Основное назначение телескопов - собрать как можно больше излучения от небесного тела. Это позволяет видеть неяркие объекты. Во вторую очередь телескопы служат для рассматривания объектов под большим углом или, как говорят, для увеличения. Разрешение мелких деталей – третье предназначение телескопов. Количество собираемого ими света и доступное разрешение деталей сильно зависит от площади главной детали телескопа - его объектива. Объективы бывают зеркальными и линзовыми.
Линзовые телескопы.
Линзы, так или иначе, всегда используются в телескопе. Но в телескопах-рефракторах линзой является главная деталь телескопа – его объектив. Вспомним, что рефракция – это преломление. Линзовый объектив преломляет лучи света, и собирает их в точке, именуемой фокусом объектива. В этой точке строится изображение объекта изучения. Чтобы его рассмотреть используют вторую линзу – окуляр. Она размещается так, чтобы фокусы окуляра и объектива совпадали. Так как зрение у людей разное, то окуляр делают подвижным, чтобы было возможно добиться четкого изображения. Мы это называем настройкой резкости. Все телескопы обладают неприятными особенностями - аберрациями. Аберрации – это искажения, которые получаются при прохождении света через оптическую систему телескопа. Главные аберрации связаны с неидеальностью объектива. Линзовые телескопы (да и телескопы вообще) грешат несколькими аберрациями. Назовем лишь две из них. Первая связана с тем, что лучи разных длин волн преломляются чуть по-разному. Из-за этого для синих лучей существует один фокус, а для красных – другой, расположенный дальше от объектива. Лучи других длин волн собираются каждый в своем месте между этими двумя фокусами. В результате мы видим окрашенные в радугу изображения объектов. Такая аберрация называется хроматической. Второй сильной аберрацией является аберрация сферическая. Она связана с тем, что объектив, поверхностью которого является часть сферы, на самом деле, не собирает все лучи в одной точке. Лучи идущие на разных расстояниях от центра объектива собираются в разных точках, из-за чего изображение получается нечетким. Этой аберрации не было бы, если бы объектив имел поверхность параболоида, но такую деталь сложно изготовить. Чтобы уменьшить аберрации изготавливают сложные, вовсе не двухлинзовые системы. Дополнительные части вводятся для исправления аберраций объектива. Давно держащий первенство среди линзовых телескопов - телескоп Йеркской обсерватории с объективом 102 сантиметра диаметром.
Зеркальные телескопы.
У простых зеркальных телескопов, телескопов-рефлекторов, объектив - это сферическое зеркало, которое собирает световые лучи и отражает их с помощью дополнительного зеркала в сторону окуляра - линзы, в фокусе которой строится изображение. Рефлекс – это отражение. Зеркальные телескопы не грешат хроматической аберрацией, так как свет в объективе не преломляется. Зато у рефлекторов сильнее выражена сферическая аберрация, которая, кстати говоря, сильно ограничивает поле зрения телескопа. В зеркальных телескопах так же используются сложные конструкции, поверхности зеркал, отличные от сферических и прочее.
Зеркальные телескопы изготавливать легче и дешевле. Именно поэтому их производство в последние десятилетия бурно развивается, в то время как новых крупных линзовых телескопов уже очень давно не делают. Самый большой зеркальный телескоп имеет сложный объектив из нескольких зеркал, эквивалентный целому зеркалу диаметром 11 метров. Самый большой монолитный зеркальный объектив имеет размер чуть больше 8-ми метров. Самым большим оптическим телескопом России является 6-ти метровый зеркальный телескоп БТА (Большой Телескоп Азимутальный). Телескоп долгое время был наикрупнейшим в мире.
Характеристики телескопов.
Увеличение телескопа. Увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Если, скажем, фокусное расстояние объектива два метра, а окуляра – 5 см, то увеличение такого телескопа будет 40 крат. Если поменять окуляр, можно изменить и увеличение. Так астрономы и поступают, ведь не менять же, в самом деле, огромный объектив?!
Выходной зрачок. Изображение, которое строит для глаза окуляр, может в общем случае быть как больше глазного зрачка, так и меньше. Если изображение больше, то часть света в глаз не попадет, тем самым, телескоп будет использоваться не на все 100%. Это изображение называют выходным зрачком и рассчитывают по формуле: p=D:W, где p – выходной зрачок, D – диаметр объектива, а W – увеличение телескопа с данным окуляром. Если принять размер глазного зрачка равным 5 мм, то легко рассчитать минимальное увеличение, которое разумно использовать с данным объективом телескопа. Получим этот предел для объектива в 15 см: 30 крат.
Разрешение телескопов
В виду того что, свет – это волна, а волнам свойственно не только преломление, но и дифракция, никакой даже самый совершенный телескоп не дает изображение точечной звезды в виде точки. Идеальное изображение звезды выглядит в виде диска с несколькими концентрическими (с общим центром) кольцами, которые называют дифракционными. Размером дифракционного диска и ограничивается разрешение телескопа. Все, что закрывает собою этот диск, в данный телескоп никак не увидишь. Угловой размер дифракционного диска в секундах дуги для данного телескопа определяется из простого соотношения: r=14/D, где диаметр D объектива измеряется в сантиметрах. Упомянутый чуть выше пятнадцатисантиметровый телескоп имеет предельное разрешение чуть меньше секунды. Из формулы следует, что разрешение телескопа всецело зависит от диаметра его объектива. Вот еще одна причина строительства как можно более грандиозных телескопов.
Относительное отверстие. Отношение диаметра объектива к его фокусному расстоянию называется относительным отверстием. Этот параметр определяет светосилу телескопа, т. е., грубо говоря, его способность отображать объекты яркими. Объективы с относительным отверстием 1:2 – 1:6 называют светосильными. Их используют для фотографирования слабых по яркости объектов, таких, как туманности.
Телескоп без глаза.
Одной из самых ненадежных деталей телескопа всегда был глаз наблюдателя. У каждого человека - свой глаз, со своими особенностями. Один глаз видит больше, другой - меньше. Каждый глаз по-разному видит цвета. Глаз человека и его память не способны сохранить всю картину, предлагаемую для созерцания телескопом. Поэтому, как только стало возможным, астрономы стали заменять глаз приборами. Если подсоиденить вместо окуляра фотоаппарат, то изображение, получаемое объективом можно запечатлеть на фотопластине или фотопленке. Фотопластина способна накапливать световое излучение, и в этом ее неоспоримое и важное преимущество перед человеческим глазом. Фотографии с большой выдержкой способны отобразить несравненно больше, чем под силу рассмотреть человеку в тот же самый телескоп. Ну и конечно, фотография останется как документ, к которому неоднократно можно будет в последствии обратиться. Еще более современным средством являются ПЗС - камеры с полярно-зарядовой связью. Это светочувствительные микросхемы, которые подменяют собой фотопластину и передают накапливаемую информацию на ЭВМ, после чего могут делать новый снимок. Спектры звезд и других объектов исследуются с помощью присоединенных к телескопу спектрографов и спектрометров. Ни один глаз не способен так четко различать цвета и измерять расстояния между линиями в спектре, как это с легкостью делают названные приборы, которые еще и сохранят изображение спектра и его характеристики для последующих исследований. Наконец, ни один человек не сможет посмотреть одним глазом в два телескопа одновременно. Современные системы из двух и более телескопов, объединенных одной ЭВМ и разнесенных, порой на расстояния в десятки метров, позволяют добиться потрясающе высоких разрешений. Такие системы называют интерферометрами. Пример системы из 4-х телескопов - VLT. Целых четыре вида телескопов мы объединили в один подраздел неслучайно. Земная атмосфера пропускает соответствующие длины электромагнитных волн неохотно, поэтому телескопы для изучения неба в этих диапазонах стремятся вынести в космос. Именно с развитием космонавтики напрямую связано развитие ультрафиолетовой, рентгеновской, гамма и инфракрасной отраслей астрономии.
Радиотелескопы.
В качестве объектива радиотелескопа чаще всего выступает металлическая чаша параболоидной формы. Собранный ею сигнал принимается антенной, находящейся в фокусе объектива. Антенна связана с ЭВМ, которая обычно и обрабатывает всю информацию, строя изображения в условных цветах. Радиотелескоп, как и радиоприемник, способен одновременно принимать только какую-то длину волны. В книге Б. А. Воронцова-Вельяминова «Очерки о Вселенной» есть очень интересная иллюстрация, напрямую связанная с предметом нашего разговора. В одной обсерватории гостям предлагали подойти к столу и взять с него листок бумаги. Человек брал листок и на обороте читал примерно следующее: «Взяв этот листок бумаги, Вы затратили больше энергии, чем приняли все радиотелескопы мира за все время существования радиоастрономии». Если Вы ознакомились с этим разделом (а следовало бы), то Вы, должно быть, помните, что радиоволны обладают самыми большими длинами волн среди всех видов электромагнитного излучения. Это означает, что соответствующие радиоволнам фотоны переносят совсем немного энергии. Чтобы собрать приемлемое количество информации о светилах в радиолучах, астрономы строят огромные по размерам телескопы. Сотни метров – вот тот не столь уже удивительный рубеж для диаметров объективов, который достигнут современной наукой. К счастью, в мире все взаимосвязано. Строительство гигантских радиотелескопов не сопровождается теми же сложностями в обработке поверхности объектива, которые неизбежны при строительстве оптических телескопов. Допустимые погрешности поверхности пропорциональны длине волны, поэтому, порою, металлические чаши радиотелескопов представляют собой не гладкую поверхность, а попросту решетку, и на качестве приема это никак не сказывается. Большая длина волны также позволяет строить грандиозные системы интерферометров. Порой, в таких проектах участвуют телескопы разных континентов. В проектах есть интерферометры космических масштабов. Если они осуществятся, радиоастрономия достигнет невиданных пределов в разрешении небесных объектов. Кроме сбора излучаемой небесными телами энергии, радиотелескопам доступно «подсвечивание» поверхности тел Солнечной системы радиолучами. Сигнал, посланный, скажем с Земли на Луну, отразится от поверхности нашего спутника и будет принят тем же телескопом, что и посылал сигнал. Этот метод исследований называется радиолокацией. С помощью радиолокации можно многое узнать. Впервые астрономы узнали о том, что Меркурий вращается вокруг своей оси именно таким способом. Расстояние до объектов, скорость их движения и вращения, их рельеф, некоторые данные о химическом составе поверхности – вот те немаловажные сведения, которые по силам выяснить радиолокационными методами. Самый грандиозный пример таких исследований – полное картографирование поверхности Венеры, проведенное АМС «Магеллан» на стыке 80-х и 90-х годов. Как Вы, может быть, знаете, эта планета прячет от человеческого глаза свою поверхность за плотной атмосферой. Радиоволны же беспрепятственно проходят сквозь облака. Теперь мы знаем о рельефе Венеры лучше, чем о рельефе Земли (!), ведь на Земле покрывало океанов мешает проводить изучение большей части твердой поверхности нашей планеты. Увы, скорость распространения радиоволн велика, но не безгранична. К тому же, с удаленностью радиотелескопа от объекта возрастает рассеивание посланного и отраженного сигнала. На дистанции Юпитер-Земля сигнал принять уже сложно. Радиолокация – по астрономическим меркам, оружие ближнего боя.
Рентгеновские лучи - диапазон электромагнитного излучения с длиной волны от 0,01 до 10 нм, промежуточный между ультрафиолетовым диапазоном и гамма-лучами. Поскольку
фотоны этого диапазона обладают большой энергией, они характеризуются высокой ионизирующей и проницающей способностью, что определяет сферу их практического использования.
Эти же свойства делают их очень опасными для живых организмов. От рентгеновских лучей, приходящих из космоса, нас защищает земная атмосфера. Однако с точки зрения астрономов они
представляют особый интерес, поскольку несут важную информацию о веществе, разогретом до сверхвысоких температур (порядка миллионов кельвинов), и процессах, ведущих к
такому разогреву.
Как и в случае с УФ-диапазоном, первые попытки сфотографировать небесную сферу в рентгеновском спектре были сделаны оборудованием, установленным на высотных геофизических
ракетах. Главная проблема здесь заключалась в том, что «обычные» методы фокусировки - с помощью линз или вогнутых зеркал - для высокоэнергетических лучей неприемлемы,
поэтому приходится применять сложную технологию «скользящего падения». Такие фокусирующие системы имеют значительно большие массы и габариты, чем оптические инструменты,
и должны были появиться достаточно мощные ракеты-носители, чтобы рентгеновские телескопы наконец-то вышли на околоземные орбиты.
Первой такой удачной попыткой стал американский спутник Uhuru (Explorer 42), проработавший с 1970 по 1973 г. Заслуживают упоминания также первый голландский космический
аппарат ANS (Astronomical Netherlands Satellite), запущенный в августе 1974 г., и две космических обсерватории НЕАО (NASA) - вторая из них, выведенная на орбиту 13 ноября 1978
г., получила имя Альберта Эйнштейна. Япония 21 февраля 1979 г. запустила аппарат «Хакучо» (CORSA-b), наблюдавший «рентгеновское небо» до 1985 г. Свыше восьми лет -
с 1993 до 2001 г. - функционировал второй японский высокоэнергетический телескоп ASCA (ASTRO-D). Европейское космическое агентство «отметилось» в этом направлении
спутниками EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite, 1983-1986) и BeppoSAX (1996-2003). В начале 2012 г. прекращена эксплуатация одного из «космических долгожителей» -
орбитального телескопа Rossi X-ray Timing Explorer, запущенного 30 декабря 1995 г.
Третий из «Большой четверки»
Рентгеновский телескоп Chandra, доставленный на орбиту 23 июля 1999 г. на борту многоразового корабля Columbia (миссия STS-93), стал третьей из четырех больших обсерваторий NASA, запущенных в период с 1990 по 2003 г. Название он получил в честь американского физика и астрофизика индийского происхождения Субраманьяна Чандрасекара.
Геоцентрическая орбита с высотой апогея 139 тыс. км и перигеем около 16 тыс. км позволяет проводить непрерывные сеансы наблюдений продолжительностью до 55 часов, что существенно больше по сравнению с аналогичным показателем для низкоорбитальных спутников Земли. Выбор орбиты связан также с тем, что рентгеновское излучение заметно поглощается даже разреженными газами, содержащимися в самых верхних слоях земной атмосферы - на высотах, где работает большинство искусственных спутников. Период обращения составляет 64,2 часа, причем 85% этого времени Chandra проводит вне пределов радиационных поясов Земли. Недостатком такой орбиты является, в частности, невозможность отправки к телескопу ремонтной бригады (как это неоднократно делалось в случае обсерватории Hubble).
 |
|
ТЕХНИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ТЕЛЕСКОПА ЧАНДРА
> Масса: 4620 кг
ОСНОВНЫЕ НАУЧНЫЕ ЗАДАЧИ: > Исследование черных дыр в центрах галактик
|
| КОСМИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ |
Рентгеновский телескоп имеет довольно узкую специализацию. Он предназначен для наблюдений излучения очень горячих объектов Вселенной - таких, как взрывающиеся звезды, галактические кластеры, вещество в окрестностях черных дыр. Однако он может регистрировать и высокоэнергетическое излучение, возникающее тем или иным образом в атмосферах и на поверхностях различных тел Солнечной системы. Первоначально планировалось, что Chandra проработает в космосе 5 лет, но с учетом хорошего состояния бортовых систем его эксплуатация уже несколько раз продлевалась (последний раз - в 2012 г.).
Первое наблюдение телескопа
Галактические остатки вспышек сверхновых являются источником ценнейшей информации о Вселенной, свидетельством чему могут быть результаты анализа наблюдений телескопа Chandra. В частности, с его помощью была детализирована структура остатка Кассиопея А, создана карта всех входящих и исходящих потоков вещества и ударных волн, пространственно разделены истечения межзвездной и околозвездной материи до момента взрыва Сверхновой, локализованы области ускорения космических лучей. Не менее важными результатом стала надежная регистрация сильных широких линий излучения остатка в режиме спектроскопии сверхвысокого пространственного разрешения и картирование распределения элементов от углерода до железа в выбросах вещества. Определенный из этих наблюдений возраст остатка равен примерно 140 годам, что почти совпадает с оценками, сделанными другими методами. Сравнение возрастов и линейных размеров остатков других сверхновых продемонстрировало способность телескопа Chandra измерять скорость их радиального расширения практически в микромасштабах: например, за 22 года размер остатка Сверхновой SN 1987А в Большом Магеллановом Облаке6 изменился всего лишь на 4 угловых секунды.
Туманность, «подпитываемая» пульсаром
Многие астрономы отмечают, что одним из наиболее впечатляющих достоинств телескопа Chandra является его способность исследовать тонкую структуру так называемых плерионов (Pulsar Wind Nebulae - PWN) - туманностей, «подпитываемых» веществом пульсара, особенностью которых являются чрезвычайно малые размеры - порядка нескольких угловых секунд. Особенно преуспел Chandra в изучении такого объекта в созвездии Паруса - пульсара Vela. На данный момент это наиболее исследованный плерион.
Снимок компактной туманности вокруг пульсара в созвездии Паруса, сделанный телескопом Chandra, демонстрирует интересную структуру, состоящую из двух дугообразных ударных волн. Они образовались при столкновении облака газа, окружающего пульсар, с веществом туманности при его движении сквозь нее. Джеты, испускаемые пульсаром, видны как яркие прямые отрезки, перпендикулярные дугам. Их направление практически совпадает с направлением движения сверхплотного объекта. Считается, что они возникают благодаря его вращению, а также взаимодействию вещества с мощными электрическими и магнитными полями в его окрестностях.
 |
| Изменения формы и яркости джетов. |
| КОСМИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ |
Повторное фотографирование пульсара Vela рентгеновской обсерваторией Chandra выявило заметные изменения формы и яркости джетов на сравнительно коротких отрезках времени. Здесь представлено четыре из 13 его изображений, полученных на протяжении двух с половиной лет. Длина джетов достигает половины светового года (около 5 трлн км), а их ширина остается практически постоянной на всем протяжении и не превышает 200 млрд км, что можно объяснить наличием в них «удерживающего» магнитного поля. Скорость выбрасываемого пульсаром вещества равна почти половине скорости света. В таких релятивистских потоках заряженных частиц должны возникать нестабильности, уже наблюдавшиеся в экспериментах на специальных ускорителях. Теперь их удалось зарегистрировать на примере реального астрофизического объекта. Рентгеновское излучение в данном случае возникает при взаимодействии сверхбыстрых электронов и позитронов с магнитными силовыми линиями.
Похожую нестабильность ученые ожидают обнаружить у джетов, испускаемых сверхмассивными черными дырами в центрах галактик, однако ее временной масштаб должен быть гораздо большим (порядка сотен и тысяч лет).
Крабовидная туманность (Ml) - остаток одной из ярчайших вспышек Сверхновой в истории человечества, наблюдавшейся в 1054 г. Информация о ней содержится в японских, китайских, а также некоторых арабских хрониках.
|
1. Молодые солнцеподобные звезды.
Длительные наблюдения звездных скоплений в Туманности Ориона (М42) показали, что молодые звезды солнечных масс, имеющие возраст
от 1 до 10 млн лет, демонстрируют крупномасштабную вспышечную активность, особенно заметную в рентгеновском диапазоне, при этом частота вспышек и их энергетика почти на порядок
превосходит процессы подобного рода, наблюдающиеся на нашем Солнце, возраст которого близок к 4,6 млрд лет. Это может существенно влиять на формирование планет и зон
обитаемости вокруг таких звезд.
2. Сверхновые и остатки сверхновых. Изображения и спектры сверхновых, полученные телескопом Chandra, позволили изучить динамику ударных волн, генерируемых взрывами массивных звезд а также механизмы ускорения электронов и протонов до околосвето-вых скоростей, определить количество и распределение тяжелых элементов, образующихся при вспышках, и исследовать механизмы самих вспышек. 3. Кольца вокруг пульсаров и джеты. Полученные телескопом Chandra изображения Крабовидной туманности и других остатков сверхновых демонстрируют изумительной красоты кольца и джеты - выбросы высокоэнергетических частиц, испускаемых быстровращающимися нейтронными звездами. Это свидетельствует о том, что они могут служить мощными генераторами таких частиц. 4. Черные дыры звездных масс. Открытие двух черных дыр (ЧД), массы которых превышают 15 масс Солнца, послужило отправным пунктом для пересмотра представлений о возможных механизмах их эволюции. 5. Стрелец А* - черная дыра в центре Млечного пути. Телескоп Chandra измерил энергетический выход и темпы уменьшения количества вещества в радиоисточнике Sagittarius А* - сверхмассивной черной дыре, расположенной в центре нашей Галактики (в направлении созвездия Стрельца). Эти данные позволили астрономам сделать вывод, что современный низкий уровень ее активности не является прямым следствием отсутствия запасов «топлива» в ее окрестностях. 6. Двойные черные дыры. В одной галактике Chandra открыл две сверхмассивных черных дыры, которые, по расчетам, вскоре сольются. Не исключено, что именно таким образом растут ЧД в центрах галактик. 7. Черные дыры, выбрасывающие вещество. Полученные телескопом Chandra изображения скоплении галактик предоставляют наблюдателям драматические свидетельства долговременной повторяющейся взрывной активности, связанной с вращающимися сверхмассивными ЧД. Эта активность имеет следствием высокоэффективную конверсию гравитационной энергии выпадающего на ЧД вещества в потоки высокоэнергетических частиц. Таким образом, черные дыры из «поглотителей» становятся мощными источниками энергии, за счет чего играют ключевую роль в эволюции массивных галактик. 8. «Перепись» черных дыр. При обработке результатов наблюдений в рамках программы Chandra Deep Field были открыты сотни сверхмассивных ЧД, аккреционные диски в окрестностях которых при вращении испускают рентгеновские лучи. Существованием этих источников можно объяснить практически все диффузное рентгеновское «сияние» неба, обнаруженное более 40 лет назад и лишь в наши дни получившее адекватное объяснение. «Перепись» сверхмассивных ЧД дает представление о времени формирования этих объектов и об их эволюции. Специалисты также говорят о возможном открытии так называемых «черных дыр промежуточных масс» - фактически новой категории объектов этого класса. 9. Темная материя. Результаты наблюдений скопления «Пуля» и ряда других галактических скоплений, проведенных телескопом Chandra совместно с несколькими оптическими телескопами, стали бесспорным доказательством того, что большая часть вещества во Вселенной пребывает в форме темной материи. Ее наличие проявляется посредством гравитационного воздействия на «нормальную» материю - электроны, протоны и нейтроны, из которых состоят «привычные» атомы. Однако прямое детектирование этой компоненты мироздания не представляется возможным (по крайней мере, в наше время). Проведенные обзорные исследования многих скоплений галактик подтвердили, что Вселенная содержит в пять раз больше темной материи, нежели «обычной». 10. Темная энергия. Полученные телескопом Chandra наблюдательные данные о скорости роста скоплений галактик показали, что расширение Вселенной ускоряется - главным образом по причине преобладания в пространстве субстанции, получившей название «темная энергия». Это независимое подтверждение открытия, сделанного благодаря анализу оптических наблюдений удаленных сверхновых, исключает любые альтернативы Общей Теории Относительности и ужесточает ограничения на природу темной энергии. Из других научных достижений наиболее успешного рентгеновского телескопа необходимо отметить проведение детальных спектральных исследований активности сверхмассивных черных дыр в центрах галактик (в том числе обнаружение сверхмассивных ЧД вдвое более активных по сравнению с более ранними оценками), новые данные о процессах формирования скоплений галактик и их эволюции, а также создание общего каталога Chandra Source Catalog (CSC), содержащего свыше 250 тыс. рентгеновских источников на 1% общей площади неба и использующего данные 10 тыс. отдельных наблюдений множества источников различных типов (звезд в непосредственной близости к центру Млечного Пути, галактических и внегалактических рентгеновских двойных, ядер активных галактик и пр.). |
| ТОП-10 НАУЧНЫХ ДОСТИЖЕНИЙ ЧАНДРА |
Через 900 с лишним лет после вспышки яркой Сверхновой в созвездии Тельца на ее месте видна расширяющаяся газовая туманность, в центре которой находится сверхплотная нейтронная звезда - пульсар. Он продолжает излучать энергию и испускать потоки высокоэнергетических частиц. Несмотря на то, что увидеть его можно только в большие телескопы, суммарное энерговыделение этого объекта в 100 тыс. раз превосходит мощность излучения Солнца.
Высокоэнергетические электроны, испускающие рентгеновские лучи, теряют энергию быстрее и не успевают «отлететь» далеко от центра туманности, откуда они были выброшены, поэтому видимый размер области излучающей в более длинноволновом диапазоне, значительно больше плериона, сфотографированного телескопом Chandra.
Мониторинг Крабовидной туманности наземными и космическими инструментами ведется практически постоянно, за исключением периодов времени, когда недалеко от нее на небе
находится Солнце. Этот объект без преувеличения можно назвать одной из самых изученных небесных «достопримечательностей».
«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.
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-35Широкополосный 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 Николай4.2. 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 ПалаоВзгляд, 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 ГеоргиевичРентгеновский 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 МаркусТелескоп 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 Владиславович27. 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 авторовРентгеновский 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 авторовРентгеновский 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 авторовРентгеновский 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 авторовРентгеновский 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 авторовТелескоп 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