн. През 1893 г. обсерваторията е преместена на сегашното си място (до официалната резиденция на вицепрезидента). Най-големият телескоп, намиращ се тук, е 66-сантиметров рефрактор, работещ от 1873 г., с помощта на който Асаф Хол открива спътниците на Марс Фобос и Деймос през 1877 г. Други инструменти включват 30 см рефрактор на Елван Кларк, два 61 см рефлектора и 15 см меридианен кръг. Най-големият телескоп, притежаван от обсерваторията, е 1,5-метровият астрометричен рефлектор във Флагстаф. Използвайки този инструмент, Джеймс Кристи откри спътника на Плутон Харон през 1978 г. На мястото си в Аризона обсерваторията разполага с оптичен интерферометър, Експериментален морски оптичен интерферометър, който беше най-големият телескоп от този тип, когато влезе в експлоатация през 1995 г. Военноморската обсерватория на Съединените щати съхранява една от най-богатите астрономически библиотеки в света. Обсерваторията съставя и издава астрономически годишници за флота, авиацията и международния справочник „Видими места на фундаменталните звезди“.
Височинна обсерватория	Слънчева физическа обсерватория и изследователски институт в Колорадо, САЩ. Основан през 1940 г. под егидата на Обсерваторията на Харвардския колеж и сега клон на Националния център за атмосферни изследвания. Оборудване за изучаване на Слънцето има и в други наземни центрове и на сателити.
Главна астрономическа обсерватория на Академията на науките на Украйна	Основан през 1944 г. (12 км южно от Киев, h=180 м надморска височина). Отворен през 1949г Съставен е консолидиран каталог с координати на няколко хиляди опорни точки от видимата повърхност на Луната, има наблюдателна астрономическа база в района на Елбрус на връх Терскол (h=3100m) с 40 cm, 80 cm и 2-. метрови телескопи. Основни инструменти: 19 cm голям вертикален кръг, двоен широкоъгълен 12 cm астрограф, 70 cm рефлекторен телескоп (1959), 44 cm слънчев хоризонтален телескоп (1965) и други инструменти. От 1985 г. Обсерваторията издава научното списание „Кинематика и физика на небесните тела“, а от 1953 г. издава „Известия на Държавния административен окръг на Академията на науките на Украинската ССР“. Първият директор е Александър Яковлевич Орлов (1880-1954) през 1944-1948 и 1950-1951.
Европейска южна обсерватория (ESO)	Европейската изследователска организация е основана през 1962 г. Членове на ESO са осем държави - Белгия, Дания, Франция, Германия, Италия, Холандия, Швеция и Швейцария. Седалището на организацията е в Гархинг близо до Мюнхен в Германия, а обсерваторията й е в Ла Сила в Чили.
Кримска астрофизична обсерватория (CrAO)	Украинска обсерватория, разположена в Крим близо до Симеиз. Основана през 1908 г. близо до Симеиз като клон на Пулковската обсерватория, но напълно разрушена с избухването на войната през 1941 г. С Указ на правителството на СССР от 30 юни 1945 г. тя е преобразувана в самостоятелна научна институция - Кримската астрофизична обсерватория на Академията на науките на СССР. През 1946 г. започва изграждането на обсерваторията на ново, по-удобно място в село Мангуш (село Научен, на 12 км от Бахчисарай). Първият голям инструмент е астрограф с 40 см обектив, инсталиран през лятото на 1946 г. в Симеизм, където продължават наблюденията. Първият директор беше G.A. Шайн (1892-1956), след това през 1952 г. той е заменен от А. Б. Северни (1913-1987). Пуснат в експлоатация през 1950г. Тук през 1961 г. е монтиран най-големият телескоп в Европа с 264 cm огледало, F = 10 m, а през 1981 г. е монтиран 125 cm телескоп за фотографски наблюдения. Тук през 1954 г. е монтиран и един от най-добрите кулови слънчеви телескопи в света, а през 1966 г. е монтиран мощен 22-метров радиотелескоп с милиметрови вълни.
Национална радиоастрономическа обсерватория (NRAO)	Асоциация на организации, извършващи радиоастрономическа работа в Съединените щати под егидата на частен консорциум от университети, Associated Universities Inc. Асоциацията получава финансиране по споразумение за консорциум с Националната научна фондация на САЩ. Телескопите, използвани от NRAO, са разположени на три различни места. Това е "Много голяма решетка" (VLA - съкр. Very Large Array. Радиотелескоп, състоящ се от 27 антени, всяка с диаметър 25 m, работещи с помощта на метода на синтез на апертурата, базиран на въртенето на земята. Намира се в Сокоро, Ню Мексико , този телескоп е най-големият в света телескоп за синтез на апертура. Този масив от антени е подреден във формата на "Y", всяко рамо от което е с дължина 21 km. Антените са електронно свързани помежду си, в резултат на което масивът работи като единна система от 351 радиоинтерферометъра, които провеждат едновременни наблюдения. Максималната налична разделителна способност на радиотелескоп при дължина на вълната от 1,3 cm е 0,05 дъгови секунди. Въпреки това, на практика повечето наблюдения се правят при дължина на вълната от 6 cm с разделителна способност от една дъгова секунда, тъй като това значително намалява времето, необходимо за конструиране на радиокарти), телескопът с милиметрови вълни в Кит Пийк, както и 42-метровата антена и интерферометър на телескопа Green Bank, разположен в Green Bank (Западна Вирджиния). Построен през 1962 г. 92-метровата антена е напълно излязла от строя до 1988 г. Конструкцията на неговия "наследник" - 100-метровия телескоп е завършена през 1998 г. Това е най-голямата в света параболична антена с напълно автоматизирано управление. 43-метровата параболична антена, пусната през 1965 г., все още е най-големият екваториален телескоп в света. Има и радиоинтерферометър, състоящ се от три 26-метрови параболични антени, две от които могат да се движат по трасе с дължина 1,6 km). NRAO е със седалище в Шарлотсвил, Вирджиния.
Обсерватория Пулково	Обсерваторията близо до Санкт Петербург в Русия, организирана през 1718 г. като Обсерватория в Санкт Петербург и Академия на науките в Санкт Петербург, има единствената обсерватория, построена в центъра на града през 1760 г. В Пулково е от 1835 г. На 19 август 1839 г. Пулковската обсерватория влиза в експлоатация на Пулковските височини (75 м над морското равнище). Строителството започва на 21 юни 1835 г. на 70 км южно от Санкт Петербург по проект на A.P. Брюлов (1798-1877), разработен през 1834г. На 3 юли 1835 г. е положена сградата на Главната обсерватория. 02.07.1838 г. - създаване на Пулковската обсерватория към Академията на науките. Историята на обсерваторията е свързана по-специално с историята на семейство Струве, шестима членове на които станаха известни астрономи. Василий Яковлевич Струве е директор на обсерваторията от 1839 до 1862 г., а неговият син Ото Василиевич Струве е от 1862 до 1889 г., който построява астрофизична лаборатория през 1886 г., а през 1890-1895 г. Ф. А. Бредихин засилва астрофизичните изследвания в обсерваторията и я оборудва с подходящи инструменти. Обсерваторията стана „астрономическата столица на света“ за създаването на най-точните звездни каталози на фундаментални звезди: 1865, 1885, 1905 и 1930 г., точно измерване на позицията на 8700 двойки двойни звезди и определяне на основните астрономически константи. От самото начало обсерваторията съдържаше по онова време най-големия в света 38 см (15 инча) пречупващ телескоп, направен от учениците на Й. Флаунхофер – Мерц и Малер, а през 1888 г. и най-големия в света 30 инчов (76 см) пречупващ телескоп. телескоп, направен от американския оптик А. Кларк. Именно Пулковската обсерватория е една от първите, които използват фотографията в астрометрията. През 1920 г. е организирана служба за точно време, а през 1924 г. към обсерваторията е създаден международен комитет за служба на времето. През 1932 г. е организирана Слънчевата служба. Сградите от онова време са разрушени по време на Втората световна война, но впоследствие са възстановени в оригиналния си вид през 1954 г. Откриването е на 21 май 1954 г. Обсерваторията беше значително разширена и оборудвана с най-новите инструменти. Монтиран е 65 cm рефракторен телескоп (F=10,4m), най-големият в СССР. Наблюдателни бази в Кавказ и Памир, Кисловодска планинска астрономическа станция, в Благовещенск (широтна лаборатория на Амур), експедиция в Боливия (от 1983 г.). Научни изследвания: астрометрия, радиоастрономия, астрономическа апаратура, извънатмосферна астрономия и др. Обсерваторията издава „Трудове” (от 1893 г.), „Известия” (от 1907 г.), „Слънчеви данни” (от 1954 г.) и др.

Фигура 46. Обсерватория Пулково

"Земята и Вселената" 1993 г. № 5

ЕТАПИ НА РАЗВИТИЕ НА РЕНТГЕНОВАТА АСТРОНОМИЯ

Атмосферата на Земята е непрозрачна за рентгеновите лъчи. Следователно рентгеновата астрономия се ражда заедно с ракетната технология: през 1948 г. с помощта на фотографски плаки, издигнати от ракета V-2 на височина от около 160 km, Р. Барнайт от Военноморската лаборатория (САЩ) открива X- лъчева радиация от Слънцето. През 1962 г., заменяйки фотографската плака с брояч на Гайгер, астрономите откриха втори източник на рентгенови лъчи, този път извън Слънчевата система - това беше Sco X-1. Системата за именуване, приета през онези години, беше проста: „Sco X-1“ означава най-яркият (1) рентгенов (рентгенов) източник в съзвездието Скорпион (Sco). Третият обект на рентгеновата астрономия, открит през 1963 г., е известната мъглявина Рак в съзвездието Телец (Tau X-1).

През 60-те години на миналия век рентгеновите детектори се изнасяха над атмосферата предимно на геофизични ракети; техният вертикален полет продължи само няколко минути, така че през този период само около 40 източника бяха нанесени на рентгеновите карти на небето. Но през 70-те години чувствителните рентгенови детектори започват да се поставят на изкуствени спътници на Земята, най-известните от които са Uhuru, ANS, Copernicus, OSO-7, SAS-3. Това беше последвано от изстрелването на големи космически кораби - HEAO-1, ​​​​Einstein, Astron, Granat, Rosat, оборудване на станциите Salyut-4 и -7, Skylab и Mir. Въпреки че работата на всеки от тях донесе интересна астрофизична информация, най-важните етапи в развитието на рентгеновата астрономия бяха пускането на първия високочувствителен рентгенов детектор Uhuru през 1970 г. и първия рефлекторен рентгенов телескоп , Айнщайн, през 1978 г. (имат висока чувствителност и висока ъглова разделителна способност от 2-4"). С тяхна помощ, рентгенови двойни звезди, рентгенови пулсари и източници на изригвания, нормални звезди с горещи корони, активни галактически ядра и междугалактически газ в галактически клъстери бяха открити През 80-те и началото на 90-те години много мощни инструменти вече работеха в орбита, но техните характеристики останаха традиционни (Земята и Вселената, 1989, № 5, стр. 30.- Ред.).

Следващият голям напредък в рентгеновата астрономия се очаква през 1998 г. със стартирането на новата орбитална обсерватория на AXAF, Advanced X-ray Astrophysics Facility.

Още през 70-те години американските астрономи замислиха идеята за създаване на четири големи орбитални обсерватории, способни да покрият цялата скала от електромагнитни вълни, с изключение на радиото. През май 1990 г. в орбита е изведен HST - космическият телескоп Хъбъл, работещ в оптичния и близкия ултравиолетов диапазон (Земята и Вселената, 1987, № 4, стр. 49). След това, през април 1991 г., стартира GRO - Gamma Ray Observatory. Следваща по ред е рентгеновата обсерватория AXAF, следвана от инфрачервената обсерватория SIRTF (Space Infrared Telescope Facility).

Последните два проекта обаче сега са в процес на значително преразглеждане. Факт е, че производството на първите обсерватории беше много скъпо: HST струваше 5,55 милиарда долара, а GRO струваше 600 милиона долара Освен това всеки от сателитите беше изведен в орбита с помощта на специално организирани експедиции на космическата совалка. Грешките в производството на телескопа HST и общите икономически трудности принудиха НАСА да преразгледа бюджета за обещаващи астрофизични проекти. На първо място, беше решено да се изостави совалката или мощната ракета Титан, които бяха необходими за изстрелване на тежки обсерватории. Орбиталните обсерватории трябва да станат по-леки, за да могат да бъдат изстрелвани от евтини разходни ракети тип Atlas.

За инфрачервената обсерватория SIRTF това означава намаляване на диаметъра на главното огледало от 85 на 70 см, почти наполовина размера на сателита и намаляване на минималния му живот от пет на три години. Вярно е, че наскоро се появиха нови, много чувствителни детектори на инфрачервено лъчение, които трябва да компенсират намаляването на площта на огледалото на телескопа. Учените от НАСА се надяват, че ще успеят да пуснат инфрачервена обсерватория преди 2000 г.

Още по-радикални промени предстоят в проекта AXAF. Първоначално обсерваторията е замислена като сателит с дължина 17 м и тегло 15 тона; размахът на крилете на слънчевите панели трябваше да бъде 26 м. Сега, вместо един голям спътник, се планира да се направят два по-малки: основният (дълъг 14 м и тежащ около 6 тона) ще помещава главния рентгенов телескоп, вторият ще бъде оборудван с рентгенови спектрометри. Първоначално стартирането на рентгеновата обсерватория беше планирано за 1987 г. Сега се казва 1998 г. Какво очакват астрономите от обсерваторията AXAF?

ВЪЗМОЖНО ЛИ Е ДА ПЛАНИРАМЕ ОТВАРЯНЕ?

Оказва се, че е възможно! Особено ако знаете какво търсите. Точно това е положението в рентгеновата астрономия сега: добре е известно какви трябва да бъдат параметрите на рентгеновия телескоп, за да се използват с него дългоочаквани открития в областта на космологията и релативистката астрофизика. Дълго време обаче не беше възможно да се създаде такъв инструмент.

Съществуват два фундаментално различни типа рентгенови детектори: пропорционални квантови броячи с колиматори и рентгенови телескопи с фокусираща система и детектори на изображения 1 . Първият от тях е използван на Ухуру, вторият на Айнщайн.

1 В действителност са създадени много повече различни видове рентгенови детектори, но ние искаме да покажем фундаменталната разлика между тях.

Пропорционалният брояч е модерна версия на брояча на Гайгер, т.е. пълна с газ тръба с два електрода - положителен и отрицателен. Рентгенов квант, който лети в тръбата през прозорец, покрит с тънък филм, йонизира газа, а електродите събират получените йони и електрони. Чрез измерване на получения токов импулс е възможно да се определи енергията на открития квант: те са приблизително пропорционални един на друг (оттук и името на брояча). Пропорционалните броячи са способни да записват кванти в широк енергиен диапазон - от 1 до 30 eV, и имат добра спектрална разделителна способност, т.е. определят енергията на кванта с точност от 15-20%. Самият пропорционален брояч обаче е подобен на фотографска плака без леща: той регистрира кванти, идващи от всички посоки. Ако има сигнал, това означава, че някъде пред гишето има източник на рентгеново лъчение, но къде точно не се знае.

За определяне на посоката към източника се използват сенчести колиматори, които дават свободен достъп до брояча само на кванти, идващи от определена посока, и закриват брояча от всички останали кванти. Продължавайки аналогията с фотографска плака, можем да кажем, че като я поставим на дъното на дълбок кладенец или дълга тръба, можем да фиксираме посоката на ярки източници като Слънцето: веднага щом те са на оста на нашия „колиматор“, плочата става черна. Не можете обаче да изобразите обект с такъв инструмент: ъгловата му разделителна способност е ниска и чувствителността му е ниска. В крайна сметка той записва всички кванти, преминаващи през този „колиматор“ - както кванти от източника, така и от фона на небето. А в рентгеновия диапазон небето е доста светло. Ситуацията напомня дневното наблюдение на звезди от повърхността на Земята: с невъоръжено око се виждат само ярки източници - Слънцето, Луната, Венера - а звездите избледняват в сиянието на дневното небе. Тук колиматорът е безпомощен (запомнете: звездите не се виждат през деня от дъното на дълбок кладенец!), но може да помогне оптична система - телескоп. Той създава изображение на част от небето и прави възможно наблюдението на звездата отделно от фона.

Рентгеновата леща, ако е конструирана, позволява на брояча да изолира източника от фона. И ако поставите много малки броячи във фокуса на рентгенова леща, тогава те, като зърна от фотографска емулсия, ще изградят картина на рентгеновото небе и „цветна“ картина, ако тези броячи правилно възприемат енергията на падащите фотони.

За съжаление създаването на рентгенова леща е много трудно: твърдите кванти проникват дълбоко в материала на лещата, без да се пречупват или отразяват. Само най-нискоенергийните рентгенови кванти, падащи много внимателно върху добре полирана метална повърхност, се отразяват от нея според законите на геометричната оптика. Следователно рентгенова леща, която е комбинация от параболоид и хиперболоид на въртене, е много подобна на леко конична тръба. Обикновено, за да се прихванат повече кванти, се правят няколко лещи с различен диаметър, но с еднакво фокусно разстояние и се укрепват коаксиално като кукла. След това всички изображения се добавят във фокалната равнина и взаимно се подобряват. Рентгенов квантов детектор, поставен в тази равнина, записва техните координати и ги предава на компютър, който синтезира изображението.

Ефективна площ и спектрален обхват на главното огледало на телескопа AXAF в сравнение с телескопа на космическата обсерватория на Айнщайн

В обсерваторията на Айнщайн е инсталиран телескоп с диаметър на огледалото 60 см. Ефективната площ на сложното огледало обаче силно зависи от енергията на входящите кванти: за меки рентгенови кванти с енергия от 0,25 keV беше 400 cm 2 и намалява до 30 cm 2 за кванти с енергия 4 keV. А телескопът като цяло беше неподходящ за записване на дори по-твърди кванти.

Това е много тъжно, тъй като това са твърди кванти, които носят уникална информация. Всеки астроном знае колко е важно да се регистрира спектралната линия на химичния елемент: нейният интензитет показва съдържанието на елемента, а позицията му в спектъра показва скоростта на движение на източника (ефект на Доплер). В рентгеновите спектри обаче почти няма линии; Обикновено спектърът на горещ междузвезден газ съдържа само една линия от желязо с квантова енергия от около 7 keV. Много астрофизици мечтаят да получат изображения на „своите“ обекти в него. Например изследователите на галактиките биха могли да ги използват, за да определят съдържанието на тежки елементи в горещите корони на звездните системи и в междугалактическия газ; те биха могли да измерват скоростта на галактическите купове и директно да определят разстоянието до тях, което би позволило да се изясни константата на Хъбъл и възрастта на Вселената. За съжаление, телескопът на обсерваторията на Айнщайн не може да работи в областта на 7 keV: неговата чувствителност е ограничена до диапазона от 0,1 4-4 keV.

Рентгеновата обсерватория ROSAT („Roentgen Satellite“), изстреляна през юни 1990 г., създадена основно от немски специалисти, въпреки че има по-висока чувствителност от Айнщайн, нейният работен диапазон е сравнително малък: 0,1÷2 keV. Ъгловата разделителна способност на ROSAT (4") е приблизително същата като тази на Айнщайн (2"÷4").

Но телескопът на обсерваторията AXAF ще може да конструира изображение в диапазона 0,14-10 keV и в същото време да дава разделителна способност на добър оптичен телескоп (0,5"). Освен това, като се има предвид, че композитното му огледало ще има диаметър от 1,2 m, когато наблюдава точкови източници, AXAF ще бъде почти сто пъти по-чувствителен от Айнщайн. Това означава, че ще има достъп до почти хиляда пъти повече пространство за изучаване на източници от известен тип. И колко фундаментално ще бъдат открити нови обекти? Може само да се гадае...

В допълнение, AXAF ще бъде оборудван с кристален Bragg спектрометър с висока разделителна способност, което прави възможно определянето на енергията на квантите с точност, по-висока от 0,1%. Принципът на работа на това устройство е подобен на оптичната дифракционна решетка, но тъй като дължината на вълната на рентгеновото лъчение е много малка, ролята на дифракционна решетка за него в Bragg спектрограф се играе от естествен кристал, разстоянието между слоеве от атоми, в които е близка до дължината на вълната на рентгеновото лъчение.

ТРЕТИ ЕТАП НА РЕНТГЕНОВАТА АСТРОНОМИЯ

В книгата на П. Р. Амнуел „Небето в рентгеновите лъчи“ (М.: Наука, 1984) се дава интересна аналогия между рентгеновата и оптичната астрономия. Гледането на рентгеновото небе от сателита Uhuru беше подобно на гледането на нощното небе с просто око. Наистина, най-яркият „звезден“ обект в небето - Венера - е 10 хиляди пъти по-ярък от най-бледата 6t звезда, достъпна за окото; Това е същото съотношение на потоците от най-яркия рентгенов източник Sco X-1 и най-слабия източник, открит от Ухуру. Пускането на телескоп в обсерваторията на Айнщайн, 100 пъти по-чувствителен от Ухуру, беше еквивалентно на появата на скромен оптичен телескоп на аматьорско ниво, който може да види звезди до 11 m. И още 100 пъти по-чувствителен AXAF ще бъде подобен на добър професионален телескоп, за който са налични звезди до 16 m.

Всяка нова орбитална обсерватория има свой важен принос към астрономията. Дори инструменти с традиционни параметри са способни да събират голям масив от уникална информация и да правят много открития; Пример за това е руската обсерватория “Гранат” (Земя и Вселена, 1993, № 1, стр. 17.- червен.). Още по-важно е създаването на устройства с уникални характеристики, всяко от които да даде пробив в науката. Само един пример: преди стартирането на обсерваторията GRO в диапазона на гама-лъчите бяха регистрирани само два пулсара - Crab и Vela - но сега има около 500 от тях! Затова астрофизиците с нетърпение очакват началото на работа на нови големи обсерватории в орбита.

рентгенов телескоп

устройство за изследване на времето и спектъра. св. в изворите на космоса. Рентгенов радиация, както и за определяне на координатите на тези източници и конструиране на техните изображения.

Съществуващите радиовълни работят в енергийния диапазон  рентгенови фотони. радиация от 0,1 до стотни keV, т.е. в диапазона на дължината на вълната от 10 nm до стотни от nm. За извършване на астрономически наблюдения в тази област на дължини на вълните, рентгеновите лъчи се издигат отвъд земната атмосфера на ракети или сателити, тъй като рентгеновите лъчи. радиацията се абсорбира силно от атмосферата. Радиация с >20 keV може да се наблюдава от височини ~30 km от балони.

RT позволява: 1) да се регистрират рентгенови лъчи с висока ефективност. за-

тонове; 2) отделни събития, съответстващи на въздействието на фотони с необходимия енергиен диапазон от сигнали, причинени от влиянието на зарядите. h-ts и гама фотони; 3) определете посоката на пристигане на рентгеновите лъчи. радиация.

В RT за диапазона 0,1-30 keV фотонният детектор е пропорционален брояч,изпълнен с газова смес (Ar+CH4, Ar+CO2 или Xe+CO2). Рентгенова абсорбция фотон от газов атом се придружава от излъчване на фотоелектрон (вж. фотоелектронна емисия),Оже електрони

Ориз. 1. а—рентгенова диаграма. телескоп с прорезен колиматор; b — работа на телескопа в режим на сканиране.

(см. Оже ефект)и флуоресцентни фотони (вж флуоресценция).Фотоелектронът и Оже-електронът бързо губят енергията си, за да йонизират газа; флуоресцентните фотони също могат бързо да се абсорбират от газа поради фотоелектричен ефект.В този случай общият брой на образуваните електрон-йонни двойки е пропорционален. енергиен рентген фотон. Така рентгеновата енергия се възстановява от токовия импулс в анодната верига. фотон.

При нормални условия R. t. се облъчва от мощни потоци заряди. h-ts и гама фотони разп. енергии, които рентгеновият детектор записва заедно с рентгеновите лъчи. фотони от изследвания източник на радиация. За подчертаване на рентгенови лъчи. фотони от общия фон се използва методът за антисъвпадения (вж. Метод на съвпадението).Рентген при пристигане фотоните също се записват от формата на електрическия импулс, който създават. ток, тъй като зарядното. h-ts дават сигнали, които са по-дълги във времето от тези, причинени от рентгеновите лъчи. фотони.

За определяне на посоката на рентгеновата снимка. Източникът е устройство, състоящо се от прорезен колиматор и звездообразен сензор, здраво закрепен към него на същата рамка. Колиматор (набор от пластини) ограничава рентгеновото зрително поле и пропуска рентгенови лъчи. фотони, пътуващи само в малък плътен ъгъл (~10-15 квадратни градуса). Рентгенов фотон, преминаващ през колиматора (фиг. 1,а), се записва в горната част. обем на брояча. Полученият токов импулс е нагоре във веригата. анод

преминава през веригата против съвпадения (тъй като няма забранителен сигнал от долния анод) и се подава към анализатора за определяне на времето и енергията. характеристика на фотона. След това информацията се предава чрез телеметрия към Земята. В същото време се предава информация от звездния сензор за най-ярките звезди, които попадат в неговото зрително поле. Тази информация дава възможност да се установи позицията на Rt осите в продукцията в момента на пристигането на фотона.

Когато RT работи в режим на сканиране, посоката към източника се определя като позицията на RT, при която скоростта на броене достига своя максимум. Ъгъл Разделителната способност на RT с прорезен колиматор или подобен клетъчен колиматор е няколко десетки дъгови минути.

Значително по-добър ъгъл. разделителна способност (~ няколко десетки секунди) имат RT с модулация. колиматори (фиг. 2, А).Модулен колиматорът се състои от две (или повече) едномерни телени решетки, монтирани между детектора и прорезния колиматор, за който последният се повдига над детектора на височина ~ 1 m и наблюденията се извършват в двата режима на сканиране (фиг. 1b) или завъртане спрямо оста, перпендикулярно на равнината на окото. Проводниците във всяка колиматорна решетка са монтирани успоредно една на друга на разстояние, равно на диаметъра на жицата. Следователно, когато източникът се движи през зрителното поле на R., сенките отгоре. жиците се плъзгат по дъното. мрежа, падаща или върху проводниците, и тогава скоростта на броене е максимална, или между тях, и тогава е минимална (фон).

Ъгъл разпределение на R.t. скорост на броене с модулация. колиматор (функция за реакция при щракване) е показан на фиг. 2, b.За n-мрежова модулация. колиматорен ъгъл между съседни максимуми 0=2 n-1 r, където r= d/l- анг. резолюция на R. t. В повечето случаи R. t. с модулация. колиматорите осигуряват точна локализация на рентгеновите лъчи. източници, достатъчни за идентифицирането им с небесни обекти, излъчващи в други електромагнитни диапазони. вълни

С модулен Техниката на енкодера започва да се конкурира с колиматорите. бленда, позволяваща да се получи r<1". В Р. т. с кодиров. апертурой поле зрения перекрывается экраном, обладающим неоднородным пропусканием по всей площади. Детектор излучения в таком Р. т. позиционно-чувствительный, т. е. кроме энергии рентг. фотона измеряют и координаты точки, где он был зарегистрирован. При таком экране точечный источник излучения, находящийся на бесконечности, даёт распределение скорости счёта по поверхности детектора, соответствующее функции пропускания экрана.

Ориз. 2. а - рентгенов апарат. телескоп с модулация колиматор; b - анг. разпределение на скоростта на броене.

Позиция на рентгеновия източник. радиацията в зрителното поле на RT се определя от позицията на максималната корелация. функции между полученото разпределение на скоростта на броене върху повърхността на детектора и функцията на пропускливост на екрана.

В енергийния диапазон >15 keV кристалите се използват като RT детектори. сцинтилатори NaI (Tl) (вж. Сцинтилационен брояч); за потискане на фона на зареждането. h-ts на високи енергии и гама фотони са инсталирани на антисъвпад с първата криста. сцинтилатори CsI(Tl). За ограничаване на зрителното поле в такива радиационни устройства се използват активни колиматори - цилиндри от сцинтилатори, свързани към антисъвпадение с NaI (Tl) сцинтилатори.

В енергийния диапазон от 0,1 до няколко. Най-ефективни са keV радиационните технологии, при които радиацията, падаща върху фокусиращо огледало, се фокусира под малки ъгли (фиг. 3). Чувствителността на такова излъчване t е ~10 3 пъти по-висока от радиационното t на други конструкции поради способността му да събира радиация. площ и се насочва към малък детектор, което значително увеличава съотношението сигнал/шум. Рентгеновият т., построен по тази схема, дава двуизмерно изображение на източника на рентгенови лъчи.

Ориз. 3. Диаграма за фокусиране на рентгенови лъчи. телескоп.

радиация, подобна на конвенционалната оптика. телескоп. За да се конструира изображение във фокусиращ RT, пропорциите, чувствителни към позицията, се използват като детектори. камери, микроканални детектори и устройства със зарядна връзка (CCD). Ъгъл разрешението в първия случай се определя от гл. обр. пространства. резолюцията на камерата е ~1", микроканалните детектори и CCD дават 1-2" (за лъчи близо до оста). Със спектрометрия В изследванията се използват PP детектори и Bragg кристали. спектрометри и дифракция решетки, чувствителни към позицията детектори. пространство Източници на рентгенови лъчи лъченията са много разнообразни. Рентгенов радиация от Слънцето е открита през 1948 г. в САЩ от ракета, която издига Броячи на Гайгердо горе слоеве на атмосферата. През 1962 г. първият източник на рентгенови лъчи е открит от групата на Р. Джакони (САЩ), също от ракета. радиация извън Слънчевата система - “Scorpio X-1”, както и дифузен рентгенов фон, очевидно извънгалактичен. произход. До 1966 г., в резултат на експерименти с ракети, прибл. 30 дискретни рентгенови снимки. източници. С изстрелването в орбита на серия от специални. Сателитни сателити (“UHURU”, “Ariel”, “SAS-3”, “Vela”, “Copernicus”, “HEAO” и др.) с R. t. dec. Открити са стотици рентгени. източници (галактически и извънгалактични, разширени и компактни, стационарни и променливи). Мн. от тези източници все още не са идентифицирани с източници, проявяващи се в оптични и други електромагнитни диапазони радиация. Сред идентифицираните галактики. обекти: близки двойни звездни системи, един от компонентите на които е рентгеновото лъчение. пулсар; единичен пулсари(Рак, Вела); остатъци свръхнови(разширени източници); временни (преходни) източници, които рязко увеличават светимостта на рентгеновите лъчи. диапазон и отново избледняване за период от време, вариращ от няколко. минути до няколко минути месеци; т.нар B r s t e r s са мощни мигащи рентгенови източници. радиация с характерно време на мигане от порядъка на няколко. секунди За идентифицирани извънгалактични. обектите включват близки галактики (Магеланови облаци и мъглявината Андромеда), радиогалактики Дева-A (M87) и Кентавър-A (NGC 5128), квазари (по-специално 3S 273), Сейферт и други галактики с активни ядра; Галактическите купове са най-мощните източници на рентгенови лъчи. радиация във Вселената (при тях за радиацията е отговорен горещ междугалактически газ с температура 50 милиона K). По-голямата част от пространството Рентгенов източници на явления обекти, напълно различни от тези, които са били известни преди началото на рентгеновите лъчи. астрономия и преди всичко се отличават с огромното си енергоотдаване. Светимостта на галактиката Рентгенов източници достига 10 36 -10 38 erg/s, което е 10 3 -10 5 пъти по-високо от енергоотделянето на Слънцето в целия диапазон на дължината на вълната. В извънгалактически източници е регистрирана яркост до 10 45 erg/s, което показва необичайния характер на проявените тук механизми на излъчване. В близки двойни звездни системи, например, като основна. Механизмът за освобождаване на енергия разглежда потока на материята от един компонент (гигантска звезда) към друг (неутронна звездаили Черна дупка)- диск натрупване,когато вещество, падащо върху звезда, образува диск близо до тази звезда, където веществото поради триене се нагрява и започва да излъчва интензивно. Сред вероятните хипотези за произхода на дифузните рентгенови лъчи. фон, заедно с предположението за топлинно излъчванегореща междугалактика газ, обратното се счита Комптън ефект e-nov върху IR фотони, излъчвани от активни галактики, или върху фотони реликтно излъчване.Данните от наблюденията от спътника HEAO-B показват значителен принос (>35%) за дифузните рентгенови лъчи. фонът се осигурява от далечни дискретни източници, гл. обр. квазари.

Рентгенова астрономия, изд. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht—Boston, 1974; Шкловски I.S., Звезди: тяхното раждане, живот и смърт, 2-ро издание, М., 1977; Kaplan S.A., Pikelner S.B., Физика на междузвездната среда, М., 1979.

Н. С. Ямбуренко.