AXAF ist ein Röntgenteleskop der neuen Generation. Physikalisches Enzyklopädisches Wörterbuch - Röntgenteleskop-Röntgenspektrum unentdeckter Elemente

Oftmals eine Erfindung Das erste Teleskop wird Hans Lipperschlei aus Holland (1570-1619) zugeschrieben, aber er war mit ziemlicher Sicherheit nicht der Entdecker. Sein Verdienst liegt höchstwahrscheinlich darin, dass er als erster das neue Teleskopgerät populär und gefragt gemacht hat. Er war es auch, der 1608 ein Patent für ein Linsenpaar in einem Tubus anmeldete. Er nannte das Gerät ein Fernglas. Sein Patent wurde jedoch abgelehnt, weil sein Gerät zu einfach erschien.

Das Röntgenteleskop dient zur Beobachtung entfernter Weltraumobjekte im Röntgenspektrum. Typischerweise werden Teleskope auf Höhenraketen oder künstlichen Satelliten platziert, da die Erdatmosphäre ein sehr ernstes Hindernis für Röntgenstrahlen darstellt.

Der amerikanische Professor Riccardo Giacconi veröffentlichte 1960 zusammen mit Bruno Rossi das weltweit erste Diagramm eines echten Röntgenteleskops mit fokussierendem Spiegelsystem. Was ist der grundlegende Unterschied zwischen einem Röntgenteleskop und anderen Teleskoptypen? Tatsache ist, dass Röntgenquanten aufgrund ihrer hohen Energie in der Materie praktisch nicht gebrochen werden, sondern bei fast jedem Einfallswinkel (außer den sanftesten) absorbiert werden. Deshalb war es notwendig, dass die Röntgenstrahlen nahezu parallel zum reflektierenden Spiegel verlaufen. Ein solcher Spiegel ist ein sich verjüngendes Hohlrohr mit einer parabolischen oder hyperbolischen Oberfläche, in das der Röntgenstrahl eintritt. Das Teleskop von Giacconi und Rossi enthielt mehrere ineinander verschachtelte röhrenförmige Spiegel mit einer einzigen Mittelachse, um die Empfindlichkeit des Instruments zu maximieren. Ein ähnliches Schema bildete die Grundlage aller modernen Röntgenteleskope.

Moderne Röntgenteleskope arbeiten im Röntgenphotonenenergiebereich von 0,1 bis Hunderten von keV. Die Spiegel solcher Teleskope bestehen aus Keramik oder Metallfolie (oft werden Gold und Radium verwendet). Der kritische Reflexionswinkel hängt von der Energie der Photonen ab.

Das Hauptproblem bei der Aufzeichnung von Röntgenstrahlen besteht darin, dass das Röntgenteleskop von starken Strömen geladener Teilchen und Gammaphotonen unterschiedlicher Energie bestrahlt wird, die es zusammen mit Röntgenphotonen registriert. Um dieses Problem zu lösen, verwenden Sie die Anti-Koinzidenz-Methode. Um die Richtung zur Quelle der Röntgenstrahlung genau zu bestimmen, wird ein Gerät verwendet, das aus einem Schlitzkollimator (einem Satz Platten, die das Sichtfeld begrenzen) und einem Sternsensor (der das Röntgenphoton aufzeichnet) besteht durch den Kollimator laufen). Der resultierende Stromimpuls durchläuft einen Antikoinzidenzkreis, woraufhin die Energieeigenschaften des Photons mit einem speziellen Analysator bestimmt werden.

Die Winkelauflösung eines solchen Teleskops mit Spaltkollimator beträgt mehrere zehn Bogenminuten. Auch in Röntgenteleskopen können sogenannte Modulationskollimatoren (oszillierende Kollimatoren) eingesetzt werden (hier beträgt der Auflösungswinkel mehrere zehn Sekunden). Ein solcher Kollimator besteht aus zwei oder mehreren eindimensionalen Drahtgittern, die zwischen Detektor und Spaltkollimator installiert werden. Die Beobachtung erfolgt entweder im Scanmodus oder in Rotation um eine Achse senkrecht zur Gitterebene.

Einer noch Eine fortschrittlichere Technologie ist die Aperturkodierungstechnik zur Bilderfassung. Bei dieser Technologie wird vor dem Matrixdetektor eine Maske in Form eines Gitters installiert, die über die gesamte Fläche eine ungleichmäßige Transmission aufweist (durch abwechselnd transparente und undurchsichtige Elemente). Dieses Design wiegt viel weniger und ermöglicht eine Winkelauflösung von weniger als 1 Zoll. Ein Beispiel für ein Röntgenteleskop ist das Chandra-Röntgenobservatorium, das 1999 von der NASA ins Leben gerufen wurde.

Bodengebundene Beobachtungen in Durchsichtfenstern werden mit herkömmlichen optischen Teleskopen und speziellen IR-Teleskopen durchgeführt. Spezielle IR-Teleskope haben eine geringere Eigenstrahlung, sind mit einem oszillierenden Sekundärspiegel ausgestattet und werden im Hochgebirge installiert. Auf dem Gipfel des erloschenen Vulkans Mauna Kea sind vier spezielle Infrarot-Teleskope installiert. (Hawaiianische Inseln). Auf einer Höhe von 4200 m über dem Meeresspiegel: Französisch mit einem Spiegeldurchmesser D = 375 cm; Englisch, D = 360 cm; Teleskop der US National Astronautics and Space Administration – NASA, D = 300 cm; Teleskop der University of Hawaii, D = 224 cm.

Röntgenteleskope (ri).

RI-Detektoren:

1978 wurde auf dem HEAO-B-Satelliten (Einstein-Observatorium) in den USA ein schräg einfallendes Röntgenteleskop mit einer Auflösung von 2ʺ gestartet. Mehrere Tausend Röntgenquellen erhalten (bis 1986)

Gamma-Teleskope.

Im Gebiet weiche Gammastrahlung(GI), gebraucht Szintillationsteleskop.

Im Gebiet harter GI– Teleskop mit Schiene Detektor. Die Flugbahn jedes geladenen Teilchens, das während der Absorption entsteht – Photonen – wird aufgezeichnet. Der Detektor kann sein Funkenkammer und Driftkammer. In einer Funkenkammer entsteht ein Funkendurchschlag entlang der Flugbahn eines Teilchens, das Atome ionisiert. Eine Funkenkette reproduziert die Flugbahn eines Teilchens. In einer Driftkammer wird die Position der Flugbahn durch die Zeit der Elektronendrift von der Teilchenspur zu benachbarten Elektroden bestimmt.

Im Gebiet mittlerer GI – die Effizienz von Szintillations- und Spurdetektoren nimmt ab.

Im Gebiet ultrahoher GI– durch die Aufzeichnung der Tscherenkow-Strahlung, die von Elektronen und Positronen eines Teilchenschauers erzeugt wird, der die Absorption eines ultrahochenergetischen Photons in der Atmosphäre begleitet.

Hinweis: Cherenkov-Vavilov-Strahlung(1934) – Emission elektromagnetischer Wellen durch einen sich mit hoher Geschwindigkeit bewegenden elektrischen Ladungsträger , Überschreiten der Phase " U» Geschwindigkeit elektromagnetischer Wellen in Materie. . Der Cherenkov-Vavilov-Effekt tritt auf, wenn n > 1;

Neutrinoteleskope

In der UdSSR: im Kaukasus am Baksan-Neutrino-Observatorium; in einem Salzbergwerk in Artemovsk in einer Tiefe von 600 m Wasseräquivalent; in Italien, USA.

Registrierungsprinzip: Flüssigszintillationsdetektoren – registrieren die entstehenden Positronen, deren Bewegung von einem Blitz begleitet wird.

Bedeutende Observatorien und größte Teleskope der Welt

OBSERVATORIUM(vom lateinischen Observator – Beobachter), eine spezialisierte wissenschaftliche Einrichtung, die für die Durchführung astronomischer, physikalischer, meteorologischer usw. Forschung ausgestattet ist. Derzeit gibt es weltweit mehr als 500 Observatorien, die meisten davon auf der Nordhalbkugel der Erde.

Tabelle 2. Wichtigste Observatorien der Welt.

Observatorium	Brief Information
Astrophysikalisches Observatorium Abastumani	1932 auf dem Berg Kanobili (1650 m) in der Nähe von Abastumani in Georgien gegründet. 1937 begannen die Beobachtungen am ersten sowjetischen 33-cm-Reflektor (Beobachtungen wurden seit 1932 im alten Turm durchgeführt) mit dem ersten sowjetischen Photometer. Der erste Regisseur war Evgeniy Kirillovich Kharadze. Anfang der 50er Jahre wurden ein 70-cm-Meniskusteleskop und weitere Instrumente installiert. 1980 wurde das größte vollautomatische 125-cm-Spiegelteleskop der Sternwarte installiert.
Algonquin-Observatorium	Astronomisches Radioobservatorium in Ontario (Kanada). Das Hauptinstrument ist ein 46-Meter-Teleskop mit einer vollständig steuerbaren Antenne.
Allegheny-Observatorium	Forschungsobservatorium der University of Pittsburgh in Pennsylvania (USA). Die modernen Observatoriumsgebäude wurden 1912 erbaut, die Arbeiten an ihrer Errichtung begannen jedoch bereits 1858 durch mehrere Geschäftsleute aus Pittsburgh. Ermutigt durch den Anblick des Kometen Donati in diesem Jahr gründeten sie die Allegheny Telescope Association und kauften einen 33-Zentimeter-Refraktor. Im Jahr 1867 wurden sowohl das Teleskop als auch das Observatorium an die Western University of Pennsylvania, die Vorgängerin der University of Pittsburgh, übertragen. Der erste hauptamtliche Direktor war Samuel Pierpont Langley, dessen Nachfolger James E. Keeler war, einer der Gründer des Astrophysical Journal und späterer Direktor des Lick Observatory. Im Jahr 1912 wurden im Observatoriumsgebäude drei Teleskope installiert. Der allererste 33-cm-Refraktor wird heute vor allem zu Lehrzwecken und zu Testzwecken eingesetzt. Die anderen beiden (76-cm-Tau-Refraktor und 79-cm-Keeler-Memorial-Refraktor) werden weiterhin für wissenschaftliche Forschung verwendet.
Anglo-Australisches Observatorium (AAO)	Das Observatorium befindet sich am selben Standort wie das Siding Spring Observatory (New South Wales, Australien) und wird gemeinsam von der australischen und der britischen Regierung finanziert. Das Observatorium wird vom Anglo-Australian Telescope Directorate (DAAT) verwaltet, das Anfang der 1970er Jahre gegründet wurde, als das 3,9 Meter große Anglo-Australian Telescope mit einer äquatorialen Installation gebaut wurde. Routinebeobachtungen begannen 1975. Es war das erste computergesteuerte Teleskop. Zusammen mit diesem Universalteleskop kommen viele verschiedene Instrumente zum Einsatz, die zu wichtigen wissenschaftlichen Entdeckungen führten und spektakuläre Aufnahmen des Südhimmels ermöglichten. 1988 erhielt DAAT das englische 1,2-Meter-Schmidt-Teleskop (in Betrieb genommen). im Jahr 1973 und für einige Zeit unter der Gerichtsbarkeit des Royal Edinburgh Observatory), das von vielen Astronomen genutzt wurde. Beliebte Schmidt-Teleskope erzeugen hochwertige großformatige Fotografien (6,4° × 6,4°). Der größte Teil der Betriebszeit des Teleskops wird für langfristige Himmelsdurchmusterungen aufgewendet.
Aresib-Observatorium	Radioastronomisches Observatorium in Puerto Rico. Die Grube mit einem Durchmesser von 305 m fügt sich gut in die natürliche Falte des hügeligen Gebiets südlich von Arecibo ein. Das Teleskop, dessen Bau 1963 abgeschlossen wurde, wird vom National Ionospheric and Astronomy Center der Cornell University (USA) betrieben. Die reflektierende Oberfläche kann sich nicht bewegen, aber Radioquellen können durch Bewegen des Fokusempfängers entlang einer speziellen Stützstruktur verfolgt werden. 1997 wurde dieses Teleskop modernisiert. Die Grundfläche des Teleskops ist größer als die aller anderen Radioteleskope der Welt zusammen. Aufgrund seiner großen Oberfläche kann das Teleskop schwächere Signale erkennen als jedes andere Radioteleskop
Dominion Astrophysikalisches Observatorium	Observatorium des National Research Council des Canadian Centre for Optical Astronomy, gelegen in der Nähe von Victoria (British Columbia). Es ist Teil des nach ihm benannten Instituts für Astrophysik. Herzberg. Es wurde von J.S. gegründet. Plaskett, und 1918 nahm dort ein 1,85-Meter-Teleskop seinen Betrieb auf, zu dem 1962 ein 1,2-Meter-Teleskop hinzugefügt wurde. 1988 wurde dort das Canadian Astronomical Data Centre gegründet.
Marineobservatorium der Vereinigten Staaten	Das Observatorium besitzt astrografische Teleskope in Mount Anderson, in der Nähe von Flagstaff, Arizona, in Black Birch, Neuseeland und in Washington. Die Sternwarte wurde 1830 gegründet und erhielt 1842 ihren heutigen Namen. Fünfzig Jahre lang befand es sich im heutigen Lincoln Memorial. Im Jahr 1893 wurde das Observatorium an seinen heutigen Standort (neben der offiziellen Residenz des Vizepräsidenten) verlegt. Das größte hier befindliche Teleskop ist ein seit 1873 in Betrieb befindlicher 66-Zentimeter-Refraktor, mit dessen Hilfe Asaph Hall 1877 die Marsmonde Phobos und Deimos entdeckte. Zu den weiteren Instrumenten gehören ein 30-cm-Elvan-Clark-Refraktor, zwei 61-cm-Reflektoren und ein 15-cm-Meridiankreis. Das größte Teleskop der Sternwarte ist der 1,5 Meter große Astrometric Reflector in Flagstaff. Mit diesem Instrument entdeckte James Christie 1978 Plutos Mond Charon. An seinem Standort in Arizona verfügt das Observatorium über ein optisches Interferometer, das Experimental Marine Optical Interferometer, das bei seiner Inbetriebnahme im Jahr 1995 das größte Teleskop seiner Art war. Das United States Naval Observatory beherbergt eine der reichhaltigsten astronomischen Bibliotheken der Welt. Das Observatorium erstellt und veröffentlicht astronomische Jahrbücher für die Marine, die Luftfahrt und das internationale Verzeichnis „Visible Places of Fundamental Stars“.
Observatorium für große Höhen	Solarphysikalisches Observatorium und Forschungsinstitut in Colorado, USA. 1940 unter der Schirmherrschaft des Harvard College Observatory gegründet und heute eine Zweigstelle des National Center for Atmospheric Research. Geräte zur Erforschung der Sonne befinden sich auch in anderen bodengestützten Zentren und auf Satelliten.
Hauptastronomisches Observatorium der Akademie der Wissenschaften der Ukraine	1944 gegründet (12 km südlich von Kiew, h=180 m über dem Meeresspiegel). 1949 eröffnet Es wurde ein konsolidierter Koordinatenkatalog von mehreren tausend Referenzpunkten auf der sichtbaren Oberfläche des Mondes erstellt. Er verfügt über eine astronomische Beobachtungsbasis in der Elbrus-Region auf dem Terskol-Gipfel (h=3100 m) mit 40 cm, 80 cm und 2-30 cm. Meter-Teleskope. Hauptinstrumente: 19 cm großer vertikaler Kreis, Dual-Weitwinkel-12-cm-Astrograph, 70-cm-Spiegelteleskop (1959), 44-cm-Sonnenhorizontalteleskop (1965) und andere Instrumente. Seit 1985 gibt das Observatorium die wissenschaftliche Zeitschrift „Kinematik und Physik der Himmelskörper“ heraus und seit 1953 gibt es „Izvestia des Staatlichen Verwaltungsbezirks der Akademie der Wissenschaften der Ukrainischen SSR“ heraus. Der erste Direktor war Alexander Jakowlewitsch Orlow (1880–1954) in den Jahren 1944–1948 und 1950–1951.
Europäische Südsternwarte (ESO)	Die Europäische Forschungsorganisation wurde 1962 gegründet. ESO-Mitglieder sind acht Länder – Belgien, Dänemark, Frankreich, Deutschland, Italien, die Niederlande, Schweden und die Schweiz. Der Hauptsitz der Organisation befindet sich in Garching bei München in Deutschland, das Observatorium in La Silla in Chile.
Astrophysikalisches Observatorium der Krim (CrAO)	Ukrainisches Observatorium auf der Krim in der Nähe von Simeiz. 1908 in der Nähe von Simeiz als Zweigstelle des Pulkowo-Observatoriums gegründet, aber bei Kriegsausbruch 1941 völlig zerstört. Durch Erlass der Regierung der UdSSR vom 30. Juni 1945 wurde es in eine unabhängige wissenschaftliche Einrichtung umgewandelt – das Astrophysikalische Observatorium der Krim der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. Im Jahr 1946 begann der Bau des Observatoriums an einem neuen, günstigeren Standort im Dorf Mangush (Dorf Nauchny, 12 km von Bachtschissarai entfernt). Das erste große Instrument war ein Astrograph mit einem 40-cm-Objektiv, der im Sommer 1946 in Simeizm installiert wurde, wo die Beobachtungen fortgesetzt wurden. Der erste Direktor war G.A. Shine (1892–1956), dann wurde er 1952 durch A. B. Severny (1913–1987) ersetzt. 1950 in Auftrag gegeben. Hier wurde 1961 das größte Teleskop Europas mit einem 264-cm-Spiegel, F = 10 m, und 1981 ein 125-cm-Teleskop für fotografische Beobachtungen installiert. Außerdem wurde hier 1954 eines der besten Turm-Sonnenteleskope der Welt und 1966 ein leistungsstarkes 22-Meter-Millimeterwellen-Radioteleskop installiert.
Nationales Radioastronomie-Observatorium (NRAO)	Eine Vereinigung von Organisationen, die in den Vereinigten Staaten unter der Schirmherrschaft eines privaten Universitätskonsortiums, Associated Universities Inc., radioastronomische Arbeiten durchführen. Der Verein erhält Fördermittel im Rahmen einer Konsortialvereinbarung mit der US National Science Foundation. Die von NRAO verwendeten Teleskope befinden sich an drei verschiedenen Standorten. Dabei handelt es sich um ein „Very Large Array“ (VLA – Abk. Very Large Array). Ein Radioteleskop bestehend aus 27 Antennen mit jeweils 25 m Durchmesser, das nach der Methode der Apertursynthese basierend auf der Erdrotation arbeitet. Standort in Socorro, New Mexico Dieses Teleskop ist das größte Teleskop der Welt, das die Apertursynthesemethode verwendet. Diese Antennenanordnung ist in der Form des Buchstabens „Y“ angeordnet, wobei jeder Arm 21 km lang ist. Die Antennen sind durch elektronische Kommunikation miteinander verbunden Das Array arbeitet als einzelnes System aus 351 Radiointerferometern, die gleichzeitig Beobachtungen bei einer Wellenlänge von 1,3 cm durchführen. In der Praxis werden die meisten Beobachtungen jedoch bei einer Wellenlänge von 6 durchgeführt cm mit einer Auflösung von einer Bogensekunde, da dies die für die Erstellung von Radiokarten erforderliche Zeit erheblich verkürzt), das Millimeterwellenteleskop am Kitt Peak sowie die 42-Meter-Antenne und das Interferometer des Green Bank Telescope in Green Die 1962 erbaute 92-Meter-Antenne war 1988 völlig außer Betrieb. Der Bau seines „Nachfolgers“ – des 100-Meter-Teleskops – wurde 1998 abgeschlossen. Dies ist die weltweit größte Parabolantenne mit vollautomatischer Steuerung. Die 1965 eingeführte 43 Meter lange Parabolantenne ist noch immer das größte Äquatorialteleskop der Welt. Außerdem gibt es ein Radiointerferometer bestehend aus drei 26 Meter langen Parabolantennen, von denen sich zwei auf einer 1,6 km langen Strecke bewegen können. NRAO hat seinen Hauptsitz in Charlottesville, Virginia.
Pulkowo-Observatorium	Das Observatorium in der Nähe von St. Petersburg in Russland, das bereits 1718 als St. Petersburger Observatorium und St. Petersburger Akademie der Wissenschaften gegründet wurde, ließ 1760 das einzige Observatorium im Stadtzentrum errichten. Es befindet sich seit 1835 in Pulkovo. Am 19. August 1839 wurde das Pulkowo-Observatorium auf den Pulkowo-Höhen (75 m über dem Meeresspiegel) in Betrieb genommen. Der Bau begann am 21. Juni 1835, 70 km südlich von St. Petersburg, nach dem Entwurf von A.P. Bryullov (1798-1877), entwickelt 1834. Am 3. Juli 1835 wurde das Gebäude der Hauptsternwarte gelegt. 02.07.1838 - Gründung des Pulkowo-Observatoriums an der Akademie der Wissenschaften. Die Geschichte der Sternwarte ist insbesondere mit der Geschichte der Familie Struve verbunden, aus der sechs Mitglieder berühmte Astronomen wurden. Wassili Jakowlewitsch Struve war von 1839 bis 1862 Direktor des Observatoriums, und sein Sohn Otto Wassiljewitsch Struve war von 1862 bis 1889 derjenige, der 1886 ein astrophysikalisches Labor baute, und in den Jahren 1890–1895 stärkte F. A. Bredikhin die astrophysikalische Forschung am Observatorium und stattete es aus mit entsprechenden Instrumenten. Das Observatorium wurde zur „astronomischen Hauptstadt der Welt“, weil es die genauesten Sternkataloge der Grundsterne erstellte: 1865, 1885, 1905 und 1930, die Position von 8700 Paaren von Doppelsternen genau maß und die wichtigsten astronomischen Konstanten bestimmte. Von Anfang an befand sich in der Sternwarte das damals größte 38 cm (15 Zoll) brechende Teleskop der Welt, hergestellt von J. Flaunhofers Schülern Merz und Mahler, und 1888 das weltweit größte 30 Zoll (76 cm) brechende Teleskop Teleskop, hergestellt vom amerikanischen Optiker A. Clark. Es war das Pulkowo-Observatorium, das als eines der ersten die Fotografie in der Astrometrie einsetzte. Im Jahr 1920 wurde ein genauer Zeitdienst organisiert und 1924 wurde am Observatorium ein internationales Zeitdienstkomitee gegründet. Im Jahr 1932 wurde der Sonnengottesdienst organisiert. Die damaligen Gebäude wurden im Zweiten Weltkrieg zerstört, 1954 jedoch wieder in ihren ursprünglichen Zustand versetzt. Die Eröffnung fand am 21. Mai 1954 statt. Die Sternwarte wurde erheblich erweitert und mit modernsten Instrumenten ausgestattet. Ein 65-cm-Refraktor-Teleskop (F=10,4 m), das größte in der UdSSR, wurde installiert. Beobachtungsbasen im Kaukasus und im Pamir, Bergastronomische Station Kislowodsk, in Blagoweschtschensk (Breitengradlabor am Amur), Expedition in Bolivien (seit 1983). Forschung: Astrometrie, Radioastronomie, astronomische Instrumente, außeratmosphärische Astronomie usw. Das Observatorium veröffentlicht „Proceedings“ (seit 1893), „Izvestia“ (seit 1907), „Solar Data“ (seit 1954) und andere.

Abbildung 46. Pulkowo-Observatorium

„Erde und Universum“ 1993 Nr. 5

ENTWICKLUNGSSTUFEN DER RÖNTGENASTRONOMIE

Die Erdatmosphäre ist für Röntgenstrahlen undurchsichtig. Daher wurde die Röntgenastronomie zusammen mit der Raketentechnologie geboren: 1948 entdeckte R. Barnight vom Naval Laboratory (USA) mit Hilfe von Fotoplatten, die von einer V-2-Rakete auf eine Höhe von etwa 160 km angehoben wurden, X- Strahlenstrahlung der Sonne. Als Astronomen 1962 die Fotoplatte durch einen Geigerzähler ersetzten, entdeckten sie eine zweite Röntgenquelle, dieses Mal außerhalb des Sonnensystems – es war Sco X-1. Das damals verwendete Benennungssystem war einfach: „Sco X-1“ bedeutet die hellste (1) Röntgenquelle (Röntgenquelle) im Sternbild Skorpion (Sco). Das dritte Objekt der Röntgenastronomie, das 1963 entdeckt wurde, war der berühmte Krebsnebel im Sternbild Stier (Tau X-1).

In den 1960er Jahren wurden Röntgendetektoren meist mit geophysikalischen Raketen über die Atmosphäre befördert; Ihr Vertikalflug dauerte nur wenige Minuten, sodass in diesem Zeitraum nur etwa 40 Quellen auf den Röntgenhimmelskarten eingezeichnet waren. Doch in den 70er Jahren begann man, empfindliche Röntgendetektoren auf künstlichen Erdsatelliten zu platzieren, von denen die bekanntesten Uhuru, ANS, Copernicus, OSO-7, SAS-3 sind. Es folgte der Start großer Raumschiffe – HEAO-1, ​​​​​​Einstein, Astron, Granat, Rosat, Ausrüstung an den Stationen Saljut-4 und -7, Skylab und Mir. Obwohl die Arbeit jedes einzelnen von ihnen interessante astrophysikalische Informationen lieferte, waren die wichtigsten Etappen in der Entwicklung der Röntgenastronomie die Einführung des ersten hochempfindlichen Röntgendetektors Uhuru im Jahr 1970 und des ersten Röntgenspiegelteleskops , Einstein, im Jahr 1978 (hatte eine hohe Empfindlichkeit und eine hohe Winkelauflösung von 2–4 Zoll). Mit ihrer Hilfe konnten Röntgendoppelsterne, Röntgenpulsare und Flare-Quellen, normale Sterne mit heißen Koronen, aktive galaktische Kerne und intergalaktisches Gas beobachtet werden In den 80er und frühen 90er Jahren wurden bereits viele leistungsstarke Instrumente im Orbit entdeckt, ihre Eigenschaften blieben jedoch traditionell (Earth and Universe, 1989, Nr. 5, S. 30.- Ed.).

Der nächste große Fortschritt in der Röntgenastronomie wird 1998 mit der Inbetriebnahme des neuen Orbitalobservatoriums von AXAF, der Advanced X-ray Astrophysics Facility, erwartet.

Bereits in den 70er Jahren hatten amerikanische Astronomen die Idee, vier große Orbitalobservatorien zu errichten, die das gesamte Spektrum elektromagnetischer Wellen mit Ausnahme des Radios abdecken können. Im Mai 1990 wurde HST in die Umlaufbahn gebracht – das Hubble-Weltraumteleskop, das im optischen und nahen Ultraviolettbereich arbeitet (Earth and Universe, 1987, Nr. 4, S. 49). Dann, im April 1991, wurde GRO – Gamma Ray Observatory – ins Leben gerufen. Als nächstes folgt das Röntgenobservatorium AXAF, gefolgt vom Infrarotobservatorium SIRTF (Space Infrarot Telescope Facility).

Allerdings werden die letzten beiden Projekte derzeit erheblich überarbeitet. Tatsache ist, dass die Produktion der ersten Observatorien sehr teuer war: HST kostete 5,55 Milliarden Dollar und GRO kostete 600 Millionen Dollar. Darüber hinaus wurde jeder der Satelliten mit Hilfe speziell organisierter Expeditionen mit dem Space Shuttle in die Umlaufbahn gebracht. Fehler bei der Herstellung des HST-Teleskops und allgemeine wirtschaftliche Schwierigkeiten zwangen die NASA, das Budget für vielversprechende Astrophysikprojekte zu überdenken. Zunächst wurde beschlossen, auf das Shuttle oder die leistungsstarke Titan-Rakete zu verzichten, die für den Start schwerer Observatorien erforderlich waren. Orbitalobservatorien müssen leichter werden, damit sie mit billigen, entbehrlichen Raketen vom Typ Atlas gestartet werden können.

Für das Infrarotobservatorium SIRTF bedeutet dies, den Durchmesser des Hauptspiegels von 85 auf 70 cm zu reduzieren, die Größe des Satelliten nahezu zu halbieren und seine Mindestlebensdauer von fünf auf drei Jahre zu verkürzen. Zwar sind in letzter Zeit neue, sehr empfindliche Detektoren für Infrarotstrahlung aufgetaucht, die die Verringerung der Fläche des Teleskopspiegels ausgleichen sollen. Wissenschaftler der NASA hoffen, dass sie noch vor dem Jahr 2000 ein Infrarot-Observatorium starten können.

Für das AXAF-Projekt stehen noch radikalere Veränderungen an. Das Observatorium war ursprünglich als 17 m langer und 15 Tonnen schwerer Satellit konzipiert; Die Flügelspannweite der Solarpaneele sollte 26 m betragen. Anstelle eines großen Satelliten sollen nun zwei kleinere gebaut werden: Der Hauptsatellit (14 m lang und etwa 6 Tonnen schwer) wird das Hauptröntgensystem beherbergen Teleskop, das zweite wird mit Röntgenspektrometern ausgestattet sein. Der Start des Röntgenobservatoriums war ursprünglich für 1987 geplant. Jetzt spricht man von 1998. Was erwarten Astronomen vom AXAF-Observatorium?

Ist es möglich, Eröffnungen zu planen?

Es stellt sich heraus, dass es möglich ist! Vor allem, wenn Sie wissen, wonach Sie suchen. Genau das ist jetzt in der Röntgenastronomie der Fall: Es ist bekannt, welche Parameter ein Röntgenteleskop haben muss, um damit lang erwartete Entdeckungen auf dem Gebiet der Kosmologie und relativistischen Astrophysik zu machen. Allerdings war es lange Zeit nicht möglich, ein solches Werkzeug zu erstellen.

Es gibt zwei grundsätzlich unterschiedliche Arten von Röntgendetektoren: Proportionalquantenzähler mit Kollimatoren und Röntgenteleskope mit Fokussiersystem und Bilddetektoren 1 . Der erste von ihnen wurde bei Uhuru verwendet, der zweite bei Einstein.

1 Tatsächlich wurden noch viel mehr unterschiedliche Arten von Röntgendetektoren entwickelt, aber wir wollen den grundlegenden Unterschied zwischen ihnen zeigen.

Ein Proportionalzähler ist eine moderne Version eines Geigerzählers, also ein gasgefülltes Rohr mit zwei Elektroden – positiv und negativ. Ein Röntgenquant, das durch ein mit einem dünnen Film bedecktes Fenster in die Röhre fliegt, ionisiert das Gas und die Elektroden sammeln die entstehenden Ionen und Elektronen. Durch Messung des resultierenden Stromimpulses lässt sich die Energie des registrierten Quants bestimmen: Sie sind annähernd proportional zueinander (daher der Name des Zählers). Proportionalzähler sind in der Lage, Quanten in einem weiten Energiebereich – von 1 bis 30 eV – aufzuzeichnen und verfügen über eine gute spektrale Auflösung, d. h. sie bestimmen die Energie eines Quants mit einer Genauigkeit von 15–20 %. Der Proportionalzähler selbst ähnelt jedoch einer Fotoplatte ohne Linse: Er registriert Quanten, die aus allen Richtungen kommen. Wenn ein Signal vorhanden ist, bedeutet dies, dass sich irgendwo vor der Theke eine Röntgenstrahlungsquelle befindet, deren genaue Stelle jedoch unbekannt ist.

Um die Richtung zur Quelle zu bestimmen, werden Schattenkollimatoren verwendet, die nur Quanten aus einer bestimmten Richtung freien Zugang zum Zähler gewähren und den Zähler für alle anderen Quanten verdecken. Wenn wir die Analogie mit einer fotografischen Platte fortsetzen, können wir sagen, dass wir, indem wir sie am Boden eines tiefen Brunnens oder eines langen Rohrs platzieren, in der Lage sind, die Richtung heller Quellen wie der Sonne zu bestimmen: sobald sie sich auf der Achse von befinden Bei unserem „Kollimator“ wird die Platte schwarz. Allerdings kann man mit einem solchen Werkzeug kein Objekt abbilden: Die Winkelauflösung ist gering und die Empfindlichkeit gering. Schließlich werden alle Quanten erfasst, die diesen „Kollimator“ passieren – sowohl die Quanten der Quelle als auch die des Himmelshintergrunds. Und im Röntgenbereich ist der Himmel recht hell. Die Situation erinnert an die Tagesbeobachtung von Sternen von der Erdoberfläche aus: Mit bloßem Auge sind nur helle Quellen sichtbar – Sonne, Mond, Venus – und die Sterne verblassen im Glanz des Tageshimmels. Der Kollimator ist hier hilflos (denken Sie daran: Die Sterne sind tagsüber vom Grund eines tiefen Brunnens aus nicht sichtbar!), aber ein optisches System – ein Teleskop – kann helfen. Es erzeugt ein Bild eines Himmelsausschnitts und ermöglicht die Beobachtung des Sterns getrennt vom Hintergrund.

Wenn eine Röntgenlinse konstruiert ist, kann der Zähler die Quelle vom Hintergrund isolieren. Und wenn Sie viele kleine Zähler im Fokus einer Röntgenlinse platzieren, erzeugen sie wie Körnchen einer Fotoemulsion ein Bild des Röntgenhimmels und ein „farbiges“ Bild, wenn diese Zähler die Energie richtig wahrnehmen der einfallenden Photonen.

Leider ist die Herstellung einer Röntgenlinse sehr schwierig: Harte Quanten dringen tief in das Linsenmaterial ein, ohne gebrochen oder reflektiert zu werden. Nur die Röntgenquanten niedrigster Energie, die sehr sanft auf eine gut polierte Metalloberfläche fallen, werden von dieser nach den Gesetzen der geometrischen Optik reflektiert. Daher ist eine Röntgenlinse, die eine Kombination aus einem Paraboloid und einem Rotationshyperboloid ist, einer leicht konischen Röhre sehr ähnlich. Um mehr Quanten einzufangen, werden normalerweise mehrere Linsen mit unterschiedlichen Durchmessern, aber gleicher Brennweite hergestellt und wie eine Nistpuppe koaxial verstärkt. Anschließend werden alle Bilder in der Brennebene addiert und gegenseitig angereichert. Ein in dieser Ebene platzierter Röntgenquantendetektor zeichnet ihre Koordinaten auf und überträgt sie an einen Computer, der das Bild synthetisiert.

Effektive Fläche und Spektralbereich des Hauptspiegels des AXAF-Teleskops im Vergleich zum Einstein Space Observatory-Teleskop

Am Einstein-Observatorium wurde ein Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 60 cm installiert. Die effektive Fläche des komplexen Spiegels hing jedoch stark von der Energie der einfallenden Quanten ab: Bei weichen Röntgenquanten war sie eine Energie von 0,25 keV 400 cm 2 und verringerte sich für Quanten mit einer Energie von 4 keV auf 30 cm 2. Und für die Aufnahme noch härterer Quanten war das Teleskop generell ungeeignet.

Das ist sehr traurig, da es harte Quanten sind, die einzigartige Informationen enthalten. Jeder Astronom weiß, wie wichtig es ist, die Spektrallinie eines chemischen Elements aufzuzeichnen: Ihre Intensität gibt den Inhalt des Elements an und ihre Position im Spektrum gibt die Bewegungsgeschwindigkeit der Quelle an (Doppler-Effekt). Allerdings gibt es in den Röntgenspektren fast keine Linien; Typischerweise enthält das Spektrum heißen interstellaren Gases nur eine Eisenlinie mit einer Quantenenergie von etwa 7 keV. Viele Astrophysiker träumen davon, darin Bilder von „ihren“ Objekten zu bekommen. Galaxienforscher könnten damit beispielsweise den Gehalt an schweren Elementen in den heißen Koronen von Sternsystemen und im intergalaktischen Gas bestimmen; Sie könnten die Geschwindigkeit von Galaxienhaufen messen und direkt die Entfernung zu ihnen bestimmen, was es ermöglichen würde, die Hubble-Konstante und das Alter des Universums zu klären. Leider ist das Teleskop des Einstein-Observatoriums nicht in der Lage, im 7-keV-Bereich zu arbeiten: Seine Empfindlichkeit ist auf den Bereich von 0,1 4–4 keV beschränkt.

Das im Juni 1990 gestartete Röntgenobservatorium ROSAT („Röntgensatellit“) wurde hauptsächlich von deutschen Spezialisten entwickelt. Obwohl es eine höhere Empfindlichkeit als das Einstein-Observatorium aufweist, ist sein Betriebsbereich relativ klein: 0,1 2 keV. Die Winkelauflösung von ROSAT (4") ist ungefähr die gleiche wie die von Einstein (2"÷4").

Aber das Teleskop des AXAF-Observatoriums wird in der Lage sein, ein Bild im Bereich von 0,14–10 keV zu konstruieren und gleichzeitig die Auflösung eines guten optischen Teleskops (0,5 Zoll) zu liefern Mit einem Durchmesser von 1,2 m wird AXAF bei der Beobachtung von Punktquellen fast hundertmal empfindlicher sein als Einstein. Das bedeutet, dass es Zugang zu fast tausendmal mehr Raum für die Untersuchung von Quellen eines bekannten Typs hat werden neue Objekte entdeckt?

Darüber hinaus wird AXAF mit einem hochauflösenden kristallinen Bragg-Spektrometer ausgestattet, das es ermöglicht, die Energie von Quanten mit einer Genauigkeit von mehr als 0,1 % zu bestimmen. Das Funktionsprinzip dieses Geräts ähnelt einem optischen Beugungsgitter, aber da die Wellenlänge der Röntgenstrahlung sehr klein ist, übernimmt in einem Bragg-Spektrographen ein natürlicher Kristall die Rolle eines Beugungsgitters, dessen Abstand zwischen den Schichten von Atomen, in denen die Wellenlänge der Röntgenstrahlung nahe liegt.

DRITTE STUFE DER RÖNTGENASTRONOMIE

Im Buch von P.R. Amnuel „The Sky in X-Rays“ (M.: Nauka, 1984) wird eine interessante Analogie zwischen Röntgen- und optischer Astronomie gegeben. Die Betrachtung des Röntgenhimmels vom Uhuru-Satelliten ähnelte der Betrachtung des Nachthimmels mit bloßem Auge. Tatsächlich ist das hellste „Stern“-Objekt am Himmel – die Venus – zehntausend Mal heller als der schwächste 6t-Stern, der für das Auge sichtbar ist; Dies ist das gleiche Verhältnis der Flüsse der hellsten Röntgenquelle Sco X-1 und der schwächsten von Uhuru entdeckten Quelle. Der Start eines Teleskops am Einstein-Observatorium, das 100-mal empfindlicher als Uhuru ist, kam dem Erscheinen eines bescheidenen optischen Amateurteleskops gleich, das Sterne bis zu 11 m weit sehen konnte. Und ein noch einmal 100-mal empfindlicheres AXAF wird einem guten Profi-Teleskop ähneln, für das Sterne bis zu 16 m zur Verfügung stehen.

Jedes neue Observatorium im Orbit leistet seinen eigenen wichtigen Beitrag zur Astronomie. Sogar Instrumente mit traditionellen Parametern sind in der Lage, eine Vielzahl einzigartiger Informationen zu sammeln und viele Entdeckungen zu machen; Ein Beispiel hierfür ist das russische Observatorium „Granat“ (Earth and Universe, 1993, Nr. 1, S. 17.- Rot.). Umso wichtiger ist es, Geräte mit einzigartigen Eigenschaften zu entwickeln, die jeweils einen Durchbruch in der Wissenschaft ermöglichen. Nur ein Beispiel: Vor dem Start des GRO-Observatoriums wurden nur zwei Pulsare im Gammastrahlenbereich registriert – Crab und Vela – aber jetzt sind es etwa 500 davon! Daher warten Astrophysiker gespannt auf die Inbetriebnahme neuer großer Observatorien im Orbit.

Röntgenteleskop

Gerät zur Untersuchung von Zeit und Spektrum. St. in den Quellen des Weltraums. Röntgen Strahlung sowie zur Bestimmung der Koordinaten dieser Quellen und zur Konstruktion ihrer Bilder.

Vorhandene Radiowellen arbeiten im Energiebereich  Röntgenphotonen. Strahlung von 0,1 bis Hunderten von keV, also im Wellenlängenbereich von 10 nm bis Hundertstel nm. Astronomische durchzuführen Bei Beobachtungen in diesem Wellenlängenbereich wird Röntgenstrahlung mit Raketen oder Satelliten über die Erdatmosphäre hinaus befördert, da Röntgenstrahlung. Strahlung wird von der Atmosphäre stark absorbiert. Strahlung mit >20 keV kann aus Höhen von ~30 km von Ballons aus beobachtet werden.

RT ermöglicht: 1) die Registrierung von Röntgenstrahlen mit hoher Effizienz. fo-

Töne; 2) Trennen Sie Ereignisse, die dem Einfluss von Photonen des erforderlichen Energiebereichs entsprechen, von Signalen, die durch den Einfluss von Ladungen verursacht werden. h-ts und Gammaphotonen; 3) Bestimmen Sie die Einfallsrichtung der Röntgenstrahlen. Strahlung.

Bei RT für den Bereich 0,1–30 keV handelt es sich um den Photonendetektor Proportionalzähler, gefüllt mit einer Gasmischung (Ar+CH4, Ar+CO2 oder Xe+CO2). Röntgenabsorption Ein Photon eines Gasatoms geht mit der Emission eines Photoelektrons einher (vgl. Photoelektronenemission), Auger-Elektronen

Reis. 1. a – Röntgendiagramm. Teleskop mit Schlitzkollimator; b – Teleskopbetrieb im Scanmodus.

(cm. Auger-Effekt) und fluoreszierende Photonen (siehe Fluoreszenz). Das Photoelektron und das Auger-Elektron verlieren schnell ihre Energie, um das Gas zu ionisieren; fluoreszierende Photonen können aufgrund dessen auch schnell vom Gas absorbiert werden photoelektrischer Effekt. In diesem Fall ist die Gesamtzahl der gebildeten Elektron-Ionen-Paare proportional. Energieröntgen Photon. Somit wird die Röntgenenergie durch den Stromimpuls im Anodenkreis wiederhergestellt. Photon.

Unter normalen Bedingungen wird R. t. durch starke Ladungsströme bestrahlt. h-ts und Gammaphotonen zerfallen. Energien, die der Röntgendetektor zusammen mit Röntgenstrahlen aufzeichnet. Photonen der untersuchten Strahlungsquelle. Zur Hervorhebung von Röntgenaufnahmen. Um Photonen aus dem allgemeinen Hintergrund zu entfernen, wird die Anti-Koinzidenz-Methode verwendet (siehe. Zufallsmethode). Ankunftsröntgen Photonen werden auch anhand der Form des von ihnen erzeugten elektrischen Impulses erfasst. Strom, da das Ladegerät. h-ts geben Signale ab, die zeitlich länger sind als die von Röntgenstrahlen verursachten. Photonen.

Um die Richtung des Röntgenstrahls zu bestimmen. Bei der Quelle handelt es sich um ein Gerät, das aus einem Schlitzkollimator und einem daran fest am selben Rahmen befestigten Sternsensor besteht. Ein Kollimator (Plattensatz) begrenzt das Röntgensichtfeld und lässt Röntgenstrahlen durch. Photonen bewegen sich nur in einem kleinen Raumwinkel (~10-15 Quadratgrad). Röntgen Oben wird ein Photon aufgezeichnet, das den Kollimator (Abb. 1,a) passiert. Zählervolumen. Der resultierende Stromimpuls wird im Stromkreis nach oben geleitet. Anode

durchläuft den Antikoinzidenzkreis (da von der unteren Anode kein Sperrsignal vorliegt) und wird dem Analysator zur Zeit- und Energiebestimmung zugeführt. Charakteristisch für ein Photon. Die Informationen werden dann per Telemetrie zur Erde übertragen. Gleichzeitig werden Informationen des Sternsensors über die hellsten Sterne übermittelt, die in sein Sichtfeld fallen. Diese Informationen ermöglichen es, die Position der Rt-Achsen in der Produktion zum Zeitpunkt der Photonenankunft zu bestimmen.

Wenn der RT im Scanmodus arbeitet, wird die Richtung zur Quelle als die Position des RT bestimmt, bei der die Zählgeschwindigkeit ihr Maximum erreicht. Winkel Die Auflösung der RT mit einem Schlitzkollimator oder einem ähnlichen Zellkollimator beträgt mehrere zehn Bogenminuten.

Deutlich besserer Winkel. Auflösung (~ mehrere zehn Sekunden) haben RT mit Modulation. Kollimatoren (Abb. 2, A). Modular Der Kollimator besteht aus zwei (oder mehr) eindimensionalen Drahtgittern, die zwischen dem Detektor und dem Schlitzkollimator installiert sind, wobei dieser auf eine Höhe von ~1 m über den Detektor gehoben wird und Beobachtungen in beiden Scanmodi durchgeführt werden (Abb . 1b) oder Drehung relativ zur Achse, senkrecht zur Netzebene. Die Drähte in jedem Kollimatorgitter sind parallel zueinander in einem Abstand installiert, der dem Durchmesser des Drahtes entspricht. Wenn sich die Quelle über das Sichtfeld von R. bewegt, entstehen daher Schatten von oben. Drähte gleiten am Boden entlang. Gitter, das entweder auf die Drähte fällt, und dann ist die Zählrate maximal, oder zwischen ihnen, und dann ist sie minimal (Hintergrund).

Winkel Verteilung der R.t.-Zählrate mit Modulation. Kollimator (Klick-Antwort-Funktion) ist in Abb. dargestellt. 2, B. Für n-Gitter-Modulation. Kollimatorwinkel zwischen benachbarten Maxima 0=2 n-1 r, wobei r= d/l- Ang. Auflösung von R. t. In den meisten Fällen ist R. t. Kollimatoren ermöglichen eine genaue Lokalisierung von Röntgenstrahlen. Quellen, die für ihre Identifizierung mit Himmelsobjekten ausreichen, die in anderen elektromagnetischen Bereichen emittieren. Wellen

Mit modularem Die Encodertechnik beginnt mit Kollimatoren zu konkurrieren. Blende, die es ermöglicht, r zu erhalten<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.

Reis. 2. a - Röntgengerät. Teleskop mit Modulation Kollimator; b - ang. Zählratenverteilung.

Position der Röntgenquelle. Strahlung im Sichtfeld des RT wird durch die Position der maximalen Korrelation bestimmt. Funktionen zwischen der erhaltenen Zählratenverteilung über die Detektoroberfläche und der Bildschirmtransmissionsfunktion.

Im Energiebereich >15 keV werden Kristalle als RT-Detektoren eingesetzt. Szintillatoren NaI (Tl) (vgl. Szintillationszähler); um den Ladehintergrund zu unterdrücken. H-Ts mit hoher Energie und Gammaphotonen werden auf Antikoinzidenz mit dem ersten Kristall installiert. Szintillatoren CsI(Tl). Um das Sichtfeld in solchen Strahlungsgeräten einzuschränken, werden aktive Kollimatoren verwendet – Zylinder aus Szintillatoren, die mit NaI(Tl)-Szintillatoren gegen Koinzidenz verbunden sind.

Im Energiebereich von 0,1 bis mehrere. Am effektivsten sind keV-Strahlungstechnologien, bei denen die auf einen Fokussierspiegel einfallende Strahlung in kleinen Winkeln fokussiert wird (Abb. 3). Die Empfindlichkeit einer solchen Strahlung t ist aufgrund ihrer Fähigkeit, Strahlung zu sammeln, etwa 10 3-mal höher als die Strahlung t. Fläche erfasst und auf einen kleinen Detektor gerichtet, was das Signal-Rausch-Verhältnis deutlich erhöht. Ein nach diesem Schema aufgebautes Röntgengerät liefert ein zweidimensionales Bild der Röntgenquelle.

Reis. 3. Röntgenfokussierungsdiagramm. Fernrohr.

Strahlung ähnlich wie herkömmliche optische. Fernrohr. Um ein Bild in einem fokussierenden RT zu konstruieren, werden ortsempfindliche Proportionen als Detektoren verwendet. Kameras, Mikrokanaldetektoren und ladungsgekoppelte Geräte (CCDs). Winkel Die Auflösung im ersten Fall wird durch Kap. bestimmt. arr. Räume. Die Kameraauflösung beträgt ~1", Mikrokanaldetektoren und CCDs ergeben 1-2" (für Strahlen nahe der Achse). Mit Spektrometrie In der Forschung werden PP-Detektoren und Bragg-Kristalle verwendet. Spektrometer und Beugung Positionsempfindliche Gitter Detektoren. Raum Röntgenquellen Strahlungen sind sehr vielfältig. Röntgen Die Strahlung der Sonne wurde 1948 in den USA bei einer abhebenden Rakete entdeckt Geigerzähler Zum Seitenanfang Schichten der Atmosphäre. 1962 wurde die erste Röntgenquelle von der Gruppe um R. Giacconi (USA) ebenfalls von einer Rakete aus entdeckt. Strahlung außerhalb des Sonnensystems – „Scorpio X-1“, sowie diffuser Röntgenhintergrund, offenbar extragalaktisch. Herkunft. Bis 1966 wurden durch Experimente mit Raketen ca. 30 diskrete Röntgenaufnahmen. Quellen. Mit dem Start einer Reihe von Specials in den Orbit. Satellitensatelliten („UHURU“, „Ariel“, „SAS-3“, „Vela“, „Copernicus“, „HEAO“ usw.) mit R. t. Hunderte von Röntgenstrahlen wurden entdeckt. Quellen (galaktisch und extragalaktisch, ausgedehnt und kompakt, stationär und variabel). Mn. von diesen Quellen wurden noch keine Quellen identifiziert, die sich im optischen Bereich manifestieren und andere elektromagnetische Bereiche Strahlung. Unter den identifizierten Galaxien. Objekte: enge Doppelsternsysteme, zu deren Bestandteilen Röntgenstrahlung gehört. Pulsar; einzel Pulsare(Krabbe, Vela); Reste Supernovae(erweiterte Quellen); temporäre (transiente) Quellen, die die Leuchtkraft der Röntgenstrahlen stark erhöhen. Bereich und wieder verblassen über einen Zeitraum von mehreren. Minuten bis mehrere Minuten Monate; sogenannt B a r s t e r sind leistungsstarke blitzende Röntgenquellen. Strahlung mit einer charakteristischen Blitzzeit in der Größenordnung von mehreren. Sekunden Extragalaktisch identifiziert. Zu den Objekten gehören nahegelegene Galaxien (Magellan-Wolken und der Andromeda-Nebel), die Radiogalaxien Virgo-A (M87) und Centaurus-A (NGC 5128), Quasare (insbesondere 3S 273), Seyfert und andere Galaxien mit aktiven Kernen; Galaxienhaufen sind die stärksten Quellen für Röntgenstrahlung. Strahlung im Universum (in ihnen ist heißes intergalaktisches Gas mit einer Temperatur von 50 Millionen K für die Strahlung verantwortlich). Der überwiegende Teil des Raums Röntgen Quellen von Phänomenen Objekte, die völlig anders sind als diejenigen, die vor Beginn der Röntgenstrahlung bekannt waren. Astronomie und zeichnen sich vor allem durch ihre enorme Energiefreisetzung aus. Leuchtkraft der Galaktik Röntgen Quellen erreichen 10 36 -10 38 erg/s, was 10 3 -10 5 mal höher ist als die Energiefreisetzung der Sonne über den gesamten Wellenlängenbereich. In extragalaktischem Quellen wurden Leuchtstärken von bis zu 10 45 erg/s aufgezeichnet, was auf die ungewöhnliche Natur der hier manifestierten Strahlungsmechanismen hinweist. In engen Doppelsternsystemen zum Beispiel als Hauptsternsystem. Der Energiefreisetzungsmechanismus berücksichtigt den Materiefluss von einer Komponente (Riesenstern) zur anderen (Neutronenstern oder schwarzes Loch)- Scheibe Akkretion, Wenn eine Substanz, die auf einen Stern fällt, in der Nähe dieses Sterns eine Scheibe bildet, in der sich die Substanz aufgrund der Reibung erwärmt und intensiv zu strahlen beginnt. Zu den wahrscheinlichen Hypothesen für den Ursprung diffuser Röntgenstrahlung. Hintergrund, zusammen mit der Annahme von Wärmestrahlung heiß intergalaktisch Gas wird das Umgekehrte berücksichtigt Compton-Effekt e-nov auf IR-Photonen, die von aktiven Galaxien emittiert werden, oder auf Photonen Reliktstrahlung. Beobachtungsdaten des HEAO-B-Satelliten deuten auf einen signifikanten Beitrag (>35 %) zur diffusen Röntgenstrahlung hin. Der Hintergrund wird von entfernten diskreten Quellen geliefert, Kap. arr. Quasare.

Röntgenastronomie, hrsg. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht – Boston, 1974; Shklovsky I.S., Sterne: ihre Geburt, ihr Leben und ihr Tod, 2. Aufl., M., 1977; Kaplan S.A., Pikelner S.B., Physik des interstellaren Mediums, M., 1979.

N. S. Jamburenko.