AXAF - рентгеновский телескоп нового поколения. Физический энциклопедический словарь - рентгеновский телескоп Рентгеновский спектр неоткрытых элементов

Часто изобретение первого телескопа приписывают Гансу Липпершлею из Голландии, 1570-1619 годы, однако почти наверняка он не являлся первооткрывателем. Скорее всего, его заслуга в том, что он первый сделал новый прибор телескоп популярным и востребованным. А также именно он подал в 1608 году заявку на патент на пару линз, размещенный в трубке. Он назвал устройство подзорной трубой. Однако его патент был отклонен, поскольку его устройство показалось слишком простым.

Рентгеновский телескоп предназначен для наблюдения удаленных космических объектов в рентгеновском спектре. Обычно телескопы размещают на высотных ракетах или на искусственных спутниках, так как атмосфера Земли является весьма серьезной помехой для рентгеновских лучей.

Американский профессор Рикардо Джиаккони вместе с Бруно Росси в далеком 1960 году опубликовали первую в мире схему настоящего рентгеновского телескопа с фокусирующей зеркальной системой. В чем же состоит принципиальное отличие рентгеновского телескопа от других видов телескопов? Дело в том, что рентгеновские кванты из-за своей большой энергии практически не преломляются в веществе, они поглощаются практически при любых углах падения (кроме самых пологих). Именно поэтому было необходимо, чтобы рентгеновские лучи шли почти параллельно отражающему зеркалу. Такое зеркало представляет собой сужающуюся полую трубку с параболической или гиперболической поверхностью, в которую как раз и входит рентгеновский луч. Телескоп Джиаккони и Росси включал в себя несколько вложенных друг в друга трубковидных зеркал с единой центральной осью для того, чтобы максимально увеличить чувствительность прибора. Подобная схема легла в основу всех современных рентгеновских телескопов.

Современные рентгеновские телескопы работают в диапазоне энергий фотонов рентгеновского излучения от от 0,1 до сотен кэВ. Зеркала подобных телескопов изготавливаются из керамики или металлической фольги (часто используется золото и радий). Критический угол отражения будет зависеть от энергии фотонов.

Основная проблема регистрирования рентгеновских лучей связана с тем, что рентгеновский телескоп облучается мощными потоками заряженных частиц и гамма-фотонов различных энергий, которые регистрируются им наравне с рентгеновскими фотонами. Для решения данной проблемы пользуются методом антисовпадений. Для того чтобы точно определить направление на источник рентгеновского излучения, используют устройство, которое состоит из щелевого коллиматора (набора пластин, которые ограничивают поле зрения) и звёздного датчика (регистрирует прошедший через коллиматор рентгеновский фотон). Возникший импульс тока проходит схему антисовпадений, после чего с помощью специального анализатора определяются энергетические характеристики фотона.

Угловое разрешение подобного телескопа со щелевым коллиматором составляет несколько десятков угловых минут. Также в рентгеновских телескопах могут применяться так называемые модуляционные (качающиеся) коллиматоры (здесь угол разрешения составляет несколько десятков секунд). Подобный коллиматор состоит из двух или более проволочных одномерных сеток, которые устанавливаются между детектором и щелевым коллиматором. Наблюдение производится или в режиме сканирования, или либо вращения относительно оси, перпендикулярной плоскости сеток.

Еще одной более совершенной технологией является методика кодирования апертуры для получения изображений. При использовании данной технологии перед матричным детектором устанавливается маска в виде решетки, обладающей неоднородным пропусканием по всей площади (за счет чередования прозрачных и непрозрачных элементов). Такая конструкция весит гораздо меньше и позволяет получить угловое разрешение менее 1". Примером рентгеновского телескопа является космическая рентгеновская обсерватория «Чандра», запущенная НАСА в 1999 году.

Наземные наблюдения в окнах прозрачности проводятся с помощью обычных оптических телескопов и специальных ИК – телескопов. Специальные ИК – телескопы – обладают меньшим собственным излучением и снабжены осциллирующим вторичным зеркалом и устанавливаются в высокогорных районах. Четыре специальных ИК – телескопа установлены на вершине потухшего вулкана Мауна - Кеа. (Гавайские острова). На высоте 4200 м. над уровнем моря: французский с диаметром зеркала D = 375 см; английский, D = 360 см; телескоп Национального управления по астронавтике и освоению космического пространства США – НАСА, D = 300 cм; телескоп Гавайского университета, D = 224 cм.

Рентгеновские (ри) – телескопы

Детекторы РИ:

В 1978 г. на спутнике ХЕАО – Б (Эйнштейновская обсерватория) в США был запущен рентгеновский телескоп косого падения с разрешением 2ʺ. Получено несколько тысяч рентгеновских источников (до 1986 г.)

Гамма – телескопы.

В области мягкого гамма – излучения (ГИ), используется сцинтилляционный телескоп.

В области жесткого ГИ – телескоп с трековым детектором. Регистрируется траектория каждой заряженной частицы, образующейся при поглощении - фотонов. Детектором может быть искровая камера и дрейфовая камера. В искровой камере вдоль траектории частицы, ионизующей атомы, развивается искровой пробой. Цепочка искр воспроизводит траекторию частицы. В дрейфовой камере положение траектории определяется по времени дрейфа электронов от трека частицы до соседних электродов.

В области промежуточного ГИ – эффективность сцинтилляционных и трековых детекторов уменьшается.

В области сверхвысоких ГИ – по регистрации черенковского излучения, которое генерируется электронами и позитронами ливня частиц, сопровождающего поглощение фотона сверхвысокой энергии в атмосфере.

Примечание: Излучение Черенкова - Вавилова (1934 г.) – излучение электромагнитных волн носителем электрического заряда, движущимся со скоростью , превышающей фазовую «U » скорость электромагнитных волн в веществе. . Эффект Черенкова – Вавилова возникает, если n> 1;

Нейтринные телескопы

В СССР: на Кавказе в Баксанской нейтринной обсерватории; в соленой шахте в Артемовске на глубине 600 м водного эквивалента; в Италии, США.

Принцип регистрации: жидкие сцинтилляционные детекторы – регистрирует образовавшиеся позитроны, движение которых сопровождается вспышкой.

Основные обсерватории и крупнейшие телескопы мира

ОБСЕРВАТОРИЯ (от лат. observator - наблюдатель), специализированное научное учреждение, оборудованное для проведения астрономических, физических, метеорологических и т. п. исследований. В настоящее время в мире насчитывается более 500 обсерваторий, причем большая часть в северном полушарии Земли.

Таблица 2. Основные обсерватории мира.

Обсерватория	Краткая информация
Абастуманская астрофизическая обсерватория	Основана в 1932г на горе Канобили (1650м) вблизи Абастумани в Грузии. В 1937г начинаются наблюдения на первом советском 33-см рефлекторе (велись наблюдения на нем с 1932г в старой башне) с первым советским фотометром. Первым директором был Евгений Кириллович Харадзе. В начале 50-х годов был установлен 70-см менисковый телескоп и другие приборы. В 1980г установлен самый крупный в обсерватории 125-см полностью автоматизированный зеркальный телескоп.
Алгонкинская обсерватория	Астрономическая радиообсерватория в провинции Онтарио (Канада). Основной прибор - 46-метровый телескоп с полностью управляемой антенной.
Аллегейнская обсерватория	Научно-исследовательская обсерватория Питтсбургского университета в штате Пенсильвания (США). Современные здания обсерватории построены в 1912г, но работы по ее созданию были начаты в 1858г несколькими питтсбургскими бизнесменами. Воодушевленные зрелищем кометы Донати, явившейся в том году, они сформировали Ассоциацию Аллегейнского телескопа и приобрели 33-сантиметровый рефрактор. В 1867г и телескоп, и обсерватория были переданы Западному университету штата Пенсильвания, предшественнику Питтсбургского университета. Первым штатным руководителем стал СэмюэлПьерпонт Лэнгли, которого сменил Джеймс Э. Килер, один из основателей Астрофизического журнала, а впоследствии - руководитель Обсерватории Лика. В 1912г в здании обсерватории было установлено три телескопа. Самый первый 33-сантиметровый рефрактор используется сейчас прежде всего для образовательных целей и для тестирования. Два других (76- сантиметровый рефрактор Тау и 79-сантиметровый Мемориальный рефлектор Килера) продолжают использоваться для научных исследований.
Англо-Австралийская обсерватория (AAO)	Обсерватория, расположенная вместе с Обсерваторией Сайдинг-Спринг (штат Новый Южный Уэльс, Австралия), финансируемая совместно правительствами Австралии и Великобритании. Обсерватория управляется Дирекцией Англо-Австралийского телескопа (ДААТ), которая была образована в начале 1970-х гг., когда был построен 3,9-метровый Англо-Австралийский телескоп с экваториальной установкой. Плановые наблюдения начались в 1975 г. Это был первый телескоп с компьютерным управлением. Вместе с этим универсальным телескопом используется множество различных приборов, что привело к важным научным открытиям и позволило получить эффектные фотографии южного неба.В 1988 г. ДAAT получила в свое распоряжение английский 1,2-метровый телескоп Шмидта (введен в действие в 1973г и в течение некоторого времени находился в ведении Королевской Эдинбургской обсерватории), который стал использоваться многими астрономами. Популярные телескопы Шмидта позволяют получать высококачественные широкоформатные фотографии (6,4° × 6,4°). Большая часть времени работы телескопа отводится долговременным обзорам неба.
Аресибская обсерватория	Радиоастрономическая обсерватория в Пуэрто-Рико. Котлован диаметром в 305 м удачно вписался в естественную складку холмистой местности к югу от г. Аресибо. Телескоп, постройка которого была закончена в 1963г, эксплуатируется Национальным ионосферным и астрономическим центром Корнеллского университета (США). Отражающая поверхность перемещаться не может, но радиоисточники могут отслеживаться посредством перемещения приемника в фокусе вдоль специальной поддерживающей конструкции. В 1997г была проведена модернизация этого телескопа. По занимаемой площади телескоп превосходит все другие радиотелескопы в мире вместе взятые. Имея столь большую поверхность, телескоп может обнаруживать более слабые сигналы, чем любой другой радиотелескоп
Астрофизическая обсерватория Доминиона	Обсерватория Национального исследовательского совета Канадского центра оптической астрономии, расположенная вблизи г. Виктория (провинция Британская Колумбия). Составляет часть Института астрофизики им. Герцберга. Она была основанаДж.С. Пласкеттом, и в 1918г там начал функционировать 1,85-метровый телескоп, к которому в 1962г был добавлен 1,2-метровый телескоп. В 1988г там же создан Канадский центр астрономических данных.
Военно-морская обсерватория Соединенных Штатов	Обсерватории принадлежат астрографические телескопы, расположенные в горах Андерсон, около Флэгстаффа, штат Аризона, в БлэкБерч, Новая Зеландия, и в Вашингтоне. Обсерватория была основана в 1830г и получила свое нынешнее название в 1842г. В течение пятидесяти лет она была расположена в том месте, где теперь находится Мемориал Линкольна. В 1893г обсерватория была перемещена в нынешнее место расположения (рядом с официальной резиденцией Вице-президента). Самый большой телескоп, размещенный здесь, - 66-сантиметровый рефрактор, работающий с 1873г, с помощью которого в 1877г Асаф Холл открыл спутники Марса Фобос и Деймос. В число других инструментов входит 30-сантиметровый Рефрактор Элвана Кларка, два 61-сантиметровых рефлектора и 15-сантиметровый меридианный круг. Самый большой телескоп, принадлежащий обсерватории, - 1,5-метровый астрометрический рефлектор во Флэгстаффе. Используя этот инструмент, Джеймс Кристи в 1978г открыл спутник Плутона Харон. В своем филиале в Аризоне обсерватория имеет оптический интерферометр, (Опытный морской оптический интерферометр), который в 1995г при вводе в действие был самым большим телескопом такого типа. В Военно-морской обсерватории США находится одна из наиболее богатых астрономических библиотек мира. Обсерватория составляет и издает астрономические ежегодники для флота, авиации и международный справочник "Видимые места фундаментальных звезд".
Высокогорная обсерватория	Солнечная физическая обсерватория и научно-исследовательский институт в штате Колорадо, США. Основана в 1940г под эгидой Обсерватории Гарвардского колледжа и теперь является отделением Национального центра атмосферных исследований. Аппаратура по изучению Солнца размещается также в других наземных центрах и на спутниках.
Главная астрономическая обсерватория АН Украины	Основана в 1944г (в 12км к югу от Киева, h=180м над уровнем моря). Открыта в 1949г. Составлен сводный каталог координат нескольких тысяч опорных точек на видимой поверхности Луны.Имеет наблюдательную астрономическую базу в Приэльбрусье на пике Терскол (h=3100м) с 40-см, 80-см и 2 метровым телескопами. Основные инструменты: 19-см большой вертикальный круг, двойной широкоугольный 12-см астрограф, 70 см телескоп-рефлектор (1959г), 44-см солнечный горизонтальный телескоп (1965г) и другие приборы. Обсерватория с 1985г издает научный журнал «Кинематика и физика небесных тел», а с 1953г издавала «Известия ГАО АН УССР». Первым директором был Александр Яковлевич Орлов (1880-1954) в 1944-1948гг и 1950-1951гг.
Европейская южная обсерватория (ESO)	Европейская исследовательская организация основана в 1962г. Членами ESO являются восемь государств - Бельгия, Дания, Франция, Германия, Италия, Нидерланды, Швеция и Швейцария. Штаб-квартира организации находится в Гархинге под Мюнхеном в Германии, а обсерватория - в Ла-Силла в Чили.
Крымская астрофизическая обсерватория (КрАО)	Украинская обсерватория, расположенная в Крыму недалеко от Симеиза. Основана в 1908 около Симеиза, как отделение Пулковской обсерватории, но полностью разрушена с началом войны в 1941г. Постановлением Правительства СССР от 30.06.1945г преобразована в самостоятельное научное учреждение – Крымскую Астрофизическую обсерваторию АН СССР. В 1946г началось строительство обсерватории на новом, более удобном месте в селении Мангуш (пос. Научный, 12 км от Бахчисарая). Первым крупным инструментом был астрограф с 40 см объективом, установленный летом 1946г в Симеизме, в котором и продолжились наблюдения. Первым директором был Г.А. Шайн (1892-1956), затем в 1952г его сменил А. Б. Северный (1913-1987). Введена в строй в 1950г. Здесь в 1961г был установлен самый большой в Европе телескопе с зеркалом 264см, F=10м, в 1981г 125-см телескоп для фотографических наблюдений. Здесь также установлен в 1954г один из лучших в мире башенный солнечный телескоп, в 1966г мощный 22 метровый радиотелескоп миллиметрового диапазона.
Национальная радиоастрономическая обсерватория (NRAO)	Объединие организаций, ведущих в США работы по радиоастрономии под эгидой частного консорциума университетов АссошиэйтидЮниверситиз Инк. Объединение получает финансирование согласно соглашению консорциума с Национальным научным фондом США. Телескопы, используемые NRAO, расположены в трех различных местах. Это "Очень большая решетка" (VLA - Сокр. VeryLargeArray. Радиотелескоп, состоящий из 27 антенн, каждая 25 м в диаметре, работающий по методу синтеза апертур на основе земного вращения. Расположенный в Сокорро, штат Нью-Мексико, этот телескоп является самым большим в мире телескопом, использующим метод синтеза апертур. Этот массив антенн размещен в виде буквы "Y", каждое плечо которой имеет в длину 21 км. Антенны соединены между собой электронной связью, в результате чего массив работает как единая система из 351 радиоинтерферометра, которые проводят одновременные наблюдения. Максимальное доступное разрешение радиотелескопа на длине волны 1,3 см составляет 0,05 дуговых секунд. Однако на практике большинство наблюдений проводится на длине волны 6 см с разрешением в одну дуговую секунду, поскольку это очень сокращает время, необходимое для построения радиокарт), телескоп миллиметровых волн в Китт-Пик, а также 42-метровая антенна и интерферометр телескопа Грин-Бэнк, расположенные в Грин-Бэнк (штат Западная Виргиния, Построенная в 1962г 92- метровая параболическая антенна к 1988г полностью вышла из строя. Сооружение ее "преемника" - 100- метрового Телескопа завершено в 1998г. Это самая большая в мире параболическая антенна с полностью автоматизированным управлением. 43-метровая параболическая антенна, пущенная в 1965г, до сих пор является самым большим в мире телескопом с экваториальной установкой. Имеется также радиоинтерферометр, состоящий из трех 26-метровых параболических антенн, две из которых могут перемещаться по колее длиной 1,6 км). Администрация NRAO находится в Шарлоттсвилле (штат Виргиния)
Пулковская обсерватория	Обсерватория около г. Санкт-Петербурга в России, организованная еще в 1718г, как Петербургская обсерватория и Петербургская АН обладала единственной обсерваторией построенной в центре города в 1760г. В Пулково находится с 1835г. 19 августа 1839г на Пулковских высотах (75м над уровнем моря) вступает в строй Пулковская обсерватория. Строительство начато 21 июня 1835 года в 70км к югу от Петербурга по проекту А.П. Брюллова (1798-1877), разработанному в 1834г. 03.07.1835г заложено здание Главной обсерватории. 02.07.1838 - учреждение Пулковской обсерватории при Академии наук. История обсерватории связана, в частности, с историей семьи Струве, шесть членов которой стали известными астрономами. Василий Яковлевич Струве был директором обсерватории с 1839 по 1862г, а его сын Отто Васильевич Струве - c 1862 по 1889г, построивший в 1886г астрофизическую лабораторию, а в 1890-1895гг Ф. А. Бредихин усилив в обсерватории астрофизические исследования и дооборудовав соответствующими инструментами. Обсерватория стала «астрономической столицей мира» за создание точнейших звездных каталогов фундаментальных звезд: 1865г, 1885г, 1905г и 1930гг, точное измерение положения 8700 пар двойных звезд, определение основных астрономических постоянных. С самого начала в обсерватории состоял по тем временам крупнейший в мире 38см (15 дюймовый) телескоп- рефрактор, изготовленный учениками Й. Флаунгофера - Мерц и Малер, а в 1888г опять был поставлен крупнейший в мире 30 дюймовый (76см) телескоп- рефрактор, изготовленный американским оптиком А. Кларк. Именно в Пулковской обсерватории одной из первых в астрометрии начали применять фотографию. В 1920г организована служба точного времени, а в 1924г при обсерватории учрежден международный комитет службы времени. В 1932г организована служба Солнца. Здания того времени во время Второй мировой войны были разрушены, но впоследствии восстановлены в прежнем виде в 1954г. Открытие состоялось 21 мая 1954г. Обсерватория была значительно расширена и оборудована новейшими инструментами. Установлен 65см телескоп- рефрактор (F=10,4м) самый большой на территории СССР. Наблюдательные базы на Кавказе и Памире, Кисловодская горная астрономическая станция, в Благовещенске (на Амуре широтная лаборатория), экспедиция в Боливии (с 1983). Исследования: астрометрия, радиоастрономия, астрономическое приборостроение, внеатмосферная астрономия и др. Обсерватория издает «Труды» (с 1893г), «Известия» (с 1907г), «Солнечные данные» (с 1954г) и другие.

Рис 46. Пулковская обсерватория

«Земля и Вселенная» 1993 №5

ЭТАПЫ РАЗВИТИЯ РЕНТГЕНОВСКОЙ АСТРОНОМИИ

Земная атмосфера непрозрачна для рентгеновских лучей. Поэтому рентгеновская астрономия родилась вместе с ракетной техникой: в 1948 г. с помощью фотопластинок, поднятых ракетой «Фау-2» на высоту около 160 км, Р. Барнайт из Морской лаборатории (США) открыл рентгеновское излучение Солнца. В 1962 г., заменив фотопластинку счетчиком Гейгера, астрономы обнаружили второй рентгеновский источник, на этот раз за пределом Солнечной системы - это был Sco X-1. Принятая в те годы система наименований была проста: «Sco X-1» означает - ярчайший (1) рентгеновский (X-ray) источник в созвездии Скорпиона (Sco). Третьим объектом рентгеновской астрономии, обнаруженным в 1963 г., стала знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца (Tau Х-1).

В 60-е годы рентгеновские детекторы в основном поднимались за пределы атмосферы на геофизических ракетах; их вертикальный полет продолжался лишь несколько минут, так что в этот период на карты рентгеновского неба было нанесено всего около 40 источников. Но в 70-е годы чувствительные рентгеновские детекторы стали размещать на искусственных спутниках Земли, наиболее известные из которых - «Ухуру», «АНС», «Коперник», «ОСО-7», «САС-3». Затем последовал запуск крупных аппаратов - «ХЕАО-1», «Эйнштейн», «Астрон», «Гранат», «Росат», аппаратура на станциях «Салют-4 и -7», «Скайлэб», «Мир». Хотя работа каждого из них принесла интереснейшую астрофизическую информацию, наиболее важными этапами в развитии рентгеновской астрономии стали запуски первого рентгеновского детектора высокой чувствительности «Ухуру» в 1970 г. и первого рентгеновского телескопа-рефлектора «Эйнштейн» в 1978 г. (обладал высокой чувствительностью и высоким угловым разрешением 2-4"). С их помощью были открыты рентгеновские двойные звезды, рентгеновские пульсары и вспыхивающие источники, нормальные звезды с горячими коронами, активные ядра галактик и межгалактический газ в скоплениях галактик. В 80-е и в начале 90-х годов на орбите уже работало немало мощных инструментов, но их характеристики оставались традиционными (Земля и Вселенная, 1989, № 5, с. 30.- Ред.).

Следующий крупный шаг в рентгеновской астрономии ожидается в 1998 г., когда произойдет запуск новой орбитальной обсерватории AXAF - «Advanced X-ray Astrophysics Facility» («Передовое рентгеновское астрофизическое оборудование»).

Еще в 70-х годах американские астрономы задумали создать четыре крупных орбитальных обсерватории, способных перекрыть всю шкалу электромагнитных волн, за исключением радио. В мае 1990 г. был выведен на орбиту HST - «Hubble Space Telescope» (Космический телескоп им. Хаббла), работающий в оптическом и ближнем ультрафиолетовом диапазонах (Земля и Вселенная, 1987, № 4, с. 49). Затем, в апреле 1991 г. была запущена GRO - «Gamma Ray Observatory» (Обсерватория гамма-лучей им. Комптона). На очереди рентгеновская обсерватория AXAF, а за ней должна начать работу инфракрасная обсерватория SIRTF- «Space Infrared Telescope Facility» («Оборудование космического инфракрасного телескопа»).

Однако последние два проекта подвергаются сейчас существенному пересмотру. Дело в том, что изготовление первых обсерваторий стоило очень дорого: HST обошелся в 5,55 млрд долл., a GRO - в 600 млн долл. При этом каждый из спутников был выведен на орбиту с помощью специально организованных экспедиций на кораблях «Спейс Шаттл». Ошибки при изготовлении телескопа HST и общие экономические трудности заставили NASA пересмотреть бюджет перспективных астрофизических проектов. Прежде всего, решено отказаться от «Шаттла» или мощной ракеты «Титан», которые требовались для запуска тяжелых обсерваторий. Орбитальные обсерватории должны стать легче, чтобы их запуск можно было осуществить дешевыми одноразовыми ракетами типа «Атлас».

Для инфракрасной обсерватории SIRTF это означает, что необходимо уменьшить диаметр главного зеркала с 85 до 70 см, размеры спутника почти вдвое и минимальное время его жизни с пяти до трех лет. Правда в последнее время появились новые очень чувствительные детекторы инфракрасного излучения, которые должны скомпенсировать уменьшение площади зеркала телескопа. Ученые NASA надеются, что им удастся осуществить запуск инфракрасной обсерватории до 2000 г.

Еще более радикальные изменения предстоят в проекте AXAF. Сначала обсерватория задумывалась как спутник 17 м в длину и массой 15 т; размах крыльев солнечных батарей должен был составлять 26 м. Теперь же планируется вместо одного большого спутника сделать два поменьше: на основном (14 м в длину и массой около 6 т) разместят главный рентгеновский телескоп, второй будет снабжен рентгеновскими спектрометрами. Первоначально запуск рентгеновской обсерватории планировался на 1987 г. Теперь называют 1998 г. Чего же ожидают астрономы от обсерватории AXAF?

МОЖНО ЛИ ПЛАНИРОВАТЬ ОТКРЫТИЯ?

Оказывается, можно! Особенно, если знаешь, что ищешь. В рентгеновской астрономии сейчас именно такая ситуация: хорошо известно, каковы должны быть параметры рентгеновского телескопа, чтобы с его помощью сделать долгожданные открытия в области космологии и релятивистской астрофизики. Однако создать такой инструмент долгое время не удавалось.

Существуют два принципиально различных типа рентгеновских детекторов: пропорциональные счетчики квантов с коллиматорами и рентгеновские телескопы с фокусирующей системой и детекторами изображения 1 . Первый из них применялся на «Ухуру», второй - на «Эйнштейне».

1 В действительности создано значительно больше всевозможных типов рентгеновских детекторов, но мы хотим показать принципиальное различие между ними.

Пропорциональный счетчик - это современный вариант счетчика Гейгера, т. е. газонаполненная трубка с двумя электродами - положительным и отрицательным. Рентгеновский квант, влетая в трубку через затянутое тонкой пленочкой окно, ионизует газ, а электроды собирают образовавшиеся при этом ионы и электроны. Измеряя возникающий импульс тока, можно определить энергию зарегистрированного кванта: они приблизительно пропорциональны друг другу (отсюда и название счетчика). Пропорциональные счетчики способны регистрировать кванты в широком диапазоне энергии - от 1 до 30 эВ, и имеют неплохое спектральное разрешение, т. е. определяют энергию кванта с точностью в 15- 20 %. Однако сам по себе пропорциональный счетчик подобен фотопластинке без объектива: он регистрирует кванты, приходящие со всех сторон. Если есть сигнал, значит где-то перед счетчиком находится источник рентгеновского излучения, но где именно - неизвестно.

Чтобы определить направление на источник, используют теневые коллиматоры, дающие свободный доступ к счетчику лишь квантам, приходящим с определенного направления, и затеняющие счетчик от всех остальных квантов. Продолжая аналогию с фотопластинкой, можно сказать, что, положив ее на дно глубокого колодца или длинной трубы, мы получаем возможность фиксировать направление на яркие источники, подобные Солнцу: как только они оказываются на оси нашего «коллиматора», пластинка чернеет. Однако изображение объекта таким инструментом не получишь: угловое разрешение у него низкое, да и чувствительность невелика. Ведь он фиксирует все кванты, проходящие через данный «коллиматор» - как кванты от источника, так и фон неба. А в рентгеновском диапазоне небо довольно яркое. Ситуация напоминает дневное наблюдение звезд с поверхности Земли: невооруженным глазом видны лишь яркие источники - Солнце, Луна, Венера, - а звезды меркнут в сиянии дневного неба. Коллиматор тут беспомощен (вспомним: звезды не заметны днем со дна глубокого колодца!), но может помочь оптическая система - телескоп. Он создает изображение кусочка неба и дает возможность наблюдать звезду отдельно от фона.

Рентгеновский объектив, если его изготовить, позволяет счетчику выделить источник из фона. А если разместить в фокусе рентгеновского объектива много маленьких счетчиков, то они, подобно зернам фотоэмульсии, построят картину рентгеновского неба, причем картину «цветную», если эти счетчики будут правильно воспринимать энергию падающих фотонов.

К сожалению, создать рентгеновский объектив очень непросто: жесткие кванты проникают вглубь вещества объектива, ни преломляясь, ни отражаясь. Лишь самые малоэнергичные рентгеновские кванты, падая очень полого на хорошо отполированную металлическую поверхность, отражаются от нее по законам геометрической оптики. Поэтому рентгеновский объектив, представляющий комбинацию параболоида и гиперболоида вращения, очень похож на чуть коническую трубу. Обычно, чтобы перехватить побольше квантов, изготавливают несколько объективов разного диаметра, но с одинаковым фокусным расстоянием и укрепляют их соосно наподобие матрешки. Тогда все изображения складываются в фокальной плоскости и взаимно усиливаются. Размещенный в этой плоскости детектор рентгеновских квантов фиксирует их координаты и передает на ЭВМ, которая синтезирует картинку.

Эффективная площадь и спектральный диапазон главного зеркала телескопа AXAF в сравнении с телескопом космической обсерватории «Эйнштейн»

На обсерватории «Эйнштейн» был установлен телескоп с диаметром зеркала 60 см. Однако эффективная площадь сложного зеркала сильно зависела от энергии приходящих квантов: для квантов мягкого рентгеновского излучения с энергией 0,25 кэВ она составляла 400 см 2 и уменьшалась до 30 см 2 для квантов с энергией 4 кэВ. А для регистрации еще более жестких квантов телескоп был вообще непригоден.

Это очень печально, поскольку именно жесткие кванты несут уникальную информацию. Каждый астроном знает, как важно зафиксировать спектральную линию химического элемента: ее интенсивность указывает на содержание элемента, а положение в спектре говорит о скорости движения источника (доплер-эффект). Однако в рентгеновских спектрах линий почти нет; обычно в спектре горячего межзвездного газа присутствует лишь одна линия железа с энергией квантов около 7 кэВ. Многие астрофизики мечтают получить изображение в ней «своих» объектов. Например, исследователи галактик могли бы по ним определить содержание тяжелых элементов в горячих коронах звездных систем и в межгалактическом газе; они могли бы измерить скорость скоплений галактик и непосредственно определить расстояние до них, что позволило бы уточнить постоянную Хаббла и возраст Вселенной. К сожалению, телескоп обсерватории «Эйнштейн» не способен работать в области 7 кэВ: его чувствительность ограничивается диапазоном 0,1 4-4 кэВ.

Запущенная в июне 1990 г. рентгеновская обсерватория ROSAT («Roentgen Satellite»), созданная в основном специалистами Германии, хотя и имеет более высокую чувствительность, чем «Эйнштейн», но и ее рабочий диапазон относительно невелик: 0,1÷2 кэВ. Угловое разрешение ROSAT (4") примерно такое же, как у «Эйнштейна» (2"÷4").

А вот телескоп обсерватории AXAF будет способен строить изображение в диапазоне 0,14-10 кэВ и при этом даст разрешение как у хорошего оптического телескопа (0,5"). Учитывая к тому же, что его составное зеркало будет иметь диаметр 1,2 м, при наблюдении точечных источников AXAF окажется почти в сто раз более чувствительным, чем «Эйнштейн». Это означает: ему станет доступен почти в тысячу раз больший объем пространства для исследования источников известного типа. А сколько принципиально новых объектов будет открыто? Можно лишь догадываться...

К тому же AXAF будет снабжен кристаллическим брегговским спектрометром высокого разрешения, дающим возможность определять энергию квантов с точностью выше, чем 0,1 %. Принцип работы этого прибора аналогичен оптической дифракционной решетке, но поскольку длина волны рентгеновского излучения очень мала, роль дифракционной решетки для него в брегговском спектрографе играет природный кристалл, расстояние между слоями атомов в котором близко к длине волны рентгеновского излучения.

ТРЕТИЙ ЭТАП РЕНТГЕНОВСКОЙ АСТРОНОМИИ

В книге П. Р. Амнуэля «Небо в рентгеновских лучах» (М.: Наука, 1984) приводится любопытная аналогия между рентгеновской и оптической астрономией. Обзор рентгеновского неба со спутника «Ухуру» был подобен рассматриванию ночного неба невооруженным глазом. Действительно, самый яркий «звездный» объект на небе - Венера - в 10 тыс. раз ярче самой слабой звезды 6т, доступной глазу; таково же отношение потоков от ярчайшего рентгеновского источника Sco X-1 и слабейшего источника, обнаруженного «Ухуру». Запуск телескопа на обсерватории «Эйнштейн» в 100 раз более чувствительного, чем «Ухуру», был эквивалентен появлению оптического телескопа скромного, любительского уровня, в который видны звезды до 11 m . А еще в 100 раз более чувствительный AXAF будет подобен хорошему профессиональному телескопу, для которого доступны звезды до 16 m .

Каждая новая орбитальная обсерватория вносит свой важный вклад в астрономию. Даже инструменты с традиционными параметрами способны собрать большой массив уникальной информации и сделать немало открытий; пример тому - российская обсерватория «Гранат» (Земля и Вселенная, 1993, № 1, с. 17.- Ред .). Еще важнее создать приборы с уникальными характеристиками, каждый из которых даст рывок в науке. Один только пример: до запуска обсерватории GRO в гамма-диапазоне было зафиксировано лишь два пульсара - Crab и Vela - а сейчас их около 500! Поэтому астрофизики с нетерпением ожидают начала работы новых крупных обсерваторий на орбите.

рентгеновский телескоп

прибор для исследования временных и спектр . св-в источников косм. рентг. излучения, а также для определения координат этих источников и построения их изображения.

Существующие Р. т. работают в диапазоне энергий  фотонов рентг. излучения от 0,1 до сотен кэВ, т. е. в интервале длин волн от 10 нм до сотых долей нм. Для проведения астрономич. наблюдений в этой области длин волн Р. т. поднимают за пределы земной атмосферы на ракетах или ИСЗ, т. к. рентг. излучение сильно поглощается атмосферой. Излучение с >20 кэВ можно наблюдать начиная с высот ~30 км с аэростатов.

Р. т. позволяет: 1) регистрировать с высокой эффективностью рентг. фо-

тоны; 2) отделять события, соответствующие попаданию фотонов нужного диапазона энергий от сигналов, вызванных воздействием заряж. ч-ц и гамма-фотонов; 3) определять направление прихода рентг. излучения.

В Р. т. для диапазона 0,1—30 кэВ детектором фотонов служит пропорциональный счётчик, наполненный газовой смесью (Ar+СН4, Ar+СО2 или Хе+СО2). Поглощение рентг. фотона атомом газа сопровождается испусканием фотоэлектрона (см. Фотоэлектронная эмиссия), оже-электронов

Рис. 1. а—схема рентг. телескопа со щелевым коллиматором; б &mdash ; работа телескопа в режиме сканирования.

(см. Оже-эффект) и флуоресцентных фотонов (см. Флуоресценция). Фотоэлектрон и оже-электрон быстро теряют свою энергию на ионизацию газа, флуоресцентные фотоны также могут быстро поглотиться газом благодаря фотоэффекту. В этом случае полное число образовавшихся электронно-ионных пар пропорц. энергии рентг. фотона. Т. о., по импульсу тока в цепи анода восстанавливается энергия рентг. фотона.

В обычных условиях Р. т. облучается мощными потоками заряж. ч-ц и гамма-фотонов разл. энергий, к-рые детектор Р. т. регистрирует вместе с рентг. фотонами от исследуемого источника излучения. Для выделения рентг. фотонов из общего фона применяется метод антисовпадений (см. Совпадений метод). Приход рентг. фотонов фиксируют также по форме создаваемого ими импульса электрич. тока, поскольку заряж. ч-цы дают сигналы, более затянутые во времени, чем те, что вызываются рентг. фотонами.

Для определения направления на рентг. источник служит устройство, состоящее из щелевого коллиматора и жёстко закреплённого с ним на одной раме звёздного датчика. Коллиматор (набор пластин) ограничивает поле зрения Р. т. и пропускает рентг. фотоны, идущие лишь в небольшом телесном угле (~10—15 квадратных градусов). Рентг. фотон , прошедший коллиматор (рис. 1,a), регистрируется верх. объёмом счётчика. Возникший импульс тока по цепи верх. анода

проходит схему антисовпадений (поскольку нет запрещающего сигнала с ниж. анода) и подаётся на анализатор для определения временных и энергетич. хар-к фотона. Затем по телеметрии информация передаётся на Землю. Одновременно передаётся информация звёздного датчика о ярчайших звёздах, попавших в его поле зрения. Эта информация позволяет установить положение осей Р. т. в пр-ве в момент прихода фотона.

При работе Р. т. в режиме сканирования направление на источник определяется как положение Р. т., при к-ром скорость счёта достигает максимума. Угл. разрешение Р. т. со щелевым коллиматором или аналогичным сотовым коллиматором составляет несколько десятков угловых минут.

Значительно лучшим угл. разрешением (~ неск. десятков секунд) обладают Р. т. с модуляц. коллиматорами (рис. 2, а). Модуляц. коллиматор представляет собой две (или больше) проволочные одномерные сетки, устанавливаемые между детектором и щелевым коллиматором, для чего последний поднимается над детектором на высоту ~1 м и наблюдения ведутся в режиме либо сканирования (рис. 1,б), либо вращения относительно оси, перпендикулярной плоскости сеток. Проволочки в каждой сетке коллиматора устанавливаются параллельно друг другу на расстоянии, равном диаметру проволочки. Поэтому при движении источника по полю зрения Р. т. тени от верх. проволочек скользят по ниж. сетке, попадая то на проволочки, и тогда скорость счёта максимальна, то между ними, и тогда она минимальна (фон).

Угл. распределение скорости счёта Р. т. с модуляц. коллиматором (ф у н к ц и я о т к л и к а) показано на рис. 2, б. Для n-сеточного модуляц. коллиматора угол между соседними максимумами 0=2 n-1 r, где r=d/l — угл. разрешение Р. т. В большинстве случаев Р. т. с модуляц. коллиматорами дают точность локализации рентг. источников, достаточную для их отождествления с небесными объектами, излучающими в иных диапазонах эл.-магн. волн.

С модуляц. коллиматорами начинает конкурировать методика кодиров. апертуры, позволяющая получить 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.

Рис. 2. а — устройство рентг. телескопа с модуляц. коллиматором; б — угл. распределение скорости счёта.

Положение источника рентг. излучения в поле зрения Р. т. определяется по положению максимума корреляц. функции между полученным распределением скорости счёта по поверхности детектора и функцией пропускания экрана.

В области энергий >15 кэВ в кач-ве детекторов Р. т. применяют крист. сцинтилляторы NaI (Тl) (см. Сцинтилляционный счётчик ); для подавления фона заряж. ч-ц высоких энергий и гамма-фотонов служат устанавливаемые на антисовпадения с первыми крист. сцинтилляторы CsI(Tl). Для ограничения поля зрения в таких Р. т. применяют активные коллиматоры — цилиндры из сцинтилляторов, включённые на антисовпадения со сцинтилляторами NaI(Tl).

В диапазоне энергий от 0,1 до неск. кэВ наиболее эффективны Р. т., в к-рых осуществляется фокусировка излучения, падающего под малыми углами на фокусирующее зеркало (рис. 3). Чувствительность такого Р. т. в ~10 3 раз превосходит Р. т. др. конструкций благодаря его способности собирать излучение со значит. площади и направлять на детектор малых размеров, что существенно повышает отношение сигнал/шум. Р. т., построенный по такой схеме, даёт двумерное изображение источника рентг.

Рис. 3. Схема фокусирующего рентг. телескопа.

излучения подобно обычному оптич. телескопу. Для построения изображения в фокусирующем Р. т. в кач-ве детекторов используют позиционно-чувствительные пропорц. камеры, микроканальные детекторы , а также приборы с зарядовой связью (ПЗС). Угл. разрешение в первом случае определяется гл. обр. пространств. разрешением камеры и составляет ~1", микроканальные детекторы и ПЗС дают 1—2" (для близких к оси пучков). При спектрометрич. исследованиях применяют ПП детекторы, брэгговские крист. спектрометры и дифракц. решётки с позиционно-чувствит. детекторами. Косм. источники рентг. излучения очень разнообразны. Рентг. излучение Солнца было открыто в 1948 в США с ракеты, поднявшей Гейгера счётчики в верх. слои атмосферы. В 1962 группой Р. Джиаккони (США) также с ракеты был обнаружен первый источник рентг. излучения за пределами Солнечной системы — «Скорпион Х-1», а также диффузный рентг фон , по-видимому, внегалактич. происхождения. К 1966 в результате экспериментов на ракетах было открыто ок. 30 дискретных рентг. источников. С выводом на орбиту серии спец. ИСЗ («УХУРУ», «Ариэль», «САС-3», «Вела», «Коперник», «ХЕАО» и др.) с Р. т. разл. типов были обнаружены сотни рентг. источников (галактич. и внегалактических, протяжённых и компактных, стационарных и переменных). Мн. из этих источников ещё не отождествлены с источниками, проявляющими себя в оптич. и др. диапазонах эл.-магн. излучения. Среди отождествлённых галактич. объектов: тесные двойные звёздные системы, один из компонентов к-рых — рентг. пульсар; одиночные пульсары (Crab, Vela); остатки сверхновых звёзд (протяжённые источники); временные (транзиентные) источники, резко увеличивающие светимость в рентг. диапазоне и вновь угасающие за время от неск. минут до неск. месяцев; т. н. б а р с т е р ы — мощные вспыхивающие источники рентг. излучения с характерным временем вспышки порядка неск. секунд. К отождествлённым внегалактич. объектам относятся ближайшие галактики (Магеллановы облака и Туманность Андромеды), радиогалактики Дева-А (М87) и Центавр-А (NGC 5128), квазары (в частности, ЗС 273), сейфертовские и др. галактики с активными ядрами; скопления галактик — самые мощные источники рентг. излучения во Вселенной (в них за излучение ответствен горячий межгалактич. газ с темп-рой 50 млн. К). Подавляющее большинство косм. рентг. источников явл. объектами, совершенно непохожими на те, что были известны до начала рентг. астрономии, и прежде всего они отличаются огромным энерговыделением. Светимость галактич. рентг. источников достигает 10 36 —10 38 эрг/с, что в 10 3 —10 5 раз превышает энерговыделение Солнца во всём диапазоне длин волн. У внегалактич. источников была зарегистрирована светимость до 10 45 эрг/с, что указывает на необычность проявляющихся здесь механизмов излучения. В тесных двойных звёздных системах, напр., в кач-ве осн. механизма энерговыделения рассматривают перетекание в-ва от одного компонента (звезды-гиганта) к другому (нейтронной звезде или чёрной дыре) — дисковую аккрецию, при к-рой падающее на звезду в-во образует около этой звезды диск, где в-во благодаря трению разогревается и начинает интенсивно излучать. Среди вероятных гипотез происхождения диффузного рентг. фона, наряду с предположением о тепловом излучении горячего межгалактич. газа, рассматривается обратный Комптона эффект эл-нов на ИК фотонах, испущенных активными галактиками, или на фотонах реликтового излучения. Данные наблюдений с ИСЗ ХЕАО-В свидетельствуют о том, что значительный вклад (>35%) в диффузный рентг. фон дают далёкие дискретные источники, гл. обр. квазары.

X-ray astronomy, ed. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht—Boston, 1974; Шкловский И. С., Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, 2 изд., М., 1977; К а п л а н С. А., Пикельнер С. Б., Физика межзвёздной среды, М., 1979.

Н. С. Ямбуренко.