AXAF yra naujos kartos rentgeno teleskopas. Fizinis enciklopedinis žodynas – Rentgeno teleskopas Neatrastų elementų rentgeno spektras

Dažnai išradimas Pirmasis teleskopas priskiriamas 1570–1619 m. olandui Hansui Lipperschlei, tačiau beveik neabejotinai jis nebuvo atradėjas. Greičiausiai jo nuopelnas yra tas, kad jis pirmasis išpopuliarino ir paklausė naująjį teleskopinį įrenginį. Jis taip pat 1608 m. pateikė paraišką patentuoti porą lęšių, įdėtų į vamzdelį. Prietaisą jis pavadino žvalgybos stiklu. Tačiau jo patentas buvo atmestas, nes jo prietaisas atrodė per paprastas.

Rentgeno teleskopas skirtas stebėti tolimus kosmoso objektus rentgeno spindulių spektre. Paprastai teleskopai dedami ant didelio aukščio raketų arba dirbtinių palydovų, nes Žemės atmosfera yra labai rimta kliūtis rentgeno spinduliams.

Amerikiečių profesorius Riccardo Giacconi kartu su Bruno Rossi dar 1960 metais paskelbė pirmąją pasaulyje tikro rentgeno teleskopo su fokusuojančia veidrodžio sistema schemą. Koks esminis skirtumas tarp rentgeno teleskopo ir kitų tipų teleskopų? Faktas yra tas, kad rentgeno kvantai dėl savo didelės energijos praktiškai nelūžinėja medžiagoje, jie absorbuojami beveik bet kokiu kritimo kampu (išskyrus pačius švelniausius). Štai kodėl reikėjo, kad rentgeno spinduliai sklistų beveik lygiagrečiai atspindinčiam veidrodžiui. Toks veidrodis yra smailėjantis tuščiaviduris vamzdelis su paraboliniu arba hiperboliniu paviršiumi, į kurį patenka rentgeno spindulys. Giacconi ir Rossi teleskopas turėjo kelis įdėtus vamzdžio formos veidrodžius su viena centrine ašimi, kad būtų padidintas instrumento jautrumas. Panaši schema buvo visų šiuolaikinių rentgeno teleskopų pagrindas.

Šiuolaikiniai rentgeno teleskopai veikia rentgeno fotonų energijos diapazone nuo 0,1 iki šimtų keV. Tokių teleskopų veidrodžiai gaminami iš keramikos arba metalinės folijos (dažnai naudojamas auksas ir radis). Kritinis atspindžio kampas priklausys nuo fotonų energijos.

Pagrindinė rentgeno spindulių registravimo problema kyla dėl to, kad rentgeno teleskopas yra apšvitinamas galingais įkrautų dalelių ir įvairios energijos gama fotonų srautais, kuriuos jis registruoja kartu su rentgeno fotonais. Norėdami išspręsti šią problemą, naudokite kovos su atsitiktinumu metodą. Norint tiksliai nustatyti kryptį į rentgeno spinduliuotės šaltinį, naudojamas prietaisas, kurį sudaro plyšinis kolimatorius (lėkštelių rinkinys, ribojantis matymo lauką) ir žvaigždės jutiklis (kuris fiksuoja rentgeno fotoną). einantis per kolimatorių). Gautas srovės impulsas praeina per anti-atsitiktinamąją grandinę, po kurios specialiu analizatoriumi nustatomos fotono energetinės charakteristikos.

Tokio teleskopo su plyšiniu kolimatoriumi kampinė skiriamoji geba yra kelios dešimtys lanko minučių. Taip pat rentgeno teleskopuose gali būti naudojami vadinamieji moduliaciniai (osciliaciniai) kolimatoriai (čia skiriamosios gebos kampas siekia keliasdešimt sekundžių). Toks kolimatorius susideda iš dviejų ar daugiau vienmačių vielinių tinklelių, sumontuotų tarp detektoriaus ir plyšinio kolimatoriaus. Stebėjimas atliekamas skenavimo režimu arba sukantis apie ašį, statmeną tinklelių plokštumai.

Dar vieną Pažangesnė technologija yra diafragmos kodavimo technika vaizdams gauti. Naudojant šią technologiją, prieš matricinį detektorių įrengiama grotelių pavidalo kaukė, kurios perdavimas netolygus visame plote (dėl kintančių skaidrių ir nepermatomų elementų). Šis dizainas sveria daug mažiau, o kampinė skiriamoji geba yra mažesnė nei 1". Rentgeno teleskopo pavyzdys yra Chandra rentgeno spindulių observatorija, NASA paleista 1999 m.

Antžeminiai stebėjimai skaidrumo languose atliekami naudojant įprastus optinius teleskopus ir specialius IR teleskopus. Specialūs IR teleskopai turi mažesnę vidinę spinduliuotę, juose yra svyruojantis antrinis veidrodis ir jie montuojami aukštuose kalnuose. Užgesusio ugnikalnio Mauna Kea viršūnėje sumontuoti keturi specialūs infraraudonųjų spindulių teleskopai. (Havajų salos). 4200 m aukštyje virš jūros lygio: prancūzų su veidrodžio skersmeniu D = 375 cm; anglų k., D = 360 cm; JAV Nacionalinės astronautikos ir kosmoso administracijos – NASA teleskopas, D = 300 cm; Havajų universiteto teleskopas, D = 224 cm.

Rentgenas (ri) – teleskopai

RI detektoriai:

1978 m. JAV palydovu HEAO-B (Einšteino observatorija) buvo paleistas įstrižinio kritimo rentgeno teleskopas, kurio skiriamoji geba yra 2ʺ. Gauti keli tūkstančiai rentgeno spindulių šaltinių (iki 1986 m.)

Gama teleskopai.

Teritorijoje minkšta gama spinduliuotė(GI), naudotas scintiliacinis teleskopas.

Teritorijoje sunkus GI- teleskopas su takelis detektorius. Užfiksuojama kiekvienos absorbcijos metu susidariusios įkrautos dalelės – fotonų – trajektorija. Detektorius gali būti kibirkšties kamera ir dreifo kamera. Kibirkšties kameroje kibirkšties skilimas vystosi palei atomus jonizuojančios dalelės trajektoriją. Kibirkščių grandinė atkuria dalelės trajektoriją. Dreifo kameroje trajektorijos padėtis nustatoma pagal elektronų dreifo laiką nuo dalelių tako iki gretimų elektrodų.

Teritorijoje vidutinis GI - mažėja scintiliacijos ir sekimo detektorių efektyvumas.

Teritorijoje itin aukštas GI– fiksuojant Čerenkovo ​​spinduliuotę, kurią sukuria elektronai ir pozitronai dalelių lietaus, lydinčio itin didelės energijos fotono absorbciją atmosferoje.

Pastaba: Čerenkovo ​​- Vavilovo spinduliuotė(1934) – greičiu judančio elektrinio krūvnešio elektromagnetinių bangų spinduliavimas , viršija fazę " U» elektromagnetinių bangų greitis medžiagoje. . Čerenkovo–Vavilovo efektas atsiranda, jei n> 1;

Neutrininiai teleskopai

SSRS: Kaukaze Baksano neutrino observatorijoje; druskos kasykloje Artemovske 600 m vandens ekvivalento gylyje; Italijoje, JAV.

Registracijos principas: skysčio scintiliacijos detektoriai – registruoja susidariusius pozitronus, kurių judėjimą lydi blyksnis.

Pagrindinės observatorijos ir didžiausi teleskopai pasaulyje

OBSERVACIJA(iš lot. observator – stebėtojas), specializuota mokslo įstaiga, įrengta atlikti astronominius, fizikinius, meteorologinius ir kt. Šiuo metu pasaulyje yra daugiau nei 500 observatorijų, dauguma jų yra šiauriniame Žemės pusrutulyje.

2 lentelė. Pagrindinės pasaulio observatorijos.

Observatorija	Trumpa informacija
Abastumani astrofizikos observatorija	Įkurta 1932 m. ant Kanobili kalno (1650 m) netoli Abastumani Gruzijoje. 1937 m. pradėtas stebėti pirmasis sovietinis 33 cm atšvaitas (stebėjimai ant jo buvo atliekami nuo 1932 m. senajame bokšte) pirmuoju sovietiniu fotometru. Pirmasis režisierius buvo Jevgenijus Kirillovičius Kharadze. 50-ųjų pradžioje buvo sumontuotas 70 cm menisko teleskopas ir kiti instrumentai. 1980 m. buvo įrengtas didžiausias observatorijos 125 cm pilnai automatizuotas atspindintis teleskopas.
Algonquin observatorija	Astronomijos radijo observatorija Ontarijuje (Kanada). Pagrindinis instrumentas yra 46 metrų teleskopas su visiškai valdoma antena.
Allegheny observatorija	Pitsburgo universiteto Pensilvanijoje (JAV) tyrimų observatorija. Šiuolaikiniai observatorijos pastatai buvo pastatyti 1912 m., tačiau 1858 m. jos kūrimo darbus pradėjo keli Pitsburgo verslininkai. Tais metais paskatinti Donati kometos žvilgsnio, jie įkūrė Allegheny teleskopų asociaciją ir įsigijo 33 centimetrų refraktorių. 1867 m. teleskopas ir observatorija buvo perkelti į Vakarų Pensilvanijos universitetą, Pitsburgo universiteto pirmtaką. Pirmasis visą darbo dieną dirbantis direktorius buvo Samuelis Pierpontas Langley, kurį pakeitė Jamesas E. Keeleris, vienas iš Astrophysical Journal įkūrėjų, o vėliau ir Lick Observatory direktorius. 1912 metais observatorijos pastate buvo įrengti trys teleskopai. Pats pirmasis 33 cm refraktorius dabar pirmiausia naudojamas švietimo ir bandymų tikslais. Kiti du (76 cm Tau Refractor ir 79 cm Keeler Memorial Refractor) ir toliau naudojami moksliniams tyrimams.
Anglo-Australijos observatorija (AAO)	Observatoriją, esančią kartu su Siding Spring observatorija (Naujasis Pietų Velsas, Australija), bendrai finansuoja Australijos ir JK vyriausybės. Observatoriją valdo Anglo-Australian Telescope Directorate (DAAT), kuris buvo įkurtas aštuntojo dešimtmečio pradžioje, kai buvo pastatytas 3,9 metro anglo-Australijos teleskopas su pusiaujo įrenginiu. Įprasti stebėjimai prasidėjo 1975 m. Tai buvo pirmasis kompiuteriu valdomas teleskopas. Kartu su šiuo universaliu teleskopu naudojama daug įvairių instrumentų, kurie leido padaryti svarbius mokslinius atradimus ir leido gauti įspūdingų pietų dangaus nuotraukų. 1988 m. DAAT gavo anglišką 1,2 metro Schmidto teleskopą (pradėtas eksploatuoti). 1973 m. ir kurį laiką priklausė Karališkajai Edinburgo observatorijai), kurią pradėjo naudoti daugelis astronomų. Populiarūs Schmidt teleskopai daro aukštos kokybės didelio formato nuotraukas (6,4° × 6,4°). Didžioji dalis teleskopo veikimo laiko skirta ilgalaikiams dangaus tyrimams.
Aresibo observatorija	Radijo astronomijos observatorija Puerto Rike. 305 m skersmens duobė puikiai įsilieja į natūralų kalvotos vietovės raukšlę į pietus nuo Arecibo. Teleskopą, kurio statyba buvo baigta 1963 m., valdo Nacionalinis jonosferos ir astronomijos centras Kornelio universitete (JAV). Atspindintis paviršius negali judėti, tačiau radijo šaltinius galima sekti perkeliant židinio imtuvą išilgai specialios atraminės konstrukcijos. 1997 metais šis teleskopas buvo modernizuotas. Teleskopo pėdsakas yra didesnis nei visų kitų pasaulio radijo teleskopų kartu paėmus. Turėdamas tokį didelį paviršiaus plotą, teleskopas gali aptikti silpnesnius signalus nei bet kuris kitas radijo teleskopas
Dominion astrofizikos observatorija	Kanados optinės astronomijos centro Nacionalinės tyrimų tarybos observatorija, esanti netoli Viktorijos (Britų Kolumbija). Tai yra pavadinto Astrofizikos instituto dalis. Herzbergas. Ją įkūrė J.S. Plasket, o 1918 metais ten pradėjo veikti 1,85 metro teleskopas, prie kurio 1962 metais buvo pridėtas 1,2 metro teleskopas. 1988 metais čia buvo įkurtas Kanados astronomijos duomenų centras.
Jungtinių Valstijų karinio jūrų laivyno observatorija	Observatorijai priklauso astrografiniai teleskopai, esantys Mount Anderson, netoli Flagstaff, Arizonoje, Black Birch, Naujojoje Zelandijoje ir Vašingtone. Observatorija buvo įkurta 1830 m., o dabartinį pavadinimą gavo 1842 m. Penkiasdešimt metų jis buvo įsikūręs dabartiniame Linkolno memoriale. 1893 m. observatorija buvo perkelta į dabartinę vietą (šalia oficialios viceprezidento rezidencijos). Didžiausias čia esantis teleskopas – 66 centimetrų refraktorius, veikiantis nuo 1873 m., kurio pagalba Asaph Hall 1877 metais atrado Marso Fobo ir Deimo palydovus. Kiti instrumentai yra 30 cm Elvan Clark Refractor, du 61 cm atšvaitai ir 15 cm dienovidinio apskritimas. Didžiausias observatorijai priklausantis teleskopas yra 1,5 metro astrometrinis reflektorius Flagstaff mieste. Naudodamas šį instrumentą Jamesas Christie 1978 metais atrado Plutono palydovą Charoną. Arizonoje esančioje observatorijoje yra optinis interferometras „Experimental Marine Optical Interferometer“, kuris buvo didžiausias tokio tipo teleskopas, kai jis pradėjo veikti 1995 m. Jungtinių Valstijų karinio jūrų laivyno observatorijoje yra viena turtingiausių astronominių bibliotekų pasaulyje. Observatorija rengia ir leidžia astronominius metraščius kariniam jūrų laivynui, aviacijai ir tarptautinį žinyną „Visible Places of Fundamental Stars“.
Didelio aukščio observatorija	Saulės fizinė observatorija ir tyrimų institutas Kolorado valstijoje, JAV. Įkurta 1940 m., globojama Harvardo koledžo observatorijos, o dabar yra Nacionalinio atmosferos tyrimų centro filialas. Saulės tyrimo įranga taip pat yra kituose antžeminiuose centruose ir palydovuose.
Pagrindinė Ukrainos mokslų akademijos astronomijos observatorija	Įkurta 1944 m. (12 km į pietus nuo Kijevo, h=180 m virš jūros lygio). Atidarytas 1949 m Sudarytas konsoliduotas kelių tūkstančių atskaitos taškų ant matomo Mėnulio paviršiaus katalogas. Jis turi stebėjimo astronominę bazę Elbruso regione, Terskolio viršūnėje (h=3100 m), kurios ilgis yra 40 cm, 80 cm ir 2 m. metrų teleskopai. Pagrindiniai instrumentai: 19 cm didelio vertikalaus apskritimo, dvigubas plataus kampo 12 cm astrografas, 70 cm atspindintis teleskopas (1959), 44 cm saulės horizontalus teleskopas (1965) ir kiti instrumentai. Nuo 1985 m. Observatorija leidžia mokslinį žurnalą „Dangaus kūnų kinematika ir fizika“, o nuo 1953 m. – „Ukrainos TSR mokslų akademijos Valstybinės administracinės apygardos izvestija“. Pirmasis režisierius buvo Aleksandras Jakovlevičius Orlovas (1880-1954) 1944-1948 ir 1950-1951 m.
Europos pietų observatorija (ESO)	Europos mokslinių tyrimų organizacija buvo įkurta 1962 m. ESO narės yra aštuonios šalys – Belgija, Danija, Prancūzija, Vokietija, Italija, Nyderlandai, Švedija ir Šveicarija. Organizacijos būstinė yra Garching mieste netoli Miuncheno Vokietijoje, o observatorija yra La Siloje Čilėje.
Krymo astrofizikos observatorija (CrAO)	Ukrainos observatorija, esanti Kryme netoli Simeizo. Įkurta 1908 m. netoli Simeiz kaip Pulkovo observatorijos filialas, bet visiškai sunaikintas prasidėjus karui 1941 m. 1945 m. birželio 30 d. SSRS Vyriausybės dekretu ji buvo pertvarkyta į nepriklausomą mokslo įstaigą – SSRS mokslų akademijos Krymo astrofizikos observatoriją. 1946 m. ​​observatorija buvo pradėta statyti naujoje, patogesnėje vietoje Mangush kaime (Nauchny kaimas, 12 km nuo Bakhchisarai). Pirmasis didelis instrumentas buvo astrografas su 40 cm objektyvu, sumontuotas 1946 m. ​​vasarą Simeizme, kur buvo tęsiami stebėjimai. Pirmasis direktorius buvo G.A. Shine (1892-1956), paskui 1952 metais jį pakeitė A. B. Severny (1913-1987). Pradėtas eksploatuoti 1950 m. Čia 1961 metais buvo sumontuotas didžiausias Europoje teleskopas su 264 cm veidrodžiu, F = 10 m, o 1981 metais – 125 cm teleskopas fotografiniams stebėjimams. 1954 metais čia buvo įrengtas ir vienas geriausių bokštinių saulės teleskopų pasaulyje, o 1966 metais – galingas 22 metrų milimetrų bangos radijo teleskopas.
Nacionalinė radijo astronomijos observatorija (NRAO)	Jungtinių Valstijų radijo astronomijos darbus vykdančių organizacijų asociacija, globojama privataus universitetų konsorciumo „Associated Universities Inc. Asociacija gauna finansavimą pagal konsorciumo sutartį su JAV nacionaliniu mokslo fondu. NRAO naudojami teleskopai yra trijose skirtingose ​​vietose. Tai „Very Large Array“ (VLA – santrumpa Very Large Array. Radijo teleskopas, susidedantis iš 27 antenų, kurių kiekvienos skersmuo 25 m, veikiantis žemės sukimosi pagrindu pagrįstos apertūros sintezės metodu. Įsikūręs Socorro mieste, Naujojoje Meksikoje , šis teleskopas yra didžiausias pasaulyje teleskopas, kuriame naudojamas diafragmos sintezės metodas. Šis antenų masyvas yra išdėstytas raidės „Y“ pavidalu, kurių kiekviena yra 21 km ilgio. Antenos yra tarpusavyje sujungtos elektroniniu ryšiu masyvas, veikiantis kaip viena 351 radijo interferometro sistema, kuri vienu metu atlieka 1,3 cm bangos ilgio skiriamąją gebą. Tačiau praktiškai dauguma stebėjimų atliekami esant 6 bangos ilgiui cm su vienos lanko sekundės skiriamąja geba, nes tai labai sumažina laiką, reikalingą radijo žemėlapiams sudaryti), milimetrinių bangų teleskopą Kitt Peak mieste, taip pat Green Bank teleskopo 42 metrų anteną ir interferometrą, esantį Green. Bankas (Vakarų Virdžinija) Pastatytas 1962 m., 92 metrų antena buvo visiškai neveikianti iki 1988 m. Jo „įpėdinio“ - 100 metrų teleskopo - statyba buvo baigta 1998 m. Tai didžiausia pasaulyje parabolinė antena su visiškai automatizuotu valdymu. 43 metrų parabolinė antena, paleista 1965 m., vis dar yra didžiausias pasaulyje pusiaujo teleskopas. Taip pat yra radijo interferometras, susidedantis iš trijų 26 metrų parabolinių antenų, iš kurių dvi gali judėti 1,6 km ilgio takeliu). NRAO būstinė yra Šarlotsvilyje, Virdžinijoje.
Pulkovo observatorija	Netoli Sankt Peterburgo Rusijoje esanti observatorija, dar 1718 m. organizuota kaip Sankt Peterburgo observatorija ir Sankt Peterburgo mokslų akademija, vienintelė miesto centre buvo pastatyta 1760 m. Jis buvo Pulkovo mieste nuo 1835 m. 1839 m. rugpjūčio 19 d. Pulkovo aukštumose (75 m virš jūros lygio) pradėjo veikti Pulkovo observatorija. Statybos pradėtos 1835 metų birželio 21 dieną, 70 km į pietus nuo Sankt Peterburgo pagal A.P. projektą. Bryullov (1798-1877), sukurta 1834 m. 1835 m. liepos 3 d. buvo paklotas Pagrindinės observatorijos pastatas. 1838 02 07 - Mokslų akademijoje įsteigta Pulkovo observatorija. Observatorijos istorija ypač susijusi su Struvės giminės, kurios šeši nariai tapo žinomais astronomais, istorija. Vasilijus Jakovlevičius Struvė observatorijai vadovavo 1839–1862 m., o jo sūnus Otto Vasiljevičius Struvė – 1862–1889 m., 1886 m. pastatęs astrofizikos laboratoriją, o 1890–1895 m. F. A. Bredichino observatorijos studijas sustiprino atitinkamus įrankius. Observatorija tapo „pasaulio astronomijos sostine“, kurioje buvo sukurti tiksliausi pagrindinių žvaigždžių katalogai: 1865, 1885, 1905 ir 1930 m., tiksliai išmatuojant 8700 porų dvigubų žvaigždžių padėtį ir nustatant pagrindines astronomines konstantas. Nuo pat pradžių observatorijoje buvo tuo metu didžiausias pasaulyje 38 cm (15 colių) laužantis teleskopas, pagamintas J. Flaunhoferio mokinių – Merzo ir Mahlerio, o 1888 m. – didžiausias pasaulyje 30 colių (76 cm) laužantis teleskopas. teleskopas, pagamintas amerikiečių optiko A. Clarko. Būtent Pulkovo observatorija viena pirmųjų panaudojo fotografiją astrometrijoje. 1920 metais buvo organizuota tikslaus laiko tarnyba, o 1924 metais observatorijoje įsteigtas tarptautinis laiko tarnybos komitetas. 1932 metais buvo surengta Saulės tarnyba. To meto pastatai buvo sugriauti per Antrąjį pasaulinį karą, tačiau vėliau 1954 metais buvo atstatyti į pirminę formą. Atidarymas įvyko 1954 m. gegužės 21 d. Observatorija buvo gerokai išplėsta ir aprūpinta naujausiais instrumentais. Buvo sumontuotas 65 cm refraktorinis teleskopas (F=10,4m), didžiausias SSRS. Stebėjimo bazės Kaukaze ir Pamyre, Kislovodsko kalnų astronominė stotis, Blagoveščenske (Amūro platumos laboratorija), ekspedicija Bolivijoje (nuo 1983 m.). Tyrimai: astrometrija, radijo astronomija, astronomijos prietaisai, neatmosferinė astronomija ir kt. Observatorija leidžia „Proceedings“ (nuo 1893 m.), „Izvestija“ (nuo 1907 m.), „Saulės duomenys“ (nuo 1954 m.) ir kt.

46 pav. Pulkovo observatorija

„Žemė ir Visata“ 1993 Nr. 5

Rentgeno astronomijos raidos ETAPAI

Žemės atmosfera yra nepermatoma rentgeno spinduliams. Todėl rentgeno astronomija gimė kartu su raketų technologija: 1948 metais, pasitelkęs V-2 raketos į maždaug 160 km aukštį iškeltas fotoplokštes, R. Barnightas iš Karinio jūrų laivyno laboratorijos (JAV) atrado X- spinduliuotės iš Saulės. 1962 m., pakeisdami fotografinę plokštę Geigerio skaitikliu, astronomai atrado antrą rentgeno šaltinį, šį kartą už Saulės sistemos ribų – tai buvo Sco X-1. Tais metais priimta pavadinimų sistema buvo paprasta: „Sco X-1“ reiškia ryškiausią (1) rentgeno (rentgeno) šaltinį Skorpiono (Sco) žvaigždyne. Trečiasis rentgeno astronomijos objektas, atrastas 1963 m., buvo garsusis Krabo ūkas Tauro žvaigždyne (Tau X-1).

1960-aisiais rentgeno spindulių detektoriai dažniausiai buvo nešami virš atmosferos geofizinėmis raketomis; jų vertikalus skrydis truko vos kelias minutes, todėl per šį laikotarpį rentgeno dangaus žemėlapiuose buvo nupiešta tik apie 40 šaltinių. Tačiau aštuntajame dešimtmetyje jautrūs rentgeno detektoriai buvo pradėti dėti ant dirbtinių Žemės palydovų, iš kurių žinomiausi yra Uhuru, ANS, Copernicus, OSO-7, SAS-3. Po to buvo paleisti dideli erdvėlaiviai - HEAO-1, ​​Einstein, Astron, Granat, Rosat, įranga Salyut-4 ir -7, Skylab ir Mir stotyse. Nors kiekvieno iš jų darbas atnešė įdomios astrofizinės informacijos, svarbiausi rentgeno astronomijos raidos etapai buvo pirmojo didelio jautrumo rentgeno detektoriaus Uhuru paleidimas 1970 m. ir pirmasis rentgeno spindulius atspindintis teleskopas. , Einšteinas, 1978 m. (turėjo didelį jautrumą ir didelę 2–4 colių kampinę skiriamąją gebą). Jų pagalba rentgeno dvinarės žvaigždės, rentgeno pulsarai ir žybsnių šaltiniai, normalios žvaigždės su karštomis vainikinėmis, aktyviais galaktikos branduoliais ir tarpgalaktinėmis dujomis. devintajame dešimtmetyje ir 90-ųjų pradžioje buvo aptikti daugybė galingų instrumentų, tačiau jų charakteristikos išliko tradicinės (Žemė ir Visata, 1989, Nr. 5, p. 30. – Red.).

Kitas didelis rentgeno astronomijos pasiekimas tikimasi 1998 m., kai bus paleista nauja AXAF orbitinė observatorija – Pažangioji rentgeno astrofizikos priemonė.

Aštuntajame dešimtmetyje amerikiečių astronomai sumanė sukurti keturias dideles orbitines observatorijas, galinčias aprėpti visą elektromagnetinių bangų skalę, išskyrus radiją. 1990 metų gegužę į orbitą buvo paleistas HST – Hablo kosminis teleskopas, veikiantis optiniame ir artimame ultravioletiniame diapazone (Žemė ir Visata, 1987, Nr. 4, p. 49). Tada, 1991 m. balandžio mėn., buvo paleista GRO – Gamma Ray Observatory. Toliau rikiuojasi AXAF rentgeno observatorija, o po jos – infraraudonųjų spindulių observatorija SIRTF (Space Infrared Telescope Facility).

Tačiau paskutiniai du projektai šiuo metu iš esmės peržiūrimi. Faktas yra tas, kad pirmųjų observatorijų gamyba buvo labai brangi: HST kainavo 5,55 milijardo JAV dolerių, o GRO - 600 milijonų dolerių. Klaidos gaminant HST teleskopą ir bendri ekonominiai sunkumai privertė NASA persvarstyti perspektyvių astrofizikos projektų biudžetą. Visų pirma buvo nuspręsta atsisakyti „Shuttle“ arba galingos „Titano“ raketos, kurios buvo reikalingos sunkioms observatorijoms paleisti. Orbitinės observatorijos turi tapti lengvesnės, kad jas būtų galima paleisti pigiomis, išnaudojamomis Atlas tipo raketomis.

SIRTF infraraudonųjų spindulių observatorijai tai reiškia, kad pagrindinio veidrodžio skersmuo sumažinamas nuo 85 iki 70 cm, beveik perpus sumažinamas palydovo dydis ir sutrumpinamas jo minimalus tarnavimo laikas nuo penkerių iki trejų metų. Tiesa, pastaruoju metu pasirodė nauji, itin jautrūs infraraudonosios spinduliuotės detektoriai, kurie turėtų kompensuoti teleskopo veidrodžio ploto sumažėjimą. NASA mokslininkai tikisi, kad infraraudonųjų spindulių observatoriją pavyks paleisti iki 2000 m.

AXAF projekto laukia dar radikalesni pokyčiai. Iš pradžių observatorija buvo sumanyta kaip 17 m ilgio ir 15 tonų sveriantis palydovas; saulės baterijų sparnų plotis turėjo būti 26 m. Dabar vietoj vieno didelio palydovo planuojama pagaminti du mažesnius: pagrindiniame (14 m ilgio ir apie 6 tonas sveriančiame) bus įrengtas pagrindinis rentgenas. teleskopu, antrajame bus įrengti rentgeno spektrometrai. Rentgeno observatorijos paleidimas iš pradžių buvo planuotas 1987 m. Dabar sakoma, kad 1998 m. Ko astronomai tikisi iš AXAF observatorijos?

AR GALIMA PLANUOTI ATIDARYMUS?

Pasirodo, tai įmanoma! Ypač jei žinote, ko ieškote. Rentgeno astronomijoje dabar yra būtent tokia situacija: gerai žinoma, kokie turi būti rentgeno teleskopo parametrai, kad jį būtų galima panaudoti ilgai lauktiems atradimams kosmologijos ir reliatyvistinės astrofizikos srityje. Tačiau tokio įrankio sukurti ilgą laiką nepavyko.

Yra du iš esmės skirtingi rentgeno detektorių tipai: proporciniai kvantiniai skaitikliai su kolimatoriais ir rentgeno teleskopai su fokusavimo sistema ir vaizdo detektoriais 1 . Pirmasis iš jų buvo naudojamas Uhuru, antrasis - Einšteinas.

1 Realybėje buvo sukurta daug daugiau įvairių tipų rentgeno detektorių, tačiau norime parodyti esminį jų skirtumą.

Proporcingas skaitiklis yra moderni Geigerio skaitiklio versija, ty dujomis užpildytas vamzdis su dviem elektrodais - teigiamu ir neigiamu. Rentgeno kvantas, įskridęs į vamzdelį pro plona plėvele uždengtą langą, jonizuoja dujas, o elektrodai surenka susidariusius jonus ir elektronus. Išmatavus susidariusį srovės impulsą, galima nustatyti aptikto kvanto energiją: jie yra apytiksliai proporcingi vienas kitam (taigi ir skaitiklio pavadinimas). Proporciniai skaitikliai geba fiksuoti kvantus plačiame energijos diapazone - nuo 1 iki 30 eV ir turi gerą spektrinę skiriamąją gebą, t.y. nustato kvanto energiją 15-20% tikslumu. Tačiau pats proporcinis skaitiklis yra panašus į fotografinę plokštelę be objektyvo: jis registruoja kvantus, ateinančius iš visų pusių. Jei yra signalas, tai reiškia, kad kažkur priešais skaitiklį yra rentgeno spinduliuotės šaltinis, bet kur tiksliai nežinoma.

Krypčiai į šaltinį nustatyti naudojami šešėlių kolimatoriai, kurie suteikia laisvą prieigą prie skaitiklio tik kvantams, ateinantiems iš tam tikros krypties, ir užstoja skaitiklį nuo visų kitų kvantų. Tęsdami analogiją su fotografine plokšte, galime teigti, kad pastatę ją gilaus šulinio dugne arba ilgo vamzdžio dugne, galime fiksuoti ryškių šaltinių, tokių kaip Saulė, kryptį: kai tik jie atsiduria ant ašies. mūsų „kolimatorius“, plokštelė pajuoduoja. Tačiau tokiu įrankiu objekto vaizduoti negalite: jo kampinė skiriamoji geba maža, o jautrumas mažas. Galų gale, jis įrašo visus kvantus, einančius per šį „kolimatorių“ - tiek kvantus iš šaltinio, tiek iš dangaus fono. O rentgeno spindulių diapazone dangus gana šviesus. Situacija primena dienos žvaigždžių stebėjimą nuo Žemės paviršiaus: plika akimi matomi tik ryškūs šaltiniai – Saulė, Mėnulis, Venera – o žvaigždės nublanksta dienos dangaus spindesyje. Kolimatorius čia bejėgis (atminkite: dieną iš gilaus šulinio dugno žvaigždės nesimato!), bet gali padėti optinė sistema – teleskopas. Tai sukuria dangaus gabalėlio vaizdą ir leidžia stebėti žvaigždę atskirai nuo fono.

Rentgeno spindulių lęšis, jei jis pagamintas, leidžia skaitikliui izoliuoti šaltinį nuo fono. Ir jei rentgeno objektyvo židinyje pastatysite daug mažų skaitiklių, jie, kaip fotografijos emulsijos grūdeliai, sukurs rentgeno dangaus vaizdą ir „spalvotą“ vaizdą, jei šie skaitikliai teisingai suvoks energiją. incidento fotonų.

Deja, sukurti rentgeno lęšį yra labai sunku: kieti kvantai prasiskverbia giliai į lęšio medžiagą, nesilūždami ar neatsispindėdami. Nuo jo pagal geometrinės optikos dėsnius atsispindi tik mažiausios energijos rentgeno kvantai, labai švelniai krentantys ant gerai nupoliruoto metalo paviršiaus. Todėl rentgeno lęšis, kuris yra sukimosi paraboloido ir hiperboloido derinys, yra labai panašus į šiek tiek kūginį vamzdelį. Paprastai, norint perimti daugiau kvantų, padaromi keli skirtingo skersmens, bet vienodo židinio nuotolio lęšiai, kurie sustiprinami bendraašiai kaip lizdinė lėlė. Tada visi vaizdai pridedami židinio plokštumoje ir tarpusavyje patobulinami. Šioje plokštumoje patalpintas rentgeno kvantinis detektorius fiksuoja jų koordinates ir perduoda jas į kompiuterį, kuris sintezuoja vaizdą.

Pagrindinio AXAF teleskopo veidrodžio efektyvusis plotas ir spektrinis diapazonas, palyginti su Einšteino kosmoso observatorijos teleskopu

Einšteino observatorijoje buvo įrengtas 60 cm veidrodžio skersmens teleskopas, tačiau efektyvus kompleksinio veidrodžio plotas labai priklausė nuo įeinančių kvantų energijos: minkštiesiems rentgeno kvantams, kurių energija buvo 0,25 keV. 400 cm 2 ir sumažėjo iki 30 cm 2 kvantams, kurių energija 4 keV. Ir teleskopas apskritai buvo netinkamas dar sunkesniems kvantams įrašyti.

Tai labai liūdna, nes tai sunkūs kvantai, nešantys unikalią informaciją. Kiekvienas astronomas žino, kaip svarbu užfiksuoti cheminio elemento spektrinę liniją: jos intensyvumas rodo elemento turinį, o padėtis spektre – šaltinio judėjimo greitį (Doplerio efektas). Tačiau rentgeno spindulių spektruose linijų beveik nėra; Paprastai karštų tarpžvaigždinių dujų spektre yra tik viena geležies linija, kurios kvantinė energija yra apie 7 keV. Daugelis astrofizikų svajoja gauti "savo" objektų vaizdus. Pavyzdžiui, galaktikų tyrinėtojai galėtų juos panaudoti sunkiųjų elementų kiekiui nustatyti karštose žvaigždžių sistemų vainikinėse ir tarpgalaktinėse dujose; jie galėtų išmatuoti galaktikų spiečių greitį ir tiesiogiai nustatyti atstumą iki jų, kas leistų patikslinti Hablo konstantą ir Visatos amžių. Deja, Einšteino observatorijos teleskopas nepajėgus veikti 7 keV srityje: jo jautrumas ribojamas 0,1 4-4 keV diapazone.

1990 m. birželį paleista ROSAT rentgeno observatorija („Roentgen Satellite“), sukurta daugiausia vokiečių specialistų, nors ir pasižymi didesniu jautrumu nei Einšteino, jos veikimo diapazonas palyginti mažas: 0,1÷2 keV. ROSAT (4") kampinė skiriamoji geba yra maždaug tokia pati kaip Einšteino (2"÷4").

Bet AXAF observatorijos teleskopas galės sukonstruoti vaizdą 0,14-10 keV diapazone ir tuo pačiu suteikti gero optinio teleskopo skiriamąją gebą (0,5"). Be to, atsižvelgiant į tai, kad jo sudėtinis veidrodis bus kurių skersmuo yra 1,2 m, stebint taškinius šaltinius, AXAF bus beveik šimtą kartų jautresnis nei Einšteinas bus atrasti nauji objektai?

Be to, AXAF bus aprūpintas didelės raiškos kristalinis Bragg spektrometras, leidžiantis kvantų energiją nustatyti didesniu nei 0,1% tikslumu. Šio prietaiso veikimo principas panašus į optinės difrakcinės gardelės, tačiau kadangi rentgeno spinduliuotės bangos ilgis yra labai mažas, jam difrakcijos gardelės vaidmenį Braggo spektrografe atlieka natūralus kristalas, atstumas tarp atomų sluoksniai, kuriuose yra artimas rentgeno spinduliuotės bangos ilgiui.

TREČIASIS RENTGENASTRONOMIJOS ETAPAS

P.R.Amnuelio knygoje „Dangus rentgeno spinduliuose“ (M.: Nauka, 1984) pateikiama įdomi rentgeno ir optinės astronomijos analogija. Matyti rentgeno dangų iš Uhuru palydovo buvo panašu į naktinį dangų plika akimi. Iš tiesų, ryškiausias „žvaigždės“ objektas danguje - Venera - yra 10 tūkstančių kartų ryškesnis už silpniausią akiai prieinamą 6t žvaigždę; Tai yra toks pat srautų iš ryškiausio rentgeno šaltinio Sco X-1 ir silpniausio Uhuru aptikto šaltinio santykis. Einšteino observatorijoje paleistas teleskopas, 100 kartų jautresnis nei Uhuru, prilygo kuklaus, mėgėjiško lygio optinio teleskopo, galinčio matyti žvaigždes iki 11 m, atsiradimui. O dar 100 kartų jautresnis AXAF bus panašus į gerą profesionalų teleskopą, kuriam galimos žvaigždės iki 16 m.

Kiekviena nauja orbitoje skriejanti observatorija įneša savo svarų indėlį į astronomiją. Net instrumentai su tradiciniais parametrais gali surinkti daug unikalios informacijos ir padaryti daug atradimų; To pavyzdys yra Rusijos observatorija „Granat“ (Žemė ir Visata, 1993, Nr. 1, p. 17.- Raudona.). Dar svarbiau sukurti unikalių savybių įrenginius, kurių kiekvienas duos proveržį moksle. Tik vienas pavyzdys: prieš paleidžiant GRO observatoriją gama spindulių diapazone buvo užfiksuoti tik du pulsarai – Krabas ir Vela – bet dabar jų yra apie 500! Todėl astrofizikai su nekantrumu laukia naujų didelių observatorijų veiklos pradžios orbitoje.

rentgeno teleskopas

prietaisas, skirtas laikui ir spektrui tirti. Kosmoso šaltiniuose šv. rentgenas spinduliuotę, taip pat nustatyti šių šaltinių koordinates ir sukonstruoti jų vaizdus.

Esamos radijo bangos veikia energijos diapazone  Rentgeno fotonai. spinduliuotė nuo 0,1 iki šimtų keV, t.y. bangos ilgių diapazone nuo 10 nm iki šimtųjų nm. Atlikti astronominius stebėjimai šioje bangų ilgių srityje, rentgeno spinduliai pakeliami už Žemės atmosferos raketomis ar palydovais, nes rentgeno spinduliai. spinduliuotę stipriai sugeria atmosfera. >20 keV spinduliuotę galima stebėti pradedant nuo ~30 km aukščio nuo oro balionų.

RT leidžia: 1) registruoti rentgeno spindulius su dideliu efektyvumu. už-

tonai; 2) atskirti reikiamo energijos diapazono fotonų poveikį atitinkančius įvykius nuo krūvių įtakos sukeliamų signalų. h-ts ir gama fotonai; 3) nustatyti rentgeno spindulių atvykimo kryptį. radiacija.

RT 0,1-30 keV diapazone fotonų detektorius yra proporcingas skaitiklis, užpildytas dujų mišiniu (Ar+CH4, Ar+CO2 arba Xe+CO2). Rentgeno spindulių absorbcija dujų atomo fotoną lydi fotoelektrono emisija (žr. fotoelektronų emisija), Sraigtiniai elektronai

Ryžiai. 1. a—rentgeno diagrama. teleskopas su plyšiniu kolimatoriumi; b — teleskopo veikimas nuskaitymo režimu.

(cm. Augerio efektas) ir fluorescenciniai fotonai (žr Fluorescencija). Fotoelektronas ir Augerio elektronas greitai praranda energiją, kad jonizuotų dujas, todėl dujos gali greitai sugerti fluorescencinius fotonus fotoelektrinis efektasŠiuo atveju bendras susidariusių elektronų ir jonų porų skaičius yra proporcingas. energetinis rentgenas fotonas. Taigi, rentgeno energija atkuriama srovės impulsu anodo grandinėje. fotonas.

Normaliomis sąlygomis R. t apšvitina galingi krūvių srautai. h-ts ir gama fotonai skyla. energijos, kurias rentgeno detektorius registruoja kartu su rentgeno spinduliais. fotonų iš tiriamo spinduliuotės šaltinio. Rentgeno spinduliams paryškinti. fotonus iš bendro fono, naudojamas anti-atsitiktinumo metodas (žr. Atsitiktinumo metodas). Atvykimo rentgenas fotonus taip pat fiksuoja jų sukuriamo elektrinio impulso forma. srovė, nuo įkroviklio. h-ts duoda signalus, kurie yra ilgesni nei tie, kuriuos sukelia rentgeno spinduliai. fotonai.

Rentgeno spindulio krypties nustatymui. Šaltinis yra įrenginys, susidedantis iš plyšinio kolimatoriaus ir žvaigždės jutiklio, tvirtai pritvirtinto prie jo tame pačiame rėmelyje. Kolimatorius (lėkštelių rinkinys) riboja rentgeno matymo lauką ir perduoda rentgeno spindulius. fotonų, keliaujančių tik nedideliu erdviniu kampu (~10-15 kvadratinių laipsnių). Rentgenas viršuje fiksuojamas fotonas, einantis pro kolimatorių (1,a pav.). skaitiklio tūris. Gautas srovės impulsas yra grandinėje aukštyn. anodas

praeina per anti-atsitiktinamąją grandinę (nes nėra draudžiamojo signalo iš apatinio anodo) ir yra paduodamas į analizatorių, kad būtų nustatytas laikas ir energija. būdingas fotonui. Tada informacija telemetrijos būdu perduodama į Žemę. Tuo pačiu metu perduodama informacija iš žvaigždžių jutiklio apie ryškiausias žvaigždes, patenkančias į jo regėjimo lauką. Ši informacija leidžia nustatyti Rt ašių padėtį gamyboje fotono atvykimo momentu.

Kai RT veikia nuskaitymo režimu, kryptis į šaltinį nustatoma kaip RT padėtis, kurioje skaičiavimo greitis pasiekia didžiausią. Kampas RT skiriamoji geba su plyšiniu kolimatoriumi ar panašiu koriniu kolimatoriumi yra kelios dešimtys lanko minučių.

Žymiai geresnis kampas. skiriamoji geba (~ keliasdešimt sekundžių) turi RT su moduliacija. kolimatoriai (2 pav., A). Modulinis kolimatorius susideda iš dviejų (ar daugiau) vienmačių vielinių tinklelių, sumontuotų tarp detektoriaus ir plyšinio kolimatoriaus, kuriam pastarasis pakeliamas virš detektoriaus iki ~1 m aukščio ir stebėjimai atliekami bet kuriuo skenavimo režimu (pav. 1b) arba sukimasis ašies atžvilgiu, statmenas tinklo plokštumai. Kiekvieno kolimatoriaus tinklelio laidai yra sumontuoti lygiagrečiai vienas kitam atstumu, lygiu laido skersmeniui. Todėl šaltiniui judant per R. matymo lauką, iš viršaus atsiranda šešėliai. laidai slysta išilgai dugno. tinklelis, krentantis arba ant laidų, o tada skaičiavimo greitis yra didžiausias, arba tarp jų, o tada jis yra minimalus (fonas).

Kampas R.t skaičiavimo greičio pasiskirstymas su moduliacija. kolimatorius (paspaudimo atsako funkcija) parodyta fig. 2, b. N-grid moduliacijai. kolimatoriaus kampas tarp gretimų maksimumų 0=2 n-1 r, kur r= d/l- ang. raiška R. t. Daugeliu atvejų R. t. kolimatoriai užtikrina tikslią rentgeno spindulių lokalizaciją. šaltiniai, kurių pakanka identifikuoti su dangaus objektais, spinduliuojančiais kituose elektromagnetiniuose diapazonuose. bangos

Su moduliniu Kodavimo technika pradeda konkuruoti su kolimatoriais. apertūra, leidžianti gauti 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.

Ryžiai. 2. a — rentgeno aparatas. teleskopas su moduliacija kolimatorius; b - ang. skaičiavimo normų pasiskirstymas.

Rentgeno spindulių šaltinio padėtis. spinduliuotę RT regėjimo lauke lemia didžiausios koreliacijos padėtis. funkcijos tarp gauto skaičiavimo dažnio pasiskirstymo detektoriaus paviršiuje ir ekrano pralaidumo funkcijos.

Energijos diapazone >15 keV kristalai naudojami kaip RT detektoriai. scintiliatoriai NaI (Tl) (žr. Scintiliacijos skaitiklis); norėdami nuslopinti įkrovimo foną. Aukštos energijos ir gama fotonų h-ts yra sumontuoti prieš sutapimą su pirmuoju kristu. scintiliatoriai CsI(Tl). Apriboti regėjimo lauką tokiuose spinduliuotės įrenginiuose naudojami aktyvieji kolimatoriai – scintiliatorių cilindrai, sujungti su anti-sukritimu su NaI(Tl) scintiliatoriais.

Energijos diapazone nuo 0,1 iki kelių. Efektyviausios yra keV spinduliuotės technologijos, kuriose į fokusuojantį veidrodį patenkanti spinduliuotė fokusuojama mažais kampais (3 pav.). Tokios spinduliuotės jautrumas t yra ~10 3 kartus didesnis nei kitų konstrukcijų spinduliuotės t dėl ​​gebėjimo surinkti spinduliuotę. ploto ir nukreiptas į nedidelį detektorių, o tai žymiai padidina signalo ir triukšmo santykį. Rentgeno spindulių t., pastatytas pagal šią schemą, gaunamas dvimatis rentgeno šaltinio vaizdas.

Ryžiai. 3. Fokusavimo rentgeno diagrama. teleskopu.

spinduliuotė, panaši į įprastą optinę. teleskopu. Norint sukurti vaizdą fokusavimo RT, padėties jautrumo proporcijos naudojamos kaip detektoriai. kameros, mikrokanalų detektoriai ir įkrovimo prijungti įrenginiai (CCD). Kampas rezoliuciją pirmuoju atveju lemia ch. arr. erdvės. kameros skiriamoji geba yra ~1", mikrokanaliniai detektoriai ir CCD duoda 1-2" (spinduliams arti ašies). Su spektrometru Tyrimuose naudojami PP detektoriai ir Bragg kristalai. spektrometrai ir difrakcija padėčiai jautrios grotelės detektoriai. Erdvė Rentgeno spindulių šaltiniai spinduliuotės yra labai įvairios. Rentgenas Saulės spinduliuotė buvo atrasta 1948 metais JAV iš raketos, kuri pakilo Geigerio skaitikliai iki viršaus atmosferos sluoksniai. 1962 metais R. Giacconi grupė (JAV) taip pat atrado pirmąjį rentgeno spindulių šaltinį iš raketos. spinduliuotė už Saulės sistemos ribų - „Scorpio X-1“, taip pat difuzinis rentgeno fonas, matyt, ekstragalaktinis. kilmės. Iki 1966 m., atlikus eksperimentus su raketomis, maždaug. 30 atskirų rentgeno spindulių. šaltiniai. Išleidus į orbitą specialiųjų pasiūlymų serija. Palydoviniai palydovai („UHURU“, „Ariel“, „SAS-3“, „Vela“, „Copernicus“, „HEAO“ ir kt.) su R. t. Buvo atrasta šimtai rentgenų. šaltiniai (galaktiniai ir ekstragalaktiniai, išplėstiniai ir kompaktiški, stacionarūs ir kintamieji). Mn. šių šaltinių dar nebuvo tapatinti su šaltiniais, pasireiškiančiais optiniais ir kiti elektromagnetiniai diapazonai radiacija. Tarp nustatytų galaktikų. objektai: artimos dvinarės žvaigždžių sistemos, kurių vienas iš komponentų yra rentgeno spinduliai. pulsaras; vienišas pulsarai(krabas, Vela); likučiai supernovos(išplėstiniai šaltiniai); laikini (trumpalaikiai) šaltiniai, kurie staigiai padidina rentgeno spindulių šviesumą. diapazonas ir vėl išnyks per tam tikrą laikotarpį nuo kelių. minučių iki kelių minučių mėnesių; vadinamasis B a r s t e r s yra galingi mirksintys rentgeno spindulių šaltiniai. spinduliuotė, kurios būdingas pliūpsnio laikas yra keli. sekundžių Norėdami nustatyti ekstragalaktinį. objektai yra netoliese esančios galaktikos (Magelano debesys ir Andromedos ūkas), radijo galaktikos Virgo-A (M87) ir Kentauro-A (NGC 5128), kvazarai (ypač 3S 273), Seifertas ir kitos galaktikos su aktyviais branduoliais; Galaktikos klasteriai yra galingiausi rentgeno spindulių šaltiniai. radiacija Visatoje (jose už spinduliavimą atsakingos karštos tarpgalaktinės dujos, kurių temperatūra 50 mln. K). Didžioji erdvės dalis rentgenas reiškinių šaltiniai objektai, visiškai kitokie nei tie, kurie buvo žinomi iki rentgeno spindulių pradžios. astronomija, o visų pirma jie išsiskiria didžiuliu energijos išsiskyrimu. Galaktikos šviesumas rentgenas šaltinių pasiekia 10 36 -10 38 erg/s, o tai 10 3 -10 5 kartus viršija Saulės energijos išsiskyrimą visame bangų ilgių diapazone. Ekstragalaktikoje šaltinių buvo užfiksuotas šviesumas iki 10 45 erg/s, o tai rodo neįprastą čia pasireiškusių spinduliavimo mechanizmų pobūdį. Pavyzdžiui, artimose dvejetainių žvaigždžių sistemose kaip pagrindinėje. Energijos išleidimo mechanizmas atsižvelgia į medžiagos srautą iš vieno komponento (milžiniškos žvaigždės) į kitą (neutroninė žvaigždė arba Juodoji skylė)- diskas priaugimas, medžiagai krentant ant žvaigždės, prie šios žvaigždės susidaro diskas, kuriame dėl trinties medžiaga įkaista ir pradeda intensyviai spinduliuoti. Tarp tikėtinų difuzinių rentgeno spindulių kilmės hipotezių. fone, kartu su prielaida šiluminė spinduliuotė karšta tarpgalaktinė dujos, laikoma atvirkščiai Komptono efektas e-nov ant aktyvių galaktikų skleidžiamų IR fotonų arba ant fotonų reliktinė spinduliuotė. HEAO-B palydovo stebėjimo duomenys rodo, kad reikšmingas (>35%) indėlis į difuzinę rentgeno spinduliuotę. foną pateikia tolimi diskretūs šaltiniai, Ch. arr. kvazarai.

Rentgeno astronomija, red. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht – Boston, 1974; Shklovsky I.S., Žvaigždės: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis, 2 leidimas, M., 1977; Kaplan S.A., Pikelner S.B., Tarpžvaigždinės terpės fizika, M., 1979 m.

N. S. Yamburenko.