Rayons X. Télescope Chandra, nébuleuse, trous noirs pulsés. Télescopes à rayons X Encyclopédie
télescope à rayons X
Dispositif d'étude du temps et du spectre. SV-dans les sources d'espace. Renth. Rayonnement, ainsi que pour déterminer les coordonnées de ces sources et créer leur image.R. T. Travailler dans la gamme d'énergie Photons LOODG. Rayonnement de 0,1 à des centaines de kev, c'est-à-dire dans la gamme de longueurs d'onde de 10 nm à centièmes de nm. Pour l'astronomie. Observations dans ce domaine de longueurs d'onde R. t. Soulevez l'atmosphère terrestre sur des roquettes ou un exercice, ainsi de suite. Rentalg. Les radiations sont très absorbées par l'atmosphère. Les radiations avec\u003e 20 keV peuvent être observées à partir des hauteurs d'environ 30 km de l'aérostat.
R. t. Permet: 1) de s'inscrire à une efficacité élevée de la location. pho-
tons; 2) Événements distincts correspondant aux photons entrant dans la plage d'énergie souhaitée des signaux causés par l'impact de la charge. photons CH-C et gamma; 3) Déterminez la direction de l'arrivée du location. Radiation.
Dans R. T. Pour la plage de 0,1-30 kV, le détecteur de photons sert compteur proportionnelrempli d'un mélange de gaz (AR + CH4, AR + CO2 ou XE + CO2). Absorption de location. Le photon de l'atome de gaz est accompagné de l'émission du photoélectron (voir Émission photoélectronique),Électrons Auger
Figure. 1. Xage A-Scheme. un télescope avec un collimateur fendu; B & MDash; Fonctionnement de télescope en mode de numérisation.
(cm. Effet de tarière)et photons fluorescents (voir Fluorescence).Photoélectronique et à tarière-electrone perdent rapidement leur énergie à l'ionisation de l'essence, les photons fluorescents peuvent également absorber rapidement le gaz grâce à effet photo.Dans ce cas, le nombre total de paires d'électron-ions générées de proportions. Énergie lenteg. Photon. T. O., courant d'impulsion dans le circuit d'anode est restauré par l'énergie du location. Photon.
Dans des conditions normales, R. T. irradié avec de puissants flux de charge. Les photons CH-C et Gamma sont parlés. Énergies, détecteur TO-RY R. T. registres avec location. Photons de la source de rayonnement étudiée. Mettre en évidence le rente. Les photons de l'arrière-plan total sont utilisés par la méthode des antichasses (voir Méthode de coïncidences).ARRIVÉE AU LOIT. Les photons sont également fixés sous la forme d'une impulsion électrique créée par eux. Courant parce que la charge. Les ch -ts donnent des signaux, plus resserrés à temps que ceux causés par LOODG. photons.
Déterminer la direction sur le location. La source sert un dispositif constitué d'un collimateur à fentes et d'une fixation rigide avec celle-ci sur une seule image du capteur d'étoile. Le collimateur (ensemble de plaques) limite le champ de vue R. T. et saute le LOWERG. Photons qui ne fonctionnent que dans un petit coin corporel (~ 10-15 degrés carrés). Renth. Photon, écrit collimateur (Fig. 1, A), le sommet est enregistré. Volume du compteur. L'impulsion actuelle sur la chaîne est supérieure. Anode
il existe un schéma d'anti-trusts (car il n'y a pas de signal prohibitif du bas. Anode) et est fourni à l'analyseur pour déterminer le temps et l'énergie. Har-to Photon. Ensuite, par télémétrie, les informations sont transmises à la Terre. Dans le même temps, les informations du capteur d'étoiles sont transmises sur les étoiles les plus brillantes dans son champ de vision. Ces informations vous permettent d'établir la position des axes de R. T. Dans PR-ve au moment de l'arrivée du photon.
Pendant le fonctionnement de R. T. En mode de balayage, la direction de la source est définie comme la position de R. T., avec une ligne, la vitesse de score atteint le maximum. Coin Résolution R. T. Avec un collimateur fendu ou un collimateur cellulaire similaire, plusieurs dizaines de minutes angulaires sont.
Angle significativement meilleur. résolution (~ plusieurs dizaines de secondes) possèdent R. t. du module. collimateurs (Fig. 2, mais).MODULES. Le collimateur est de deux (ou plus) de grilles oncées en fil d'un fil installées entre le détecteur et le collimateur fendu, pour lequel ce dernier augmente au-dessus du détecteur de hauteur ~ 1 m et les observations sont effectuées en mode ou en mode de numérisation (Fig. 1, B ) ou rotation par rapport à l'axe, plan perpendiculaire des grilles. Les fils dans chaque grille du collimateur sont réglés parallèlement à une distance égale au diamètre du fil. Par conséquent, lorsque la source se déplace dans le champ de vue R. T. ombres du haut. Les fils glissent le long du bas. La grille, tombant sur le fil, puis la vitesse du compte est maximale, puis entre eux, puis il est minimal (fond).
Coin Distribution de la distribution de la vitesse du compte R.. Du module. Le collimateur (F u n à C et I o t k l et k a) est montré à la Fig. 2, b.Pour les modulosions N-Grid. Angle de colimator entre Maxima adjacente 0 \u003d 2 N-1 R, où R \u003d d / L.- Angle. Résolution R. T. Dans la plupart des cas, R. T. Du module. Les collimateurs donnent la précision de la régionalisation de la rente. Sources suffisantes pour les identifier d'objets célestes émettant d'autres bandes d'El.-Magn. vagues.
Avec module. Les colimataires commencent à faire concurrence la méthode de codage. ouverture qui vous permet d'obtenir R<1". В Р. т. с кодиров. апертурой поле зрения перекрывается экраном, обладающим неоднородным пропусканием по всей площади. Детектор излучения в таком Р. т. позиционно-чувствительный, т. е. кроме энергии рентг. фотона измеряют и координаты точки, где он был зарегистрирован. При таком экране точечный источник излучения, находящийся на бесконечности, даёт распределение скорости счёта по поверхности детектора, соответствующее функции пропускания экрана.
Figure. 2. A - Dispositif de rente. Télescope avec module. collimateur; B - coin. Distribution du taux de score.
La position de la source de rayonnement. rayonnement dans le domaine de la vue R. t. déterminé par la position du maximum de la corrélation. Les fonctions entre la distribution résultante de la vitesse du compte sur la surface du détecteur et la fonction de capture d'écran.
Dans la région des énergies \u003e 15 Kev dans la qualité des détecteurs R. T. Appliquer Crysty. Nai scintillateurs (TL) (voir Compteur de scintillation); supprimer le fond de la charge. Les énergies élevées et les photons gamma sont installés sur des anti-attaques avec le premier crist. Scintillateurs CSI (TL). Pour limiter le champ de vision de ce type R. T. Appliquez des collimateurs actifs - Cylindres de scintillateurs inclus dans les anti-cylindres avec des scintillateurs Nai (TL).
Dans la plage d'énergie de 0,1 à plusieurs. Kev est le R. T. T. T. T. T., dans lequel le rayonnement est concentré, tombant à des angles faibles au miroir de focalisation (Fig. 3). La sensibilité de ce type R. t. À environ 10 3 fois est supérieure à R. t. Dr. Structures dues à sa capacité à collecter autant de rayonnement. Carré et directement au détecteur de petite taille, ce qui augmente considérablement le rapport signal à bruit. R. t., Construit selon un tel schéma, donne une image bidimensionnelle de la source de rayons X.
Figure. 3. Schéma de la focalisation de loyers. Télescope.
rayonnement comme Optch ordinaire. télescope. Construire une image dans la Focus R. T. Dans la qualité des détecteurs, utilisez des proportions positionnées et sensibles. Caméras, détecteurs de microcanal, ainsi que des instruments avec lien de charge (CCD). Coin La permission dans le premier cas est déterminée par CH. arr. les espaces. La résolution de la caméra est ~ 1, les détecteurs de microcanal et le CCD donnent 1-2 "(pour les poutres près de l'axe). Avec spectrometrich. Les recherches sont utilisées par les détecteurs PP, Bragg Crysta. Spectromètres et diffraction. Grilles avec des sensibilités de position. détecteurs. Cosm Sources RFG. Les radiations sont très diverses. Renth. Le rayonnement du soleil a été ouvert en 1948 aux États-Unis avec un ricake rose Geiger comptoirsau sommet. Les couches de l'atmosphère. En 1962, la première source de Xage a été découverte de R. Giakconi (États-Unis) avec un missile. Rayonnement en dehors du système solaire - "Scorpion X-1", ainsi que fond de rayons X diffus, apparemment extragalactique. Origine. En 1966, à la suite d'expériences, OK a été ouverte sur des roquettes. 30 xvants discrets. Sources. Avec la conclusion dans l'orbite d'une série de promotions. Utilisations ("Wuora", "Ariel", "CAC-3", "Vela", "Copernicus", "Heoo", etc.) avec R. T. Spl. Types découverts de centaines de location. Sources (galactiques. et extragalactique, étendue et compacte, stationnaire et variables). Mn. De ces sources ne sont pas encore identifiés avec des sources qui se manifestent dans Optic. et d'autres bandes d'El.-Magn. Radiation. Parmi le galactique identifié. Objets: Systèmes fermes fermés, l'un des composants de TO-Rye - LOOK. pulsar; Seul pulsé(Crabe, vela); résidus supernovae étoiles(sources étendues); Sources temporaires (transitoires), augmentant fortement la luminosité dans le location. La gamme et la nouvelle décoloration de plusieurs. minutes à plusieurs minutes mois; t. n. B et R S t e r y - des sources puissantes de location de la claquettes. Rayonnement avec un flash caractéristique de l'ordre de plusieurs. secondes. À l'extraghagalactique identifié. Les objets comprennent les galaxies les plus proches (clouds de Magellanovy et la nébuleuse Andromeda), Deva-A (M87) et Centaur-A (NGC 5128), Quasars (en particulier ZH 273), Seyfert et d'autres galaxies avec des noyaux actifs; Accumulation de galaxies - les sources de location les plus puissantes. Rayonnement dans l'univers (en eux pour le rayonnement à la croisée de rayonnement intergalactique. Gaz avec pace-essaim de 50 millions de k). La majorité écrasante de l'espace. Renth. Sources de Yavl. Objets complètement différents dans ceux qui étaient connus avant le début de la rente. L'astronomie et surtout, ils diffèrent par une énorme libération d'énergie. Luminosité galactique. Renth. Les sources atteignent 10 36 à 10 38 erg / s, qui à 10 3-10 5 fois la libération d'énergie du Soleil dans toute la plage de longueurs d'onde. Dans extragalactique. Les sources ont été enregistrées avec la luminosité allant jusqu'à 10 45 erg / s, ce qui indique les mécanismes de rayonnement inhabituels ici. Dans des systèmes fermes closes, par exemple à Katch-Vesn. Le mécanisme de libération d'énergie considère le flux d'un composant (géant étoile) à un autre (Star Neutronou alors trou noir)- disque accumulation,avec un essaim, tombant sur l'étoile sous forme de forme un disque près de cette étoile, où in-in-in-in-in-in-in-in-in-in-in-in-in-intestin, se chauffe et commence à émettre de manière intensive. Parmi les hypothèses probables de l'origine de la radiographie diffuse. fond, avec l'hypothèse de radiation thermiquechaud intergalactique. Le gaz est considéré comme inverse Effet comptonel Nouveau sur les photons IR émis par des galaxies actives ou sur des photons radiation relique.Ces observations avec l'ISS HEAO-B témoignent d'une contribution significative (\u003e 35%) en alenton diffus. L'arrière-plan donne des sources distantes discret, ch. arr. quasars.
Astronomie des rayons X, ed. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht-Boston, 1974; Shklovsky I. S., Stars: Leur naissance, leur vie et leur mort, 2 édités., M., 1977; K A P L A N S. A. A., Picelner S. B., Physique du milieu intérieur, M., 1979.
N. S. YAMBURCHENKO.
Souvent l'invention Le premier télescope est attribué à Gansu Lippersley des Pays-Bas, 1570-1619, mais il n'était presque certainement pas le découvreur. Très probablement, son mérite est qu'il a fait d'abord un nouvel appareil le télescope populaire et de la demande. Et il a également été déposé en 1608 une demande de brevet pour quelques lentilles placées dans le tube. Il a appelé l'appareil avec un tuyau de chaussée. Cependant, son brevet a été rejeté car son appareil semblait trop simple.
Le télescope des rayons X est conçu pour observer des objets de l'espace distant dans le spectre des rayons X. Habituellement, les télescopes sont placés sur des roquettes de haute hauteur ou sur des satellites artificiels, car l'atmosphère de la Terre est une interférence très grave pour les rayons X.
Le professeur américain Ricardo Giakconi, avec Bruno Rossi, en 1960, a publié le premier schéma mondial d'un vrai télescope à rayons X avec un système de miroir de focalisation. Quelle est la différence principale entre le télescope à rayons X d'autres types de télescopes? Le fait est que les rayons X dus à sa haute énergie ne sont pratiquement pas réfractés dans la substance, ils sont absorbés par presque tous les coins de la chute (sauf le plus doux). C'est pourquoi il était nécessaire que les rayons X marchaient presque parallèlement au miroir réfléchissant. Un tel miroir est un tube creux de rétrécissement avec une surface parabolique ou hyperbolique, qui n'est qu'une rayons X. Le télescope Jixconi et Rossi comprenaient plusieurs miroirs en forme de tube avec un seul axe central afin de maximiser la sensibilité de l'instrument. Un schéma similaire constituait la base de tous les télescopes de rayons X modernes.
Les télescopes modernes des rayons X fonctionnent dans la plage d'énergie de photons à rayons X de 0,1 à des centaines de CEV. Les miroirs de télescopes similaires sont en céramique ou en foils en métal (or et radium sont souvent utilisés). L'angle de réflexion critique dépendra de l'énergie des photons.
Le principal problème de l'enregistrement des rayons X est lié au fait que le télescope à rayons X est irradié avec de puissants flux de particules chargées et de photons gamma de diverses énergies qui sont enregistrées par eux sur un pair à des photons à rayons X. Pour résoudre ce problème, utilisez la méthode d'anti-attachement. Afin de déterminer avec précision la direction sur la source de rayons X, le dispositif est utilisé, qui consiste en un collimateur à fente (un ensemble de plaques qui limitent le champ de visualisation) et le capteur d'étoile (enregistre le consolimator à photon de rayons X) . L'impulsion actuelle passe le schéma anti-échantillonnage, après quoi les caractéristiques d'énergie du photon sont déterminées à l'aide d'un analyseur spécial.
La résolution angulaire d'un télescope similaire avec un collimateur à fentes est plusieurs douzaines de minutes angulaires. De plus, les collimateurs dites de modulation (oscillation) peuvent également être utilisés dans des télescopes à rayons X (l'angle de l'autorisation est de plusieurs dizaines de secondes). Un collimateur similaire est constitué de deux ou plusieurs grilles unidimensionnelles de fil, qui sont installées entre le détecteur et le collimateur fendu. L'observation est effectuée en mode balayage ou une rotation par rapport à l'axe perpendiculaire au plan de maille.
Un de plus Une technologie plus avancée est une méthode codant pour obtenir une méthode d'ouverture pour obtenir des images. Lorsque vous utilisez cette technologie, un masque sous la forme d'un réseau avec une transmission inhomogène sur toute la zone est établi avant le détecteur de matrice (en raison de l'alternance d'éléments transparents et opaques). Cette conception pèse beaucoup moins et vous permet d'obtenir une résolution angulaire inférieure à 1. Un exemple de télescope à rayons X est l'observatoire X-ray-rayons de Candra, lancé NASA en 1999.
Rayons X - une gamme de rayonnements électromagnétiques avec une longueur d'onde de 0,01 à 10 nm, intermédiaire entre la plage ultraviolette et les rayons gamma. Étant donné que les photons de cette gamme ont une énergie élevée, elles sont caractérisées par une haute ionisation et une perméabilité, qui détermine la portée de leur utilisation pratique. Les mêmes propriétés les rendent très dangereuses pour les organismes vivants. Des rayons X provenant de l'espace, nous sommes protégés par l'atmosphère terrestre. Cependant, du point de vue des astronomes, ils présentent un intérêt particulier, car ils portent des informations importantes sur la substance, chauffées à des températures ultra-élevées (environ des millions de kelvin) et des processus conduisant à un tel chauffage.
Comme dans le cas de la bande UV, les premières tentatives de prendre des photos de la sphère céleste dans le spectre des rayons X ont été réalisées par équipement installé sur des roquettes géophysiques à haute altitude. Le principal problème ici était que les méthodes "ordinaires" de focalisation - avec l'aide de lentilles ou de miroirs concaves - pour les rayons à haute énergie sont inacceptables, il est donc nécessaire d'appliquer la technologie complexe "chute en mouvement". De tels systèmes de focalisation ont des masses et des dimensions de manière significativement importantes que les outils optiques et les missiles de support suffisamment puissants doivent apparaître de manière à ce que les télescopes à rayons X entraient enfin dans les orbites de près de la terre.
La première tentative de réussite a été le satellite américain Uhuru (Explorer 42), qui a également travaillé de 1970 à 1973, qui mérite également de mentionner le premier vaisseau spatial néerlandais (Satellite de Pays-Bas astronomique), lancé en août 1974 et deux observatoires spatiaux de la NASA (NASA) - la seconde d'entre eux, élevée en orbite le 13 novembre 1978, a reçu le nom d'Albert Einstein. Le Japon le 21 février 1979 a lancé l'appareil Hakucho (Corsa-B), qui a observé le "Sky X-Ray" jusqu'en 1985. Plus de huit ans - de 1993 à 2001 - a exploité la deuxième ASCA de haute énergie japonaise (Astro-D) télescope. L'Agence spatiale européenne "a noté" dans cette direction par satellites Exosat (Satellite d'observatoire européen des rayons X, 1983-1986) et BePposax (1996-2003). Au début de 2012, le fonctionnement de l'un des «foies longues cosmiques» - le télescope Orbital ROSSI X-Ray Timing Explorer, lancé le 30 décembre 1995
Le tiers des "grands quatre"
Télescope de rayons X Chandra, livré en orbite le 23 juillet 1999 à bord du navire réutilisable de Columbia (Mission STS-93), est devenu le tiers des quatre grands observatoires de la NASA, lancé de 1990 à 2003. Le nom qu'il a reçu en l'honneur de Américain. Physique et astrophysique Origines indiennes Subramanyan Chandrasen.
Orbite géocentrique avec une hauteur de l'APPOGE 139 mille km et le Perichem Environ 16 000 km permet des séances d'observation continues de 55 heures, ce qui est nettement plus comparé au même indicateur pour les satellites de terre à faible bit. Le choix des orbites est également associé au fait que les rayons de rayons X sont notamment absorbés, même avec des gaz clairsemés contenus dans les couches les plus hautes de l'atmosphère terrestre - à des altitudes où la plupart des satellites artificiels fonctionnent. La période de circulation est de 64,2 heures, avec 85% de cette époque Chandra dépense des limites des ceintures de rayonnement de la Terre. L'inconvénient d'une telle orbite est notamment l'impossibilité d'envoyer au télescope de la brigade de réparation (comme cela a été fait à plusieurs reprises dans le cas de l'observatoire Hubble).
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Caractéristiques techniques du télescope Chandra
\u003e Masse: 4620 kg Tâches scientifiques de base: \u003e Étude des trous noirs dans les centres galaxiques |
| Télescopes spatiaux |
Le télescope des rayons X a une spécialisation assez étroite. Il est destiné à observer le rayonnement des objets très chauds de l'univers, tels que des étoiles éclatées, des grappes galactiques, une substance à proximité des trous noirs. Cependant, il peut enregistrer un rayonnement à haute énergie, résultant d'une manière ou d'une autre dans les atmosphères et sur les surfaces de divers corps du système solaire. Il a été prévu à l'origine que Chandra travaillerait dans l'espace pendant 5 ans, mais en tenant compte de la bonne situation des systèmes embarqués, son fonctionnement a été prolongé à plusieurs reprises (dernière fois - en 2012).
Premier télescope d'observation
Les restes galactiques des épidémies de Supernova sont la source des informations les plus précieuses sur l'univers, qui peuvent être les résultats de l'analyse de la surveillance du télescope de Chandra. En particulier, la structure du reste de Cassiopheus A a été détaillée, une carte de tous les flux entrants et sortants de substances et d'ondes de chocs sortants a été créée, séparait spatialement les expirations de la matière interstellaire et quotidienne jusqu'à l'explosion des supernovae, des rayons spatiaux localisés. zones d'accélération. L'enregistrement fiable de fortes lignes d'émission du résidu dans le mode de mode de résolution spatiale à grande vitesse et de cartographie de la répartition des éléments de carbone à repasser dans les émissions de la substance. Le reste de ces observations est d'environ 140 ans, ce qui coïncide presque avec les estimations réalisées par d'autres méthodes. La comparaison des âges et des dimensions linéaires d'autres supernovae a démontré la capacité de la capacité du télescope Chandra à mesurer la vitesse de leur expansion radiale dans presque les microscopabas: par exemple, dans 22 ans, la taille d'une supernova SN 1987a reste dans une grande magtel Cloud6 n'a changé que sur 4 secondes angulaires.
Nébuleuse, "nourri" avec un pulsar
De nombreux astronomes notent que l'un des avantages les plus impressionnants du télescope de Chandra est sa capacité à explorer la structure subtile des soi-disant plantes (Pulsar Wind nébulae - PWN) - Nébulae, "Alimentation" de la Pulsar, dont la caractéristique sont extrêmement petites tailles - environ plusieurs secondes angulaires. Chandra a surtout réussi à l'étude d'un tel objet dans la constellation de la voile Vela. Pour le moment, c'est la plèvre la plus étudiée.
Un instantané d'une nébuleuse compacte autour du pulsar de la constellation de la voile fabriquée par le télescope Chandra démontre une structure intéressante constituée de deux vagues arquées de choc. Ils ont été formés dans la collision du nuage de gaz entourant le pulsar, avec une substance de nébuleuses lorsqu'elle passe à travers elle. Les jets émis par le pulsar sont visibles comme des segments droits vif, perpendiculaires aux arcs. Leur direction coïncide pratiquement avec la direction du mouvement de l'objet de super-proportion. On croit qu'ils se posent en raison de sa rotation, ainsi que de l'interaction d'une substance avec de puissants champs électriques et magnétiques dans son environnement.
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| Changements de forme et de luminosité des jets. |
| Télescopes spatiaux |
Re-photographier l'observatoire des rayons X Pulsar Vela Vela Chandra a révélé des changements notables de la forme et de la luminosité des jets sur des sections de temps relativement courtes. Voici quatre des 13 de ses images obtenues sur deux ans et demi. La longueur du Jetov atteint la moitié de l'année la lumière (environ 5 milliards de km) et leur largeur reste presque constante partout et ne dépasse pas 200 milliards de km, ce qui peut être expliqué par la présence d'un champ magnétique «Holding». Le taux de substance projeté par le pulsar est presque la moitié de la vitesse de la lumière. Dans de telles flux relativistes de particules chargées, l'instabilité devrait se produire, déjà observée dans des expériences sur des accélérateurs spéciaux. Maintenant, ils ont réussi à s'inscrire sur l'exemple d'un véritable objet astrophysique. Les rayons X dans ce cas se produisent lorsque l'interaction des électrons et des positrons ultafastes avec des lignes électriques magnétiques.
Des scientifiques d'instabilité similaires s'attendent à découvrir des jets émis par des trous noirs supermassifs dans des centres galaxiques, mais son échelle temporaire devrait être beaucoup plus (environ des centaines et des milliers d'années).
Nébuleuse de crabe (ML) - le résidu d'une des éclosions les plus brillantes de l'histoire de l'humanité, observée en 1054. Les informations à ce sujet sont contenues dans le japonais, chinois, ainsi que des chroniques arabes.
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1. Jeunes étoiles semblables au soleil. Les longues observations de grappes d'étoiles dans les nébuleuses d'Orion (M42) ont montré que les jeunes stars des masses solaires, ayant omis de 1 à 10 millions, démontrent une activité clignotante à grande échelle, notamment perceptible dans la plage de rayons X, tandis que la fréquence de Les épidémies et leur énergie sont presque un ordre de grandeur dépasse les processus tels que ceux qui ont été observés dans notre soleil, dont l'âge est proche de 4,6 milliards d'années. Cela peut affecter de manière significative la formation de zones planètes et d'habitabilité autour de telles étoiles. 2. Supernovae et résidus de Supernova. Les images et spectres des supernovae obtenus par le télescope Chandra ont permis d'étudier la dynamique des ondes de choc générées par les explosions d'étoiles massives ainsi que les mécanismes d'accélération des électrons et des protons à la quasi-vitesse, déterminent la quantité et Distribution des éléments lourds formés pendant les éclairs et explorez les mécanismes des clignotements eux-mêmes. 3. Anneaux autour des Pulars et Jeta. Les images obtenues par la nébuleuse crabovoïde et d'autres résidus de supernova démontrent la beauté incroyable de la bague et des jets - émissions de particules à haute énergie émises par des étoiles à neutrons à croissance rapide. Cela indique qu'ils peuvent servir de générateurs puissants de telles particules. 4. Trous noirs des masses d'étoiles. La découverte de deux trous noirs (CH) dont les masses dépassent 15 du soleil, servaient de point de départ pour révéler les idées sur les mécanismes possibles de leur évolution. 5. Sagittaire a * - trou noir au centre de la voie lactée. Le télescope Chandra a mesuré la production d'énergie et le taux de diminution de la quantité de substance dans la source radio radio SagitTrius et le trou noir supermassif situé au centre de notre galaxie (dans la direction de la constellation Sagittaire). Ces données permettent aux astronomes de conclure que le faible niveau moderne de son activité n'est pas une conséquence directe du manque de stocks de «carburant» dans ses environs. 6. Double trous noirs. Dans la même galaxie Chandra a ouvert deux trous noirs supermassifs qui, selon les calculs, fusionnent bientôt. Il est possible qu'il s'agisse ainsi de la croissance du chat dans les centres de galaxies. 7. Substance émettant des trous noirs. L'image obtenue par les galaxies de Telescope Chandra fournit une surveillance de la preuve spectaculaire d'une activité explosive répétée à long terme associée à une rotation de ch. Cette activité a une conséquence d'une conversion très efficace de l'énergie gravitationnelle des substances tombant sur le CH dans les flux de particules à haute énergie. Ainsi, les trous noirs des "absorbeurs" deviennent des sources d'énergie puissantes, en raison desquelles ils jouent un rôle clé dans l'évolution des galaxies massives. 8. "Recensement" de trous noirs. Lors du traitement des résultats des observations dans le cadre du programme Chandra Profond Field, des centaines de CHA supermassif ont été ouverts, des disques d'accrétion à proximité de laquelle les rayons X sont émis pendant la rotation. L'existence de ces sources peut être expliquée par presque toutes les radiologies de la radiographie diffuse du ciel, qui a été détectée il y a plus de 40 ans et seulement aujourd'hui a reçu une explication adéquate. Le "recensement" de Chama supermassif donne une idée du temps de la formation de ces objets et de leur évolution. Les experts parlent également de l'ouverture possible des soi-disant "trous noirs de masses intermédiaires" - en fait, la nouvelle catégorie d'objets de cette classe. 9. Matière noire. Les résultats de l'observation de l'accumulation de la "balle" et un certain nombre d'autres grappes galactiques menées par le télescope de Chandra avec plusieurs télescopes optiques sont devenues des preuves indiscutables que la majeure partie de la substance dans l'univers reste sous la forme d'une matière noire. Sa présence est manifestée par une influence gravitationnelle sur la matière "normale" - des électrons, des protons et des neutrons, dont des atomes "familiers". Cependant, la détection directe de cette composante de l'univers n'est pas possible (au moins à notre époque). Les études de l'enquête sur de nombreuses grappes de galaxies ont confirmé que l'univers contient cinq fois plus de matières noires que «ordinaires». 10. Énergie sombre. Les données d'observation obtenues par le télescope Chandra ont été montrées que l'expansion de l'univers accélère - principalement due à la prédominance de la substance dans l'espace de la substance appelée "énergie noire". Cette confirmation indépendante de la découverte faite en analysant les observations optiques de supernovae distantes élimine toute alternative à la théorie générale de la relativité et resserre les restrictions sur la nature de l'énergie sombre. D'autres réalisations scientifiques du télescope de radiographie le plus performant, il est nécessaire de noter la conduite d'études spectrales détaillées de l'activité des trous noirs supermêlistes dans les centres de galaxies (y compris la détection de CHUMASSIVE CH, deux fois plus actifs par rapport à Estimations antérieures), de nouvelles données sur les processus de formation de galaxies et de leur évolution. Ainsi que la création d'un répertoire Catalogue Chandra Catalogue (CSC) commun contenant plus de 250 000 sources de rayons X pour 1% de la surface du ciel et de l'utilisation de Les données de 10 000 observations individuelles d'un ensemble de sources de types de divers types (stars à proximité du centre de la voie lactée, de la double radiographie galactique et autregalactique, des noyaux de galaxies actives, etc.). |
| Top 10 des réalisations scientifiques Chandra |
Après 900 ans après l'épidémie d'une supernova brillante dans la constellation du Taureau, une nébuleuse en expansion de gaz est visible à sa place, dont le centre est une star de neutrons superlit - Pulsar. Il continue d'émettre de l'énergie et d'émettre des flux de particules de haute énergie. Malgré le fait que vous ne pouvez le voir que dans de grands télescopes, la libération totale d'énergie de cet objet est 100 mille fois supérieure à la puissance du rayonnement du soleil.
Les électrons à haute énergie émettant des rayons X perdent de l'énergie plus rapidement et n'ont pas le temps de "s'envoler" du centre de la nébuleuse, d'où ils ont été jetés, la taille visible de la région émettant une gamme plus longue est significativement plus grand que la lecture photographiée par le télescope Chandra.
La surveillance des instruments du sol et des instruments spatiaux de crabe est effectué presque constamment, à l'exception des périodes de temps, lorsque le soleil n'est pas loin de celui-ci dans le ciel. Cet objet sans exagération peut être appelé l'une des attractions célestes les plus étudiées "."
Nous avons déjà examiné les principaux détecteurs de rayons X: mètres proportionnels pour les énergies ci-dessous et les compteurs de scintillation pour les énergies au problème consiste à éliminer les rayons cosmiques, ce qui cause également une ionisation dans les compteurs. À cette fin, trois méthodes s'appliquent.
La première méthode consiste à utiliser des détecteurs anti-roulement. Dans ce cas, des compteurs de rayons X sont entourés d'une substance scintillante (scintillateur en plastique ou d'un liquide scintillant) et tout événement de forçage et de compteur, et la substance scintillante, sont jetées comme causées par une particule chargée (Fig. 7.10, un ).
La deuxième méthode consiste à analyser la forme d'une impulsion d'électrons en fonction du temps. Particule rapide, que ce soit une particule de rayons cosmiques à bassergie ou un électron rapide, assommé des murs de mètre par une telle particule, crée une piste ionisée, ce qui provoque une large impulsion à la sortie. D'autre part, un photon avec de l'énergie contre la conduite à l'ionisation locale et l'impulsion à la suite de cela s'éteint, en particulier son front avant. Le kilométrage des électrons s'échappé par des rayons X cosmiques des atomes d'argon, par exemple, est généralement inférieur à 0,132 cm. Ce procédé de distinction de rayons cosmiques et de rayons de rayons X est appelé discrimination en temps d'augmentation ou sous la forme d'une impulsion ( FIGUE. 7.10, B et C).
La troisième méthode utilisée pour les rayons X durs et les quantés molles comprend des détecteurs qui ont appelé des phosphores en couches. Ils sont composés de couches de divers matériaux scintillants ayant une efficacité différente de l'enregistrement de photons et des particules chargées. En tant que composant, un détecteur à base de césium iodure sensible aux photons et est utilisé comme compteur de photons de scintillation standard et un autre composant peut être constitué d'un coïnylator en plastique, qui n'est pas sensible aux photons. Par conséquent, les photons donnent un signal uniquement dans le premier détecteur, tandis que destes chargés passent à travers
Figure. 7.10. Désaccord des rayons X (B) et des rayons cosmiques (B) en termes d'augmentation du temps (ou sous la forme d'une impulsion).
détecteur, provoquant des épidémies de lumière dans les deux matériaux. Les scintillateurs utilisés dans des phosphores en couches sont choisis de cette manière, ils avaient des temps de surbrillance différents, de sorte que la particule chargée, imprégnant le dispositif, donne deux clignotements de lumière, l'intervalle de temps de photon n'appelle qu'un seul flash, de sorte que la lumière clignote peut être enregistrée par un seul photomultiplicateur connecté au système électronique, capable de reconnaître les rayons cosmiques en fonction des caractéristiques et de les exclure. Selon l'intensité de l'épidémie de lumière causée par le photon, son énergie est déterminée et il est possible d'atteindre une résolution d'énergie d'environ 10% et mieux pour les énergies caractéristiques de l'émission.
Il est nécessaire de limiter le champ de vision du télescope à rayons X, qui est souvent effectué à l'aide d'un collimateur mécanique. Dans le cas le plus simple, le collimateur est constitué de tubes creux de section transversale rectangulaire. Le diagramme de rayonnement d'un tel collimateur a un type de triangle, car il peut être considéré que le rayonnement de rayons X s'étend directement, c'est-à-dire Conformément aux lois de l'optique géométrique. La seule exception est le cas lorsque le paquet tombe à un grand angle de normal à la surface d'une substance de conductivité électrique élevée, telle que cuivre. Ensuite, il peut être reflété avec une chute de glissement. Pour les photons avec énergie moins - la réflexion est observée lorsque l'angle entre la direction du faisceau et la surface du matériau n'est pas
Figure. 7.11. Schéma d'un simple télescope à rayons X. Les télescopes de ce type ont été installés sur les satellites "Wuorah" et "Ariel-5".
dépasse plusieurs degrés. Ce processus de réflexion est similaire à une déviation des ondes radio dans un plasma ionisé dans lequel la fréquence plasmatique augmente avec la profondeur. Bien que la réflexion ne se produise que de très petits angles, il suffit de développer des télescopes avec des miroirs de chute oblique, donnant une image du ciel dans le plan focal (clause 7.3.2).
Donc, vous pouvez collecter un simple télescope à rayons X selon le schéma montré à la Fig. 7.11. Encore une fois, nous notons que les systèmes électroniques modernes d'analyseurs d'amplitude, de discriminateurs et de schémas anti-roses à inclure dans de tels télescopes jouent un rôle important. Ce type de télescopes avec un grand succès travaillé à bord de l'observatoire des rayons X orbitale "Wurau".
7.3.1. Satellite de rayons X "Wuorah". Le satellite des rayons X de Wuoru a été lancé depuis la côte du Kenya en décembre 1970. Les équipements scientifiques installés sur le satellite comprenaient deux comptoirs proportionnels avec des fenêtres de Béryllium, la superficie utile de chacune d'entre elles était celle qui était dirigée dans des côtés opposés perpendiculaires perpendiculaires à l'axe de rotation et étaient équipés de collimateurs mécaniques. qui limitaient le champ de vue (largeur totale en demi-hauteur) (Fig. 7.12). La période de rotation du satellite autour de son axe était de 10 minutes. Les compteurs proportionnels étaient sensibles dans la région
Télescope de sensibilité. La limite de sensibilité du télescope a été déterminée par le rayonnement de fond. Il existe deux types de rayonnement de fond.
1. Le nombre d'échantillons par seconde est associé à une exception insuffisante - Quant et les rayons cosmiques. Cette valeur varie du télescope au télescope et aux détecteurs à bord "Wuora", il s'agissait de
2. rayonnement de fond de rayons X spatiale dont la luminosité est très élevée ce rayonnement de fond isotrope; On suppose qu'il a une origine cosmologique. La dimension dans la plage d'énergie du télescope. La limite de sensibilité du télescope est déterminée statistiquement. Si vous prenez comme critère pour détecter une source de rayons X discrète, un signal au moins trois fois
Figure. 7.12. Satellite de rayons X "Wuorah". A - Emplacement des instruments; B - Orientation du télescope à rayons X.
plus d'une écart type associé au bruit (dans ce cas, bruit statistique), il peut être démontré que la source de rayons X plus faible, la détection abordable doit avoir une densité de flux
lorsqu'un angle corporel égal à l'angle de vue du télescope, le temps de surveillance de la source. Le rayonnement de fond des rayons X dans la région d'énergie est égal au spectre d'intensité approximativement décrit par la relation dans laquelle il est mesuré peut utiliser ces données pour indiquer que pour le collimateur, le rayonnement de fond des deux types est approximatif, tandis que L'arrière-plan dû aux particules chargées est important pour un champ de vision plus petit. Le rayonnement de fond de rayons X de l'espace, comme source de bruit, devient insignifiant si le champ de vision est inférieur à plusieurs degrés.
Dans le mode habituel, Satellite scanne une bande de ciel sur de nombreux tours. Essayez de calculer la source détectable la plus faible en une journée d'observations et de le comparer à la limite de Wuorah sur la densité de flux prise dans les catalogues de Wurai, "Wuorau" dans la gamme Combien de temps devait numériser tout le ciel pour atteindre ce niveau de sensibilité?
Variations temporaires. La découverte la plus remarquable faite à l'aide de "Wurau" faisait pulsé des sources de rayons X. Télescope
Figure. 7.13. Le fragment d'enregistrement des données pour la source de l'histogramme montre le nombre d'échantillons dans les bacs successifs. La ligne continue est une courbe harmonieuse, la meilleure approximation des observations d'observations en tenant compte de la sensibilité changeante du télescope lors de la numérisation de la source.
avec le collimateur enregistré et chaque 0,096 s a passé les données sur le flux de rayons X à Terre. La densité de flux moyenne de la source est égale à une période de 1,24 s. Combien la source dépasse-t-elle le niveau de bruit lorsque ses ondulations ont été détectées? Il s'avère que pendant la période, le signal source n'a pas grandement dépassé le niveau de bruit, mais l'utilisation de méthodes d'analyse de Fourier (ou de spectre de puissance), si elle est appliquée au traitement de données plus longtemps, vous permet d'ouvrir les ondulations d'intensité significativement inférieure. Le fragment d'enregistrement est montré à la Fig. 7.13.
7.3.2. Observatoire de rayons X Einstein. Les réalisations les plus importantes après les observations de "Wurau", qui ont provoqué un coup d'État dans l'astronomie des rayons X, sont associés au vol du satellite des rayons X appelé l'observatoire Einstein X-Ray. À bord de cet observatoire, il y avait beaucoup d'équipements uniques, y compris un télescope de goutte asymétrique édifiant une image de résolution angulaire élevée.
Les rayons X sont reflétés uniquement de la surface des matériaux conducteurs à grands angles de chute. Aux énergies des réflexions se produisent si l'angle entre la surface et la direction de la chute de rayonnement de l'ordre de plusieurs degrés; Plus l'énergie photon est grande, plus le même angle est petit. Par conséquent, pour concentrer les rayons X de la source céleste, vous avez besoin d'un réflecteur parabolique avec
Figure. 7.14. Concentration du faisceau de rayons X utilisant une combinaison de miroirs paraboliques et hyperboliques de chute oblique. Cette combinaison est utilisée sur l'observatoire des rayons X Einstein.
une très grande longueur focale et la partie centrale du réflecteur ne peuvent pas être utilisées. La longueur focale du télescope peut être réduite en raison de la zone de la surface de collecte, si vous entrez un autre miroir de collecte, avec une configuration préférée - une combinaison d'un paraboloïde et d'hyperboloïde (Fig. 7.14.) Un tel système se concentre x -rayez les rayons qui ne sont tombés que sur la zone annulaire représentée sur la figure. Pour augmenter la zone de collecte, vous pouvez utiliser une combinaison de plusieurs miroirs. Un tel système a été utilisé dans le télescope HRI High Destruction installé à bord de l'observatoire Einstein. Il a permis d'obtenir une image de la sphère céleste dans un champ de vision d'un diamètre de 25, et la destruction angulaire était meilleure dans 5 du centre du champ de vue.
Dans le plan focal, vous devez mettre un détecteur à deux coordonnées avec la même résolution angulaire, comme un télescope. Au HRI, il se compose de deux plaques de microcanalage définies les unes des autres. Ces détecteurs sont un ensemble de tubes très minces, le long desquels une différence de potentiel élevée est maintenue. L'électron, qui est venu à une extrémité du tube, commence à accélérer et, construit avec les murs, assomme des électrons supplémentaires, ce qui accélère et assommer des électrons, etc. Comme dans le compteur proportionnel, le but de ce processus est d'obtenir un éclair électronique intense à partir d'un seul électron. Au HRI, la surface avant de la première plaque de microcanal est recouverte d'un photon à rayons X, qui tombait sur la surface avant, assomme un électron, ce qui entraîne l'émergence d'électrons enregistrés à la sortie de la deuxième plaque. Ce flash d'électrons est enregistré avec un détecteur chargé avec des grilles mutuellement perpendiculaires, ce qui vous permet de mesurer avec précision les coordonnées du quantum radiologique.
Pour déterminer la sensibilité du télescope, vous devez connaître sa zone effective et son niveau de signaux d'arrière-plan du détecteur. Depuis la réflexion lorsque la chute coulissante est la fonction d'énergie photon et que l'absorption dans le matériau de la fenêtre de détecteur, efficace
Figure. 7.15. Zone de télescope efficace construisant une image haute résolution en fonction de l'énergie. Les courbes montrent l'effet de l'installation avant le détecteur de filtres de béryllium et d'aluminium.
la zone dépend fortement de l'énergie (Fig. 7.15). Comme prévu, la zone maximale efficace correspond aux énergies autour et est égale à environ la réponse du détecteur peut être modifiée en entrant dans le télescope filtrant dans le champ de vision (figure 7.15), assure ainsi une résolution d'énergie grossière.
Le niveau de bruit dans le détecteur, principalement en raison de particules chargées, atteint cela signifie que la source du catalogue de Wurai à la limite de sensibilité, c'est-à-dire Une source de points avec une densité de flux de l'ordre des unités "uuuru" dans la gamme peut être détectée à 5 o sur l'exposition de 50 000 s.
Pour utiliser pleinement la qualité des miroirs télescopiques, le vaisseau spatial devrait se stabiliser avec précision - toutefois, ces tentatives n'ont pas été prises. Le télescope est beaucoup plus grossier, mais à tout moment, il est précisément défini par son orientation instantanée par rapport aux étoiles brillantes standard. Par conséquent, dès que les observations se terminent, la carte Sky est restaurée avec une résolution angulaire complète, qui a un télescope. Un exemple de la qualité des images obtenus par HRI est illustré à la Fig. 7.16.
Les outils suivants ont également été installés sur l'observatoire Einstein.
Figure. 7.16. (Voir Skan) Rayon x Image d'un résidu de SuperNova obtenu à l'aide d'un observatoire Eistein Telescope haute résolution. Chaque élément d'image a des dimensions du temps d'exposition est de 32 519 s.
Figure. 7.17. Schéma général de l'emplacement des périphériques à bord de l'observatoire des rayons X Einstein.
1 - Visière, 2 - Précolématifie avant, 3-System Miroirs, 4 - Fiche arrière, 5 - Spectromètre de diffraction, 6 - Spectromètre à large bande avec filtres, Spectromètre cristallin à focal 7, 8 - Affichage High Tension Detector, 9 - Support isolant arrière, 10 - Spectromètre à étage solide, compteur proportionnel de 11 -MNogocannal, 12 - blocs d'équipement électronique, banc 13 - Banc optique, support isolant à l'avant 14 - Compteur proportionnel à la commande 16 - Collimateur thermique du compteur proportionnel de commande, 17 - mélanges des capteurs d'orientation.
un nombre positif, sous l'angle de la chute, la distance entre les plans cristallographiques réfléchissants. Les rayons X passent à travers l'accent et, formant un faisceau de consignage, tombent sur le cristal. Le cristal est tordé de manière à ce que le rayonnement à rayons X reflétait se concentre sur un détecteur proportionnel sensible à la position. Chez Energies, son règlement énergétique de sa commande est de 100 à 1 000 et la zone effective est proche de l'observatoire d'un paragraphe. Les principales réalisations de la première année d'observations sont les suivantes: Détection de rayons X dans les étoiles de toutes les classes de luminosité, y compris toutes les stars de la séquence principale, des nains supergatifs et blancs; Ouvrir plus de 80 sources dans la nébuleuse d'Andromeda et le même nombre dans les nuages \u200b\u200bde Magellan; images présentant une haute résolution dans la gamme de galaxies de rayons X, détectant une vaste gamme de processus différents menant à une émission de rayons X; détection de rayons radiographiques de nombreux quasars et galaxies actives; L'enregistrement des sources avec une densité de flux est 1000 fois plus faible que les sources plus faibles du catalogue Wurahu. Les observations menées avec l'observatoire Einstein ont considérablement affecté toutes les zones d'astronomie. (Une partie importante des premiers résultats des observations de l'observatoire Einstein a été publiée à Astrophys. J., 234, N ° 1, PT. 2, 1979.)
Les vols de Spacecreft ont ouvert avant les astronomes sans précédent des opportunités que l'astronomie terrestre n'ait jamais eu et ne pouvait pas avoir à être placé. Pour explorer les corps célestes du système solaire, notre galaxie et de nombreuses installations extragalactuques sont maintenant lancées des stations d'observatoire astronomique spécialisées équipées des derniers appareils physiques. Ils capturent des rayonnements invisibles, qui sont absorbés par l'atmosphère et n'atteignent pas la surface de la Terre. En conséquence, tous les types de rayonnements électromagnétiques provenant de profondeurs cosmiques sont devenus disponibles pour des études. Parlant figurativement, si avant d'avoir observé l'univers comme il était en une couleur noire et blanche, il nous semble aujourd'hui dans toutes les "couleurs" du spectre électromagnétique. Mais prendre des radiations invisibles, nous avons besoin de télescopes spéciaux. Quelle voie et avec l'aide que vous pouvez attraper et explorer les rayons d'invisibles?
Avec le mot "télescope", chacun a une idée d'un tube astronomique avec des lentilles ou des miroirs, c'est-à-dire une idée de l'optique. Après tout, jusqu'à récemment, les objets célestes étudiés exclusivement à l'aide d'instruments optiques. Mais capturer des rayons invisibles, qui sont très différents de l'œil visible, ont besoin de dispositifs de réception spéciaux. Et ce n'est pas du tout nécessaire qu'ils ressemblent à l'habituel de la télescope avec leur apparence.
Les récepteurs de rayons à ondes courtes sont complètement similaires aux télescopes optiques. Et si nous disons, par exemple, "Télescope X-Ray" ou "Télescope gamma"Sous ces noms doivent être compris: récepteur à rayons X ou récepteur gamma quant.
La difficulté de réception de rayons à ondes courtes est que pour le rayonnement électromagnétique avec une longueur d'onde, moins de 0,2 microns, les systèmes de réfraction classiques (miroir) et de réflexion (miroir) ne conviennent absolument pas.
Ainsi, les rayons X et surtout gamma quant sont si énergiques qu'ils "brisent facilement" les lentilles fabriquées à partir de n'importe quel matériau: la direction initiale du mouvement de ces rayons et quant ne change pas. En d'autres termes, ils ne peuvent pas être concentrés! Mais comment alors les explorer? Comment construire un télescope pour eux?
Dans la langue des physiciens, rayons de rayonnement courte - rayonnement dur! Cela signifie que des photons de rayons X et de rayons gamma dans leurs propriétés sont similaires à des particules de puissance élevées de rayons cosmiques (particules alpha, protons) venant au sol des profondeurs du cosmos. Mais ensuite, pour l'enregistrement de Quanta dur, peut-être, les comptoirs des particules conviendront, ce qui servira à explorer les rayons cosmiques? Ce sont des compteurs similaires utilisés comme dispositif de réception dans des télescopes à rayons X et à gamma. Pour savoir où provient les rayons X, le compteur conclut un tube métallique massif. Et si le compteur est toujours des films avec des films de composition différente, des compteurs différents prendront quanta de raideur différente. On obtient un spectrographe de rayons X particuliers, ce qui permet d'identifier la composition de rayonnement à rayons X.
Mais un tel télescope est toujours très imparfait. Le principal inconvénient est trop petit permettant. Le compteur marque le rayonnement tombant dans un tube. Et cela vient de plusieurs degrés carrés du ciel, où des milliers d'étoiles sont visibles dans un télescope régulier. Lequel d'entre eux émet des radiographies? Vous ne savez pas toujours. Et pourtant, avec l'aide des télescopes à rayons X et gamma travaillant dans des stations d'orbitale spatiales, il existe déjà de nombreuses informations intéressantes sur les sources de rayonnement à ondes courtes invisibles.
Notre soleil est l'une de ces sources. De retour en 1948, avec l'aide de photoflaxes soulevées par la fusée Fau-2, à environ 160 km (États-Unis, le laboratoire de la marine), le rayonnement radiographique du grand luminage a été ouvert. Et en 1962, en remplaçant le compteur photoplastique de Geiger, les astronomes ont découvert que la deuxième source de rayons X est déjà loin à l'extérieur du système solaire. Ceci est la source de rayons X les plus brillantes de la constellation de Scorpion, appelée Scorpion X-1. En 1963, le troisième objet de l'astronomie des rayons X est devenu la célèbre nébuleuse de crabe dans la constellation Taurus - Taurus X-1.
La phase la plus importante du développement de l'astronomie des rayons X a été les lancements du premier satellite de rayons XUURU XUURU XUURU dans le monde en 1970 et du premier réflecteur X-Ray Telescope-Einstein en 1978. Avec leur aide, des stars doubles à rayons X ont été découvertes, des pulsars à rayons X, des graines de galaxies actifs et d'autres sources de rayons X.
À ce jour, des milliers de sources de rayons X sont connues dans le ciel étoile. En général, les télescopes des rayons X sont disponibles sur environ un million de sources, c'est-à-dire autant que le meilleur télescope radio. Comment ressemble le ciel des rayons X?
Dans les rayons des rayons X, l'univers semble complètement différent de ce qu'il est visible pour les télescopes optiques. D'une part, une augmentation de la concentration de sources de rayonnements lumineuses est observée à l'approche du plan moyen de la voie lactée - ils appartiennent à notre galaxie. D'autre part, la distribution uniforme de nombreuses sources de rayons X extragalactiques dans tout le ciel. De nombreux corps célestes adorent le ciel de la terre - la lune et la planète - ne sont pas visibles dans les rayons X.
Astronomie gamma Aussi née avec la technologie Rocket. Comme on le sait, le rayonnement gamma cosmique découle en raison des processus physiques dans lesquels des particules de hautes énergies sont impliquées, les processus se produisant à l'intérieur des noyaux atomiques. Cependant, la source la plus intense de gamma quant est le processus d'annihilationC'est-à-dire les interactions de particules et d'antiparticules (par exemple, électrons et positrons), accompagnée de la transformation de la matière (particules) en rayonnement rigide. En conséquence, étudier gamma quanta, l'astrophysicien peut être une fois témoin d'interaction avec les corps de notre monde ordinaire de corps théoriquement possible. antimiraconsistant exclusivement antituratie.
Dans notre galaxie, le rayonnement gamma diffus (dispersé) est principalement concentré sur le disque galactique; Il est amélioré vers le centre de la galaxie. De plus, des sources gamma discrètes (point) ont été trouvées, telles que le crabe (nébuleuse de crabe à Taurus), Hercules X-1, Geming (dans la constellation de jumeaux) et quelques autres. Des centaines de sources discrètes de rayonnement gamma extragalactique sont dispersées littéralement dans tout le ciel. Il était possible de prendre des radiations gamma émanant des zones actives du soleil pendant les flammes solaires.
À la frontière avec un spectre visible, à gauche des rayons violettes, est invisible rayonnement ultraviolet. À partir d'une vague de 0,29 micron, l'atmosphère terrestre absorbe complètement l'ultraviolet cosmique, peut-être, "dans l'endroit le plus intéressant" ...
Avec le début des études spatiales, des observations ont également été effectuées dans l'intervalle de longueur d'onde ultraviolette. Le 23 mars 1983, dans notre pays, une station d'astronome d'astronome a été lancée dans notre pays sur une orbite hautement elliptique de près de la Terre (hauteur à Periguee 2000 km). C'était la première station nationale équipée d'équipement pour les observations à rayons X et aux ultraviolets.
Maintenant, les appareils électroménagers fixant des rayons ultraviolets sont installés sur de nombreux vaisseaux spatiaux. Et si nous pouvions regarder le ciel étoilé à travers des "verres à ultraviolets", il serait tout à fait méconnaissable pour nous, comme cela, comme dans d'autres rayons invisibles du spectre. Par exemple, pour les résidents de l'hémisphère nord de la terre, l'étoile de l'orion Orion Zeta serait particulièrement soulignée dans le ciel - la brillante la plus à gauche dans sa "ceinture". Certaines autres étoiles seraient inhabituellement lumineuses, particulièrement chaudes.
Il est surprenant que dans le ciel ultraviolet, il y a de nombreuses nébuleuses énormes et rétrécissantes. La célèbre nébuleuse Orion, qui sous la forme d'une minuscule tache brumeuse avec difficulté distingue ses yeux, prendrait toutes les constellations du "chasseur céleste". La nébuleuse ultraviolette golyanoise enveloppe l'étoile principale de la constellation de la vierge - Sprike Shining. Cette nébuleuse est très lumineuse et presque ronde. Son diamètre visible est d'environ 50 fois le diamètre visible de la pleine lune. Mais la parole elle-même n'est pas visible par un œil simple: son rayonnement ultraviolet s'est avéré très faible.
Dans la gamme d'ondes de 22 microns jusqu'à 1 mm (à droite des rayons rouges du spectre visible), l'atmosphère terrestre absorbe rayonnement infrarouge (thermique)corps célestes. De plus, l'air lui-même est une source de rayons thermiques, ce qui empêche les observations de l'intervalle de longueur d'onde infrarouge. L'obtention de ces obstacles n'a abouti que lorsque les récepteurs de rayonnement infrarouge ont commencé à placer en dehors de l'atmosphère - sur le vaisseau spatial.
La technique infrarouge a permis d'obtenir les données les plus précises sur le relief des planètes, a ouvert le noyau de notre galaxie, qui avait caché le noyau de notre galaxie devant les chercheurs, a aidé l'astrophysique à regarder dans la star "Bradles" - nébuleuses à gaz et "toucher" aux secrets de la naissance des étoiles.
Ainsi, l'élimination des instruments astrophysiques dans l'espace a ouvert de nouveaux horizons avant l'astronomie: l'ultraviolet, les rayons X et l'astronomie infrarouge ont commencé à être créés et dans les années 70, les observations ont commencé dans la gamme gamma. Aujourd'hui, les chercheurs de l'univers ont la possibilité de générer un aperçu du ciel dans presque toute la gamme de spectre électromagnétiques - des rayons de gamma à ultrastance à des ondes radio super longues. L'astronomie est devenue la science de Mesvolovna. La riche scientifique "récolte" collectée à partir de "champs" cosmiques a provoqué un véritable coup d'État en astrophysique et repenser nos idées sur le grand univers.
