Röntgenikiirgus. Chandra teleskoop, udukogud, pulsarid, mustad augud. Koolientsüklopeedia röntgenteleskoobid
röntgenteleskoop
vahend aja ja spektri uurimiseks. Püha kosmose allikates. röntgen kiirguse, samuti nende allikate koordinaatide määramiseks ja nende kujutiste ülesehitamiseks.Olemasolevad radioaktiivsed seadmed töötavad röntgenkiirte footonite energiapiirkonnas . kiirgus 0,1 kuni sadu keV, st lainepikkuste vahemikus 10 nm kuni sajandikke nm. Astronoomiliste teostuste eest. vaatlused selles lainepikkuste piirkonnas R. t. tõusevad maapinna atmosfäärist rakettidel või satelliitidel, alates röntgenikiirtest. kiirgus neeldub atmosfääris tugevalt. Kiirgust > 20 keV-ga saab jälgida alates õhupallidest ~ 30 km kõrguselt.
R. t. Võimaldab: 1) registreerida kõrge efektiivsusega röntgenikiirgusega. pho-
toonid; 2) eraldada vajaliku energiapiirkonna footonite löögile vastavad sündmused laengu toimel põhjustatud signaalidest. ch-c ja gamma footonid; 3) määrab röntgenikiirte saabumissuuna. kiirgus.
R. t. Vahemikus 0,1-30 keV on footonidetektor proportsionaalne loendur, täidetud gaasiseguga (Ar + CH4, Ar + CO2 või Xe + CO2). Röntgenikiirgus gaasi aatomi footoniga kaasneb fotoelektroni kiirgus (vt. Fotoelektroonide emissioon), Auger-elektronid
Joon. 1. a - röntgendiagramm. pilukollimaatoriga teleskoop; b & mdash; teleskoobi töö skaneerimisrežiimis.
(cm Augeri efekt) ja fluorestseerivad footonid (vt. Fluorestsents). Fotoelektron ja Auger elektron kaotavad kiiresti energia gaasi ioniseerimiseks, fluorestseerivad footonid võivad gaasi tõttu kiiresti fotoefekt. Sellisel juhul on moodustunud elektron-ioonpaaride koguarv proportsionaalne. energia röntgen. footon. Seega taastatakse röntgenkiirgus anoodahelas oleva voolu impulsi abil. footon.
Normaalsetes tingimustes kiiritatakse t. R. võimsate laenguvooludega. ch-c ja gamma footonid lagunevad. energiad, rukis. R. detektor T. registreerub koos roentgeniga. uuritava kiirgusallika footonid. Röntgenikiirte eraldamiseks. footonid üldisest taustast, kasutatakse antikoincidentsuse meetodit (vt. Kokkusattumuse meetod). Röntgenikiirte saabumine. footonid on fikseeritud ka vastavalt nende loodud elektrilise impulsi kujule. praegune, kuna laetud. ch-ts annavad signaale, mis on ajaliselt pikemad kui röntgenikiirgus. footonid.
Röntgenikiirte suuna määramiseks. Allikas on seade, mis koosneb pilukollimaatorist ja selle külge jäigalt samal raamil kinnitatud täheandurist. Kollimaator (plaatide komplekt) piirab R. t vaatevälja ja läbib röntgenikiirte. footonid, mis liiguvad ainult väikese täisnurga all (~ 10-15 ruutkraadi). Röntgen. kollimaatorit läbiv footon (joonis 1, a) registreeritakse ülespoole. loenduri maht. Saadud voolu impulss mööda vooluringi üles. anood
läbib kokkusattumisvastase ahela (kuna alumisest anoodist pole pärssivat signaali) ja juhitakse aja ja energia määramiseks analüsaatorisse. har-k footon. Seejärel edastatakse teave Maale telemeetria abil. Samal ajal edastatakse tähesensorilt teavet selle vaatevälja kõige eredamate tähtede kohta. See teave võimaldab teil tuvastada R. telgede positsiooni T. Ruumis footoni saabumise ajal.
R. t töötamise ajal. Skaneerimisrežiimis määratakse suund allikale kui R. t. Asend, mille juures loendussagedus saavutab maksimumi. Nurk R. eraldusvõime t. Pilukollimaatori või sarnase rakukollimaatoriga on mitukümmend kaareminutit.
Oluliselt parem ang. eraldusvõimet (~ mitu kümmet sekundit) omab mooduliga R. t. kollimaatorid (joonis 2, aga). Modulaator. kollimaator koosneb kahest (või enamast) detektori ja pilukollimaatori vahele paigaldatud ühedimensioonilisest juhtmestikust, mille jaoks viimane tõuseb detektori kohal ~ 1 m kõrgusele ja vaatlused viiakse läbi mõlemas skaneerimisrežiimis (joonis fig. 1, b) või pöörlemine telje ümber, risti võrgusilma tasapinnaga. Igas kollimaatorvõrgus olevad juhtmed on üksteisega paralleelselt paigutatud traadi läbimõõduga võrdsele kaugusele. Seega, kui allikas liigub üle R. vaatevälja, varjud ülevalt. juhtmed libisevad mööda põhja. ruudustik, lööb juhtmeid ja siis on loendamise määr maksimaalne, siis nende vahel ja siis on see minimaalne (taust).
Nurk t loendamiskiiruse jaotus modulatsiooniga. kollimaator (ekraani funktsioon) on näidatud joonisel fig. 2, b. N-ruudustiku modulatsiooniks kollimaatori nurk külgnevate maksimumide vahel 0 = 2 n-1 r, kus r = d / l- ang. R. loa t. Enamikul juhtudel R. t. Koos mooduliga. kollimaatorid annavad täpse röntgenikiirte lokaliseerimise. allikatest, mis on piisavad nende identifitseerimiseks taevaste objektidega, mis kiirgavad teistes e-magneti vahemikes. lained.
Modulatsiooniga kollimaatorid hakkavad kodeerimistehnikaga konkureerima. ava võimaldav получитьr<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.
Joon. 2. a - röntgenseade. teleskoop koos modulatsiooniga kollimaator; b - ang. loendusmäära jaotus.
Röntgenikiirguse allika asukoht kiirgus R. vaateväljas T. määratakse maksimaalse korrelatsiooni asendi järgi. funktsioon loenduskiiruse saadud jaotuse üle detektori pinnal ja ekraani edastamise funktsiooni vahel.
Energiapiirkonnas > 15 keV kasutatakse radioaktiivse t detektoritena kristalle. stsintillaatorid NaI (Tl) (vt. Stsintillatsiooniloendur); taustalaengu allasurumiseks. Kõrgete energiate h-ts ja gammafootonid seatakse esimeste ristidega antikoincincidence. stsintillaatorid CsI (Tl). Sellistes radioaktiivsetes toonides kasutatakse vaatevälja piiramiseks aktiivseid kollimaatoreid - stsintillaatoritest valmistatud silindrid, mis on sisse lülitatud NaI (Tl) stsintillaatoritega anticincidentside jaoks.
Energia vahemikus 0,1 kuni mitu. keV on kõige tõhusamad R. t., mille korral toimub väikeste nurkadega langeva kiirguse fokusseerimine teravustamispeeglile (joonis 3). Sellise t. R. tundlikkus on ~ 10 3 korda suurem kui t. Teiste struktuuride R. selle võime tõttu koguda keskmisest kiirgust. ala ja otse väikeste mõõtmetega detektorile, mis suurendab oluliselt signaali ja müra suhet. Selle skeemi järgi ehitatud R. t. Annab röntgenikiirguse allikast kahemõõtmelise pildi.
Joon. 3. Röntgenikiirte fokuseerimise skeem. teleskoop.
kiirgus sarnaneb tavapärasele optilisele. teleskoop. Pildi konstrueerimiseks fookustavas R.-s kasutatakse detektoritena asukohatundlikke proportsioone. kaamerad, mikrokanalidetektorid ja laenguga ühendatud seadmed (CCD). Nurk resolutsiooni esimesel juhul määrab Ch. arr. tühikud. kaamera eraldusvõime on ~ 1 ", mikrokanalidetektorid ja CCD-d annavad 1–2" (teljele lähedaste kiirte puhul). Spektromeetriga. uuringutes kasutatakse PP detektoreid, Braggi kristalle. spektromeetrid ja difraktsioon. võre koos asenditundlikuga. detektorid. Cosm. röntgenikiirgusallikad. kiirgused on väga erinevad. Röntgen. päikesekiirgus avastati 1948. aastal Ameerika Ühendriikides tõstetud raketist Geigeri letid tippu. atmosfääri kihid. 1962. aastal avastas R. Giacconi rühm (USA) ka raketist esimese röntgenikiirguse allika. kiirgus väljaspool päikesesüsteemi - "Scorpion X-1", samuti hajutatud röntgenkiirte taust, ilmselt ekstragalaktiline. päritolu. 1966. aastaks oli rakettidega tehtud katsete tulemusel ca. 30 diskreetset röntgenikiirgust. allikatest. Spetsiaalsete sarjade orbiidile viimisega. AES ("UHURU", "Ariel", "SAS-3", "Vela", "Copernicus", "HEAO" jne) koos R. t. Decomp. tüüpi on leitud sadu röntgenkiirte. allikad (galaktilised ja ekstragalaktilised, pikendatud ja kompaktsed, statsionaarsed ja muutuvad). Mn. nendest allikatest pole veel tuvastatud optilistes ilmingutega. ja muud vahemikud el-magn. kiirgus. Tuvastatud galaktika hulgas. objektid: lähedased kahendtähesüsteemid, mille üheks komponendiks on röntgen. pulsar; üksik pulsarid(Krabi, Vela); ülejäägid supernoovad(laiendatud allikad); ajutised (mööduvad) allikad, mis suurendavad järsult röntgenkiirguse heledust. vahemik ja aja jooksul jälle mitmest välja suremas. minutit kuni mitu. kuud; t. n. b a rsters - võimsad vilkuvad röntgenikiired. kiirgus, mille iseloomulik sähvatuse aeg on mitu. sekundit. Tuvastatud ekstragalaktiliseks. objektide hulka kuuluvad lähedal asuvad galaktikad (Magellani pilved ja Andromeeda udukogu), raadiogalaktikad Virgo-A (M87) ja Centaurus-A (NGC 5128), kvasarid (eelkõige ZC 273), Seyfert ja muud aktiivsete tuumadega galaktikad; galaktikaparved on kõige võimsamad röntgenikiirgusallikad. kiirgus Universumis (neis vastutab kiirguse eest kuum galaktikatevaheline gaas temperatuuriga 50 miljonit K). Valdav enamus kosmosest. röntgen allikad yavl. objektid, mis on täiesti erinevad nendest, mis olid teada enne röntgenkiirte algust. astronoomia ja ennekõike eristab neid tohutu energia eraldumine. Heledus galaktiline. rent. allikad jõuavad 10 36 -10 38 erg / s-ni, mis on kogu lainepikkuse vahemikus 10 3 -10 5-kordne Päikese energiaeraldus. Ekstragalaktilises. registreeriti heledus kuni 10 45 erg / s, mis näitab siin avalduvate kiirgusmehhanismide ebatavalist olemust. Lähedastes kahendtähesüsteemides näiteks DOS-na. energia vabanemise mehhanismi peetakse saare ülevooluks ühest komponendist (hiigeltäht) teise (neutronitäheni või must auk)- ketas akretsioon, lõikega moodustab tähele kukkumine selle tähe lähedal ketta, kus meedium hõõrdumise tõttu kuumeneb ja hakkab intensiivselt kiirgama. Hajusate röntgenkiirte päritolu tõenäoliste hüpoteeside seas. taust koos eeldusega umbes soojuskiirgus kuum intergalaktiline. gaas, peetakse vastupidist Comptoni efekt el-nov aktiivsete galaktikate kiiratud IR-footonitel või footonitel reliikvia kiirgus. KHEAO-B satelliitide vaatlusandmed näitavad, et märkimisväärne panus (> 35%) hajusasse röntgenisse. tausta annavad kauged diskreetsed allikad, Ch. arr. kvasarid.
Röntgenastronoomia, toim. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht-Boston, 1974; Shklovsky I.S., Tähed: nende sünd, elu ja surm, 2. trükk, M., 1977; Kaplan S.A., Pikelner S.B., Tähtedevahelise keskmise füüsika, Moskva, 1979.
N. S. Jamburenko.
Sageli leiutamine Esimene teleskoop omistati Hans Lipperschle'ile Hollandist (1570–1619), kuid ta polnud kindlasti avastaja. Suure tõenäosusega peitub tema teenitavus selles, et ta tegi uue teleskoobi instrumendi esimesena populaarseks ja nõutuks. Ja ta oli ka see, kes esitas 1608. aastal patendi torule paigutatud läätsepaari jaoks. Ta nimetas seadet spiooniklaasiks. Kuid tema patent lükati tagasi, kuna tema seade tundus liiga lihtne.
Röntgenteleskoop on mõeldud kaugete kosmoseobjektide vaatlemiseks röntgenspektris. Tavaliselt paigutatakse teleskoobid kõrgel asuvatele rakettidele või tehissatelliitidele, kuna Maa atmosfäär on röntgenkiirguse jaoks väga tõsine takistus.
Ameerika professor Ricardo Giaconi avaldas koos Bruno Rossiga juba 1960. aastal maailma esimese skeemi tõelisest röntgeniteleskoopist, millel oli teravustamispeeglite süsteem. Mis on põhimõtteline erinevus röntgenteleskoobi ja muud tüüpi teleskoopide vahel? Fakt on see, et röntgenkiirte kvandid oma suure energia tõttu praktiliselt ei murdu aines, nad neelduvad praktiliselt igas langemisnurgas (välja arvatud kõige madalamad). Seetõttu oli vajalik, et röntgenikiirgus liiguks peaaegu paralleelselt peegeldava peegliga. Selline peegel on paraboolse või hüperboolse pinnaga kitsenev õõnes toru, millesse röntgenikiir siseneb. Giacconi ja Rossi teleskoop sisaldas instrumendi tundlikkuse maksimeerimiseks mitu pesakujulist torukujulist peeglit, millel oli üks kesktelg. Sarnane skeem oli kõigi kaasaegsete röntgeniteleskoopide alus.
Kaasaegsed röntgenteleskoobid töötavad röntgenkiirte footonite energia vahemikus 0,1 kuni sadu keV. Selliste teleskoopide peeglid on valmistatud keraamilisest või metallist fooliumist (sageli kasutatakse kulda ja raadiumi). Kriitiline peegeldumisnurk sõltub footonite energiast.
Röntgenikiirte salvestamise põhiprobleem on seotud asjaoluga, et röntgenteleskoopi kiiritatakse võimsate laetud osakeste ja erineva energiaga gamma-footonite voogudega, mida see salvestab koos röntgenkiirte footonitega. Selle probleemi lahendamiseks kasutage kokkusattumuste vastast meetodit. Röntgenikiirgusallika suuna täpseks määramiseks kasutatakse seadet, mis koosneb pilukollimaatorist (vaatevälja piiravate plaatide komplekt) ja täheandurist (registreerib läbiva röntgenkiirguse footoni) kollimaator). Saadud vooluimpulss läbib kokkusattumisvastase ahela, mille järel määratakse spetsiaalse analüsaatori abil footoni energiaomadused.
Sellise pilukollimaatoriga teleskoobi nurklahutus on mitukümmend kaareminutit. Samuti saab röntgenteleskoopides kasutada nn modulatsiooni (kiikuvaid) kollimaatoreid (siin on eraldusvõime nurk mitu kümmet sekundit). Selline kollimaator koosneb kahest või enamast ühemõõtmelisest traatvõrgust, mis on paigaldatud detektori ja pilukollimaatori vahele. Vaatlus viiakse läbi kas skaneerimisrežiimis või pöörlemisel võrkude tasapinnaga risti asuva telje ümber.
Üks veel arenenum tehnoloogia on ava kodeerimise tehnika piltide saamiseks. Selle tehnoloogia kasutamisel paigaldatakse maatriksdetektori ette võre kujul olev mask, millel on kogu piirkonnas ebaühtlane ülekanne (läbipaistvate ja läbipaistmatute elementide vaheldumise tõttu). See disain kaalub palju vähem ja võimaldab nurga eraldusvõimet alla 1 ". Röntgeniteleskoobi näiteks on Chandra kosmose röntgenivaatluskeskus, mille NASA käivitas 1999. aastal.
Röntgenikiirgus - elektromagnetkiirguse vahemik lainepikkusega 0,01 kuni 10 nm, ultraviolett- ja gammakiirte vahepealne. Kuna selle vahemiku footonitel on kõrge energia, iseloomustab neid kõrge ioniseerimis- ja läbitungimisvõime, mis määrab nende praktilise kasutamise ulatuse. Need samad omadused muudavad need elusorganismidele väga ohtlikuks. Maa atmosfäär kaitseb meid kosmosest tulevate röntgenkiirte eest. Astronoomide vaatevinklist pakuvad nad siiski erilist huvi, kuna neil on oluline teave ülikõrgetele temperatuuridele (umbes miljonites kelviinides) kuumutatud aine ja sellise kuumutamiseni viivate protsesside kohta.
Nagu UV-vahemiku puhul, tehti ka esimesi katseid röntgenspektris taevakera pildistamiseks kõrgele geofüüsikalisele raketile paigaldatud seadmetega. Peamine probleem oli siin see, et "tavapärased" teravustamismeetodid - koos läätsede või nõgusate peeglitega - olid suure energiaga kiirte jaoks vastuvõetamatud, mistõttu tuli rakendada keerukat "karjatamise esinemissageduse" tehnikat. Sellistel fokuseerimissüsteemidel on palju suurem mass ja mõõtmed kui optilistel instrumentidel ning röntgenteleskoopide lõplikuks sisenemiseks madalal orbiidil oleks pidanud ilmuma piisavalt võimsad kanderaketid.
Esimene selline edukas katse oli Ameerika satelliit Uhuru (Explorer 42), mis opereeris aastatel 1970–1973. Tähelepanuväärsed on ka esimene Hollandi kosmoselaev ANS (Astronoomiline Hollandi satelliit), mis käivitati 1974. aasta augustis, ja kaks kosmose vaatluskeskust NEAO (NASA) - teine neist, 13. detsembril 1978 orbiidile lastud, sai nimeks Albert Einstein. 21. veebruaril 1979 käivitas Jaapan Hakucho aparaadi (CORSA-b), mis jälgis "röntgenitaevast" kuni 1985. aastani. Üle kaheksa aasta, 1993–2001, oli Jaapani teine kõrge energiaga teleskoop ASCA (ASTRO -D) opereeritud. Euroopa Kosmoseagentuur "märkis" selles suunas satelliite EXOSAT (Euroopa röntgenkiirte vaatluskeskuse satelliit, 1983-1986) ja BeppoSAX (1996-2003). 2012. aasta alguses lõpetati 30. detsembril 1995. aastal käivitatud orbiidil töötava teleskoobi Rossi röntgenikiirgus Timing Explorer töö.
Kolmas "neljast"
Chandra röntgenteleskoop, mis saadeti orbiidile 23. juulil 1999 korduvkasutatava kosmoseaparaadi Columbia pardal (STS-93 missioon), sai kolmandaks neljast NASA suurest vaatluskeskusest, mis lansseeriti aastatel 1990–2003. See sai nime Ameerika füüsiku ja astrofüüsiku järgi India päritolu Subramanian Chandrasekhar.
Apogeekõrgusega 139 tuhat km ja umbes 16 tuhande km perigeega geotsentriline orbiit võimaldab pidevaid kuni 55-tunniseid vaatlusseansse, mis on oluliselt rohkem kui madala orbiidiga Maa satelliitide analoogne näitaja. Orbiidi valik on tingitud ka asjaolust, et röntgenikiirgus neeldub märgatavalt ka maa atmosfääri ülemistes kihtides sisalduvatest haruldastest gaasidest - kõrgustel, kus töötab enamik tehissatelliite. Orbiidiperiood on 64,2 tundi ja Chandra veedab 85% sellest ajast väljaspool Maa kiirgusvööndeid. Sellise orbiidi puuduseks on eelkõige remondimeeskonna teleskoobi saatmise võimatus (nagu seda tehti korduvalt Hubble'i observatooriumi puhul).
 |
|
CHANDRA TELESKOOPI SPETSIFIKATSIOONID
> Kaal: 4620 kg PÕHITUD TEADUSLIKUD EESMÄRGID: > Mustade aukude uurimine galaktikakeskustes |
| KOSMOSETELEKOOPAD |
Röntgenteleskoop on üsna kitsa spetsialiseerumisega. See on mõeldud universumi väga kuumade objektide, näiteks plahvatavate tähtede, galaktikaparvede ja mustade aukude läheduses oleva aine kiirguse jälgimiseks. Kuid see suudab registreerida ka suure energiaga kiirgust, mis ühel või teisel viisil tekib päikesesüsteemi erinevate kehade atmosfäärides ja pindadel. Algselt oli plaanis, et Chandra töötab kosmoses 5 aastat, kuid arvestades rongisüsteemide head seisukorda, on selle toimimist juba mitu korda pikendatud (viimati 2012. aastal).
Teleskoobi esimene vaatlus
Supernoova plahvatuste galaktilised jäänused on Universumi kohta kõige väärtuslikuma teabe allikas, mida tõendavad Chandra teleskoobi vaatluste analüüsi tulemused. Eelkõige tehti tema abiga üksikasjalik Cassiopeia A jäänuse struktuur, loodi kõigi sissetulevate ja väljaminevate ainevoogude ja lööklainete kaart, tähtedevahelise ja tähtkujulise aine väljavoolud enne supernoova plahvatust olid ruumiliselt eraldatud ja olid lokaliseeritud kosmiliste kiirte kiirenduse piirkonnad. Mitte vähem oluline tulemus oli jäänuse tugevate laiade emissioonijoonte usaldusväärne registreerimine ülimalt suure ruumilise eraldusvõimega spektroskoopia režiimis ja elementide süsinikust rauani jaotumise kaardistamine aine heitkogustes. Nende vaatluste põhjal määratud vanuse vanus on umbes 140 aastat, mis langeb peaaegu kokku teiste meetoditega tehtud hinnangutega. Teiste supernoova jäänuste vanuste ja lineaarsete suuruste võrdlus on näidanud Chandra teleskoobi võimet mõõta nende radiaalse laienemise kiirust peaaegu mikroskaalal: näiteks 22 aasta jooksul muutus SN 1987A jäänuse suurus Suures Magellaanipilves6 vaid 4 kaaresekundi võrra.
Pulsariga töötav udukogu
Paljud astronoomid märgivad, et Chandra teleskoobi üks kõige muljetavaldavam eelis on võime uurida nn pulsari tuule udukogude (pulsari ainest "toidetud" udude) struktuuri, millel on äärmiselt väikesed mõõtmed. suurusjärgus paar kaarekundit. Eriti edukalt uuris Chandra sellist objekti Paruse tähtkujus - Vela pulsarit. Praegu on see enim uuritud plerion.
Chandra teleskoobi tehtud kompaktsest udust Chandra kujutis pulsari ümber tähtkujus Sails näitab huvitavat struktuuri, mis koosneb kahest kaarekujulisest lööklainest. Need tekkisid siis, kui pulsarit ümbritsev gaasipilv põrkas selle kaudu liikudes udukogust kokku. Pulsari kiiratavad joad on nähtavad heledate sirgjoontena, mis on risti kaaridega. Nende suund langeb praktiliselt kokku ülitiheda objekti liikumissuunaga. Arvatakse, et need tekivad tänu selle pöörlemisele, samuti aine vastasmõjule selle läheduses asuvate võimsate elektri- ja magnetväljadega.
 |
| Düüside kuju ja heleduse muutused. |
| KOSMOSETELEKOOPAD |
Chandra röntgenkiirte observatooriumi Vela pulsari korduvad fotod paljastasid suhteliselt lühikese aja jooksul märgatavad muutused joade kujus ja heleduses. Siin on näidatud neli 13 pildist, mis on temast tehtud kahe ja poole aasta jooksul. Düüside pikkus ulatub poole valgusaastani (umbes 5 triljonit km) ning nende laius jääb kogu ulatuses praktiliselt konstantseks ega ületa 200 miljardit km, mis on seletatav "piirava" magnetvälja olemasoluga neis. Pulsari väljutatava materjali kiirus on peaaegu pool valguse kiirusest. Sellistes laetud osakeste relativistlikes voogudes peaks tekkima ebastabiilsus, mida on juba täheldatud spetsiaalsete kiirenditega tehtud katsetes. Nüüd on need registreeritud tõelise astrofüüsikalise objekti näitel. Röntgenkiirgus tekib sel juhul ülikiirete elektronide ja positroonide vastasmõjust magnetvälja joontega.
Teadlased loodavad leida sarnase ebastabiilsuse galaktikakeskustes asuvate supermassiivsete mustade aukude poolt eraldatavates joades, kuid selle ajaskaala peaks olema palju suurem (suurusjärgus sadu ja tuhandeid aastaid).
Krabi nebula (Ml) on inimkonna ajaloo ühe eredama supernoova puhangu jäänus, mida täheldati aastal 1054. Teave selle kohta on Jaapani, Hiina ja ka mõnes araabia kroonikas.
|
1. Noored päikesetaolised tähed. Orioni udu (M42) täheparvede pikaajalised vaatlused on näidanud, et päikesemasside noored tähed vanuses 1 kuni 10 miljonit aastat näitavad laialdast välklambi aktiivsust, mis on eriti märgatav röntgenkiirte piirkonnas, samas kui sagedus rakette ja nende energeetika on peaaegu suurusjärgu võrra kõrgem kui sedalaadi protsessid, mida täheldatakse meie Päikesel, kelle vanus on peaaegu 4,6 miljardit aastat. See võib märkimisväärselt mõjutada selliste tähtede ümbruse planeetide ja elupaikade teket. 2. Supernovae ja supernoova jäänused. Chandra teleskoobi abil saadud supernoovade pildid ja spektrid võimaldasid uurida massiivsete tähtede plahvatuse tekitatud lööklainete dünaamikat, samuti elektronide ja prootonite kiirenemise mehhanisme peaaegu valguskiirustele, et määrata nende arv ja ägenemiste ajal moodustunud raskete elementide jaotus ja raketite mehhanismide uurimine. 3. Sõrmused pulsarite ja joade ümber. Krabi udu ja teiste Chandra teleskoobi tehtud supernoova jäänuste piltidel on silmatorkavalt ilusad rõngad ja joad - kiiresti pöörlevate neutronitähtide kiirgatavad suure energiaga osakeste väljutused. See näitab, et nad võivad olla selliste osakeste võimsate tekitajatena. 4. Tähemasside mustad augud. Kahe musta augu (BH) avastamine, mille mass ületab 15 päikesemassi, oli lähtepunkt ideede ülevaatamiseks nende evolutsiooni võimalike mehhanismide kohta. 5. Ambur A * - must auk Linnutee keskel. Chandra teleskoop mõõtis energiaallikat ja aine hulga vähenemise kiirust raadioallikas Ambur A * - ülimassiivne must auk, mis asub meie Galaktika keskel (Amburi tähtkuju suunas). Need andmed võimaldasid astronoomidel järeldada, et praegune madal aktiivsuse tase ei ole otsene tagajärg selle läheduses asuvate "kütusevarude" puudumisele. 6. Topelt mustad augud.Ühes galaktikas on Chandra avastanud kaks ülimassiivset musta auku, mis arvutuste kohaselt peagi ühinevad. Võimalik, et just nii kasvab BH galaktikate keskpunktides. 7. Ained väljutavad mustad augud. Chandra teleskoobi kujutised galaktikaparvest annavad vaatlejatele dramaatilisi tõendeid pöörlevate ülimassiivsete BH-de pikaajalise ja korduva plahvatusliku toime kohta. Selle tegevuse tulemuseks on BH-le langenud aine gravitatsioonienergia ülitõhus muundamine kõrge energiaga osakeste voogudeks. Seega muutuvad "neelajate" mustad augud võimsateks energiaallikateks, tänu millele on neil võtmeroll massiivsete galaktikate evolutsioonis. 8. Mustade aukude loendus. Chandra Deep Field programmi vaatlustulemuste töötlemisel avastati sadu ülimassiivseid BH-sid, mille läheduses asuvad akretsioonikettad kiirgavad röntgenikiirte ajal pöörlemisel. Nende allikate olemasolu suudab seletada praktiliselt kogu taeva hajusat röntgenikiirgust, mis avastati rohkem kui 40 aastat tagasi ja on tänapäeval saanud piisava selgituse. Supermassiivsete BH-de "loendus" annab aimu nende objektide tekkimise ajast ja nende arengust. Eksperdid räägivad ka nn "vahemasside mustade aukude" võimalikust avastamisest - tegelikult selle klassi objektide uuest kategooriast. 9. Tume aine."Kuuli" ja mitmete teiste galaktikaparvede vaatluste tulemused, mille Chandra teleskoop viis läbi mitme optilise teleskoobiga, on saanud vaieldamatuks tõestuseks, et suurem osa universumis olevast ainest on tumeaine kujul. Selle olemasolu avaldub gravitatsioonitoimel "normaalsel" ainel - elektronidel, prootonitel ja neutronitel, millest koosnevad "tuttavad" aatomid. Selle universumi komponendi otsene tuvastamine pole aga võimalik (vähemalt meie aja järgi). Paljude galaktikaparvede uuringud on kinnitanud, et Universum sisaldab viis korda rohkem tumeainet kui “tavaline” aine. 10. Tume energia. Chandra teleskoobi abil saadud vaatlusandmed galaktikaparvede kasvukiiruse kohta näitasid, et Universumi paisumine kiireneb - peamiselt tänu pimedaks energiaks nimetatud aine ülekaalus ruumis. See kaugete supernoovade optiliste vaatluste analüüsi abil tehtud avastuse sõltumatu kinnitus välistab üldise relatiivsusteooria alternatiivid ja karmistab tumeda energia olemuse piiranguid. Edukaima röntgenteleskoobi muude teadussaavutuste hulgas tuleb märkida galaktikakeskustes asuvate supermassiivsete mustade aukude aktiivsuse üksikasjalike spektriuuringute läbiviimist (sealhulgas ka varem kaks korda aktiivsemate ülimassiivsete BH-de avastamine) hinnangud), uusi andmeid galaktikaparvede moodustumisprotsesside ja nende arengu kohta ning üldise kataloogi Chandra Source Catalogue (CSC) loomist, mis sisaldab üle 250 tuhande röntgenikiirguse 1% kogu Taevas ja kasutades 10 tuhande eraldi vaatluse andmeid, mis pärinevad paljudest erinevat tüüpi allikatest (Linnutee keskpunkti vahetus läheduses olevad tähed, galaktika- ja ekstragalaktilised röntgenbinaarkaardid, aktiivsete galaktikate tuumad jne). |
| KANDRA TOP-10 TEADUSLIK SAAVUTUS |
Enam kui 900 aastat pärast heleda Supernova puhkemist Tauruse tähtkujus on selle asemel nähtav laienev gaasikiht, mille keskel on ülitihe neutrontäht - pulsar. See kiirgab jätkuvalt energiat ja kiirgab kõrge energiaga osakeste voogusid. Hoolimata asjaolust, et seda saab näha ainult suurte teleskoopidega, on selle objekti kogu energia eraldumine 100 tuhat korda suurem kui Päikese kiirgusvõimsus.
Röntgenkiiri kiirgavad suure energiaga elektronid kaotavad energia kiiremini ja neil pole aega "ära lennata" udukogu keskelt kaugele, kust nad välja heideti, nii et kiirgava piirkonna näiv suurus pikemas lainepikkuste vahemikus on palju suurem kui Chandra teleskoobi pildistatud plerion.
Krabi udu jälgitakse maa ja kosmoseseadmete abil peaaegu pidevalt, välja arvatud ajavahemikud, mil Päike pole taevas kaugel. Seda liialdamata objekti võib nimetada üheks enim uuritud taevase "vaatamisväärsuseks".
Peamised röntgendetektorid on juba käsitletud: proportsionaalsed loendurid allpool olevate energiate jaoks ja stsintillatsiooniloendurid energiate jaoks varem. Probleemiks on vajadus välja jätta kosmilised kiired, mis põhjustavad ka loendurite sees ioniseerumist. Sel eesmärgil kasutatakse kolme meetodit.
Esimene meetod on antikoincidentsidetektorite kasutamine. Sellisel juhul on röntgeniloendurid ümbritsetud stsintilliva ainega (plastist stsintillaator või sädelev vedelik) ning kõik loenduri ja stsintillaatori käivitavad sündmused visatakse kõrvale laetud osakese põhjustatud kujul (joonis 7.10, a).
Teine meetod on elektronimpulsi kuju analüüs sõltuvalt ajast. Kiire osake, olgu see siis väikese energiaga kosmilise kiire osake või sellise osakese abil loendurist välja löödud kiire elektron, loob ioniseeritud raja, mis tekitab väljumisel laia impulsi. Teisalt viib footon, mille energia on ümber, lokaalse ionisatsioonini ja sellest tulenev impulss on lühike, eriti selle esiserv. Näiteks argooni aatomitest kosmilise röntgenkiirguse abil välja visatud elektronide vahemik on tavaliselt väiksem kui 0,132 cm. Seda kosmiliste kiirte ja röntgenkiirte eristamise meetodit nimetatakse tõusuajaks või impulsi kuju eristamiseks (joonised 7.10, b ja c).
Kolmas meetod, mida kasutatakse kõvade röntgenkiirte ja pehmete footonite jaoks, hõlmab detektoreid, mida nimetatakse kihilisteks fosforiteks. Need koosnevad kihtidest erinevatest sädelevatest materjalidest, millel on footonite ja laetud osakeste tuvastamise efektiivsus erinev. Sellise paari üheks komponendiks võib olla detektor, mis on valmistatud tseesiumjodiidist, mis on tundlik footonite suhtes ja mida kasutatakse standardse stsintillatsiooni footoniloendurina, ja teine komponent võib olla valmistatud plastikust ketrusseadmest, mis on footonite suhtes tundetu. Seetõttu annavad footonid signaali ainult esimeses detektoris, samal ajal kui laetud osakesed läbivad seda
Joon. 7.10. Röntgenkiirte (b) ja kosmiliste kiirte (c) eristamine tõusuaja (või impulsi kuju) järgi.
detektor, põhjustada mõlemas materjalis valgusvihke. Kihilistes fosforites kasutatavad stsintillaatorid valitakse nii, et nende lagunemisaeg oleks erinev, seetõttu tekitab seadmesse tungiv laetud osake kaks ajavahega eraldatud valgusvoogu, mis on võimelised tuvastama kosmilisi kiiri nende iseloomulike tunnuste järgi ja välistama need. Footoni põhjustatud valgusvälgu intensiivsust kasutatakse selle energia määramiseks, samas kui γ-kiirgusele iseloomulike energiate puhul on võimalik saavutada energia eraldusvõime suurusjärgus 10% ja parem.
On vaja piirata röntgenteleskoobi vaatevälja, mida sageli tehakse mehaanilise kollimaatoriga. Lihtsamal juhul koosneb kollimaator ristkülikukujulistest õõnestorudest. Sellise kollimaatori suunadiagrammil on kolmnurk, kuna võib eeldada, et röntgenkiirgus levib sirgjooneliselt, s.t. vastavalt geomeetrilise optika seadustele. Ainus erand on juhtum, kui valgusvihk satub normaalse nurga all suure juhtivusega aine nagu vask pinnale. Peegeldus võib siis esineda karjatamise esinemissageduses. Väiksema energiaga footonite puhul täheldatakse peegeldumist siis, kui nurk tala suuna ja materjali pinna vahel pole
Joon. 7.11. Lihtsa röntgenteleskoobi skeem. Seda tüüpi teleskoobid paigaldati Uhuru ja Ariel-5 satelliitidele.
ületab mõne kraadi. See peegeldumisprotsess sarnaneb raadiolainete läbipainumisega ioniseeritud plasmas, kus plasma sagedus suureneb sügavusega. Ehkki peegeldus toimub ainult väga väikeste nurkade all, on see piisav kaldus langemispeeglitega teleskoopide väljatöötamiseks, mis annavad taeva fokaaltasapinna (punkt 7.3.2).
Niisiis, võite kokku panna lihtsa röntgeniteleskoobi vastavalt joonisel fig. 7.11. Pange veel kord tähele, et olulist rolli mängivad kaasaegsed amplituudianalüsaatorite, diskrimineerijate ja antikoincinciidsete ahelate elektroonilised vooluringid, mis peaksid sellistes teleskoopides olema. Seda tüüpi teleskoobid on orbiidil olnud röntgenivaatluskeskuse "Uhuru" pardal väga edukalt töötanud.
7.3.1. Röntgen-satelliit "uhuru". Röntgensatelliit "Uhuru" käivitati Keenia rannikult 1970. aasta detsembris. Satelliidile paigaldatud teadusseadmete hulka kuulus kaks berülliumakendega proportsionaalset loendurit, millest igaühe efektiivne ala oli. Need olid suunatud vastupidises suunas pöörlemisteljega risti ja olid varustatud mehaaniliste kollimaatoritega, mis piirasid vaatevälja (täislaius poole maksimaalsest) (joonis 7.12). Satelliidi pöörlemisperiood ümber oma telje oli 10 min. Proportsionaalsed loendurid olid piirkonnas tundlikud
Teleskoobi tundlikkus. Teleskoobi tundlikkuse piir määrati taustkiirguse järgi. Taustkiirgust on kahte tüüpi.
1. Kvantide ja kosmiliste kiirte ebapiisava väljajätmisega seotud loenduste arv sekundis. See väärtus varieerub teleskoobilt teleskoobi ja Uhuru pardal olnud detektorite puhul
2. Kosmiline röntgenikiirguse taustkiirgus, mis on väga ere See taustkiirgus on isotroopne; eeldatakse, et see on kosmoloogilist päritolu. Mõõt teleskoobi energiapiirkonnas. Teleskoobi tundlikkuse piir määratakse statistiliselt. Kui aktsepteerime diskreetse röntgenikiirgusallika tuvastamise kriteeriumina signaali vähemalt kolm korda
Joon. 7.12. Röntgen-satelliit "Uhuru". a - instrumentide asukoht; b - röntgenteleskoobi suund.
müraga seotud standardhälbe (antud juhul statistilise müra) ületamine, siis saab näidata, et tuvastamiseks kättesaadava nõrgima punktiga röntgenikiirguse allika peaks olema
kus täisnurk, mis on võrdne teleskoobi vaatenurgaga, on allika vaatlusaeg. Röntgenikiirguse taustakiirgus energiavahemikus on võrdne ja selle intensiivsusspekter on ligikaudu kirjeldatud seosega, kus mõõdetakse. Nende andmete abil saate näidata, et kollimaatori jaoks on mõlema tüüpi taustakiirgus ligikaudu sama, samas kui väiksema vaatevälja jaoks on oluline ainult laetud osakeste taust. Kosmiline röntgenkiirguse taustakiirgus kui müraallikas muutub tähtsusetuks, kui vaateväli on alla mõne kraadi.
Tavarežiimis skaneerib satelliit ühte taevariba paljude orbiitide ümber. Proovige ühe vaatluspäeva jooksul välja arvutada kõige nõrgem tuvastatav allikas ja võrrelda seda Uhuru, Uhuru kataloogidest võetud tegeliku Uhuru voo tiheduse piiriga vahemikus. Kui kaua kulus kogu taeva skaneerimiseks selle tundlikkuse taseme saavutamiseks?
Aja variatsioonid. Uhuruga tehtud silmapaistvaim avastus oli pulseerivad röntgenikiirgusallikad. Teleskoop
Joon. 7.13. Allika andmete logimise fragment Histogramm näitab proovide arvu järjestikustes sekundites prügikastides. Täisjoon on harmooniline kõver, mis lähendab kõige paremini vaatlusi, arvestades teleskoobi muutuvat tundlikkust allika skannimisel.
salvestatud kollimaatoriga ja iga 0,096 s järel edastatud Maale röntgenkiirte andmed. Keskmine voo tihedus allikast võrdub perioodiga 1,24 s. Kui palju oli müra taset ületav allikas pulsatsiooni tuvastamisel? Selgub, et ajavahemikul ei ületanud lähtesignaal mürataset oluliselt, kuid Fourieri analüüsi (või võimsusspektri) meetodite kasutamine võimaldab andmete töötlemisel pikemat aega avastada palju väiksema intensiivsusega pulseerimisi . Salvestuse fragment on näidatud joonisel fig. 7.13.
7.3.2. Einsteini röntgenivaatluskeskus. Röntgenkiirte astronoomias revolutsiooni põhjustanud Uhuru vaatluste järel on kõige olulisemad edusammud seotud röntgensatelliidi lennuga, mida nimetatakse ka Einsteini röntgenivaatluskeskuseks. Selle observatooriumi pardal oli palju ainulaadseid seadmeid, sealhulgas kaldus langusega teleskoop, mis ehitab suure nurga eraldusvõimega pildi.
Röntgenikiirgus peegeldub ainult juhtivate materjalide pinnalt suurte langemisnurkade all. Peegeldumisenergiate korral tekib see siis, kui pinna ja kiirguse langemissuuna vaheline nurk on suurusjärgus mitu kraadi; mida suurem on footonite energia, seda väiksem peaks see nurk olema. Seetõttu on taevase allika röntgenkiirte fokuseerimiseks paraboolne helkur koos
Joon. 7.14. Röntgenkiire fokusseerimine kaldus paraboolsete ja hüperboolsete peeglite kombinatsiooni abil. Seda kombinatsiooni kasutatakse Einsteini röntgenivaatluskeskuses.
väga pikk fookuskaugus ja helkuri keskosa ei tohi kasutada. Teleskoobi fookuskaugust saab kogumispinna pindala tõttu vähendada teise kogumispeegli sisseviimisega, samas kui eelistatud konfiguratsioon on paraboloidi ja hüperboloidi kombinatsioon (joonis 7.14.) Selline süsteem fokuseerib X- kiired, mis langevad ainult joonisel näidatud rõngakujulisse piirkonda. Kogumisala suurendamiseks saab kasutada mitme peegli kombinatsiooni. Sellist süsteemi kasutati suure hävinguga teleskoobis HRI, mis paigaldati Einsteini observatooriumi pardale. See võimaldas saada taevase sfääri kujutise 25-meetrise läbimõõduga vaateväljas ja nurkhävitus oli parem vaatevälja keskelt 5-raadiuses.
Teleskoobiga sama nurga lahutusvõimega kaheteljeline detektor tuleks paigutada fokaaltasandisse. HRI-s koosneb see kahest mikrokanaliplaadist, mis paiknevad üksteise taga. Need detektorid on väga õhukeste torude komplekt, mida mööda hoitakse suurt potentsiaalset erinevust. Toru ühte otsa sattunud elektron hakkab kiirenema ja seintega kokku põrgates lööb välja täiendavad elektronid, mis omakorda kiirenevad ja löövad ka elektronid välja jne. Nagu proportsionaalse loenduri puhul, on ka selle protsessi eesmärk saada üksikelektronist intensiivne elektronpuhang. HRI-s on esimese mikrokanaliplaadi esipind kaetud.Esipinnale langenud röntgenkiirte footon lööb välja elektroni, mille tulemusena tuvastatakse elektronid teise plaadi väljumisel. Selle elektronide plahvatuse registreerib vastastikku risti asetsevate võredega laenguandur, mis võimaldab täpselt mõõta röntgenikvandi koordinaate.
Teleskoobi tundlikkuse määramiseks peate teadma selle tegelikku ala ja detektori taustsignaalide taset. Kuna karjatamise sageduse peegeldus on footoni energia funktsioon ja kuna detektori akna materjalis on neeldumine, on efektiivne
Joon. 7.15. Suure eraldusvõimega teleskoobi efektiivne ala energia funktsioonina. Kõverad näitavad berüllium- ja alumiiniumfiltrite paigaldamise mõju detektori ette.
pindala sõltub energiast (joonis 7.15). Ootuspäraselt vastab maksimaalne efektiivne pind energiale ja on sellega võrdne. Detektori reaktsiooni saab muuta, sisestades teleskoobi vaatevälja filtrid (joonis 7.15), pakkudes seega jämeda energia eraldusvõimet.
Detektori detektiivi müratase jõuab peamiselt laetud osakeste tõttu. See tähendab, et Uhuru kataloogi allikas on tundlikkuse piiril, s.t. punktallika, mille voo tihedus on vahemikus Uhuru ühikute suurusjärk, saab tuvastada 5 ° tasemel kokkupuutega 50 000 s.
Teleskoobi peeglite kõrge kvaliteedi täielikuks ärakasutamiseks tuleks kosmoseaparaat täpselt stabiliseerida - sellist katset pole siiski tehtud. Teleskoop osutab palju karmimalt, kuid igal hetkel on selle hetkeline suund tavaliste eredate tähtede suhtes täpselt kindlaks määratud. Seega, niipea kui vaatlused on läbi, rekonstrueeritakse taevakaart teleskoobi täieliku nurga eraldusvõimega. HRI abil saadud piltide kvaliteedi näide on toodud joonisel fig. 7.16.
Järgmised instrumendid paigaldati ka Einsteini observatooriumisse.
Joon. 7.16. (vt skannimist) Einsteini observatooriumi suure eraldusvõimega teleskoobiga tehtud supernoova jäänuse röntgenipilt. Igal pildi elemendil on mõõtmed, säriaeg on 32 519 s.
Joon. 7.17. Instrumentide üldine paigutus Einsteini röntgenivaatluskeskuse pardal.
1 - visiir, 2 - eesmine eelkollimaator, 3 - peeglisüsteem, 4 - tagumine eelkollimaator, 5 - difraktsioonspektromeeter, 6 - lairibaspektromeeter koos filtritega, 7 - fokaalkristall-spektromeeter, 8 - kõrgepinge pildidetektor, 9 - tagumine isoleeriv tugi, 10 - tahkis-spektromeeter, 11 - mitmekanaliline proportsionaalne loendur, 12 - elektroonikaseadmete üksused, 13 - optiline pink, 14 - eesmine isoleeriv tugi, 15 - proportsionaalne juhtelement, 16 - proportsionaalse kontrollloenduri termokollimaator, 17 - orientatsioonisensor seguneb.
positiivne arv langemisnurga all, peegeldavate kristallograafiliste tasapindade vaheline kaugus. Röntgenikiirgus läbib fookuse ja moodustades lahkneva kiire, langeb kristallile. Kristall on painutatud nii, et peegelduv röntgenikiirgus on suunatud asukohatundlikule proportsionaalsele detektorile. Energiate korral on energia lahutusvõime umbes 100–1000 ja efektiivne pindala on vaatluskeskuse ümber ühes lõigus. Vaatluste esimese aasta peamised saavutused on järgmised: röntgenkiirte tuvastamine kõigi heledusklasside tähtedelt, sealhulgas kõik peajada tähed, supergigandid ja valged kääbused; rohkem kui 80 allika avastamine Andromeda udukogust ja sama palju Magellani pilvedest; galaktikaparvede kõrge eraldusvõimega röntgenpildid, mis paljastavad mitmesuguseid erinevaid protsesse, mis viivad röntgenkiirguse kiirgumiseni; röntgenkiirte tuvastamine paljudest kvasaridest ja aktiivsetest galaktikatest; allikate registreerimine, mille voolutihedus on 1000 korda nõrgem kui Uhuru kataloogi kõige nõrgematel allikatel. Einsteini observatooriumi vaatlustel on olnud oluline mõju kõikidele astronoomia valdkondadele. (Märkimisväärne osa Einsteini observatooriumi esimestest tähelepanekutest avaldati ajakirjas Astrophys. J., 234, nr 1, lk 2, 1979.)
Kosmosesõidukite lennud on astronoomidele avanud enneolematuid võimalusi, mida maapealsel astronoomial polnud ja ei saanudki olla. Päikesesüsteemi taevakehade, meie galaktika ja paljude ekstragalaktiliste objektide uurimiseks lastakse kosmosesse spetsiaalsete astronoomiliste vaatlusjaamade seadmed, mis on varustatud uusimate füüsiliste instrumentidega. Nad haaravad nähtamatut kiirgust, mille atmosfäär neelab ja mis ei jõua maakerani. Selle tulemusena muutusid uurimistööks kättesaadavaks igat tüüpi kosmosesügavustest tulevad elektromagnetkiirgused. Piltlikult öeldes, kui varem täheldasime Universumit justkui ühes, mustvalges värvitoonis, siis täna paistab see meile kõigis elektromagnetilise spektri "värvides". Nähtamatu kiirguse saamiseks on vaja spetsiaalseid teleskoope. Kuidas ja mille abil on võimalik nähtamatuid kiiri tabada ja uurida?
Sõnaga "teleskoop" saavad kõik aimu läätsede või peeglitega astronoomilisest torust ehk idee optikast. Tõepoolest, kuni viimase ajani uuriti taevaseid objekte ainult optiliste instrumentide abil. Kuid nähtamatu kiirguse püüdmiseks, mis erineb silmale nähtavast valgusest, on vaja spetsiaalseid vastuvõtjaid. Ja pole sugugi vajalik, et oma välimusega sarnaneksid nad teleskoobiga, millega oleme harjunud.
Lühilaine vastuvõtjad erinevad täielikult optilistest teleskoopidest. Ja kui me ütleme näiteks "röntgeniteleskoop" või "gammateleskoop", siis tuleks selliste nimede all mõista: röntgen- või gammakiirguse vastuvõtjat.
Lühilainekiirguse vastuvõtmise kogu raskus seisneb selles, et tavalised murdumis- (lääts) ja peegeldavad (peegel) süsteemid ei sobi elektromagnetkiirguse jaoks, mille lainepikkus on alla 0,2 mikroni.
Niisiis, röntgenikiired ja eriti gammakvandid on nii energilised, et nad "läbistab" kergesti ükskõik millisest materjalist valmistatud läätsesid: nende kiirte ja kvantide algne liikumissuund ei muutu. Teisisõnu, neid ei saa keskenduda! Aga kuidas siis neid uurida? Kuidas kujundate neile teleskoobi?
Füüsikute keeles on lühilainekiirgus kõva kiirgus! See tähendab, et röntgenkiirte ja gammakiirte footonid on oma omaduste poolest sarnased kosmiliste kiirte suure energiaga osakestega (alfaosakesed, prootonid), mis tulevad Maale kosmosesügavustest. Kuid siis on kõvade kvantide registreerimiseks võimalik, et osakesed loendurid, mida kasutatakse kosmiliste kiirte uurimiseks, sobivad? Just neid loendureid kasutatakse röntgen- ja gammateleskoopide vastuvõtuseadmetena. Röntgenikiirguse päritolu väljaselgitamiseks on loendur suletud massiivse metalltoruga. Ja kui loendur on kaetud ka erineva kompositsiooniga filmidega, siis saavad erinevad letid erineva kõvadusega kvandid. Selgub, et omamoodi röntgenspektrograaf, mis võimaldab avastada röntgenkiirguse koostist.
Kuid selline teleskoop on endiselt väga ebatäiuslik. Selle peamine puudus on liiga madal eraldusvõime. Loendur mõõdab torusse sisenevat kiirgust. Ja see tuleb mitmest ruudukraadist taevast, kus läbi tavalise teleskoobi on näha tuhandeid tähti. Millised kiirgavad röntgenikiirgust? Seda pole alati võimalik teada saada. Ja ometi on kosmosepiirkonna orbitaaljaamades töötavate röntgenkiirte ja gammakiirte teleskoopide abil juba saadud palju huvitavat teavet nähtamatu lühilaine kiirguse allikate kohta.
Üks neist allikatest on meie Päike. Veel 1948. aastal avastati V-2 raketi poolt umbes 160 km kõrgusele tõstetud fotoplaatide abil (USA, Marine Laboratory) suure valgusti röntgenkiirgus. Ja 1962. aastal, asendades fotoplaadi Geigeri loenduriga, avastasid astronoomid teise röntgenikiirguse allika kaugel Päikesesüsteemist. See on Skorpioni tähtkuju heledaim röntgenikiirgusallikas, mida nimetatakse Skorpioni X-1-ks. Röntgenastronoomia kolmas objekt 1963. aastal oli Taurus tähtkujus asuv kuulus krabiudu - Taurus X-1.
Röntgenastronoomia arengu kõige olulisem etapp oli maailma esimese Ameerika röntgensatelliidi Uhuru käivitamine 1970. aastal ja esimene röntgenikiirgusega helkuriteleskoobi Einstein 1978. aastal. Nende abiga avastati röntgenkiirte kahendfailid, röntgenpulsorid, aktiivsed galaktilised tuumad ja muud röntgenkiirguse allikad.
Tähistaevas on praegu teada tuhandeid röntgenikiirgusallikaid. Üldiselt on röntgenteleskoopide jaoks saadaval umbes miljon sellist allikat, st sama palju kui parimaid raadioteleskoope. Kuidas röntgentaevas välja näeb?
Röntgenikiirte korral näib universum olevat täiesti erinev, kui seda nähakse optilistes teleskoopides. Ühelt poolt suureneb eredate kiirgusallikate kontsentratsioon, kui läheneme Linnutee kesktasandile - need kuuluvad meie Galaktikasse. Teisest küljest levib kogu taevas arvukalt ekstragalaktilisi röntgenikiirgusallikaid ühtlaselt. Paljud taevast kaunistavad taevakehad - Kuu ja planeedid - pole röntgenkiirguses nähtavad.
Gammaastronoomia sündis ka raketitehnikaga. Nagu teate, tekib kosmiline gammakiirgus füüsikaliste protsesside tulemusena, milles osalevad kõrge energiaga osakesed - aatomituumades toimuvad protsessid. Kuid kõige intensiivsem gammakvantide allikas on hävitamise protsess, see tähendab osakeste ja antiosakeste (näiteks elektronide ja positroonide) vastastikmõju, millega kaasneb aine (osakeste) muundumine kõvaks kiirguseks. Seetõttu võib astrofüüsik gammakvantide uurimisel ühel päeval saada tunnistajaks teoreetiliselt võimalikule suhtlemisele meie tavalise kehamaailma kehadega. antimaailm koosnevad eranditult antiaine.
Meie galaktikas on hajutatud (hajutatud) gammakiirgus koondunud peamiselt galaktilisele kettale; see tugevneb galaktika keskme suunas. Lisaks on avastatud diskreetsed (punkt) gammaallikad nagu Krabi (Krabisudu Taurus), Hercules X-1, Geminga (Kaksikute tähtkujus) ja mõned teised. Sajad diskreetsed ekstragalaktiliste gammakiirte allikad on hajutatud üle taeva. Õnnestus päikesekiirguse ajal vastu võtta Päikese aktiivsetest piirkondadest lähtuvat gammakiirgust.
Nähtava spektriga piiril, violetsetest kiirtest vasakul, on nähtamatu ultraviolettkiirgus... Alustades 0,29 mikroni lainest, neelab Maa atmosfäär kosmilist ultraviolettkiirgust täielikult, võib-olla "kõige huvitavamas kohas" ...
Alates kosmoseuuringute algusest on vaatlusi tehtud ka ultraviolettkiirguse lainepikkuste vahemikus. 23. märtsil 1983 viidi Astroni astronoomiajaam meie ellu äärmiselt elliptilisele maa-lähedale orbiidile (kõrgus perigees 2000 km, apogees 200 tuhat km). See oli esimene Venemaa jaam, mis oli varustatud röntgen- ja ultraviolettvaatluste seadmetega.
Nüüd on ultraviolettkiire fikseerivad seadmed paigaldatud paljudele kosmoseaparaatidele. Ja kui saaksime tähistaevast vaadata läbi "ultraviolettprillide", siis muutuks see meie jaoks täiesti äratuntavaks, nagu tõepoolest ka muudes spektri nähtamatutes kiirtes. Nii et näiteks Maa põhjapoolkera elanike jaoks paistaks taevas eriti silma täht Zeta Orion - kõige vasakpoolsem valgusti oma "vöös". Mõned teised tähed, eriti kuumad, näeksid välja ebatavaliselt heledad.
Üllataval kombel on ultravioletttaevas palju tohutuid eredalt helendavaid udukogusid. Kuulus Orioni udukogu, mida silm vaevalt suudab eristada pisikese uduse täpikese kujul, hõivaks kogu "taevakütti" tähtkuju. Hiiglaslik ultraviolett udukogu ümbritseb Neitsi tähtkuju peamist tähte - säravat Spicat. See udukogu on väga hele ja peaaegu ümmargune. Selle näiv läbimõõt on umbes 50 korda suurem kui täiskuu näiv läbimõõt. Kuid Spica ise pole palja silmaga nähtav: selle ultraviolettkiirgus osutus väga nõrgaks.
Lainepikkuse vahemikus 22 mikronit kuni 1 mm (nähtava spektri punastest kiirtest paremal) neelab Maa atmosfäär tugevalt infrapuna (soojus) kiirgus taevakehad. Lisaks on õhk ise soojuskiirte allikas, mis häirib vaatlusi infrapuna lainepikkuste vahemikus. Nendest takistustest oli võimalik mööda minna alles siis, kui infrapunavastuvõtjaid hakati paigutama väljaspool atmosfääri - kosmoseaparaatidele.
Infrapunatehnoloogia võimaldas saada kõige täpsemaid andmeid planeetide pinnamaterjali kohta, avas tolmukardina, mis varjas meie galaktika südamikku inimese silmade eest, aitas astrofüüsikutel vaadata tähtede "hällidesse" - gaasi ja tolmu udusid ning "puudutada" "tähtede sünni saladused.
Seega avas astrofüüsikaliste instrumentide eemaldamine kosmosesse astronoomia jaoks uued horisondid: hakati looma ultraviolett-, röntgen- ja infrapuna-astronoomiat ning 70ndatel alustati vaatlusi gammapiirkonnas. Tänapäeval on Universumi uurijatel võimalus taevast uurida peaaegu kogu elektromagnetilise spektri ulatuses - ülilühikestest gammakiirtest kuni ülipikkade raadiolaineteni. Astronoomiast on saanud kõigi lainetega teadus. Kosmilistelt "väljadelt" kogutud rikkalik teaduslik "saak" põhjustas astrofüüsikas tõelise revolutsiooni ja meie ideed suure universumi ümbermõtestamiseks.
