Röntgenteleskop funktionsprincip. AXAF är en ny generation röntgenteleskop. Röntgenspektrum av oupptäckta grundämnen

RÖNTGEN TELESKOP

Enhet för att studera tid och spektrum. St i rymdens källor. röntgen strålning, samt att bestämma koordinaterna för dessa källor och konstruera deras bilder.

Befintliga radiovågor verkar i energiområdet för e-fotoner, röntgenstrålar. strålning från 0,1 till hundratals keV, dvs i våglängdsområdet från 10 nm till hundradelar av nm. Att utföra astronomiska observationer i denna region av våglängder, röntgenstrålar höjs bortom jordens atmosfär på raketer eller satelliter, eftersom röntgenstrålar. strålning absorberas starkt av atmosfären. Strålning med e>20 keV kan observeras från höjder =30 km från ballonger.

R.t. tillåter:

1) registrera röntgenstrålar med hög effektivitet. fotoner;

2) separata händelser som motsvarar inverkan av fotoner med det erforderliga energiintervallet från signaler orsakade av inverkan av laddningar. h-ts och gammafotoner;

3) bestämma ankomstriktningen för röntgenstrålarna. strålning.

I R.T. för området 0,1-30 keV är fotondetektorn en proportionell räknare fylld med gasblandning(Ar+CH4, Ar+CO2 eller Xe+CO2). Röntgenabsorption foton av en gasatom åtföljs av emission av en fotoelektron (se FOTOELEKTRONEMISSION), Augerelektroner (se Auger EFFEKT) och fluorescerande fotoner (se FLUORESCENS). Fotoelektronen och Auger-elektronen förlorar snabbt sin energi för att jonisera gasen, och fluorescerande fotoner kan också snabbt absorberas av gasen på grund av den fotoelektriska effekten. I detta fall är det totala antalet bildade elektron-jonpar proportionellt. energiröntgen foton. Således återställs röntgenenergin av strömpulsen i anodkretsen. foton.

Ris. 1. Röntgen a-schema. teleskop med spaltkollimator; b - teleskopdrift i skanningsläge.

I normala förhållanden RT bestrålas av kraftfulla laddningsflöden. h-ts och gammafotoner sönderfaller. energier, som röntgendetektorn registrerar tillsammans med röntgenstrålar. fotoner från strålningskällan som studeras. För att markera röntgenbilder. fotoner från den allmänna bakgrunden används anti-koincidensmetoden (se COINCIDENSMETOD). Ankomströntgen fotoner registreras också av formen på den elektriska impuls de skapar. ström, eftersom laddaren. h-ts ger signaler som är längre i tiden än de som orsakas av röntgenstrålar. fotoner.

För att bestämma riktningen för röntgen. Källan är en anordning som består av en spaltkollimator och en stjärnsensor som är stelt fäst vid den på samma ram. En kollimator (uppsättning plattor) begränsar röntgensynfältet och överför röntgenstrålar. fotoner som endast färdas i en liten rymdvinkel (=10-15 kvadratgrader). Röntgen fotonen som passerar kollimatorn (fig. 1,a) registreras i toppen. räknarvolym. Den resulterande strömpulsen är uppe i kretsen. anoden passerar genom en anti-koincidenskrets (eftersom det inte finns någon förbjudande signal från den nedre anoden) och matas till analysatorn för att bestämma tiden och energin. kännetecknande för en foton. Informationen överförs sedan via telemetri till jorden. Samtidigt stjärnsensor information om ljusaste stjärnorna som kom in i hans synfält. Denna information gör det möjligt att fastställa positionen för Rt-axlarna i produktionen vid ögonblicket för fotonernas ankomst.

När RT arbetar i avsökningsläge, bestäms riktningen till källan som positionen för RT, vid vilken räknehastigheten når sitt maximum. Vinkel Upplösningen för RT med en spaltkollimator eller en liknande cellkollimator är flera tiotals bågminuter.

Betydligt bättre vinkel. upplösning (= flera tiotals sekunder) har RT med modulering. kollimatorer (fig. 2, a). Modul kollimatorn består av två (eller flera) endimensionella trådgaller installerade mellan detektorn och spaltkollimatorn, för vilka den senare höjs ovanför detektorn till en höjd av = 1 m och observationer utförs i endera avsökningsläge (Fig. .1b) eller rotation i förhållande till axeln, vinkelrätt mot maskplanet. Ledningarna i varje kollimatornät är installerade parallellt med varandra på ett avstånd som är lika med trådens diameter. Därför, när källan rör sig över R:s synfält, skuggor från toppen. ledningar glider längs botten. rutnät, faller antingen på ledningarna, och då är räknehastigheten maximal, eller mellan dem, och då är den minimal (bakgrund).

Vinkel fördelning av R.t.-räknehastighet med modulering. kollimator (klickresponsfunktion) visas i fig. 2, b. För n-grid modulering. kollimatorvinkel mellan intilliggande maxima q0=2n-1qr, där qr=d/l - ang. upplösning av R. t. I de flesta fall, R. t. med modulering. kollimatorer ger exakt lokalisering av röntgenstrålar. källor, tillräckliga för att de ska kunna identifieras med himlaobjekt som sänder ut i andra elektromagnetiska områden. vågor

Med modulär Kodartekniken börjar konkurrera med kollimatorer. bländare gör det möjligt att erhålla qr

Ris. 2. a - Röntgenapparat. teleskop med modulering kollimator; b - vinkel räknehastighetsfördelning.

Röntgenkällans position. strålning i synfältet för RT bestäms av positionen för den maximala korrelationen. fungerar mellan den erhållna räknehastighetsfördelningen över detektorytan och skärmtransmittansfunktionen.

I energiområdet e>15 keV används kristaller som R.T.-detektorer. scintillatorer NaI (Tl) (se SCINTILLATIONSRÄKARE); för att undertrycka laddningsbakgrunden. h-ts hög energier och gammafotoner är inställda på antisammanfall med de första cristas. scintillatorer CsI(Tl). För att begränsa synfältet i sådana RT:er används aktiva kollimatorer - cylindrar av scintillatorer kopplade till anti-koincidens med NaI(Tl) scintillatorer.

I energiområdet från 0,1 till flera. keV-strålningstekniker är de mest effektiva, där strålning som faller in på en fokuseringsspegel fokuseras i små vinklar (fig. 3). Känsligheten för en sådan strålning t. är 103 gånger högre än den för andra konstruktioner på grund av dess förmåga att samla in strålning med ett signifikant värde. område och riktas till en liten detektor, vilket avsevärt ökar signal-brusförhållandet. Röntgen t., byggd enligt detta schema, ger en tvådimensionell bild av röntgenkällan. strålning liknande konventionell optisk. teleskop.

Ris. 3. Röntgenfokuseringsdiagram. teleskop.

För att konstruera en bild i en fokuserande RT används positionskänsliga proportioner som detektorer. kameror, mikrokanalsdetektorer och laddningskopplade enheter (CCD). Vinkel beslutet i det första fallet bestäms av 2 kap. arr. mellanrum. kameraupplösning och är = 1", mikrokanaldetektorer och CCD:er ger 1-2" (för strålar nära axeln). Med spektrometri I forskningen används PP-detektorer och Bragg-kristaller. spektrometrar och diffraktion lägeskänsliga galler detektorer. Plats Röntgenkällor strålning är mycket olika. Röntgen Solstrålning upptäcktes 1948 i USA från en raket som lyfte geigerräknare till toppen. lager av atmosfären. År 1962 upptäcktes den första röntgenkällan av gruppen R. Giacconi (USA), även den från en raket. strålning bortom solsystem- "Scorpio X-1", såväl som den diffusa röntgenbakgrunden, uppenbarligen extragalaktisk. ursprung. År 1966, som ett resultat av experiment på raketer, hade ca. 30 diskreta röntgenbilder. källor. Med lanseringen i omloppsbana av en serie specialerbjudanden. Satellitsatelliter ("UHURU", "Ariel", "SAS-3", "Vela", "Copernicus", "HEAO", etc.) med R. t. dec. Hundratals roentgener har upptäckts. källor (galaktiska och extragalaktiska, utsträckta och kompakta, stationära och variabla). Mn. av dessa källor har ännu inte identifierats med källor som visar sig i optisk och andra elektromagnetiska områden strålning. Bland de identifierade galaxerna. objekt: nära binära stjärnsystem, vars ena komponenter är röntgen. pulsar; enkla pulsarer (Krabba, Vela); supernovarester (utökade källor); tillfälliga (övergående) källor som kraftigt ökar ljusstyrkan i röntgenstrålar. intervall och återigen bleknar över en tidsperiod som sträcker sig från flera. minuter till flera minuter månader; så kallade B a r s t e r är kraftfulla blinkande röntgenkällor. strålning med en karakteristisk blixttid av storleksordningen flera. sekunder För att identifiera extragalaktisk. objekt inkluderar närliggande galaxer (Magellanmoln och Andromeda-nebulosan), radiogalaxer Virgo-A (M87) och Centaurus-A (NGC 5128), kvasarer (särskilt 3S 273), Seyfert och andra galaxer med aktiva kärnor; Galaxkluster är de mest kraftfulla källorna till röntgenstrålar. strålning i universum (i dem är het intergalaktisk gas med en temperatur på 50 miljoner K ansvarig för strålningen). Den stora majoriteten av utrymmet röntgen källor till fenomen objekt helt annorlunda än de som var kända före början av röntgenstrålar. astronomi, och framför allt kännetecknas de av sin enorma energifrisättning. Galaktisk ljusstyrka röntgen källor når 1036-1038 erg/s, vilket är 103-105 gånger högre än solens energiutsläpp över hela våglängdsområdet. I extragalaktiskt källor registrerades en ljusstyrka på upp till 1045 erg/s, vilket indikerar den ovanliga karaktären hos de emissionsmekanismer som manifesteras här. I nära dubbel stjärnsystem t.ex. som huvud Energifrigöringsmekanismen beaktar flödet av materia från en komponent (jättestjärna) till en annan ( neutronstjärna eller svart hål) - skivansamling, när ett ämne som faller på en stjärna bildar en skiva nära denna stjärna, där ämnet, på grund av friktion, värms upp och börjar stråla intensivt. Bland de troliga hypoteserna för ursprunget till diffusa röntgenstrålar. bakgrund, tillsammans med antagandet om termisk strålning från heta intergalaktiska. gas, beaktas den omvända Compton-effekten av elektroner på IR-fotoner som emitteras av aktiva galaxer eller på fotoner av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning. Observationsdata från HEAO-B-satelliten indikerar att ett betydande bidrag (>35%) till diffusa röntgenstrålar. bakgrunden tillhandahålls av avlägsna diskreta källor, kap. arr. kvasarer.

"röntgenteleskop" i böcker

4.2. Röntgen av den elektroniska borgen

Från boken Pledger. Allt om banksäkerheter från första person författare Volkhin Nikolay

4.2. Röntgenbild av ett elektroniskt pantdokument Fullständig funktion av systemet för att begränsa arbetet på nätverket och användningen av en progressiv modell för organisationsstruktur är möjlig förutsatt att det finns ett enda informationsfält på alla avdelningar

Ser ut som en röntgen

Från boken Mystiska naturfenomen författare Pons Pedro Palao

Ser ut som en röntgen. Hon har ingen förmåga att fotografera eller framkalla film. Hon behöver inte detta, för hon är själv som en röntgenapparat. 2004 dök mer än otroliga nyheter upp i media. Den brittiska dagstidningen The

Röntgenspektrum av oupptäckta grundämnen

Från boken Vad ljuset berättar om författare Suvorov Sergei Georgievich

Röntgenspektrum för oupptäckta grundämnen Slutligen ledde studiet av mönstren för röntgenspektra till upptäckten av nya grundämnen.Vi ser att genom frekvensen av röntgenstrålning av K-serien av vilket element som helst, är det möjligt att bestämma vad kärnladdningen för dess atomer är, i

Teleskop

Från boken Tweets om universum av Chaun Marcus

Teleskop 122. Vem uppfann teleskopet? Ingen vet säkert. De första primitiva teleskopen kan redan ha varit inne sena XVI c., kanske ännu tidigare. Även om av mycket låg kvalitet. Det första omnämnandet av ett teleskop ("rör att se långt") finns i en patentansökan daterad den 25 september

27. TELESKOP

Från boken 100 stora uppfinningar författare Ryzhov Konstantin Vladislavovich

27. TELESKOP Liksom glasögon skapades spotting-kikaren av en person långt ifrån vetenskapen. Descartes i sin "Dioptrics" berättar följande om denna viktiga uppfinning: "Till skam för våra vetenskapers historia gjordes en sådan anmärkningsvärd uppfinning först rent empiriskt och dessutom

röntgenmaskin

författare Team av författare

Röntgenapparat En röntgenapparat är en apparat utformad för forskning (röntgendiagnostik) och behandling av sjukdomar (röntgenterapi) med hjälp av röntgen.Den disciplin som sysslar med röntgendiagnostik och röntgenterapi kallas

Röntgengoniometer

Från boken Great Encyclopedia of Technology författare Team av författare

Röntgengoniometer (se "röntgenkamera", "röntgendiffraktometer") En röntgengoniometer är en anordning som registrerar ett diffraktionsmönster på fotografisk film; med hjälp av det observerade provets position och detektorn orsakar den diffraktion av röntgenstrålar.

Röntgendiffraktometer

Från boken Great Encyclopedia of Technology författare Team av författare

Röntgendiffraktometer (se "röntgendiffraktometer") En röntgendiffraktometer är en anordning som bestämmer intensiteten och riktningen för röntgenstrålning som diffrakterar på föremålet som studeras, som har en kristallin struktur. Han mäter

Röntgenmikroskop

Från boken Great Encyclopedia of Technology författare Team av författare

Röntgenmikroskop Ett röntgenmikroskop är en anordning som studerar den mikroskopiska strukturen och strukturen hos ett föremål med hjälp av röntgenstrålning. Ett röntgenmikroskop har en högre upplösningsgräns än ett ljusmikroskop pga

Teleskop

Från boken Great Encyclopedia of Technology författare Team av författare

Telescope Telescope (från grekiskans tele - "afar", "far" och scopeo - "I look") är en anordning för att studera himlakroppar. Strukturellt och enligt funktionsprincipen är teleskop indelade i optisk, röntgen, gammastråleteleskop, ultravioletta, infraröda och radioteleskop .

Röntgenapparat Den 8 november 1895 gick professor Wilhelm Roentgen vid universitetet i Würzburg (Tyskland), efter att ha önskat sin fru god natt, ner till sitt laboratorium för att arbeta lite till. När väggklockan slog elva vände vetenskapsmannen av lampan och plötsligt

Röntgenteleskop(eng. X-ray telescope, XRT) - ett teleskop designat för att observera avlägsna objekt i röntgenspektrumet. För att kunna använda sådana teleskop krävs vanligtvis att de höjs över jordens atmosfär, som är ogenomskinlig för röntgenstrålar. Därför placeras teleskop på höghöjdsraketer eller på konstgjorda satelliter Jorden.

Optisk design

På grund av sin höga energi bryts röntgenkvanterna praktiskt taget inte i materia (därför är det svårt att tillverka linser) och reflekteras inte i någon infallsvinkel utom den mest platta (88-89 grader till normalen).

Röntgenteleskop kan använda flera metoder för att fokusera strålar. De mest använda teleskopen är Voltaire-teleskop (med speglar för betesinkomst), bländarkodning och modulerings (oscillerande) kollimatorer. Begränsade möjligheter Röntgenoptik ger ett snävare synfält jämfört med teleskop som arbetar inom UV- och synligt ljus.

Speglar

Användningen av röntgenspeglar för extrasolär astronomi kräver samtidigt:

förmågan att bestämma den initiala riktningen för röntgenfotonen med hjälp av två koordinater och
tillräcklig detektionseffektivitet.

Speglar kan vara gjorda av keramik eller metallfolie. De vanligaste materialen för röntgenspeglar för beteincidens är guld och iridium. Den kritiska reflektionsvinkeln beror starkt på fotonenergin. För guld och en energi på 1 keV är den kritiska vinkeln 3,72°.

Bländarkodning

Många röntgenteleskop använder bländarkodning för att producera bilder. I denna teknik installeras en mask i form av ett gitter av alternerande transparenta och ogenomskinliga element på ett speciellt sätt framför matrisdetektorn (till exempel en fyrkantig mask i form av en Hadamard-matris). Detta fokuserings- och bildelement väger mindre än annan röntgenoptik (därav varför det ofta används på satelliter), men kräver mer efterbehandling för att producera en bild.

Teleskop

Exosat

Exosat bär två lågenergiska Wolter I röntgenteleskop med bildåtergivningsmöjligheter. Fokalplan kan installeras

Hårda röntgenteleskop

Se OSO 7 OSO 7)

Ombord Sjunde Orbital Solar Observatory(OSO 7) var ett röntgenteleskop med hård räckvidd. Egenskaper: energiområde 7 - 550 keV, synfält 6,5° effektiv area ~64 cm²

Teleskop FILIN

FILIN-teleskopet installerat vid Salyut-4-stationen bestod av tre gasproportionalräknare med en total arbetsarea på 450 cm², energiområde 2-10 keV och en med en arbetsarea på 37 cm², energiområde 0,2- 2 keV. Synfältet begränsades av en spaltkollimator med en halvbredd på 3° x 10°. Instrumenten inkluderade fotoceller monterade utanför stationen tillsammans med sensorer. Mätmodulerna och strömförsörjningen var placerade inne i stationen.

Kalibrering av sensorer mot markkällor utfördes parallellt med flygoperationer i tre lägen: tröghetsorientering, orbitalorientering och undersökning. Data samlades in i fyra energiområden: 2-3,1 keV, 3,1-5,9 keV, 5,9-9,6 keV och 2-9,6 keV på stora detektorer. Den lilla sensorn hade begränsare inställda på nivåerna 0,2, 0,55, 0,95 keV.

Teleskop SIGMA

SIGMA hårdröntgen- och lågenergi-gammastrålningsteleskop täcker området 35-1300 keV med en effektiv yta på 800 cm² och ett maximalt känsligt synfält på ~5° × 5°. Maximal vinkelupplösning 15 bågminuter Energiupplösning - 8 % vid 511 keV. Genom att kombinera en kodande bländare och positionskänsliga sensorer baserade på Anger-kameraprinciper kan teleskopet avbilda.

Röntgenteleskop ART-P

Fokuserande röntgenteleskop

Broadband X-ray Telescope (BBXRT) lanserades i omloppsbana av rymdfärjan Columbia (STS-35) som en del av ASTRO-1 nyttolasten. BBXRT var det första fokusteleskopet som fungerade i det breda energiområdet 0,3-12 keV med en genomsnittlig energiupplösning på 90 eV vid 1 keV och 150 eV vid 6 keV. Två samriktade teleskop med en segmenterad halvledar-Si(Li)-spektrometer vardera (detektorer A och B), bestående av fem pixlar. Det totala synfältet är 17,4' i diameter, synfältet för den centrala pixeln är 4' i diameter. Total yta: 765 cm² vid 1,5 keV, 300 cm² vid 7 keV.

HEAO-2

Världens första orbitala observatorium med speglar med betande reflektion av röntgenfotoner. Lanserades 1978. Den effektiva arean är ca 400 cm2 vid en energi av 0,25 keV och ca 30 cm2 vid en energi på 4 keV.

Chandra

XMM-Newton

Spectr-RG

XRT på rymdfarkosten Swift (MIDEX-uppdrag)

Teleskopröret med en diameter på 508 mm är tillverkat av två sektioner av grafitfibrer och cyanidestrar. Det yttre lagret av grafitfibrer är utformat för att minska den längsgående värmeutvidgningskoefficienten, medan det interna komplexa röret är fodrat på insidan med en ångbarriär av aluminiumfolie för att förhindra att vattenånga eller epoxiföroreningar kommer in i teleskopet. XRT innehåller en främre del, omgiven av speglar och håller slutarenheten och den himmelska navigeringsenheten, och en bakre del som håller fokalplanskameran och den interna optiska skärmen.

Spegelmodulen innehåller 12 kapslade Wolter I betesspeglar monterade på främre och bakre tvärstycken. Passivt uppvärmda speglar är guldpläterade nickelskal med en längd på 600 mm och en diameter på 191 till 300 mm.

Röntgenbildaren har en effektiv yta på 120 cm2 vid 1,15 keV, ett synfält på 23,6 x 23,6 bågminuter och en vinkelupplösning (θ) på 18 bågsekunder vid halveffektsdiameter (HPD). Detektorns känslighet är 2⋅10 −14 erg cm −2 s −1 10 4 sekunder. Spegelns punktspridningsfunktion (PSF) - 15 bågsekunder HPD vid fokus (1,5 keV). Spegeln är något defokuserad för en mer enhetlig PSF över hela synfältet, vilket resulterar i en instrument-PSF på 18 bågsekunder.

Röntgenteleskop med normal incidens

Röntgenteleskopens historia

Det första röntgenteleskopet användes för att observera solen. Den första bilden av solen i röntgenspektrumet togs 1963 med hjälp av ett teleskop monterat på en raket.

se även

Anteckningar

Röntgenteleskop(Engelsk) . NASA (2013). Hämtad 10 augusti 2018.
Hoff H.A. Exosat - det nya extrasolära röntgenobservatoriet (odefinierat) // J Brit Interplan Soc (Space Chronicle).. - 1983. - August (vol. 36, nr 8). - s. 363-367.

röntgenteleskop

apparat för att studera tid och spektrum. St i rymdens källor. röntgen strålning, samt att bestämma koordinaterna för dessa källor och konstruera deras bilder.

Befintliga radiovågor verkar i energiområdet  röntgenfotoner. strålning från 0,1 till hundratals keV, dvs i våglängdsområdet från 10 nm till hundradelar av nm. Att utföra astronomiska observationer i denna region av våglängder, röntgenstrålar höjs bortom jordens atmosfär på raketer eller satelliter, eftersom röntgenstrålar. strålning absorberas starkt av atmosfären. Strålning med >20 keV kan observeras från höjder på ~30 km från ballonger.

RT tillåter: 1) att registrera röntgenstrålar med hög effektivitet. för-

toner; 2) separata händelser som motsvarar inverkan av fotoner med det erforderliga energiintervallet från signaler orsakade av inverkan av laddningar. h-ts och gammafotoner; 3) bestämma ankomstriktningen för röntgenstrålarna. strålning.

I RT för området 0,1-30 keV är fotondetektorn proportionell räknare, fylld med en gasblandning (Ar+CH4, Ar+CO2 eller Xe+CO2). Röntgenabsorption foton av en gasatom åtföljs av emission av en fotoelektron (se. fotoelektronemission), Augerelektroner

Ris. 1. a—röntgendiagram. teleskop med spaltkollimator; b — teleskopdrift i skanningsläge.

(centimeter. Auger effekt) och fluorescerande fotoner (se Fluorescens). Fotoelektronen och Augerelektronen förlorar snabbt sin energi för att jonisera gasen, även fluorescerande fotoner kan snabbt absorberas av gasen p.g.a. fotoelektrisk effekt. I detta fall är det totala antalet bildade elektron-jonpar proportionellt. energiröntgen foton. Således återställs röntgenenergin av strömpulsen i anodkretsen. foton.

Under normala förhållanden bestrålas R. t. av kraftiga laddningsflöden. h-ts och gammafotoner sönderfaller. energier, som röntgendetektorn registrerar tillsammans med röntgenstrålar. fotoner från strålningskällan som studeras. För att markera röntgenbilder. fotoner från den allmänna bakgrunden används anti-koincidensmetoden (se. Tillfällighetsmetod). Ankomströntgen fotoner registreras också av formen på den elektriska impuls de skapar. ström, eftersom laddaren. h-ts ger signaler som är längre i tiden än de som orsakas av röntgenstrålar. fotoner.

passerar genom anti-koincidenskretsen (eftersom det inte finns någon förbjudande signal från den nedre anoden) och matas till analysatorn för att bestämma tiden och energin. kännetecknande för en foton. Informationen överförs sedan via telemetri till jorden. Samtidigt sänds information från stjärnsensorn om de ljusaste stjärnorna som faller in i dess synfält. Denna information gör det möjligt att fastställa positionen för Rt-axlarna i produktionen vid ögonblicket för fotonernas ankomst.

Betydligt bättre vinkel. upplösning (~ flera tiotals sekunder) har RT med modulering. kollimatorer (fig. 2, A). Modul kollimatorn består av två (eller flera) endimensionella trådgaller installerade mellan detektorn och spaltkollimatorn, för vilka den senare höjs ovanför detektorn till en höjd av ~1 m och observationer utförs i endera avsökningsläge (Fig. .1b) eller rotation i förhållande till axeln, vinkelrätt mot maskplanet. Ledningarna i varje kollimatornät är installerade parallellt med varandra på ett avstånd som är lika med trådens diameter. Därför, när källan rör sig över R:s synfält, skuggor från toppen. ledningar glider längs botten. rutnät, faller antingen på ledningarna, och då är räknehastigheten maximal, eller mellan dem, och då är den minimal (bakgrund).

Vinkel fördelning av R.t.-räknehastighet med modulering. kollimator (klickresponsfunktion) visas i fig. 2, b. För n-grid modulering. kollimatorvinkel mellan intilliggande maxima 0=2 n-1 r, där r= d/l- ang. upplösning av R. t. I de flesta fall, R. t. med modulering. kollimatorer ger exakt lokalisering av röntgenstrålar. källor, tillräckliga för att de ska kunna identifieras med himlaobjekt som sänder ut i andra elektromagnetiska områden. vågor

Med modulär Kodartekniken börjar konkurrera med kollimatorer. bländare, vilket gör det möjligt att erhålla 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.

Ris. 2. a - Röntgenapparat. teleskop med modulering kollimator; smäll. räknehastighetsfördelning.

I energiområdet >15 keV används kristaller som RT-detektorer. scintillatorer NaI (Tl) (se. Scintillationsräknare); för att undertrycka laddningsbakgrunden. h-ts av höga energier och gammafotoner installeras på anti-sammanfall med den första krisen. scintillatorer CsI(Tl). För att begränsa synfältet i sådana strålningsanordningar används aktiva kollimatorer - cylindrar av scintillatorer kopplade till anti-koincidens med NaI(Tl)-scintillatorer.

I energiområdet från 0,1 till flera. keV-strålningstekniker är de mest effektiva, där strålning som faller in på en fokuseringsspegel fokuseras i små vinklar (fig. 3). Känsligheten för en sådan strålning t. är ~10 3 gånger högre än strålningen t. för andra konstruktioner på grund av dess förmåga att samla in strålning. område och riktas till en liten detektor, vilket avsevärt ökar signal-brusförhållandet. Röntgen t., byggd enligt detta schema, ger en tvådimensionell bild av röntgenkällan.

Ris. 3. Röntgenfokuseringsdiagram. teleskop.

strålning liknande konventionell optisk. teleskop. För att konstruera en bild i en fokuserande RT används positionskänsliga proportioner som detektorer. kameror, mikrokanalsdetektorer och laddningskopplade enheter (CCD). Vinkel beslutet i det första fallet bestäms av 2 kap. arr. mellanrum. kameraupplösningen är ~1", mikrokanalsdetektorer och CCD:er ger 1-2" (för strålar nära axeln). Med spektrometri I forskningen används PP-detektorer och Bragg-kristaller. spektrometrar och diffraktion lägeskänsliga galler detektorer. Plats Röntgenkällor strålning är mycket olika. Röntgen strålning från solen upptäcktes 1948 i USA från en raket som lyfte Geigerräknare till toppen lager av atmosfären. År 1962 upptäcktes den första röntgenkällan av gruppen R. Giacconi (USA), även den från en raket. strålning utanför solsystemet - "Scorpio X-1", såväl som diffus röntgenbakgrund, uppenbarligen extragalaktisk. ursprung. År 1966, som ett resultat av experiment på raketer, hade ca. 30 diskreta röntgenbilder. källor. Med lanseringen i omloppsbana av en serie specialerbjudanden. Satellitsatelliter ("UHURU", "Ariel", "SAS-3", "Vela", "Copernicus", "HEAO", etc.) med R. t. dec. Hundratals roentgener har upptäckts. källor (galaktiska och extragalaktiska, utsträckta och kompakta, stationära och variabla). Mn. av dessa källor har ännu inte identifierats med källor som visar sig i optisk och andra elektromagnetiska områden strålning. Bland de identifierade galaxerna. objekt: nära binära stjärnsystem, vars ena komponenter är röntgen. pulsar; enda pulsarer(Krabba, Vela); matrester supernovor(utökade källor); tillfälliga (övergående) källor som kraftigt ökar ljusstyrkan i röntgenstrålar. intervall och återigen bleknar över en tidsperiod som sträcker sig från flera. minuter till flera minuter månader; så kallade B a r s t e r är kraftfulla blinkande röntgenkällor. strålning med en karakteristisk blixttid av storleksordningen flera. sekunder För att identifiera extragalaktisk. objekt inkluderar närliggande galaxer (Magellanmoln och Andromeda-nebulosan), radiogalaxer Virgo-A (M87) och Centaurus-A (NGC 5128), kvasarer (särskilt 3S 273), Seyfert och andra galaxer med aktiva kärnor; Galaxkluster är de mest kraftfulla källorna till röntgenstrålar. strålning i universum (i dem är het intergalaktisk gas med en temperatur på 50 miljoner K ansvarig för strålningen). Den stora majoriteten av utrymmet röntgen källor till fenomen objekt helt annorlunda än de som var kända före början av röntgenstrålar. astronomi, och framför allt kännetecknas de av sin enorma energifrisättning. Galaktisk ljusstyrka röntgen källor når 10 36 -10 38 erg/s, vilket är 10 3 -10 5 gånger högre än solens energiutsläpp över hela våglängdsområdet. I extragalaktiskt källor registrerades ljusstyrka upp till 10 45 erg/s, vilket indikerar den ovanliga karaktären hos de strålningsmekanismer som manifesteras här. I nära binära stjärnsystem, till exempel, som huvud. Energifrigöringsmekanismen beaktar flödet av materia från en komponent (jättestjärna) till en annan (neutronstjärna eller svart hål)- disk anhopning, när ett ämne som faller på en stjärna bildar en skiva nära denna stjärna, där ämnet, på grund av friktion, värms upp och börjar stråla intensivt. Bland de troliga hypoteserna för ursprunget till diffusa röntgenstrålar. bakgrund, tillsammans med antagandet om värmestrålning het intergalaktisk gas betraktas det omvända Compton effekt e-nov på IR-fotoner som emitteras av aktiva galaxer, eller på fotoner relikt strålning. Observationsdata från HEAO-B-satelliten indikerar att ett betydande bidrag (>35%) till diffusa röntgenstrålar. bakgrunden tillhandahålls av avlägsna diskreta källor, kap. arr. kvasarer.

Röntgenastronomi, red. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht—Boston, 1974; Shklovsky I.S., Stars: their birth, life and death, 2nd ed., M., 1977; Kaplan S.A., Pikelner S.B., Physics of the interstellar medium, M., 1979.

N. S. Yamburenko.

Markbaserade observationer i transparensfönster utförs med hjälp av konventionella optiska teleskop och speciella IR-teleskop. Speciella IR-teleskop har mindre inre strålning och är utrustade med en oscillerande sekundärspegel och installeras i högbergsområden. Fyra speciella infraröda teleskop är installerade på toppen av den slocknade vulkanen Mauna Kea. (Hawaiiöarna). På en höjd av 4200 m över havet: Franska med en spegeldiameter D = 375 cm; Engelska, D = 360 cm; teleskop för US National Astronautics and Space Administration - NASA, D = 300 cm; teleskop vid University of Hawaii, D = 224 cm.

Röntgen (ri) teleskop

RI-detektorer:

1978 lanserades ett snedinfallande röntgenteleskop med en upplösning på 2ʺ på satelliten HEAO-B (Einstein Observatory) i USA. Flera tusen röntgenkällor mottogs (fram till 1986)

Gamma-teleskop.

I området mjuk gammastrålning(GI), använd scintillationsteleskop.

I området hård GI– teleskop med Spår detektor. Banan för varje laddad partikel som bildas under absorption - fotoner - registreras. Detektorn kan vara gnistkammare och drivkammare. I en gnistkammare utvecklas en gnistnedbrytning längs banan för en partikel som joniserar atomer. En kedja av gnistor återger en partikels bana. I en driftkammare bestäms banans position av tiden för elektrondrift från partikelspåret till angränsande elektroder.

I området mellanliggande GI – effektiviteten hos scintillations- och spårdetektorer minskar.

I området ultrahögt GI– genom att registrera Cherenkov-strålning, som genereras av elektroner och positroner från en partikelskur som åtföljer absorptionen av en ultrahög energifoton i atmosfären.

Obs: Cherenkov - Vavilov-strålning(1934) – emission av elektromagnetiska vågor från en elektrisk laddningsbärare som rör sig i hastighet , överskrider fasen" U» hastigheten för elektromagnetiska vågor i materia. . Cherenkov–Vavilov-effekten uppstår om n> 1;

Neutrinoteleskop

I USSR: i Kaukasus vid Baksan Neutrino Observatory; i en saltgruva i Artemovsk på ett djup av 600 m vattenekvivalent; i Italien, USA.

Registreringsprincip: vätskescintillationsdetektorer - registrerar de resulterande positronerna, vars rörelse åtföljs av en blixt.

Stora observatorier och största teleskop i världen

OBSERVATORIUM(från latin observator - observatör), en specialiserad vetenskaplig institution utrustad för att bedriva astronomisk, fysisk, meteorologisk, etc. forskning. Det finns för närvarande mer än 500 observatorier i världen, de flesta av dem på jordens norra halvklot.

Tabell 2. Världens viktigaste observatorier.

Observatorium	Kort information
Abastumani astrofysiska observatorium	Grundades 1932 på Mount Kanobili (1650m) nära Abastumani i Georgia. 1937 började observationer av den första sovjetiska 33-cm reflektorn (observationer utfördes på den sedan 1932 i det gamla tornet) med den första sovjetiska fotometern. Den första regissören var Evgeniy Kirillovich Kharadze. I början av 50-talet installerades ett 70-cm meniskteleskop och andra instrument. 1980 installerades observatoriets största 125 cm helautomatiska reflekterande teleskop.
Algonquin observatorium	Astronomiskt radioobservatorium i Ontario (Kanada). Huvudinstrumentet är ett 46-meters teleskop med en fullt styrbar antenn.
Allegheny observatorium	Forskningsobservatoriet vid University of Pittsburgh i Pennsylvania (USA). De moderna observatoriebyggnaderna byggdes 1912, men arbetet med att skapa dess började 1858 av flera affärsmän i Pittsburgh. Uppmuntrade av åsynen av kometen Donati det året bildade de Allegheny Telescope Association och köpte en 33-centimeters refraktor. År 1867 överfördes både teleskopet och observatoriet till Western University of Pennsylvania, föregångaren till University of Pittsburgh. Den första heltidsdirektören var Samuel Pierpont Langley, som efterträddes av James E. Keeler, en av grundarna av Astrophysical Journal och senare chef för Lick Observatory. 1912 installerades tre teleskop i observatoriets byggnad. Den allra första 33 cm refraktorn används nu främst för utbildningsändamål och för testning. De andra två (76 cm Tau Refractor och 79 cm Keeler Memorial Refractor) fortsätter att användas för vetenskaplig forskning.
Anglo-Australian Observatory (AAO)	Observatoriet, samlokaliserat med Siding Spring Observatory (New South Wales, Australien), finansieras gemensamt av Australiens och Storbritanniens regeringar. Observatoriet förvaltas av Anglo-Australian Telescope Directorate (DAAT), som bildades i början av 1970-talet när det 3,9 meter långa Anglo-Australian Telescope byggdes med en ekvatorialinstallation. Rutinmässiga observationer började 1975. Det var det första datorstyrda teleskopet. Tillsammans med detta universella teleskop används många olika instrument, vilket ledde till viktiga vetenskapliga upptäckter och gjorde det möjligt att få spektakulära fotografier av den södra himlen. 1988 fick DAAT till sitt förfogande det engelska 1,2-meters Schmidt-teleskopet (satt i drift 1973 och under en tid under jurisdiktionen av Royal Edinburgh Observatory), som började användas av många astronomer. Populära Schmidt-teleskop producerar högkvalitativa storformatsfotografier (6,4° × 6,4°). Det mesta av teleskopets drifttid ägnas åt långtidsundersökningar av himlen.
Aresib observatorium	Radio Astronomy Observatory i Puerto Rico. Gropen med en diameter på 305 m passar väl in i det naturliga vecket i det kuperade området söder om Arecibo. Teleskopet, vars konstruktion färdigställdes 1963, drivs av National Ionospheric and Astronomy Center vid Cornell University (USA). Den reflekterande ytan kan inte röra sig, men radiokällor kan spåras genom att flytta fokalmottagaren längs en speciell stödstruktur. 1997 moderniserades detta teleskop. Teleskopets fotavtryck är större än alla andra radioteleskop i världen tillsammans. Med en så stor yta kan teleskopet upptäcka svagare signaler än något annat radioteleskop
Dominion Astrophysical Observatory	Observatoriet för National Research Council vid Canadian Center for Optical Astronomy, beläget nära Victoria (British Columbia). Det är en del av Institute of Astrophysics uppkallad efter. Herzberg. Det grundades av J.S. Plaskett, och 1918 började ett 1,85 meter teleskop att fungera där, till vilket ett 1,2 meter teleskop lades till 1962. 1988 skapades Canadian Astronomical Data Center där.
United States Naval Observatory	Observatoriet äger astrografiska teleskop belägna i Mount Anderson, nära Flagstaff, Arizona, i Black Birch, Nya Zeeland och i Washington. Observatoriet grundades 1830 och fick sitt nuvarande namn 1842. I femtio år låg den i det som nu är Lincoln Memorial. 1893 flyttades observatoriet till sin nuvarande plats (bredvid vicepresidentens officiella bostad). Det största teleskopet som finns här är en 66-centimeters refraktor, som har fungerat sedan 1873, med hjälp av vilken Asaph Hall upptäckte månarna Mars Phobos och Deimos 1877. Andra instrument inkluderar en 30cm Elvan Clark Refractor, två 61cm reflektorer och en 15cm meridiancirkel. Det största teleskopet som ägs av observatoriet är den 1,5 meter långa Astrometric Reflector i Flagstaff. Med detta instrument upptäckte James Christie Plutos måne Charon 1978. På sin plats i Arizona har observatoriet en optisk interferometer, Experimental Marine Optical Interferometer, som var det största teleskopet i sitt slag när det togs i drift 1995. United States Naval Observatory har ett av de rikaste astronomiska biblioteken i världen. Observatoriet sammanställer och publicerar astronomiska årsböcker för flottan, flyget och den internationella katalogen "Visible Places of Fundamental Stars".
Höghöjdsobservatorium	Solar Physical Observatory and Research Institute i Colorado, USA. Grundades 1940 under ledning av Harvard College Observatory och nu en gren av National Center for Atmospheric Research. Utrustning för att studera solen finns också i andra markbaserade centra och på satelliter.
Huvudastronomiska observatoriet vid Ukrainas vetenskapsakademi	Grundades 1944 (12 km söder om Kiev, h=180m över havet). Öppnade 1949 En konsoliderad katalog med koordinater för flera tusen referenspunkter på Månens synliga yta har sammanställts. Den har en observationsastronomisk bas i Elbrus-regionen på Terskol-toppen (h=3100m) med 40-cm, 80-cm och 2- meter teleskop. Huvudinstrument: 19 cm stor vertikal cirkel, dubbel vidvinkel 12 cm astrograf, 70 cm reflekterande teleskop (1959), 44 cm horisontellt solteleskop (1965) och andra instrument. Sedan 1985 har observatoriet publicerat den vetenskapliga tidskriften "Kinematics and Physics of Celestial Bodies", och sedan 1953 har det publicerat "Izvestia of the State Administrative Okrug of the Academy of Sciences of the Ukrainian SSR". Den första regissören var Alexander Yakovlevich Orlov (1880-1954) 1944-1948 och 1950-1951.
European Southern Observatory (ESO)	Den europeiska forskningsorganisationen grundades 1962. ESO:s medlemmar är åtta länder - Belgien, Danmark, Frankrike, Tyskland, Italien, Nederländerna, Sverige och Schweiz. Organisationens huvudkontor ligger i Garching nära München i Tyskland, och dess observatorium ligger i La Silla i Chile.
Krim Astrophysical Observatory (CrAO)	Ukrainska observatoriet beläget på Krim nära Simeiz. Grundades 1908 nära Simeiz som en gren av Pulkovo-observatoriet, men förstördes fullständigt med krigsutbrottet 1941. Genom dekret från Sovjetunionens regering av den 30 juni 1945 omvandlades den till en oberoende vetenskaplig institution - Krim Astrophysical Observatory vid USSR Academy of Sciences. 1946 började bygget av observatoriet på en ny, mer bekväm plats i byn Mangush (byn Nauchny, 12 km från Bakhchisarai). Det första stora instrumentet var en astrograf med 40 cm lins, installerad sommaren 1946 i Simeizm, där observationerna fortsatte. Den första regissören var G.A. Shine (1892-1956), sedan 1952 ersattes han av A. B. Severny (1913-1987). Beställd 1950. Här installerades 1961 det största teleskopet i Europa med en 264 cm spegel, F = 10 m, och 1981 installerades ett 125 cm teleskop för fotografiska observationer. Ett av de bästa solteleskopen i världen installerades också här 1954, och ett kraftfullt 22-meters millimetervågsradioteleskop installerades 1966.
National Radio Astronomy Observatory (NRAO)	En sammanslutning av organisationer som bedriver radioastronomiarbete i USA under överinseende av ett privat konsortium av universitet, Associated Universities Inc. Föreningen får finansiering enligt ett konsortiumavtal med US National Science Foundation. Teleskopen som används av NRAO finns på tre olika platser. Detta är en "Very Large Array" (VLA - Förkortning Very Large Array. Ett radioteleskop bestående av 27 antenner, var och en 25 m i diameter, som arbetar med metoden för apertursyntes baserad på jordens rotation. Beläget i Socorro, New Mexico , detta teleskop är det största världens största bländarsyntesteleskop. Denna uppsättning av antenner är arrangerad i en "Y"-form, vars armar är 21 km långa. Antennerna är elektroniskt sammankopplade, vilket resulterar i att uppsättningen fungerar som ett enda system med 351 radiointerferometrar som utför samtidiga observationer. Den maximala tillgängliga upplösningen för ett radioteleskop vid en våglängd på 1,3 cm är 0,05 bågsekunder. Men i praktiken görs de flesta observationer vid en våglängd av 6 cm med en upplösning på en bågsekund, eftersom detta minskar avsevärt tiden som krävs för att konstruera radiokartor), millimetervågsteleskopet vid Kitt Peak, samt 42-metersantennen och interferometern till Green Bank Telescope, beläget i Green Bank (West Virginia). Byggt 1962, 92-meters parabolantenn var helt ur funktion 1988. Konstruktionen av dess "efterträdare" - 100-metersteleskopet slutfördes 1998. Detta är världens största parabolantenn med helautomatisk styrning. Den 43 meter långa parabolantennen, som lanserades 1965, är fortfarande världens största ekvatorialteleskop. Det finns också en radiointerferometer som består av tre 26-meters parabolantenner, varav två kan röra sig längs ett 1,6 km långt spår). NRAO har sitt huvudkontor i Charlottesville, Virginia.
Pulkovo observatorium	Observatoriet nära S:t Petersburg i Ryssland, organiserat redan 1718 som St. Petersburgs observatorium och St. Petersburgs vetenskapsakademi, lät bygga det enda observatoriet i stadens centrum 1760. Det har funnits i Pulkovo sedan 1835. Den 19 augusti 1839 togs Pulkovo-observatoriet i drift på Pulkovo-höjderna (75 m över havet). Bygget påbörjades den 21 juni 1835, 70 km söder om S:t Petersburg enligt ritningen av A.P. Bryullov (1798-1877), utvecklad 1834. Den 3 juli 1835 lades huvudobservatoriets byggnad. 07/02/1838 - etablering av Pulkovo-observatoriet vid Vetenskapsakademien. Observatoriets historia är särskilt kopplad till historien om familjen Struve, vars sex medlemmar blev kända astronomer. Vasily Yakovlevich Struve var direktör för observatoriet från 1839 till 1862, och hans son Otto Vasilyevich Struve var från 1862 till 1889, som byggde ett astrofysiskt laboratorium 1886, och 1890-1895 stärkte F.A. Bredikhin forskningen vid observatoriet och utrustade det. med lämpliga instrument. Observatoriet blev "världens astronomiska huvudstad" för att skapa de mest exakta stjärnkatalogerna över fundamentala stjärnor: 1865, 1885, 1905 och 1930, för att noggrant mäta positionen för 8700 par dubbelstjärnor och bestämma de viktigaste astronomiska konstanterna. Från allra första början innehöll observatoriet, på den tiden, världens största 38 cm (15 tum) brytande teleskop, tillverkat av J. Flaunhofers elever - Merz och Mahler, och 1888 världens största 30 tum (76 cm) brytande teleskop. teleskop, tillverkat av den amerikanske optikern A. Clark. Det var Pulkovo-observatoriet som var ett av de första som använde fotografi inom astrometri. 1920 organiserades en exakt tidstjänst och 1924 inrättades en internationell tidstjänstkommitté vid observatoriet. 1932 organiserades Solgudstjänsten. Den tidens byggnader förstördes under andra världskriget, men återställdes sedan till sin ursprungliga form 1954. Invigningen ägde rum den 21 maj 1954. Observatoriet utökades avsevärt och utrustades med de senaste instrumenten. Ett 65 cm refraktorteleskop (F=10,4m), det största i Sovjetunionen, installerades. Observationsbaser i Kaukasus och Pamirs, Kislovodsks bergastronomiska station, i Blagoveshchensk (latitudinellt laboratorium på Amur), expedition i Bolivia (sedan 1983). Forskning: astrometri, radioastronomi, astronomisk instrumentering, extraatmosfärisk astronomi, etc. Observatoriet publicerar "Proceedings" (sedan 1893), "Izvestia" (sedan 1907), "Solar Data" (sedan 1954) m.fl.

Figur 46. Pulkovo-observatoriet

Röntgenstrålar är ett område av elektromagnetisk strålning med en våglängd från 0,01 till 10 nm, mellan det ultravioletta området och gammastrålningen. Eftersom fotoner i detta område har hög energi, kännetecknas de av hög joniserande och penetrerande förmåga, vilket avgör omfattningen av deras praktiska användning. Samma egenskaper gör dem mycket farliga för levande organismer. Jordens atmosfär skyddar oss från röntgenstrålar från rymden. Men ur astronomernas synvinkel är de av särskilt intresse, eftersom de bär viktig information om materia som värms upp till ultrahöga temperaturer (i storleksordningen miljontals kelviner) och de processer som leder till sådan uppvärmning.
Precis som med UV-området gjordes de första försöken att fotografera himmelssfären i röntgenspektrumet med utrustning installerad på geofysiska raketer på hög höjd. Det största problemet här var att "konventionella" fokuseringsmetoder - med hjälp av linser eller konkava speglar - är oacceptabla för högenergistrålar, så komplex "betesincidens"-teknik måste användas. Sådana fokuseringssystem har betydligt större massor och dimensioner än optiska instrument, och tillräckligt kraftfulla bärraketer var tvungna att dyka upp för att röntgenteleskop äntligen skulle komma in i låga jordbanor.
Det första framgångsrika försöket var den amerikanska satelliten Uhuru (Explorer 42), som fungerade från 1970 till 1973. Värt att nämna är också den första holländska rymdfarkosten ANS (Astronomical Netherlands Satellite), som lanserades i augusti 1974, och två NEAO (NASA) rymdskepp. observatorier - det andra av dem, som lanserades i omloppsbana den 13 november 1978, fick sitt namn efter Albert Einstein. Den 21 februari 1979 lanserade Japan Hakucho-apparaten (CORSA-b), som observerade "röntgenhimlen" fram till 1985. I över åtta år, från 1993 till 2001, har det andra japanska högenergiteleskopet ASCA (ASTRO- D) opererad. Europeiska rymdorganisationen "markerade" sig i denna riktning med satelliterna EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite, 1983-1986) och BeppoSAX (1996-2003). I början av 2012 stoppades driften av en av de "kosmiska långleverna" - Rossi X-ray Timing Explorer orbitalteleskop, som lanserades den 30 december 1995.

Tredje av de fyra stora

Chandra-röntgenteleskopet, som levererades i omloppsbana den 23 juli 1999 ombord på den återanvändbara rymdfarkosten Columbia (uppdrag STS-93), blev det tredje av fyra stora NASA-observatorier som lanserades mellan 1990 och 2003. Det namngavs för att hedra den amerikanske fysikern och astrofysiker indiskt ursprung Subramanian Chandrasekhar.

En geocentrisk bana med en apogeumhöjd på 139 tusen km och en perigeum på cirka 16 tusen km möjliggör kontinuerliga observationssessioner som varar upp till 55 timmar, vilket är betydligt mer jämfört med samma indikator för jordsatelliter med låg omloppsbana. Valet av omloppsbana beror också på att röntgenstrålning märkbart absorberas även av förtärnade gaser som finns i de översta lagren av jordens atmosfär – på de höjder där de flesta konstgjorda satelliter verkar. Omloppstiden är 64,2 timmar, där Chandra tillbringar 85 % av denna tid utanför jordens strålningsbälten. Nackdelen med en sådan bana är i synnerhet omöjligheten att skicka ett reparationsteam till teleskopet (vilket har gjorts upprepade gånger i fallet med Hubble-observatoriet).

TEKNISKA EGENSKAPER HOS CHANDRA TELESKOPET

> Vikt: 4620 kg
> Längd: 18 m
>Bländare: 120cm
> Brännvidd: 10m
> Uppsamlingsyta för speglar: 1100 cm 2
> Spektralt känslighetsområde: 0,12-12,5 nm (0,1-10 keV)

HUVUDSAKLIGA VETENSKAPLIGA MÅL:

> Studie av svarta hål i galaxernas centrum
> Sök och studera supermassiva svarta hål, processer för deras bildning, evolution, möjlig sammanslagning
> Observation av kärnorna i aktiva galaxer och närheten av supermassiva svarta hål
> Studie av neutronstjärnor, röntgenpulsarer, supernovarester
> Registrering av röntgenstrålning från solsystemets kroppar
> Studie av områden med aktiv stjärnbildning, bildningsprocesser och evolution av galaxhopar.

RYMD TELESKOP

Röntgenteleskopet har en ganska snäv specialisering. Den är utformad för att observera strålningen från mycket heta föremål i universum - som exploderande stjärnor, galaxhopar och materia i närheten av svarta hål. Den kan dock också upptäcka högenergistrålning som uppstår på ett eller annat sätt i atmosfärerna och på ytorna av olika kroppar i solsystemet. Det var ursprungligen planerat att Chandra skulle fungera i rymden i 5 år, men med tanke på det goda skicket på dess system ombord har driften redan utökats flera gånger (senast 2012).

Första teleskopobservationen

Galaktiska rester av supernovaexplosioner är en källa till värdefull information om universum, vilket framgår av resultaten av en analys av observationer från Chandra-teleskopet. I synnerhet, med dess hjälp, detaljerades strukturen av Cassiopeia A-resten, en karta över alla inkommande och utgående flöden av materia och stötvågor skapades, utflödena av interstellär och cirkumstellär materia före Supernova-explosionen var rumsligt åtskilda, och områden av den kosmiska strålens acceleration var lokaliserade. Inte mindre viktiga resultat var tillförlitlig detektering av starka breda emissionslinjer av återstoden i spektroskopiläget med ultrahög rumslig upplösning och kartläggning av fördelningen av grundämnen från kol till järn i utsläpp av ämnet. Åldern på kvarlevan som fastställts från dessa observationer är cirka 140 år, vilket är nästan identiskt med uppskattningar gjorda med andra metoder. Genom att jämföra åldrarna och linjära storlekar på andra supernovarester visades förmågan hos Chandra-teleskopet att mäta hastigheten för deras radiella expansion på nästan mikroskala: till exempel, över 22 år, ändrades storleken på Supernova-resterna SN 1987A i det stora magellanska molnet6 med bara 4 bågsekunder.

En nebulosa som drivs av en pulsar

Många astronomer noterar att en av de mest imponerande fördelarna med Chandra-teleskopet är dess förmåga att studera den fina strukturen hos de så kallade plerionerna (Pulsar Wind Nebulae - PWN) - nebulosor "matade" av pulsarmateria, vars egenskap är dess extremt liten storlek - i storleksordningen flera bågsekunder. Chandra var särskilt framgångsrik i att studera ett sådant objekt i konstellationen Vela - pulsaren Vela. För närvarande är detta den mest studerade plerion.

Denna Chandra-bild av den kompakta nebulosan runt Vela-pulsaren visar en intressant struktur som består av två bågformiga stötvågor. De bildades när ett gasmoln som omgav pulsaren kolliderade med nebulosans material när den rörde sig genom den. Strålarna som emitteras av pulsaren är synliga som ljusa raka segment vinkelrätt mot bågarna. Deras riktning sammanfaller praktiskt taget med rörelseriktningen för det supertäta föremålet. De tros uppstå på grund av dess rotation, såväl som växelverkan mellan materia och kraftfulla elektriska och magnetiska fält i dess närhet.

Förändringar i strålarnas form och ljusstyrka.

RYMD TELESKOP

Omfotografering av Vela-pulsaren av Chandra X-ray Observatory avslöjade märkbara förändringar i strålarnas form och ljusstyrka under relativt korta tidsperioder. Här presenteras fyra av hans 13 bilder, tagna under två och ett halvt år. Strålarnas längd når ett halvt ljusår (cirka 5 biljoner km), och deras bredd förblir nästan konstant genomgående och överstiger inte 200 miljarder km, vilket kan förklaras av närvaron av ett "begränsande" magnetfält i dem. Hastigheten på materia som skjuts ut av pulsaren är nästan halva ljusets hastighet. I sådana relativistiska flöden av laddade partiklar bör instabiliteter uppstå som redan har observerats i experiment med speciella acceleratorer. Nu har de kunnat registreras med hjälp av ett exempel på ett riktigt astrofysiskt objekt. Röntgenstrålning i detta fall uppstår från interaktionen mellan ultrasnabba elektroner och positroner med magnetfältslinjer.
Forskare förväntar sig att hitta liknande instabilitet i jetstrålar som sänds ut av supermassiva svarta hål i galaxernas centrum, men dess tidsskala borde vara mycket större (i storleksordningen hundratals och tusentals år).
Krabbnebulosan (Ml) är kvarlevan av en av de ljusaste Supernova-explosionerna i mänsklighetens historia, observerad 1054. Information om den finns i japanska, kinesiska och även några arabiska krönikor.

1. Unga solliknande stjärnor. Långtidsobservationer av stjärnhopar i Orionnebulosan (M42) har visat att unga stjärnor med solmassa, med åldrar från 1 till 10 miljoner år, uppvisar storskalig flareaktivitet, särskilt märkbar i röntgenområdet, medan frekvensen av bloss och deras energi är nästan en storleksordning högre än de processer som liknande de observerade på vår sol, vars ålder är nära 4,6 miljarder år. Detta kan avsevärt påverka bildandet av planeter och beboeliga zoner runt sådana stjärnor.
2. Supernovor och supernovarester. Bilder och spektra av supernovor som erhållits med Chandra-teleskopet gjorde det möjligt att studera dynamiken hos stötvågor som genereras av explosioner av massiva stjärnor, såväl som mekanismerna för acceleration av elektroner och protoner till nära ljushastigheter, bestämma mängden och fördelningen av tunga element som bildas vid utbrott, och studera mekanismerna för själva utbrotten.
3. Ringar runt pulsarer och jetstrålar. Chandrabilder av krabbnebulosan och andra supernovarester visar fantastiska ringar och strålar - utstötningen av högenergipartiklar som sänds ut av snabbt snurrande neutronstjärnor. Detta indikerar att de kan fungera som kraftfulla generatorer av sådana partiklar.
4. Svarta hål av stjärnmassor. Upptäckten av två svarta hål (BHs), vars massor överstiger 15 solmassor, fungerade som startpunkten för att revidera idéer om de möjliga mekanismerna för deras evolution.
5. Skytten A* är ett svart hål i mitten av Vintergatan. Chandra-teleskopet mätte energiuttaget och graden av förlust av materia i radiokällan Sagittarius A*, ett supermassivt svart hål beläget i mitten av vår galax (i riktning mot konstellationen Skytten). Dessa data gjorde det möjligt för astronomer att dra slutsatsen att den nuvarande låga aktivitetsnivån inte är en direkt konsekvens av bristen på "bränsle"-reserver i dess närhet.
6. Dubbla svarta hål. I en galax upptäckte Chandra två supermassiva svarta hål, som, enligt beräkningar, snart kommer att smälta samman. Det är möjligt att det är exakt så svarta hål växer i galaxernas centrum.
7. Svarta hål som skjuter ut materia. Chandra-bilder av galaxhopar ger observatörer dramatiska bevis på långvarig, återkommande explosiv aktivitet i samband med roterande supermassiva svarta hål. Denna aktivitet resulterar i en mycket effektiv omvandling av gravitationsenergin hos materia som faller på det svarta hålet till strömmar av högenergipartiklar. Således blir svarta hål från "sänkor" kraftfulla energikällor, på grund av vilka de spelar en nyckelroll i utvecklingen av massiva galaxer.
8. "Census" av svarta hål. Vid bearbetning av observationsresultat inom Chandra Deep Field-programmet upptäcktes hundratals supermassiva svarta hål, ackretionsskivorna i närheten av vilka avger röntgenstrålar under rotation. Förekomsten av dessa källor kan förklara nästan allt av himlens diffusa röntgen-"glöd", som upptäcktes för mer än 40 år sedan och först nu får en adekvat förklaring. "Census" av supermassiva svarta hål ger insikt i tidpunkten för bildandet av dessa objekt och deras utveckling. Experter talar också om den möjliga upptäckten av så kallade "svarta hål med mellanmassa" - i själva verket en ny kategori av föremål i denna klass.
9. Mörk materia. Observationer av Bullet Cluster och ett antal andra galaxhopar, utförda av Chandra-teleskopet i samband med flera optiska teleskop, har gett obestridliga bevis för att det mesta av materien i universum är i form av mörk materia. Dess närvaro manifesteras genom gravitationspåverkan på "normal" materia - elektroner, protoner och neutroner, som utgör "vanliga" atomer. Direkt upptäckt av denna komponent i universum är dock inte möjlig (åtminstone i vår tid). Enkätstudier av många galaxhopar har bekräftat att universum innehåller fem gånger mer mörk materia än "vanlig" materia.
10. Mörk energi. Observationsdata som erhållits av Chandra-teleskopet om tillväxthastigheten för galaxhopar visade att universums expansion accelererar - främst på grund av dominansen av ett ämne i rymden som kallas "mörk energi". Denna oberoende bekräftelse av upptäckten, gjord genom analys av optiska observationer av avlägsna supernovor, utesluter alla alternativ till allmän relativitet och skärper restriktionerna för mörk energis natur.
Andra vetenskapliga landvinningar av det mest framgångsrika röntgenteleskopet inkluderar detaljerade spektralstudier av aktiviteten hos supermassiva svarta hål i galaxernas centrum (inklusive upptäckt av supermassiva svarta hål dubbelt så aktiva som tidigare uppskattningar), nya data om bildningsprocesser av galaxhopar och deras utveckling, samt skapandet av en gemensam katalog Chandra Source Catalog (CSC), som innehåller över 250 tusen röntgenkällor på 1% av den totala himmelsytan och använder data från 10 tusen individuella observationer av många källor av olika typer (stjärnor i omedelbar närhet av Vintergatans centrum, galaktiska och extragalaktiska röntgenbinärer, kärnor i aktiva galaxer, etc.).

TOP 10 VETENSKAPLIGA RESULTAT FÖR CHANDRA

Mer än 900 år efter explosionen av en ljus supernova i stjärnbilden Oxen, är en expanderande gasnebulosa synlig på dess plats, i mitten av vilken det finns en supertät neutronstjärna - en pulsar. Det fortsätter att utstråla energi och avge strömmar av högenergipartiklar. Trots det faktum att det bara kan ses genom stora teleskop är det totala energiutsläppet för detta objekt 100 tusen gånger större än solens strålningskraft.
Högenergielektroner som sänder ut röntgenstrålar förlorar energi snabbare och hinner inte "flyga" långt från mitten av nebulosan varifrån de kastades ut, så den skenbara storleken på regionen som sänder ut i det längre våglängdsområdet är mycket större än plerion fotograferad av Chandra-teleskopet.

Krabbnebulosan övervakas nästan konstant av markbaserade och rymdbaserade instrument, med undantag för tidsperioder då solen inte är långt ifrån den på himlen. Utan överdrift kan detta objekt kallas en av de mest studerade himmelska "attraktionerna".