엑스레이 망원경
시간과 스펙트럼을 연구하는 장치입니다. 공간의 근원에 있는 성. 엑스레이 방사선 소스의 좌표를 결정하고 이미지를 구성합니다.
기존 전파는 전자 광자, 엑스레이의 에너지 범위에서 작동합니다. 0.1 ~ 수백 keV의 방사선, 즉 10nm ~ 100분의 1nm의 파장 범위. 천문학적인 일을 하기 위해 이 파장 영역에서의 관측에 따르면 X선은 X선 이후 로켓이나 위성을 통해 지구 대기권 너머로 방출됩니다. 방사선은 대기에 강하게 흡수됩니다. e>20keV의 방사선은 풍선으로부터 30km 고도에서 관찰될 수 있습니다.
R.t는 다음을 허용합니다.
1) 고효율로 엑스레이를 등록합니다. 광자;
2) 필요한 에너지 범위의 광자의 영향에 해당하는 이벤트를 전하의 영향으로 인한 신호와 분리합니다. h-ts 및 감마 광자;
3) 엑스레이의 도착 방향을 결정합니다. 방사능.
0.1-30keV 범위의 R.T.에서 광자 검출기는 다음으로 채워진 비례 카운터입니다. 가스 혼합물(Ar+CH4, Ar+CO2 또는 Xe+CO2). 엑스레이 흡수 가스 원자에 의한 광자는 광전자(광전자 방출 참조), 오제 전자(오제 효과 참조) 및 형광 광자(형광 참조)의 방출을 동반합니다. 광전자와 오제전자는 가스를 이온화하기 위해 빠르게 에너지를 잃으며, 형광 광자 역시 광전 효과로 인해 가스에 빠르게 흡수될 수 있습니다. 이 경우, 형성된 전자-이온 쌍의 총 개수는 비례합니다. 에너지 엑스레이 광자. 따라서 X선 에너지는 양극 회로의 전류 펄스에 의해 복원됩니다. 광자.
쌀. 1. 엑스레이 계획. 슬릿 콜리메이터가 있는 망원경; b - 스캐닝 모드에서 망원경 작동.
안에 정상적인 조건 RT는 강력한 전하 흐름에 의해 조사됩니다. h-ts 및 감마 광자는 분해됩니다. X선 검출기가 X선과 함께 기록하는 에너지입니다. 연구 중인 방사선원의 광자. 엑스레이를 강조 표시합니다. 일반 배경의 광자에서는 일치 방지 방법이 사용됩니다(COINCIDENCE METHOD 참조). 도착 엑스레이 광자는 또한 생성되는 전기 충격의 모양에 따라 기록됩니다. 현재, 충전기 이후. h-ts는 엑스레이로 인한 신호보다 시간이 더 긴 신호를 제공합니다. 광자.
엑스레이의 방향을 결정합니다. 소스는 슬릿 콜리메이터와 스타 센서가 동일한 프레임에 견고하게 부착된 장치입니다. 콜리메이터(플레이트 세트)는 X선 시야를 제한하고 X선을 전송합니다. 작은 입체각(=10-15 평방도)으로만 이동하는 광자. 엑스레이 콜리메이터(그림 1,a)를 통과하는 광자가 상단에 기록됩니다. 카운터 볼륨. 결과적인 전류 펄스가 회로에 나타납니다. 양극은 일치 방지 회로(하부 양극에서 금지 신호가 없기 때문에)를 통과하고 분석기로 공급되어 시간과 에너지를 결정합니다. 광자의 특징. 그런 다음 정보는 원격 측정을 통해 지구로 전송됩니다. 동시에 별 센서 정보는 다음과 같습니다. 가장 밝은 별그의 시야에 들어온 것. 이 정보를 사용하면 광자가 도착하는 순간 생산 과정에서 Rt 축의 위치를 설정할 수 있습니다.
RT가 스캐닝 모드로 작동할 때 소스 방향은 계수 속도가 최대에 도달하는 RT의 위치로 결정됩니다. 각도 슬릿 콜리메이터 또는 유사한 셀룰러 콜리메이터를 사용하는 RT의 해상도는 수십 분입니다.
각도가 훨씬 좋아졌습니다. 분해능(= 수십 초)에는 변조가 포함된 RT가 있습니다. 콜리메이터 (그림 2, a). 모듈식 콜리메이터는 감지기와 슬릿 콜리메이터 사이에 설치된 2개(또는 그 이상)의 1차원 와이어 그리드로 구성되며, 슬릿 콜리메이터는 감지기 위로 1m 높이까지 올라가고 관찰은 스캐닝 모드에서 수행됩니다(그림 . 1b) 또는 메쉬 평면에 수직인 축을 기준으로 회전합니다. 각 콜리메이터 그리드의 와이어는 와이어 직경과 동일한 거리에 서로 평행하게 설치됩니다. 따라서 소스가 R의 시야를 가로질러 이동하면 위에서부터 그림자가 생깁니다. 와이어가 바닥을 따라 미끄러집니다. 그리드는 와이어에 떨어지며 계산 속도는 최대이거나 그 사이에서 최소입니다(배경).
각도 변조를 통한 R.t. 계산 속도 분포. 콜리메이터(클릭 응답 기능)가 그림 1에 나와 있습니다. 2, ㄴ. n-그리드 변조용. 인접한 최대값 q0=2n-1qr 사이의 콜리메이터 각도, 여기서 qr=d/l - ang. R. t.의 해상도는 대부분의 경우 변조와 함께 사용됩니다. 콜리메이터는 엑스레이의 정확한 위치를 제공합니다. 다른 전자기 범위에서 방출되는 천체와 식별하기에 충분한 소스입니다. 파도
모듈식 인코더 기술은 콜리메이터와 경쟁하기 시작합니다. qr을 얻을 수 있는 조리개 
쌀. 2. a - 엑스레이 장치. 변조 망원경 콜리메이터; b - 각도 계수율 분포.
X선 소스 위치. RT 시야의 방사선은 최대 상관 관계의 위치에 따라 결정됩니다. 검출기 표면에서 얻은 카운트 속도 분포와 화면 투과율 함수 사이의 함수입니다.
에너지 범위 e>15keV에서는 결정이 R.T 검출기로 사용됩니다. 신틸레이터 NaI(Tl)(섬광 카운터 참조); 충전 배경을 억제합니다. h-ts 높음에너지와 감마 광자는 첫 번째 크리스타와 일치하지 않도록 설정됩니다. 신틸레이터 CsI(Tl). 이러한 RT에서 시야를 제한하기 위해 활성 콜리메이터(NaI(Tl) 신틸레이터와 일치 방지 장치에 연결된 신틸레이터 실린더)가 사용됩니다.
에너지 범위는 0.1에서 여러 개입니다. keV 방사선 기술은 초점 거울에 입사된 방사선이 작은 각도로 초점을 맞추는 가장 효과적인 기술입니다(그림 3). 이러한 방사선 t의 감도는 상당한 가치의 방사선을 수집하는 능력으로 인해 다른 디자인보다 103배 더 높습니다. 영역을 작은 검출기로 보내므로 신호 대 잡음비가 크게 증가합니다. 이 방식에 따라 제작된 X-ray t.는 X-ray 소스의 2차원 이미지를 제공합니다. 기존 광학과 유사한 방사선. 망원경.
쌀. 3. X선 초점을 맞추는 다이어그램. 망원경.
포커싱 RT에서 이미지를 구성하기 위해 위치에 민감한 비율이 검출기로 사용됩니다. 카메라, 마이크로채널 검출기, CCD(전하결합소자) 등이 있습니다. 각도 첫 번째 경우의 해상도는 ch에 의해 결정됩니다. 도착. 공백. 카메라 해상도는 1"이고, 마이크로채널 검출기와 CCD는 1-2"(축에 가까운 빔의 경우)를 제공합니다. 분광법으로 연구에서는 PP 검출기와 브래그 결정이 사용됩니다. 분광계와 회절 위치 감지 격자 탐지기. 공간 X선 소스 방사선은 매우 다양합니다. 엑스레이 태양 복사는 1948년 미국에서 가이거 계수기를 꼭대기까지 들어올린 로켓에서 발견되었습니다. 대기층. 1962년에는 R. Giacconi 그룹(미국)도 로켓에서 최초의 X선 광원을 발견했습니다. 너머의 방사선 태양계- "전갈자리 X-1"과 확산 X-선 배경, 명백히 은하계 외부인 것 같습니다. 기원. 1966년까지 로켓 실험 결과, 약. 30개의 개별 엑스레이. 소스. 일련의 스페셜이 궤도에 진입합니다. R. t.의 위성 위성(“UHURU”, “Ariel”, “SAS-3”, “Vela”, “Copernicus”, “HEAO” 등). 수백 개의 뢴트겐이 발견되었습니다. 소스(은하 및 은하외, 확장 및 소형, 고정 및 가변). Mn. 이들 소스 중 광학적으로 나타나는 소스는 아직 확인되지 않았습니다. 및 기타 전자기 범위 방사능. 확인된 은하들 중. 물체: X선을 구성하는 구성 요소 중 하나인 가까운 쌍성계입니다. 펄서; 단일 펄서(Crab, Vela); 초신성 잔해(확장된 소스); 엑스레이의 광도를 급격히 증가시키는 임시(일시적) 광원. 범위는 여러 번에 걸쳐 일정 기간에 걸쳐 다시 희미해집니다. 몇 분에서 몇 분 개월; 소위 바스터는 강력한 섬광 X선 광원입니다. 몇 가지 정도의 특징적인 섬광 시간을 갖는 방사선. 초 은하외를 식별합니다. 물체에는 인근 은하(마젤란 구름과 안드로메다 성운), 전파 은하 처녀자리 A(M87)와 센타우루스 A(NGC 5128), 퀘이사(특히 3S 273), 세이퍼트 및 활성 핵을 가진 기타 은하가 포함됩니다. 은하단은 X선의 가장 강력한 원천이다. 우주의 복사(그 안에는 5천만 K의 온도를 갖는 뜨거운 은하간 가스가 복사를 담당합니다). 공간의 대부분 엑스레이 현상의 근원 엑스레이가 시작되기 전에 알려진 것과 완전히 다른 물체. 천문학, 그리고 무엇보다도 엄청난 에너지 방출로 구별됩니다. 은하계의 광도 엑스레이 소스는 1036-1038 erg/s에 도달하며 이는 전체 파장 범위에 걸쳐 태양의 에너지 방출보다 103-105배 더 높습니다. 은하계 외 소스에서 최대 1045 erg/s의 광도가 기록되었는데, 이는 여기에 나타난 방출 메커니즘의 특이한 특성을 나타냅니다. 근접복식에서 스타 시스템, 예를 들어 메인으로 에너지 방출 메커니즘은 한 구성요소(거성)에서 다른 구성요소(거성)로의 물질 흐름을 고려합니다. 중성자별또는 블랙홀) - 원반 강착은 별에 떨어지는 물질이 이 별 근처에 원반을 형성할 때 마찰로 인해 물질이 가열되어 강렬하게 방출되기 시작합니다. 확산 X선의 기원에 대한 가능한 가설 중 하나입니다. 뜨거운 은하간으로부터의 열 복사 가정과 함께 배경. 가스의 경우, 활성 은하에서 방출되는 IR 광자 또는 우주 마이크로파 배경 복사의 광자에 대한 전자의 역컴프턴 효과가 고려됩니다. HEAO-B 위성의 관측 데이터에 따르면 X선 확산에 상당한 기여(>35%)가 있는 것으로 나타났습니다. 배경은 먼 개별 소스인 Ch.에서 제공됩니다. 도착. 퀘이사.
책 속의 "X-RAY 망원경"
4.2. 전자 보석 파일의 X-ray
책 Pledger에서. 첫 번째 사람의 은행 담보에 관한 모든 것 작가 볼킨 니콜라이4.2. 전자 서약 서류의 X선 이미지 모든 부서에 단일 정보 필드가 있는 경우 네트워크 작업 제한 시스템의 전체 기능 및 조직 구조의 진보적 모델 사용이 가능합니다.
엑스레이처럼 보이나요
신비한 자연 현상 책에서 작가 폰스 페드로 팔라오엑스레이처럼 보입니다. 그녀는 사진을 찍거나 필름을 현상하는 능력이 없습니다. 그녀 자신은 엑스레이 기계와 같기 때문에 이것이 필요하지 않습니다. 2004년에는 놀라운 뉴스가 언론에 나타났습니다. 영국 일간지 더 더(The)
발견되지 않은 원소의 X선 스펙트럼
빛이 말하는 것 책에서 작가 수보로프 세르게이 게오르기에비치발견되지 않은 원소의 X선 스펙트럼 마지막으로 X선 스펙트럼의 패턴에 대한 연구를 통해 모든 원소의 K 계열의 X선 복사 빈도에 따라 다음이 가능하다는 것을 알 수 있습니다. 원자의 핵전하가 얼마인지 결정하십시오.
망원경
우주에 관한 트윗 책에서 작성자: Chaun Marcus망원경 122. 망원경을 발명한 사람은 누구인가? 아무도 확실히 알지 못합니다. 최초의 원시 망원경은 이미 XVI 후반 c. 아마도 그보다 더 일찍일 수도 있습니다. 품질은 매우 낮지만 망원경("멀리 볼 수 있는 튜브")에 대한 첫 번째 언급은 9월 25일자 특허 출원서에 있습니다.
27. 망원경
100가지 위대한 발명품 책에서 작가 리조프 콘스탄틴 블라디슬라보비치27. 망원경 안경처럼 스포팅 스코프도 과학과는 거리가 먼 사람에 의해 만들어졌습니다. 데카르트는 Dioptrics에서 이 중요한 발명에 대해 다음과 같이 말합니다. “우리 과학의 역사에 부끄럽게도 그러한 놀라운 발명은 순전히 처음으로 만들어졌습니다 경험적으로게다가
엑스레이 기계
작가 저자 팀엑스레이 기계 엑스레이 기계는 엑스레이를 이용한 연구(엑스레이 진단) 및 질병 치료(엑스레이 치료)를 위해 설계된 장치입니다. 엑스레이 진단 및 엑스레이 치료를 다루는 분야입니다. 라고
X선 측각기
Great Encyclopedia of Technology 책에서 작가 저자 팀X선 측각기("X선 카메라", "X선 회절계" 참조) X선 측각기는 관찰된 샘플과 검출기의 위치를 사용하여 사진 필름에 회절 패턴을 기록하는 장치입니다. 엑스레이의 회절.
X선 회절계
Great Encyclopedia of Technology 책에서 작가 저자 팀X선 회절계("X선 각도계" 참조) X선 회절계는 결정 구조를 가진 연구 대상 물체에서 회절되는 X선 방사선의 강도와 방향을 결정하는 장치입니다. 그는 측정한다
엑스레이 현미경
Great Encyclopedia of Technology 책에서 작가 저자 팀X선 현미경 X선 현미경은 X선 방사선을 이용하여 물체의 미세한 구조와 구조를 연구하는 장치입니다. X선 현미경은 광학 현미경보다 분해능 한계가 더 높습니다.
망원경
Great Encyclopedia of Technology 책에서 작가 저자 팀망원경 망원경(그리스 망원경 - "afar", "far" 및scopeo - "I view")은 천체를 연구하기 위한 장치이며 작동 원리에 따라 망원경은 광학, X선, 감마선 망원경, 자외선, 적외선 및 전파 망원경.
엑스레이 기계 1895년 11월 8일, 독일 뷔르츠부르크 대학의 빌헬름 뢴트겐 교수는 아내에게 잘 자라고 인사를 한 뒤 좀 더 작업을 하기 위해 실험실로 내려갔습니다. 벽시계가 11시를 쳤을 때 과학자는 방향을 틀었습니다. 램프를 끄고 갑자기
엑스레이 망원경(eng. X선 망원경, XRT) - X선 스펙트럼에서 먼 물체를 관찰하도록 설계된 망원경입니다. 이러한 망원경을 작동하려면 일반적으로 X선이 투과되지 않는 지구 대기 위로 망원경을 올려야 합니다. 따라서 망원경은 고고도 로켓이나 인공위성지구.
광학 설계
높은 에너지로 인해 X선 양자는 실제로 물질에서 굴절되지 않으며(따라서 렌즈를 만들기가 어렵습니다) 가장 평평한 입사각(법선에서 88~89도)을 제외하고는 어떤 입사각에서도 반사되지 않습니다.
X선 망원경은 광선의 초점을 맞추기 위해 여러 가지 방법을 사용할 수 있습니다. 가장 일반적으로 사용되는 망원경은 볼테르 망원경(방목 입사 거울 포함), 개구 코딩 및 변조(진동) 콜리메이터입니다. 제한된 기회 X선 광학은 UV 및 가시광선 범위에서 작동하는 망원경에 비해 시야가 더 좁아집니다.
거울
태양계 외 천문학에 X선 거울을 사용하려면 다음이 동시에 필요합니다.
- 두 개의 좌표를 사용하여 X선 광자의 초기 방향을 결정하는 능력
- 충분한 탐지 효율성.
거울은 세라믹이나 금속 호일로 만들 수 있습니다. 그레이징 입사 X선 거울에 가장 일반적으로 사용되는 재료는 금과 이리듐입니다. 임계 반사 각도는 광자 에너지에 따라 크게 달라집니다. 금과 1keV의 에너지의 경우 임계각은 3.72°입니다.
조리개 코딩
많은 X선 망원경은 조리개 코딩을 사용하여 이미지를 생성합니다. 이 기술에서는 투명 요소와 불투명 요소가 교대로 배열된 격자 형태의 마스크가 매트릭스 검출기 앞에 특수한 방식으로 설치됩니다(예: Hadamard 매트릭스 형태의 정사각형 마스크). 이 포커싱 및 이미징 요소는 다른 X선 광학 장치보다 무게가 가볍지만(따라서 위성에 자주 사용되는 이유) 이미지를 생성하려면 더 많은 후처리가 필요합니다.
망원경
엑소샛
Exosat은 이미징 기능을 갖춘 저에너지 Wolter I X선 망원경 2개를 탑재하고 있습니다. 초점면 설치 가능
하드 X선 망원경
OSO 7 참조 OSO 7)기내에서 일곱 번째 궤도 태양 관측소(OSO 7)은 하드레인지 X선 망원경이었습니다. 특성: 에너지 범위 7 - 550keV, 시야 6.5° 유효 면적 ~64cm²
망원경 FILIN
Salyut-4 스테이션에 설치된 FILIN 망원경은 총 작업 영역 450cm², 에너지 범위 2-10keV, 작업 영역 37cm², 에너지 범위 0.2-10keV의 가스 비례 카운터 3개로 구성되었습니다. 2keV. 시야는 3° x 10°의 절반 너비를 갖는 슬릿 콜리메이터에 의해 제한되었습니다. 장비에는 센서와 함께 스테이션 외부에 장착된 광전지가 포함되었습니다. 측정 모듈과 전원 공급 장치는 스테이션 내부에 위치했습니다.
지상 소스에 대한 센서 교정은 관성 방향, 궤도 방향 및 측량의 세 가지 모드로 비행 작업과 병행하여 수행되었습니다. 데이터는 대형 감지기에서 2~3.1keV, 3.1~5.9keV, 5.9~9.6keV, 2~9.6keV의 네 가지 에너지 범위에서 수집되었습니다. 소형 센서에는 0.2, 0.55, 0.95keV 수준으로 설정된 리미터가 있습니다.
망원경 SIGMA
SIGMA 하드 X선 및 저에너지 감마선 망원경은 800cm²의 유효 면적과 ~5° × 5°의 최대 감도 시야로 35-1300keV 범위를 포괄합니다. 최대 각도 분해능 15분각 에너지 분해능 - 511keV에서 8%. Anger 카메라 원리에 기반한 인코딩 조리개와 위치 감지 센서를 결합하여 망원경은 이미징이 가능합니다.
엑스레이 망원경 ART-P
포커싱 X선 망원경
광대역 X선 망원경(BBXRT)은 ASTRO-1 페이로드의 일부로 컬럼비아 우주왕복선(STS-35)에 의해 궤도로 발사되었습니다. BBXRT는 1keV에서 90eV, 6keV에서 150eV의 평균 에너지 분해능으로 0.3-12keV의 넓은 에너지 범위에서 작동하는 최초의 초점 망원경이었습니다. 분할된 고체 Si(Li) 분광계(검출기 A 및 B)가 각각 5개의 픽셀로 구성된 두 개의 동일 방향 망원경. 전체 시야각은 직경 17.4'이고 중앙 픽셀의 시야각은 직경 4'입니다. 총 면적: 1.5keV에서 765cm², 7keV에서 300cm².
HEAO-2
X선 광자가 스쳐 반사되는 거울을 갖춘 세계 최초의 궤도 관측소입니다. 1978년에 출시되었습니다. 유효 면적은 0.25keV의 에너지에서 약 400sq.cm이고 4keV의 에너지에서 약 30sq.cm입니다.
찬드라
XMM-뉴턴
스펙터-RG
Swift 우주선의 XRT(MIDEX 임무)
직경 508mm의 망원경 튜브는 흑연 섬유와 시안화물 에스테르의 두 부분으로 구성됩니다. 흑연 섬유의 외부 층은 세로 열팽창 계수를 줄이도록 설계되었으며, 내부 복합 튜브는 내부에 알루미늄 호일 수증기 장벽으로 라이닝되어 수증기 또는 에폭시 오염 물질이 망원경에 유입되는 것을 방지합니다. XRT에는 거울로 둘러싸여 있고 셔터 어셈블리와 천체 항법 장치를 고정하는 전면 부분과 초점면 카메라와 내부 광학 화면을 고정하는 후면 부분이 포함되어 있습니다.
미러 모듈에는 전면 및 후면 가로대에 장착된 12개의 중첩된 Wolter I 그레이징 입사 미러가 포함되어 있습니다. 수동 가열 거울은 길이 600mm, 직경 191~300mm의 금도금 니켈 쉘입니다.
X선 이미저는 1.15keV에서 120cm2의 유효 면적, 23.6 x 23.6아크분의 시야, 절반 전력 직경(HPD)에서 18아크초의 각도 분해능(θ)을 갖습니다. 검출기의 감도는 2⋅10 −14 erg cm −2 s −1 10 4 초입니다. 거울의 점 확산 기능(PSF) - 초점에서 15아크초 HPD(1.5keV). 전체 시야에 걸쳐 보다 균일한 PSF를 위해 거울의 초점이 약간 흐려져 기기 PSF가 18아크초가 됩니다.
수직입사 X선 망원경
X선 망원경의 역사
최초의 X선 망원경은 태양을 관찰하는 데 사용되었습니다. X선 스펙트럼에서 태양의 첫 번째 이미지는 1963년 로켓에 장착된 망원경을 사용하여 획득되었습니다.
또한보십시오
노트
- 엑스레이 망원경(영어) . NASA (2013). 2018년 8월 10일에 확인함.
엑스레이 망원경
시간과 스펙트럼을 연구하는 장치. 공간의 근원에 있는 성. 엑스레이 방사선 소스의 좌표를 결정하고 이미지를 구성합니다.기존 전파는 에너지 범위 X선 광자에서 작동합니다. 0.1 ~ 수백 keV의 방사선, 즉 10nm ~ 100분의 1nm의 파장 범위. 천문학적인 일을 하기 위해 이 파장 영역에서의 관측에 따르면 X선은 X선 이후 로켓이나 위성을 통해 지구 대기권 너머로 방출됩니다. 방사선은 대기에 강하게 흡수됩니다. >20keV의 방사선은 풍선에서 약 30km 고도에서 관찰될 수 있습니다.
RT는 다음을 허용합니다. 1) X선을 높은 효율로 등록합니다. 포-
톤; 2) 필요한 에너지 범위의 광자의 영향에 해당하는 이벤트를 전하의 영향으로 인한 신호와 분리합니다. h-ts 및 감마 광자; 3) 엑스레이의 도착 방향을 결정합니다. 방사능.
0.1-30keV 범위의 RT에서 광자 검출기는 다음과 같습니다. 비례 카운터,가스 혼합물(Ar+CH4, Ar+CO2 또는 Xe+CO2)로 채워집니다. 엑스레이 흡수 가스 원자에 의한 광자는 광전자 방출을 동반합니다(참조. 광전자 방출),오거 전자
쌀. 1. a - 엑스레이 다이어그램. 슬릿 콜리메이터가 있는 망원경; b — 스캐닝 모드에서 망원경 작동.
(센티미터. 오거효과)및 형광 광자(참조: 형광).광전자와 오거 전자는 가스를 이온화하기 위해 에너지를 빠르게 잃습니다. 또한 형광 광자는 가스에 빠르게 흡수될 수 있습니다. 광전 효과이 경우, 형성된 전자-이온 쌍의 총 개수는 비례합니다. 에너지 엑스레이 광자. 따라서 X선 에너지는 양극 회로의 전류 펄스에 의해 복원됩니다. 광자.
정상적인 조건에서 R.t.는 강력한 전하 흐름에 의해 조사됩니다. h-ts 및 감마 광자는 분해됩니다. X선 검출기가 X선과 함께 기록하는 에너지입니다. 연구 중인 방사선원의 광자. 엑스레이를 강조 표시합니다. 일반 배경의 광자에는 반동의 방법이 사용됩니다(참조. 우연의 일치 방법).도착 엑스레이 광자는 또한 생성되는 전기 충격의 모양에 따라 기록됩니다. 현재, 충전기 이후. h-ts는 엑스레이로 인한 신호보다 시간이 더 긴 신호를 제공합니다. 광자.
엑스레이의 방향을 결정합니다. 소스는 슬릿 콜리메이터와 스타 센서가 동일한 프레임에 단단히 부착되어 구성된 장치입니다. 콜리메이터(플레이트 세트)는 X선 시야를 제한하고 X선을 전송합니다. 작은 입체각(~10-15제곱도)으로만 이동하는 광자. 엑스레이 콜리메이터(그림 1,a)를 통과하는 광자가 상단에 기록됩니다. 카운터 볼륨. 결과적인 전류 펄스가 회로에 나타납니다. 양극
(하부 양극에서 금지 신호가 없기 때문에) 일치 방지 회로를 통과하고 분석기로 공급되어 시간과 에너지를 결정합니다. 광자의 특징. 그런 다음 정보는 원격 측정을 통해 지구로 전송됩니다. 동시에, 시야에 들어오는 가장 밝은 별에 대한 별 센서의 정보가 전송됩니다. 이 정보를 사용하면 광자가 도착하는 순간 생산에서 Rt 축의 위치를 설정할 수 있습니다.
RT가 스캐닝 모드로 작동할 때 소스 방향은 계수 속도가 최대에 도달하는 RT의 위치로 결정됩니다. 각도 슬릿 콜리메이터 또는 유사한 셀룰러 콜리메이터를 사용하는 RT의 해상도는 수십 분입니다.
각도가 훨씬 좋아졌습니다. 분해능(~수십 초)에는 변조가 포함된 RT가 있습니다. 콜리메이터(그림 2, ㅏ).모듈식 콜리메이터는 감지기와 슬릿 콜리메이터 사이에 설치된 2개(또는 그 이상)의 1차원 와이어 그리드로 구성되며, 슬릿 콜리메이터는 감지기 위로 최대 1m 높이까지 올라가고 관찰은 스캐닝 모드에서 수행됩니다(그림 . 1b) 또는 메쉬 평면에 수직인 축을 기준으로 한 회전입니다. 각 콜리메이터 그리드의 와이어는 와이어 직경과 동일한 거리에 서로 평행하게 설치됩니다. 따라서 소스가 R의 시야를 가로질러 이동하면 위에서부터 그림자가 생깁니다. 와이어가 바닥을 따라 미끄러집니다. 그리드는 와이어에 떨어지며 계산 속도는 최대이거나 그 사이에서 최소입니다(배경).
각도 변조를 통한 R.t. 계산 속도 분포. 콜리메이터(클릭 응답 기능)가 그림 1에 나와 있습니다. 2, 비. n-그리드 변조용. 인접한 최대값 사이의 콜리메이터 각도 0=2 n-1 r, 여기서 r= d/l- 앙. R. t.의 해상도는 대부분의 경우 변조와 함께 사용됩니다. 콜리메이터는 엑스레이의 정확한 위치를 제공합니다. 다른 전자기 범위에서 방출되는 천체와 식별하기에 충분한 소스입니다. 파도
모듈식 인코더 기술은 콜리메이터와 경쟁하기 시작합니다. 조리개를 통해 r을 얻을 수 있습니다.<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.
쌀. 2. a - 엑스레이 장치. 변조 망원경 콜리메이터; b-앙. 계수율 분포.
X선 소스 위치. RT 시야의 방사선은 최대 상관 관계의 위치에 따라 결정됩니다. 검출기 표면에서 얻은 카운트 속도 분포와 화면 투과율 함수 사이의 함수입니다.
에너지 범위 >15keV에서 결정은 RT 검출기로 사용됩니다. 신틸레이터 NaI(Tl)(참조. 섬광 카운터); 충전 배경을 억제합니다. h-ts의 고에너지 및 감마 광자가 첫 번째 크리스트와 일치하지 않도록 설치됩니다. 신틸레이터 CsI(Tl). 이러한 방사선 장치의 시야를 제한하기 위해 능동 콜리메이터(NaI(Tl) 신틸레이터와 일치 방지 장치에 연결된 신틸레이터 실린더)가 사용됩니다.
에너지 범위는 0.1에서 여러 개입니다. keV 방사선 기술은 초점 거울에 입사된 방사선이 작은 각도로 초점을 맞추는 가장 효과적인 기술입니다(그림 3). 이러한 방사선 t의 감도는 방사선 수집 능력으로 인해 다른 설계의 방사선 t보다 ~10 3배 더 높습니다. 영역을 작은 검출기로 보내므로 신호 대 잡음비가 크게 증가합니다. 이 방식에 따라 제작된 X-ray t.는 X-ray 소스의 2차원 이미지를 제공합니다.
쌀. 3. X선 초점을 맞추는 다이어그램. 망원경.
기존 광학과 유사한 방사선. 망원경. 포커싱 RT에서 이미지를 구성하기 위해 위치에 민감한 비율이 검출기로 사용됩니다. 카메라, 마이크로채널 검출기, CCD(전하결합소자) 등이 있습니다. 각도 첫 번째 경우의 해상도는 ch에 의해 결정됩니다. 도착. 공백. 카메라 해상도는 ~1"이고, 마이크로채널 감지기와 CCD는 1-2"(축에 가까운 빔의 경우)를 제공합니다. 분광법으로 연구에서는 PP 검출기와 브래그 결정이 사용됩니다. 분광계와 회절 위치 감지 격자 탐지기. 공간 X선 소스 방사선은 매우 다양합니다. 엑스레이 태양으로부터의 방사선은 1948년 미국에서 발사된 로켓에서 발견되었습니다. 가이거 계수기맨 위로 대기층. 1962년에는 R. Giacconi 그룹(미국)도 로켓에서 최초의 X선 광원을 발견했습니다. 태양계 외부의 방사선 - "전갈자리 X-1" 및 확산 X-선 배경, 분명히 은하계 외부. 기원. 1966년까지 로켓 실험 결과, 약. 30개의 개별 엑스레이. 소스. 일련의 스페셜이 궤도에 진입합니다. R. t.의 위성 위성(“UHURU”, “Ariel”, “SAS-3”, “Vela”, “Copernicus”, “HEAO” 등). 수백 개의 뢴트겐이 발견되었습니다. 소스(은하 및 은하외, 확장 및 소형, 고정 및 가변). Mn. 이들 소스 중 광학적으로 나타나는 소스는 아직 확인되지 않았습니다. 및 기타 전자기 범위 방사능. 확인된 은하들 중. 물체: X선을 구성하는 구성 요소 중 하나인 가까운 쌍성계입니다. 펄서; 하나의 펄서(게, 벨라); 나머지 초신성(확장 소스); 엑스레이의 광도를 급격히 증가시키는 임시(일시적) 광원. 범위는 여러 번에 걸쳐 일정 기간에 걸쳐 다시 희미해집니다. 몇 분에서 몇 분 개월; 소위 바스터는 강력한 섬광 X선 광원입니다. 몇 가지 정도의 특징적인 섬광 시간을 갖는 방사선. 초 은하외를 식별합니다. 물체에는 인근 은하(마젤란 구름과 안드로메다 성운), 전파 은하 처녀자리 A(M87)와 센타우루스 A(NGC 5128), 퀘이사(특히 3S 273), 세이퍼트 및 활성 핵을 가진 기타 은하가 포함됩니다. 은하단은 X선의 가장 강력한 원천이다. 우주의 복사(그 안에는 5천만 K의 온도를 갖는 뜨거운 은하간 가스가 복사를 담당합니다). 공간의 대부분 엑스레이 현상의 근원 엑스레이가 시작되기 전에 알려진 것과 완전히 다른 물체. 천문학, 그리고 무엇보다도 엄청난 에너지 방출로 구별됩니다. 은하계의 광도 엑스레이 소스는 10 36 -10 38 erg/s에 도달하며 이는 전체 파장 범위에 걸쳐 태양의 에너지 방출보다 10 3 -10 5배 더 높습니다. 은하계 외 광원에서 최대 10 45 erg/s의 광도가 기록되었는데, 이는 여기에 나타난 복사 메커니즘의 특이한 특성을 나타냅니다. 예를 들어, 가까운 바이너리 스타 시스템에서 메인으로. 에너지 방출 메커니즘은 한 구성요소(거성)에서 다른 구성요소로의 물질 흐름을 고려합니다. (중성자별또는 블랙홀)- 디스크 증가,별에 떨어진 물질이 별 근처에 원반을 형성할 때 마찰로 인해 물질이 가열되어 강렬하게 방출되기 시작합니다. 확산 X선의 기원에 대한 가능한 가설 중 하나입니다. 배경, 가정과 함께 열복사뜨거운 은하계 가스, 그 반대가 고려됩니다 콤프턴 효과활동은하에서 방출되는 IR 광자 또는 광자에 대한 e-nov 우주 마이크로파 배경 방사선. HEAO-B 위성의 관측 데이터에 따르면 X선 확산에 상당한 기여(>35%)가 있는 것으로 나타났습니다. 배경은 먼 개별 소스인 Ch.에서 제공됩니다. 도착. 퀘이사.
엑스레이 천문학, 에디션. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht-Boston, 1974; Shklovsky I.S., 별: 탄생, 삶과 죽음, 2판, M., 1977; Kaplan S.A., Pikelner S.B., 성간 매체 물리학, M., 1979.
N. S. Yamburenko.
투명창을 통한 지상 관측은 기존 광학 망원경과 특수 IR 망원경을 사용하여 수행됩니다. 특수 IR 망원경은 고유 방사선이 적고 진동 보조 거울이 장착되어 있으며 높은 산 지역에 설치됩니다. 사화산인 마우나 케아(Mauna Kea) 정상에는 4개의 특수 적외선 망원경이 설치되어 있습니다. (하와이 제도). 해발 4200m 고도: 프랑스 거울 직경 D = 375cm; 영국식, D = 360cm; 미국 국립 우주 우주국의 망원경 - NASA, D = 300 cm; 하와이 대학교 망원경, D = 224 cm.
엑스레이(ri) 망원경
RI 검출기:
1978년에 해상도 2ʺ의 경사입사 X선 망원경이 미국의 HEAO-B 위성(아인슈타인 천문대)에서 발사되었습니다. 수천 개의 X선 소스 수신(1986년까지)
감마 망원경.
지역 내 부드러운 감마선(GI), 중고 섬광 망원경.
지역 내 하드 GI– 망원경 길탐지기. 흡수 중에 형성된 각 하전 입자(광자)의 궤적이 기록됩니다. 검출기는 다음과 같습니다.스파크 챔버와 드리프트 챔버.
지역 내 스파크 챔버에서는 원자를 이온화하는 입자의 궤적을 따라 스파크 붕괴가 발생합니다. 일련의 불꽃이 입자의 궤적을 재현합니다. 드리프트 챔버에서 궤적의 위치는 입자 트랙에서 인접한 전극까지 전자의 드리프트 시간에 의해 결정됩니다.중급 GI –
지역 내 섬광 및 추적 검출기의 효율성이 감소합니다.– 대기 중 초고에너지 광자가 흡수될 때 발생하는 입자 샤워의 전자와 양전자에 의해 생성되는 체렌코프 방사선을 기록합니다.
참고: Cherenkov - Vavilov 방사선(1934) – 빠른 속도로 움직이는 전하 운반체에 의한 전자기파 방출 , 단계를 넘어섰다" 유» 물질 내 전자기파의 속도. . n > 1이면 Cherenkov-Vavilov 효과가 발생합니다.
중성미자 망원경
소련: 코카서스의 박산 중성미자 천문대; Artemovsk의 소금 광산에서 수심 600m에 해당합니다. 미국 이탈리아에서.
등록 원리: 액체 섬광 검출기 - 결과적인 양전자를 등록하며 그 움직임에는 플래시가 수반됩니다.
세계의 주요 관측소와 가장 큰 망원경
전망대(라틴어 observator - 관찰자에서 유래), 천문학, 물리, 기상학 등의 연구를 수행할 수 있는 전문 과학 기관입니다. 현재 전 세계에는 500개 이상의 관측소가 있으며, 대부분은 지구의 북반구에 있습니다.
표 2. 세계의 주요 관측소.
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전망대 |
간략한 정보 |
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아바스투마니 천체물리 관측소 |
1932년 조지아주 아바스투마니 인근 카노빌리 산(1650m)에 설립되었습니다. 1937년에 최초의 소련 광도계를 사용하여 소련 최초의 33cm 반사경(1932년부터 구 타워에서 관찰이 수행됨)에 대한 관찰이 시작되었습니다. 첫 번째 감독은 Evgeniy Kirillovich Kharadze였습니다. 50년대 초반에는 70cm 메니스커스 망원경과 기타 기구가 설치되었습니다. 1980년에는 천문대 최대 규모의 125cm 완전 자동 반사 망원경이 설치되었습니다. |
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알곤퀸 천문대 |
온타리오(캐나다)에 있는 천문 전파 관측소. 주요 장비는 완전히 조종 가능한 안테나를 갖춘 46미터 망원경입니다. |
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앨러게니 천문대 |
미국 펜실베이니아주 피츠버그대학교 연구관측소. 현대적인 천문대 건물은 1912년에 지어졌으나 1858년 피츠버그의 여러 사업가에 의해 건설 작업이 시작되었습니다. 그해 도나티 혜성을 보고 고무된 그들은 앨러게니 망원경 협회를 결성하고 33cm 굴절 장치를 구입했습니다. 1867년에는 망원경과 천문대가 모두 피츠버그 대학의 전신인 펜실베니아 웨스턴 대학으로 이전되었습니다. 최초의 전임 이사는 사무엘 피어폰트 랭글리(Samuel Pierpont Langley)였으며, 그의 뒤를 이어 천체물리학 저널의 창립자 중 한 명이자 나중에 릭 천문대(Lick Observatory)의 이사인 제임스 E. 킬러(James E. Keeler)가 뒤를 이었습니다. 1912년에는 천문대 건물에 망원경 3대가 설치되었습니다. 최초의 33cm 굴절 장치는 이제 주로 교육 목적과 테스트용으로 사용됩니다. 나머지 두 개(76cm Tau Refractor 및 79cm Keeler Memorial Refractor)는 계속해서 과학 연구에 사용됩니다. |
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앵글로-오스트레일리아 천문대(AAO) |
Siding Spring Observatory(호주 뉴사우스웨일스)와 함께 위치한 이 천문대는 호주와 영국 정부가 공동으로 자금을 지원합니다. 천문대는 DAAT(Anglo-Australian Telescope Directorate)에서 관리합니다. DAAT는 1970년대 초에 적도 설치를 통해 3.9m 길이의 앵글로-오스트레일리아 망원경을 제작하면서 설립되었습니다. 일상적인 관측은 1975년에 시작되었습니다. 이 망원경은 최초의 컴퓨터 제어 망원경이었습니다. 이 범용 망원경과 함께 다양한 장비가 사용되어 중요한 과학적 발견이 이루어졌으며 1988년에 DAAT는 영국의 1.2미터 슈미트 망원경(작동 개시)을 받았습니다. 1973년에 그리고 한동안 왕립 에딘버러 천문대(Royal Edinburgh Observatory)의 관할하에 있던), 많은 천문학자들에 의해 사용되기 시작했습니다. 인기 있는 슈미트 망원경은 고품질의 대형 사진(6.4° × 6.4°)을 생성합니다. 망원경 작동 시간의 대부분은 장기간의 하늘 조사에 사용됩니다. |
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아레시브 천문대 |
푸에르토리코의 전파천문대. 직경 305m의 구덩이는 아레시보 남쪽 구릉지의 자연적인 접힌 부분에 잘 맞습니다. 1963년 완공된 이 망원경은 미국 코넬대학교 국립전리층천문센터가 운영하고 있다. 반사 표면은 움직일 수 없지만 특수 지지 구조를 따라 초점 수신기를 움직여 무선 소스를 추적할 수 있습니다. 1997년에 이 망원경은 현대화되었습니다. 망원경의 설치 공간은 전 세계의 다른 모든 전파 망원경을 합친 것보다 큽니다. 이렇게 넓은 표면적을 갖춘 망원경은 다른 어떤 전파 망원경보다 약한 신호도 감지할 수 있습니다. |
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도미니언 천체물리 관측소 |
빅토리아(브리티시 컬럼비아) 근처에 위치한 캐나다 광학 천문학 센터의 국립 연구 위원회 관측소. 그것은 이름을 딴 천체 물리학 연구소의 일부입니다. Herzberg. J.S.에 의해 설립되었습니다. Plaskett에 의해 설립되었으며 1918년에 1.85미터 망원경이 그곳에서 작동되기 시작했으며 1962년에 1.2미터 망원경이 추가되었습니다. 1988년에는 캐나다 천문 데이터 센터가 이곳에 설립되었습니다. |
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미국 해군 천문대 |
천문대는 애리조나 주 플래그스태프 근처 앤더슨 산, 뉴질랜드 블랙 버치 및 워싱턴에 위치한 천체 망원경을 소유하고 있습니다. 천문대는 1830년에 설립되었으며 1842년에 현재의 이름을 받았습니다. 50년 동안 이 건물은 현재 링컨 기념관에 자리해 있었습니다. 1893년에 천문대는 현재의 위치(부통령 관저 옆)로 이전되었습니다. 이곳에 있는 가장 큰 망원경은 1873년부터 작동한 66cm 굴절 장치로, Asaph Hall의 도움으로 1877년에 화성 포보스와 데이모스의 위성을 발견했습니다. 다른 장비로는 30cm Elvan Clark Refractor, 61cm 반사경 2개, 15cm 자오선 원이 있습니다. 천문대가 소유한 가장 큰 망원경은 플래그스태프에 있는 1.5미터 천문 반사경입니다. 제임스 크리스티는 이 장비를 사용하여 1978년에 명왕성의 위성 카론을 발견했습니다. 애리조나 관측소에는 1995년 작동을 시작했을 당시 동종 망원경 중 가장 큰 광학 간섭계인 실험용 해양 광학 간섭계가 있습니다. 미국 해군 천문대에는 세계에서 가장 풍부한 천문 도서관 중 하나가 있습니다. 천문대는 해군, 항공 및 국제 디렉토리 "기본 별의 가시적 장소"를 위한 천문학 연감을 편찬하고 출판합니다. |
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고고도 관측소 |
미국 콜로라도에 있는 태양물리 관측소 및 연구소. 1940년 하버드 대학 천문대의 후원으로 설립되었으며 현재는 국립 대기 연구 센터의 한 분과입니다. 태양을 연구하기 위한 장비는 다른 지상 센터와 위성에도 있습니다. |
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우크라이나 과학 아카데미의 주요 천문대 |
1944년에 설립되었습니다(키예프 남쪽 12km, 해발 높이 180m). 1949년 개업 달의 눈에 보이는 표면에 있는 수천 개의 기준점 좌표에 대한 통합 카탈로그가 편집되었습니다. 이는 40cm, 80cm 및 2-cm의 Terskol 봉우리(h=3100m)에 있는 Elbrus 지역의 관측 천문 기반을 가지고 있습니다. 미터 망원경. 주요 장비: 19cm 대형 수직원, 이중 광각 12cm 천문 관측기, 70cm 반사 망원경(1959), 44cm 태양 수평 망원경(1965) 및 기타 장비. 1985년부터 천문대는 과학 저널 "천체의 운동학과 물리학"을 출판해 왔으며, 1953년부터는 "우크라이나 SSR 과학 아카데미 국가 행정 오크루그의 이즈베스티아"를 출판하고 있습니다. 첫 번째 감독은 1944~1948년과 1950~1951년에 알렉산더 야코블레비치 오를로프(Alexander Yakovlevich Orlov, 1880~1954)였습니다. |
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유럽남부천문대(ESO) |
유럽연구기구는 1962년에 설립되었습니다. ESO 회원은 벨기에, 덴마크, 프랑스, 독일, 이탈리아, 네덜란드, 스웨덴, 스위스 등 8개국입니다. 조직의 본부는 독일 뮌헨 근처 가르힝에 있고, 관측소는 칠레 라 실라에 있습니다. |
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크림 천체물리 관측소(CrAO) |
Simeiz 근처 크리미아에 위치한 우크라이나 천문대. 1908년 풀코보 천문대(Pulkovo Observatory)의 한 지점으로 Simeiz 근처에 설립되었으나 1941년 전쟁 발발로 완전히 파괴되었습니다. 1945년 6월 30일 소련 정부 법령에 따라 이 연구소는 독립적인 과학 기관인 소련 과학 아카데미 크림 천체물리 관측소로 전환되었습니다. 1946년에 Mangush 마을(Nauchny 마을, Bakhchisarai에서 12km)의 새롭고 더 편리한 위치에서 전망대 건설이 시작되었습니다. 최초의 대형 장비는 1946년 여름 Simeizm에 설치된 40cm 렌즈가 장착된 천체 관측기였으며 그곳에서 관찰이 계속되었습니다. 첫 번째 감독은 G.A. Shine(1892-1956), 1952년에 그는 A. B. Severny(1913-1987)로 교체되었습니다. 1950년에 취역. 여기에는 1961년에 264cm 거울, F=10m를 갖춘 유럽에서 가장 큰 망원경이 설치되었고, 1981년에는 사진 관측용 125cm 망원경이 설치되었습니다. 세계 최고의 타워 태양 망원경 중 하나가 1954년에 이곳에 설치되었으며, 1966년에는 강력한 22미터 밀리미터파 전파 망원경이 설치되었습니다. |
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국립전파천문대(NRAO) |
민간 대학 컨소시엄인 Associated Universities Inc.의 후원으로 미국에서 전파 천문학 작업을 수행하는 조직의 협회입니다. 협회는 미국 국립과학재단과의 컨소시엄 계약에 따라 자금을 지원받습니다. NRAO에서 사용하는 망원경은 세 가지 다른 위치에 있습니다. 이것은 "Very Large Array"(VLA - 약칭 Very Large Array)입니다. 각각 직경이 25m인 27개의 안테나로 구성된 전파 망원경으로, 지구의 자전을 기반으로 한 개구 합성 방법을 사용하여 작동합니다. 뉴멕시코주 소코로에 위치 이 망원경은 개구합성 방식을 이용한 세계 최대 규모의 망원경으로, 이 안테나 배열은 문자 'Y'자 형태로 배열되어 있으며, 각 팔의 길이는 21km로 전자통신으로 연결되어 있다. 1.3cm 파장에서 전파 망원경의 최대 이용 가능한 분해능은 351개의 전파 간섭계로 구성된 단일 시스템으로 작동하지만 실제로는 대부분의 관측이 6파장에서 이루어집니다. 1아크초 분해능의 cm(전파 지도 작성에 필요한 시간이 크게 단축됨), Kitt Peak의 밀리미터파 망원경, Green에 위치한 Green Bank Telescope의 42미터 안테나 및 간섭계 은행(웨스트 버지니아) 1962년에 건설된 92미터 접시형 안테나는 1988년에 완전히 고장났습니다. 그 "후계자"인 100미터 망원경의 건설이 1998년에 완료되었습니다. 이는 완전 자동화된 제어 기능을 갖춘 세계 최대의 파라볼라 안테나입니다. 1965년에 발사된 43미터 길이의 포물선 안테나는 여전히 세계 최대의 적도 망원경입니다. 또한 3개의 26미터 포물선 안테나로 구성된 무선 간섭계도 있으며, 그 중 2개는 1.6km 길이의 트랙을 따라 이동할 수 있습니다. NRAO는 버지니아주 Charlottesville에 본사를 두고 있습니다. |
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풀코보 천문대 |
1718년에 상트페테르부르크 천문대와 상트페테르부르크 과학아카데미로 조직된 러시아 상트페테르부르크 인근 천문대는 1760년에 도심에 건설된 유일한 천문대였습니다. 1835년부터 풀코보에 있었습니다. 1839년 8월 19일, 풀코보 천문대는 풀코보 고원(해발 75m)에서 작동을 시작했습니다. A.P.의 설계에 따라 상트페테르부르크에서 남쪽으로 70km 떨어진 1835년 6월 21일에 건설이 시작되었습니다. Bryullov(1798-1877), 1834년에 개발됨. 1835년 7월 3일에 주 천문대 건물이 건설되었습니다. 1838년 7월 2일 - 과학 아카데미에 풀코보 천문대 설립. 천문대의 역사는 특히 유명한 천문학자가 된 6명의 Struve 가문의 역사와 연결되어 있습니다. Vasily Yakovlevich Struve는 1839년부터 1862년까지 천문대의 책임자였으며 그의 아들 Otto Vasilievich Struve는 1862년부터 1889년까지 1886년에 천체 물리학 실험실을 건설했으며 1890-1895년에 F. A. Bredikhin은 천문대에서 천체 물리학 연구를 강화하고 적절한 도구. 천문대는 1865년, 1885년, 1905년, 1930년의 기본 별에 대한 가장 정확한 별 카탈로그를 작성하고 8700쌍의 이중성 위치를 정확하게 측정하고 주요 천문 상수를 결정하는 "세계의 천문 수도"가 되었습니다. 처음부터 천문대에는 당시 J. Flaunhofer의 학생인 Merz와 Mahler가 만든 세계 최대 38cm(15인치) 굴절 망원경이 있었고, 1888년에는 세계 최대 30인치(76cm) 굴절 망원경이 있었습니다. 미국 안경사 A. Clark이 만든 망원경. 천문학에서 사진을 사용한 최초의 곳 중 하나는 풀코보 천문대였습니다. 1920년에는 정확한 시간 서비스가 조직되었고, 1924년에는 천문대에 국제 시간 서비스 위원회가 설치되었습니다. 1932년에는 Sun Service가 조직되었습니다. 당시 건물은 제2차 세계대전 당시 소실되었으나, 1954년에 원래의 모습으로 복원되었다. 개관은 1954년 5월 21일에 이루어졌다. 관측소는 대폭 확장되었으며 최신 장비를 갖추고 있습니다. 소련 최대 크기인 65cm 굴절망원경(F=10.4m)이 설치됐다. 코카서스와 파미르의 관측 기지, 키슬로보츠크 산악 천문 관측소, 블라고베셴스크(아무르 강의 위도 실험실), 볼리비아 탐험(1983년 이후). 연구: 천문학, 전파 천문학, 천문 장비, 대기권 외 천문학 등. 천문대는 "Proceedings"(1893년 이후), "Izvestia"(1907년 이후), "Solar Data"(1954년 이후) 등을 출판합니다. |
그림 46. 풀코보 천문대
X선은 자외선 범위와 감마선 사이의 중간인 0.01~10nm의 파장을 갖는 전자기 방사선의 범위입니다. 이 범위의 광자는 에너지가 높기 때문에 높은 이온화 및 투과 능력을 특징으로 하며, 이는 실용 범위를 결정합니다. 이러한 동일한 특성으로 인해 살아있는 유기체에 매우 위험합니다. 지구의 대기는 우주에서 오는 엑스레이로부터 우리를 보호합니다. 그러나 천문학자들의 관점에서 볼 때, 그것들은 초고온(수백만 켈빈 정도)으로 가열된 물질과 그러한 가열로 이어지는 과정에 대한 중요한 정보를 담고 있기 때문에 특히 흥미롭습니다.
UV 범위와 마찬가지로 X선 스펙트럼으로 천구를 촬영하려는 첫 번째 시도는 고고도 지구물리학 로켓에 설치된 장비를 사용하여 이루어졌습니다. 여기서 가장 큰 문제는 렌즈나 오목 거울을 사용하는 "기존" 초점 방법이 고에너지 빔에 허용되지 않기 때문에 복잡한 "스침 입사" 기술을 사용해야 한다는 것입니다. 이러한 포커싱 시스템은 광학 기기보다 훨씬 더 큰 질량과 크기를 갖고 있으며 X선 망원경이 최종적으로 지구 저궤도에 진입하려면 충분히 강력한 발사체가 등장해야 했습니다.
첫 번째 성공적인 시도는 1970년부터 1973년까지 운용된 미국 위성 Uhuru(Explorer 42)였습니다. 또한 언급할 가치가 있는 것은 1974년 8월에 발사된 최초의 네덜란드 우주선 ANS(Astronomical Dutch Satellite)와 2개의 NEAO(NASA) 우주입니다. 관측소 - 1978년 11월 13일에 궤도에 발사된 두 번째 관측소는 Albert Einstein의 이름을 따서 명명되었습니다. 1979년 2월 21일 일본은 1985년까지 “X선 하늘”을 관측한 하쿠초 장치(CORSA-b)를 출시했습니다. 1993년부터 2001년까지 8년여 동안 일본의 두 번째 고에너지 망원경 ASCA(ASTRO-b)가 출시되었습니다. D) 운영. 유럽 우주국은 EXOSAT(유럽 X선 관측 위성, 1983-1986) 및 BeppoSAX(1996-2003) 위성을 통해 이 방향을 "표시"했습니다. 2012년 초, 1995년 12월 30일에 발사된 "우주 장간 망원경" 중 하나인 Rossi X-ray Timing Explorer 궤도 망원경의 작동이 중단되었습니다.
빅 4 중 세 번째
1999년 7월 23일 재사용 가능한 컬럼비아 우주선(STS-93 임무)을 타고 궤도에 진입한 찬드라 X선 망원경은 1990년부터 2003년 사이에 발사된 4개의 대규모 NASA 관측소 중 세 번째가 되었습니다. 이 망원경은 미국 물리학자의 이름을 따서 명명되었습니다. 천체 물리학자인 인도 출신 Subramanian Chandrasekhar.
원지점 고도가 139,000km이고 근지점은 약 16,000km인 지구 중심 궤도는 최대 55시간 동안 지속되는 연속 관측 세션을 허용하며 이는 저궤도 지구 위성의 동일한 지표와 비교할 때 훨씬 더 많은 것입니다. 궤도 선택은 또한 대부분의 인공위성이 작동하는 고도에서 지구 대기의 최상층에 포함된 희박 가스에 의해서도 X선 방사선이 눈에 띄게 흡수된다는 사실 때문입니다. 궤도 주기는 64.2시간이며, 찬드라는 이 시간의 85%를 지구 방사선대 밖에서 보냅니다. 이러한 궤도의 단점은 특히 수리팀을 망원경으로 보낼 수 없다는 것입니다(허블 천문대의 경우 반복적으로 수행된 것처럼).
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찬드라 망원경의 기술적 특성
> 무게 : 4620kg 주요 과학적 목적: > 은하 중심의 블랙홀 연구 |
| 우주 망원경 |
X선 망원경은 전문 분야가 다소 좁습니다. 폭발하는 별, 은하단, 블랙홀 근처의 물질 등 우주에서 매우 뜨거운 물체의 복사를 관찰하도록 설계되었습니다. 그러나 대기와 태양계의 다양한 물체 표면에서 어떤 방식으로든 발생하는 고에너지 방사선도 감지할 수 있습니다. 원래 Chandra는 5년 동안 우주에서 작동할 계획이었지만 탑재 시스템의 양호한 상태를 고려하여 작동을 이미 여러 번 연장했습니다(가장 최근에는 2012년).
최초의 망원경 관찰
초신성 폭발의 은하계 잔해는 찬드라 망원경의 관측 분석 결과에서 알 수 있듯이 우주에 대한 귀중한 정보의 원천입니다. 특히, 그 도움으로 카시오페이아 A 잔해의 구조가 상세하게 밝혀졌고, 물질의 들어오고 나가는 모든 흐름과 충격파에 대한 지도가 만들어졌으며, 초신성 폭발 이전의 성간 물질과 성주 주위 물질의 유출이 공간적으로 분리되었으며, 우주선 가속의 국지화. 그다지 중요한 결과는 초고 공간 분해능의 분광학 모드에서 잔류물의 강하고 넓은 방출선을 신뢰성 있게 검출하고 물질 방출에서 탄소에서 철까지 원소 분포를 매핑하는 것이었습니다. 이번 관측을 통해 확인된 잔해의 연대는 약 140년으로, 다른 방법으로 추정한 것과 거의 동일하다. 다른 초신성 잔해의 연령과 선형 크기를 비교하면 찬드라 망원경이 거의 미세한 규모로 방사상 팽창 속도를 측정할 수 있음이 입증되었습니다. 예를 들어 22년 동안 대마젤란 구름에 있는 초신성 잔해 SN 1987A의 크기는 단 4각초.
펄서에 의해 연료가 공급되는 성운
많은 천문학자들은 찬드라 망원경의 가장 인상적인 장점 중 하나가 소위 플레리온(Pulsar Wind Nebulae - PWN) - 펄서 물질에 의해 "공급되는" 성운의 미세 구조를 연구할 수 있는 능력이라고 지적합니다. 매우 작은 크기 - 수 초(arcsecond) 정도입니다. Chandra는 Vela 별자리, 즉 펄서 Vela에서 그러한 물체를 연구하는 데 특히 성공했습니다. 현재 이것은 가장 많이 연구된 플레리온입니다.
벨라 펄서 주변의 조밀한 성운을 담은 이 찬드라 이미지는 두 개의 아크 충격파로 구성된 흥미로운 구조를 보여줍니다. 펄서 주변의 가스 구름이 성운을 통과하는 물질과 충돌하면서 형성되었습니다. 펄서에서 방출된 제트는 호에 수직인 밝은 직선 부분으로 보입니다. 그들의 방향은 초밀도 물체의 이동 방향과 실질적으로 일치합니다. 이러한 현상은 물질의 회전뿐만 아니라 주변의 강력한 전기장 및 자기장과 물질의 상호 작용으로 인해 발생하는 것으로 믿어집니다.
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| 제트의 모양과 밝기의 변화. |
| 우주 망원경 |
찬드라 X선 관측소가 벨라 펄서를 다시 촬영한 결과 상대적으로 짧은 시간 동안 제트의 모양과 밝기에 눈에 띄는 변화가 나타났습니다. 여기에 제시된 13개의 이미지 중 4개는 2년 반에 걸쳐 촬영되었습니다. 제트기의 길이는 반광년(약 5조km)에 이르며 폭은 전체적으로 거의 일정하게 유지되며 2000억km를 초과하지 않습니다. 이는 제트기에 "제한된" 자기장이 존재한다는 사실로 설명할 수 있습니다. 펄서에 의해 방출되는 물질의 속도는 빛 속도의 거의 절반입니다. 이러한 하전 입자의 상대론적 흐름에서는 특수 가속기 실험에서 이미 관찰된 불안정성이 발생해야 합니다. 이제 실제 천체 물리학 물체의 예를 사용하여 등록할 수 있게 되었습니다. 이 경우 X선 방사선은 초고속 전자와 양전자가 자기장선과 상호 작용하여 발생합니다.
과학자들은 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀에서 방출되는 제트에서도 유사한 불안정성을 발견할 것으로 기대하고 있지만, 그 시간 규모는 훨씬 더 커야 합니다(대략 수백, 수천 년).
게 성운(Ml)은 1054년에 관측된 인류 역사상 가장 밝은 초신성 폭발 중 하나의 잔해입니다. 이에 대한 정보는 일본, 중국 및 일부 아랍 연대기에 포함되어 있습니다.
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1. 태양과 같은 어린 별.오리온 성운(M42)의 성단을 장기간 관찰한 결과, 100만년에서 1천만년 사이의 나이를 지닌 태양 질량의 어린 별들이 대규모 플레어 활동을 보이고 있으며, 특히 X선 범위에서 두드러지는 것으로 나타났습니다. 플레어의 빈도와 그 에너지는 나이가 46억 년에 가까운 우리 태양에서 관찰되는 유사한 유형의 프로세스보다 거의 10배 더 높습니다. 이는 그러한 별 주변의 행성과 거주 가능 구역의 형성에 큰 영향을 미칠 수 있습니다. 2. 초신성과 초신성 잔해.찬드라 망원경으로 얻은 초신성의 이미지와 스펙트럼을 통해 거대한 별의 폭발로 인해 생성된 충격파의 역학뿐만 아니라 전자와 양성자가 거의 광속에 가까운 속도로 가속되는 메커니즘을 연구하고 양과 분포를 결정할 수 있었습니다. 폭발 중에 형성된 중원소에 대해 알아보고 폭발 자체의 메커니즘을 연구합니다. 3. 펄서와 제트 주변의 고리.게 성운과 기타 초신성 잔해의 찬드라 이미지에는 놀라운 고리와 제트(빠르게 회전하는 중성자별에서 방출되는 고에너지 입자의 분출)가 표시됩니다. 이는 이러한 입자의 강력한 생성기 역할을 할 수 있음을 나타냅니다. 4. 별 질량의 블랙홀.질량이 태양 질량의 15배를 초과하는 두 개의 블랙홀(BH)의 발견은 블랙홀의 진화 메커니즘에 대한 아이디어를 수정하는 출발점이 되었습니다. 5. 궁수자리 A*는 은하수 중심에 있는 블랙홀입니다.찬드라 망원경은 우리 은하 중심(궁수자리 방향)에 위치한 초거대 블랙홀인 궁수자리 A*의 전파원에서 에너지 출력과 물질 손실률을 측정했습니다. 이러한 데이터를 통해 천문학자들은 현재의 낮은 수준의 활동이 근처의 "연료" 매장량 부족으로 인한 직접적인 결과가 아니라는 결론을 내릴 수 있었습니다. 6. 이중 블랙홀.한 은하에서 찬드라는 계산에 따르면 곧 합쳐질 두 개의 초대질량 블랙홀을 발견했습니다. 이것이 바로 은하 중심에서 블랙홀이 성장하는 방식일 가능성이 있습니다. 7. 물질을 방출하는 블랙홀.은하단의 찬드라 이미지는 관측자에게 회전하는 초대질량 블랙홀과 관련된 장기적이고 반복적인 폭발 활동에 대한 극적인 증거를 제공합니다. 이 활동으로 인해 블랙홀에 떨어지는 물질의 중력 에너지가 고에너지 입자 흐름으로 매우 효율적으로 변환됩니다. 따라서 "싱크대"의 블랙홀은 강력한 에너지원이 되며, 이로 인해 거대한 은하계의 진화에 핵심적인 역할을 합니다. 8. 블랙홀의 "인구 조사".찬드라 딥 필드(Chandra Deep Field) 프로그램 내에서 관측 결과를 처리하는 동안 수백 개의 초대질량 블랙홀이 발견되었으며, 그 근처의 강착 원반은 회전하는 동안 X선을 방출합니다. 이러한 광원의 존재는 40여년 전에 발견되었으며 이제서야 적절한 설명을 얻고 있는 하늘의 확산 X선 "광선"을 거의 모두 설명할 수 있습니다. 초대질량 블랙홀의 "인구 조사"는 이러한 물체의 형성 시기와 진화에 대한 통찰력을 제공합니다. 전문가들은 또한 소위 "중간 질량 블랙홀"의 발견 가능성에 대해 이야기합니다. 실제로는 이 등급의 새로운 물체 범주입니다. 9. 암흑물질.여러 광학 망원경과 함께 찬드라 망원경을 통해 수행된 총알 성단과 기타 여러 은하단의 관측은 우주 물질의 대부분이 암흑 물질의 형태라는 확실한 증거가 되었습니다. 그 존재는 "보통" 원자를 구성하는 전자, 양성자 및 중성자와 같은 "보통" 물질에 대한 중력 영향을 통해 나타납니다. 그러나 우주의 이 구성요소를 직접적으로 탐지하는 것은 (적어도 우리 시대에는) 불가능합니다. 많은 은하단에 대한 조사 연구를 통해 우주에는 "보통" 물질보다 5배 더 많은 암흑 물질이 포함되어 있음이 확인되었습니다. 10. 암흑 에너지.은하단의 성장 속도에 대해 찬드라 망원경으로 얻은 관측 데이터는 우주의 팽창이 가속화되고 있음을 보여주었습니다. 주로 "암흑 에너지"라고 불리는 우주 물질의 우세 때문입니다. 먼 거리의 초신성에 대한 광학 관측 분석을 통해 이루어진 이 발견에 대한 독립적인 확인은 일반 상대성 이론에 대한 대안을 배제하고 암흑 에너지의 본질에 대한 제한을 강화합니다. 가장 성공적인 X선 망원경의 다른 과학적 성과로는 은하 중심의 초대질량 블랙홀 활동에 대한 자세한 스펙트럼 연구(이전 추정치보다 두 배 더 활동적인 초대질량 블랙홀 감지 포함), 형성 과정에 대한 새로운 데이터가 있습니다. 은하단과 그 진화, 전체 하늘 면적의 1%에 250,000개 이상의 X-선 소스를 포함하고 많은 소스에 대한 10,000개의 개별 관측 데이터를 사용하는 공통 카탈로그 Chandra Source Catalog(CSC) 생성 다양한 유형(은하 중심 바로 근처의 별, 은하계 및 은하외 X선 쌍성, 활동 은하의 핵 등)입니다. |
| 찬드라의 상위 10가지 과학적 성과 |
황소자리에서 밝은 초신성이 폭발한 지 900년 이상이 지난 후, 그 자리에 팽창하는 가스 성운이 보이고, 그 중심에는 초밀도 중성자별인 펄서가 있습니다. 그것은 계속해서 에너지를 방출하고 고에너지 입자의 흐름을 방출합니다. 이 물체는 대형 망원경을 통해서만 볼 수 있다는 사실에도 불구하고 이 물체의 총 에너지 방출은 태양의 복사력보다 10만 배 더 큽니다.
X-선을 방출하는 고에너지 전자는 에너지를 더 빨리 잃고 방출된 성운의 중심에서 멀리 "날아갈" 시간이 없습니다. 따라서 더 긴 파장 범위에서 방출하는 영역의 겉보기 크기는 X선보다 훨씬 큽니다. 찬드라 망원경으로 촬영한 플레리온.
게 성운은 태양이 하늘에서 멀지 않은 기간을 제외하고 지상 및 우주 기반 장비를 통해 거의 지속적으로 모니터링됩니다. 과장하지 않고 이 물체는 가장 많이 연구된 천체의 "명소" 중 하나라고 할 수 있습니다.
