Рентгеновский диапазон. Телескоп Чандра, туманности, пульсары, черные дыры

Мы уже рассмотрели основные детекторы рентгеновского излучения: пропорциональные счетчики для энергий ниже и сцинтилляционные счетчики для энергий до Проблема заключается в необходимости исключить космические лучи, которые также вызывают ионизацию внутри счетчиков. С этой целью применяются три метода.

Первый метод состоит в использовании детекторов антисовпадений. В этом случае рентгеновские счетчики окружаются сцинтиллирующим веществом (пластическим сцинтиллятором, либо сцинтиллирующей жидкостью) и любые события, заставляющие сработать и счетчик, и сцинтиллирующее вещество, отбрасываются как вызванные заряженной частицей (рис. 7.10,а).

Второй метод состоит в анализе формы импульса электронов как функции времени. Быстрая частица, будь то низкоэнергичная частица космических лучей или быстрый электрон, выбитый из стенок счетчика такой частицей, создает ионизованный след, который вызывает широкий импульс на выходе. С другой стороны, фотон с энергией около приводит к локальной ионизации, и импульс в результате этого получается короткий, в особенности его передний фронт. Пробег электронов, выбитых космическими рентгеновскими лучами из атомов аргона, например, обычно меньше 0,132 см. Этот метод различения космических лучей и рентгеновского излучения называется дискриминацией по времени нарастания или по форме импульса (рис. 7.10, б и в).

Третий метод, применяемый для жестких рентгеновских и мягких -квантов, включает детекторы, получившие название слоистые фосфоры. Они состоят из слоев различных сцинтиллирующих материалов, имеющих различные эффективности регистрации фотонов и заряженных частиц. В качестве одного компонента подобной пары может служить детектор, изготовленный из йодистого цезия который чувствителен к фотонам и используется как стандартный сцинтилляционный счетчик фотонов, а другой компонент можно изготовить из пластического сдинтиллятора, который к Фотонам не чувствителен. Следовательно, фотоны дадут сигнал только в первом детекторе, тогда как заряженные честицы, проходящие через

Рис. 7.10. Различение рентгеновского излучения (б) и космических лучей (в) по времени нарастания (или по форме импульса).

детектор, вызывают световые вспышки в обоих материалах. Применяемые в слоистых фосфорах сцинтилляторы подбираются таким образом, утобы они имели различные времена высвечивания, поэтому заряженная частица, пронизывающая прибор, дает две световые вспышки, разделенные интервалом времени Фотон вызывает только одну вспышку, поэтому световые вспышки можно регистрировать одним фотоумножителем, подключенным к электронной системе, способной распознавать космические лучи по характерным признакам и исключать их. По интенсивности световой вспышки, вызванной фотоном, определяется его энергия, при этом для энергий, характерных для -излучения, можно достичь энергетического разрешения порядка 10% и лучше.

Необходимо ограничить поле зрения рентгеновского телескопа, что часто осуществляется с помощью механического коллиматора. В простейшем случае коллиматор состоит из полых трубок прямоугольного сечения. Диаграмма направленности такого коллиматора имеет вид треугольника, поскольку можно считать, что рентгеновское излучение распространяется прямолинейно, т.е. в соответствии с законами геометрической оптики. Единственное исключение составляет случай, когда пучок падает под большим углом к нормали на поверхность вещества высокой электропроводности, такого, как медь. Тогда может происходить отражение при скользящем падении. Для фотонов с энергией меньше - отражение наблюдается, когда угол между направлением луча и поверхностью материала не

Рис. 7.11. Схема простого рентгеновского телескопа. Телескопы такого типа устанавливались на спутниках «Ухуру» и «Ариэль-5».

превышает нескольких градусов. Этот процесс отражения сходен с отклонением радиоволн в ионизованной плазме, в которой плазменная частота возрастает с глубиной. Хотя отражение происходит только при очень малых углах, этого достаточно, чтобы разрабатывать телескопы с зеркалами косого падения, дающие в фокальной плоскости изображение неба (п. 7.3.2).

Итак, можно собрать простой рентгеновский телескоп по схеме, показанной на рис. 7.11. Еще раз отметим, что существенную роль играют современные электронные схемы амплитудных анализаторов, дискриминаторов и схем антисовпадений, которые следует включать в такие телескопы. Такого типа телескопы с большим успехом работали на борту орбитальной рентгеновской обсерватории «Ухуру».

7.3.1. Рентгеновский спутник «ухуру». Рентгеновский спутник «Ухуру» был запущен с побережья Кении в декабре 1970 г. Научная аппаратура, установленная на спутнике, включала два пропорциональных счетчика с бериллиевыми окнами, полезная площадь каждого из них составляла Они были направлены в противоположные стороны перпендикулярно оси вращения и были снабжены механическими коллиматорами, которые ограничивали поле зрения (полная ширина на половине высоты) (рис. 7.12). Период вращения спутника вокруг своей оси составлял 10 мин. Пропорциональные счетчики были чувствительны в области

Чувствительность телескопа. Предел чувствительности телескопа определялся фоновым излучением. Существуют два вида фонового излучения.

1. Число отсчетов в секунду связанное с недостаточным исключением -квантов и космических лучей. Это значение меняется от телескопа к телескопу и для детекторов на борту «Ухуру» оно составляло около

2. Космическое рентгеновское фоновое излучение, яркость которого очень велика Это фоновое излучение изотропно; предполагается, что оно имеет космологическое происхождение. Размерность в энергетическом диапазоне телескопа. Предел чувствительности телескопа определяется статистически. Если принять в качестве критерия обнаружения дискретного рентгеновского источника сигнал, по крайней мере в три раза

Рис. 7.12. Рентгеновский спутник «Ухуру». а - расположение приборов; б - ориентация рентгеновского телескопа .

превышающий стандартное отклонение, связанное с шумом (в данном случае статистический шум), то можно показать, что слабейший точечный рентгеновский источник, доступный обнаружению, должен иметь плотность потока

где телесный угол, равный углу зрения телескопа, время наблюдения источника. Рентгеновское фоновое излучение в области энергий равно и имеет спектр интенсивности, приближенно описываемый соотношением где измеряется в Можно использовать эти данные, чтобы показать, что для коллиматора фоновое излучение обоих типов приблизительно одинаково, тогда как для меньшего поля зрения важен только фон, обусловленный заряженными частицами. Космическое рентгеновское фоновое излучение, как источник шума, становится несущественным, если поле зрения меньше нескольких градусов.

В обычном режиме спутник сканирует одну полосу неба на протяжении многих витков. Попробуйте вычислить слабейший обнаружимый источник за один день наблюдений и сравнить его с действительным пределом «Ухуру» по плотности потока, взятым из каталогов «Ухуру», «Ухуру» в диапазоне Сколько времени надо было сканировать все небо, чтобы добиться такого уровня чувствительности?

Временные вариации. Наиболее выдающимся открытием, сделанным с помощью «Ухуру» были пульсирующие рентгеновские источники. Телескоп

Рис. 7.13. Фрагмент регистрации данных для источника Гистограмма показывает число отсчетов в последовательных -секундных бинах. Непрерывная линия - гармоническая кривая, лучше всего аппроксимирующая результаты наблюдений с учетом изменяющейся чувствительности телескопа при сканировании источника .

с коллиматором регистрировал и каждые 0,096 с передавал на Землю данные о рентгеновском потоке. Средняя плотность потока от источника равна а период 1,24 с. Насколько источник превышал уровень шума, когда были обнаружены его пульсации? Оказывается, в течение периода сигнал источника не сильно превышал уровень шума, но использование методов фурье-анализа (или спектра мощности), если его применить для обработки данных за более продолжительное время, позволяет открыть пульсации значительно меньшей интенсивности. Фрагмент записи показан на рис. 7.13.

7.3.2. Эйнштейновская рентгеновская обсерватория. Самые значительные достижения после наблюдений «Ухуру», вызвавших переворот в рентгеновской астрономии, связаны с полетом рентгеновского спутника называемого также «Эйнштейновской рентгеновской обсерваторией». На борту этой обсерватории было много уникальной аппаратуры, в том числе телескоп косого падения, строящий изображение с высоким угловым разрешением.

Рентгеновские лучи отражаются только от поверхности проводящих материалов при больших углах падения. При энергиях отражений происходит, если угол между поверхностью и направлением падения излучения порядка нескольких градусов; чем больше энергия фотонов, тем меньше должен быть этот угол. Поэтому, чтобы сфокусировать рентгеновские лучи от небесного источника, нужен параболический отражатель с

Рис. 7.14. Фокусировка рентгеновского пучка с помощью комбинации параболического и гиперболического зеркал косого падения. Эта комбинация использована на эйнштейновской рентгеновской обсерватории .

очень большим фокусным расстоянием, причем центральная часть отражателя может не использоваться. Фокусное расстояние телескопа можно уменьшить за счет площади собирающей поверхности, если ввести еще одно собирающее зеркало, при этом предпочтительная конфигурация - комбинация параболоида и гиперболоида (рис. 7.14.) Такая система фокусирует рентгеновские лучи, упавшие только на кольцевую область, показанную на рисунке. Чтобы увеличить собирающую площадь, можно использовать комбинацию из нескольких зеркал. Такая система использовалась в телескопе высокого разрушения HRI, установленном на борту эйнштейновской обсерватории. Она позволяла получать изображение небесной сферы в поле зрения диаметром 25, причем угловое разрушение было лучше в радиусе 5 от центра поля зрения.

В фокальной плоскости следует поместить двухкоординатный детектор с таким же угловым разрешением, как у телескопа. В HRI он состоит из двух микроканальных пластин, установленных друг за другом. Эти детекторы представпяют собой набор очень тонких трубочек, вдоль которых поддерживается высокая разность потенциалов. Электрон, попавший на один конец трубочки, начинает ускоряться и, соударяясь со стенками, выбивает дополнительные электроны, которые в свою очередь ускоряются и также выбивают электроны и т.д. Как и в пропорциональном счетчике, Цель этого процесса - получить от единичного электрона интенсивную электронную вспышку. В HRI передняя поверхность первой микроканальной пластины покрыта Рентгеновский фотон, упавший на переднюю поверхность, выбивает электрон, что приводит к возникновению электронов, регистрируемых на выходе второй пластины. Эта вспышка электронов регистрируется зарядовым детектором с взаимно перпендикулярными сетками, что позволяет точно измерить координаты рентгеновского кванта.

Чтобы определить чувствительность телескопа, нужно знать его эффективную площадь и уровень фоновых сигналов детектора. Поскольку отражение при скользящем падении является функцией энергии фотонов и поскольку имеет место поглощение в материале окна детектора, эффективная

Рис. 7.15. Эффективная площадь телескопа, строящего изображение с высоким разрешением, как функция энергии. Кривые показывают влияние установки перед детектором бериллиевого и алюминиевого фильтров .

площадь сильно зависит от энергии (рис. 7.15). Как и ожидалось, максимальная эффективная площадь соответствует энергиям около и равна примерно Отклик детектора можно изменять, вводя в поле зрения телескопа фильтры (рис. 7.15), таким образом обеспечивается грубое энергетическое разрешение.

Уровень шума в детекторе, в основном обусловленный заряженными частицами, достигает Это означает, что источник каталога «Ухуру» на пределе чувствительности, т.е. точечный источник с плотностью потока порядка единиц «Ухуру» в диапазоне может быть обнаружен на уровне 5 о при экспозиции 50 000 с.

Чтобы в полной мере использовать высокое качество зеркал телескопа, космический аппарат пришлось бы стабилизировать с точностью - Однако такие попытки не предпринимались. Наведение телескопа осуществляется гораздо более грубо, зато в любой момент точно определяется его мгновенная ориентация относительно стандартных ярких звезд. Поэтому, как только наблюдения заканчиваются, карта неба восстанавливается с полным угловым разрешением, которым обладает телескоп. Пример качества изображений, получаемых с помощью HRI, показан на рис. 7.16.

На Эйнштейновской обсерватории были установлены также следующие инструменты.

Рис. 7.16. (см. скан) Рентгеновское изображение остатка сверхновой полученное с помощью телескопа высокого разрешения эйштейновской обсерватории. Каждый элемент изображения имеет размеры время экспозиции равно 32 519 с .

Рис. 7.17. Общая схема расположения приборов на борту Эйнштейновской рентгеновской обсерватории .

1 - козырек, 2 - передний преколлиматор, 3 - система зеркал, 4 - задний преколлиматор, 5 - дифракционный спектрометр, 6 - широкополосный спектрометр с фильтрами, 7 - фокальный кристаллический спектрометр, 8 - отображающий детектор высокрго напряжения, 9 - задняя изолирующая опора, 10 - твердотельный спектрометр, 11 -многоканальный пропорциональный счетчик, 12 - блоки электронной аппаратуры, 13 - оптическая скамья, 14 - передняя изолирующая опора, 15 - контрольный пропорциональный счетчик, 16 - тепловой коллиматор контрольного пропорционального счетчика, 17 - бленды датчиков ориентации.

положительное число, в - угол падения, расстояние между отражающими кристаллографическими плоскостями. Рентгеновские лучи проходят через фокус и, образовав расходящийся пучок, падают на кристалл. Кристалл искривлен так, что отраженное рентгеновское излучение фокусируется на позиционно-чувствительном пропорциональном детекторе. При энергиях энергетическое разрешение его порядка 100-1000, а эффективная площадь составляет около обсерватории в одном параграфе. Основные достижения первого года наблюдений следующие: обнаружение рентгеновского излучения у звезд всех классов светимости, включая все звезды главной последовательности, сверхгиганты и белые карлики; открытие более 80 источников в туманности Андромеды и такого же числа в Магеллановых Облаках; изображения с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне скоплений галактик, выявляющие обширный диапазон различных процессов, приводящих к эмиссии рентгеновского излучения; обнаружение рентгеновского излучения от многих квазаров и активных галактик; регистрация источников с плотностью потока в 1000 раз слабее, чем слабейшие источники каталога «Ухуру». Наблюдения, проведенные с Эйнштейновской обсерватории, существенным образом повлияли на все области астрономии. (Значительная часть первых результатов наблюдений Эйнштейновской обсерватории опубликована в Astrophys. J., 234, No. 1, Pt. 2, 1979.)

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.

Оптическая схема

Из-за большой энергии рентгеновские кванты практически не преломляются в веществе (следовательно, тяжело изготовить линзы) и не отражаются при любых углах падения, кроме самых пологих (около 90 градусов).

Рентгеновские телескопы могут использовать несколько методов для фокусирования лучей. Наиболее часто используются телескопы Вольтера (с зеркалами скользящего падения), кодирование апертуры и модуляционные (качающиеся) коллиматоры. Ограниченные возможности рентгеновской оптики приводят к более узкому полю зрения по сравнению с телескопами, работающими в диапазонах УФ и видимого света .

Зеркала

Использование рентгеновских зеркал для внесолнечной астрономии требует одновременно:

• возможность определить исходное направление рентгеновского фотона по двум координатам и
• достаточную эффективность детектирования.

Зеркала могут быть изготовлены из керамики или металлической фольги. Наиболее часто для рентгеновских зеркал скользящего падения используются золото и иридий . Критический угол отражения сильно зависит от энергии фотонов. Для золота и энергии в 1 кэВ, критический угол составляет 3,72 °.

Кодирование апертуры

Многие рентгеновские телескопы используют кодирование апертуры для получения изображений. В этой технологии перед матричным детектором устанавливается маска в виде решетки из чередующихся особым образом прозрачных и непрозрачных элементов (например, квадратная маска в виде матрицы Адамара). Данный элемент для фокусировки и получения изображений весит меньше, чем другие варианты рентгеновской оптики (поэтому часто используется на спутниках), но при этом требует большей пост-обработки для получения изображения.

Диапазоны энергий

Телескопы

Exosat

На борту Exosat размещено два низкоэнергетических рентгеновских телескопа типа Wolter I с возможностью получения изображений. В фокальной плоскости могут быть установлены

Телескопы жёсткого рентгеновского диапазона

См. OSO 7 (англ. OSO 7 )

На борту Седьмой орбитальной солнечной обсерватории (OSO 7) находился рентгеновский телескоп жёсткого диапазона. Характеристики: диапазон энергий 7 - 550 кэВ, поле зрения 6,5° эффективная площадь ~64 см²

Телескоп ФИЛИН

Телескоп ФИЛИН, установленный на станции Салют-4 , состоял из трёх газовых пропорциональных счётчиков с общей рабочей площадью 450 см², диапазон энергий 2-10 кэВ, и одного с рабочей площадью 37 см², диапазон энергий 0,2-2 кэВ. Поле зрения ограничено щелевым коллиматором полушириной 3° x 10°. Инструменты включают фотоэлементы, смонтированные вне станции вместе с датчиками. Измерительные модули и питание расположены внутри станции.

Калибровка датчиков по наземным источникам производилась параллельно с полётными операциями в трёх режимах: инерциальная ориентация, орбитальная ориентация и обзор. Данные собирались в четырёх энергетических диапазонах: 2-3,1 кэВ, 3,1-5,9 кэВ, 5,9-9,6 кэВ и 2-9,6 кэВ на больших детекторах. Малый датчик имеет ограничители, устанавливаемые на уровни 0,2, 0,55, 0,95 кэВ.

Телескоп SIGMA

Телескоп жесткого рентгеновского и низкоэнергетического гамма-диапазона SIGMA покрывает диапазон 35-1300 кэВ с эффективной площадью 800 см² и полем зрения максимальной чувствительности ~5° × 5°. Максимальное угловое разрешение 15 минут дуги Энергетическое разрешение - 8 % при 511 кэВ. Благодаря сочетанию кодирующей апертуры и позиционно-чувствительных датчиков на основе принципов камеры Ангера, телескоп способен строить изображения.

Рентгеновский телескоп АРТ-П

Фокусирующий рентгеновский телескоп

См. Broad Band X-ray Telescope (англ. Broad Band X-ray Telescope ) и STS-35

Широкополосный рентгеновский телескоп (BBXRT) был выведен на орбиту шаттлом Колумбия (STS-35) как часть полезной нагрузки ASTRO-1. BBXRT был первым фокусирующим телескопом, действующим в широком энергетическом диапазоне 0,3-12 кэВ со средним энергетическим разрешением 90 эВ при 1 кэВ и 150 эВ при 6 кэВ. Два сонаправленных телескопа с сегментированным твердотельным спектрометром Si(Li) каждый (детекторы A и B), состоящим из пяти пикселей. Общее поле зрения 17.4’ в диаметре, поле зрения центрального пикселя 4’ в диаметре. Общая площадь: 765 см² при 1,5 кэВ, 300 см² при 7 кэВ.

HEAO-2

Первая в мире орбитальная обсерватория с зеркалами с скользящим отражением рентгеновских фотонов. Запущена в 1978 году. Эффективная площадь около 400 кв.см на энергии 0.25 кэВ и около 30 кв.см на энергии 4 кэВ.

Чандра

XRT на КА Swift (миссия MIDEX)

Труба телескопа диаметром 508 мм сделана из двух секций графитовых волокон и циановых эфиров. Внешний слой из графитовых волокон создан уменьшить продольный коэффициент теплового расширения, тогда как внутренняя сложная труба облицована изнутри парозащитным барьером (vapor barrier) из алюминиевой фольги от проникновения внутрь телескопа водяных паров или эпоксидных загрязнителей. XRT содержит переднюю часть, окружённую зеркалами и держащую затворную сборку и астронавигационный блок, и заднюю, держащую камеру фокальной плоскости (focal plane camera) и внутренний оптический экран.

Зеркальный модуль содержит 12 вложенных зеркал скользящего падения типа Wolter I, закреплённых на передних и задних крестовинах. Пассивно нагреваемые зеркала - позолоченные никелевые оболочки длиной 600 мм и диаметром от 191 до 300 мм.

X-ray imager имеет эффективную площадь 120 см2 на 1,15 кэВ, поле зрения 23,6 x 23,6 угловых минут и угловое разрешение (θ) 18 секунд дуги на диаметре половинной мощности (HPD, half-power diameter). Чувствительность детектора - 2·10 −14 эрг см −2 с −1 10 4 секунд. Функция рассеяния точки (PSF, point spread function) зеркала - 15 секунд дуги HPD в фокусе (1,5 кэВ). Зеркало слегка расфокусировано для более равномерной PSF по всему полю зрения, как следствие, PSF инструмента 18 секунд дуги.

Рентгеновский телескоп нормального падения

История рентгеновских телескопов

Первый рентгеновский телескоп использовался для наблюдений за Солнцем. Первое изображение Солнца в рентгеновском спектре было получено в 1963 году, при помощи телескопа, установленного на ракете.

Примечания

См. также

• Список космических аппаратов с рентгеновскими и гамма-детекторами на борту

Wikimedia Foundation . 2010 .

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 e 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 e>20 кэВ можно наблюдать начиная с высот =30 км с аэростатов.

Р. т. позволяет:

1) регистрировать с высокой эффективностью рентг. фотоны;

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 (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.

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

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 q0=2n-1qr, где qr=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 qr

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 e>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 =103 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. излучения подобно обычному оптич. телескопу.

Рис. 3. Схема фокусирующего рентг. телескопа.

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 1036-1038 эрг/с, что в 103-105 раз превышает энерговыделение Солнца во всём диапазоне длин волн. У внегалактич. источников была зарегистрирована светимость до 1045 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.

"РЕНТГЕНОВСКИЙ ТЕЛЕСКОП" в книгах

4.2. Рентгеновский снимок электронного залогового досье

Из книги Залоговик. Все о банковских залогах от первого лица автора Вольхин Николай

4.2. Рентгеновский снимок электронного залогового досье Полноценное функционирование системы лимитирования работы в сети и использование прогрессивной модели организационной структуры возможно при условии единого информационного поля во всех подразделениях

Взгляд, как рентгеновский луч

Из книги Таинственные явления природы автора Понс Педро Палао

Взгляд, как рентгеновский луч Она не имеет способности фотографировать или проявлять пленку. Ей это не нужно, потому что она сама подобна аппарату для рентгена.В 2004 году в СМИ появилась более чем невероятная новость. Первой рассказала ее британская ежедневная газета «The

Рентгеновский спектр неоткрытых элементов

Из книги О чем рассказывает свет автора Суворов Сергей Георгиевич

Рентгеновский спектр неоткрытых элементов Наконец изучение закономерностей рентгеновских спектров привело к открытиям новых элементов.Мы видим, что по частоте рентгеновского излучения серии К у какого-нибудь элемента можно установить, каков заряд ядра у его атомов, в

Телескоп

Из книги Твиты о вселенной автора Чаун Маркус

Телескоп 122. Кто изобрел телескоп? Никто не знает наверняка. Первые примитивные телескопы, возможно, уже были в конце XVI в., может быть, даже раньше. Хотя очень низкого качества.Первое упоминание о телескопе («трубы, чтобы видеть далеко») - в патентной заявке от 25 сентября

27. ТЕЛЕСКОП

Из книги 100 великих изобретений автора Рыжов Константин Владиславович

27. ТЕЛЕСКОП Подобно очкам, зрительная труба была создана человеком, далеким от науки. Декарт в своей «Диоптрике» так повествует об этом важном изобретении: «К стыду истории наших наук столь замечательное изобретение было впервые сделано чисто опытным путем и притом

Рентгеновский аппарат

автора Коллектив авторов

Рентгеновский аппарат Рентгеновский аппарат – это прибор, предназначенный для исследования (рентгенодиагностика) и лечения болезней (рентгенотерапия) при помощи рентгеновских лучей.Дисциплина, которая занимается рентгенодиагностикой и рентгенотерапией, называется

Рентгеновский гониометр

Из книги Большая энциклопедия техники автора Коллектив авторов

Рентгеновский гониометр (см. «Рентгеновская камера», «Рентгеновский дифрактометр»)Рентгеновский гониометр – прибор, регистрирующий на фотопленке дифракционную картину, при помощи положения наблюдаемого образца и детектора он вызывает дифракцию рентгеновских лучей.

Рентгеновский дифрактометр

Из книги Большая энциклопедия техники автора Коллектив авторов

Рентгеновский дифрактометр (см. «Рентгеновский гониометр»)Рентгеновский дифрактометр – прибор, определяющий интенсивность и направление рентгеновского излучения, которое дифрагирует на исследуемом объекте, имеющем кристаллическую структуру. Он измеряет

Рентгеновский микроскоп

Из книги Большая энциклопедия техники автора Коллектив авторов

Рентгеновский микроскоп Рентгеновский микроскоп – прибор, исследующий микроскопическую структуру и строение объекта при использовании рентгеновского излучения. Рентгеновский микроскоп имеет больший предел разрешения, чем световой микроскоп, потому что

Телескоп

Из книги Большая энциклопедия техники автора Коллектив авторов

Телескоп Телескоп (от греч. tele – «вдаль», «далеко» и scopeo – «смотрю») – устройство для изучения небесных тел.Конструктивно и по принципу действия телескопы подразделяются на оптические, рентгеновские, гамма-телескопы, ультрафиолетовые, инфракрасные и радиотелескопы.

Рентгеновский аппарат 8 ноября 1895 г. профессор Вюрцбургского университета (Германия) Вильгельм Рентген, пожелав жене спокойной ночи, спустился в свою лабораторию, чтобы еще немного поработать.Когда настенные часы пробили одиннадцать, ученый погасил лампу и вдруг

«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.

Напечатать