Röntgenový rozsah. Teleskopická chandra, hmlovina, pulsky, čierne diery. Školská encyklopédia X-Ray Telescopes
x-ray ďalekohľad
Zariadenie na štúdium času a spektra. Sv-v zdrojoch priestoru. Prenájmu. Žiarenie, ako aj na určenie súradníc týchto zdrojov a vybudovať ich obraz.Existujúce R. T. Práca v energetickom rozsahu Fotons Rentalg. Žiarenie od 0,1 do stoviek Kev, t.j. v rozsahu vlnovej dĺžky od 10 nm do stotín nm. Pre astronómiu. Pripomienky v tejto oblasti vlnových dĺžok R. t. Zdvihnite mimo atmosféry Zeme na raketách alebo cvičení, tak ďalej. Žiarenie je veľmi absorbovaná atmosférou. Žiarenie s \u003e 20 KEV možno pozorovať z výšok ~ 30 km od Aerostatu.
R. T. Umožňuje: 1) sa zaregistrovať s vysokou účinnosťou nájomného. pho
tóny; 2) Samostatné udalosti zodpovedajúce fotidlám vstupujúcemu do požadovaného energetického rozsahu od signálov spôsobených vplyvom nabíjania. fotóny CH-C a gama; 3) Určite smer príchodu nájomného. Žiarenie.
V R. T. Pre rozsah 0,1-30 kV, fotónový detektor slúži proporcionálny pultnaplnené zmesou plynu (AR + CH4, Ar + CO2 alebo XE + CO2). Absorpcia nájomného. Fotón atómu plynu je sprevádzaný emisiou fotoelektronu (pozri Fotoelektronické emisie),elektróny
Obr. 1. A-schéma xage. ďalekohľad so štrbinovým kolimátorom; B & MDASH; Prevádzka ďalekohľadu v režime skenovania.
(cm. Effect Auger)a fluorescenčné fotóny (pozri Fluorescencia).Fluorescenčné fotóny môžu tiež rýchlo absorbovať fluorescenčné fotóny, ktoré môžu tiež rýchlo absorbovať plyn foto efekt.V tomto prípade celkový počet generovaných elektrónových iónových párov proporcií. Prenájom energie. Fotón. T. O., impulzný prúd v anódovom okruhu je obnovený energiou nájomného. Fotón.
Za normálnych podmienok, R. t. Ožiarené s mocnými prúdmi nabíjania. Hovoria sa fotóny CH-C a gama. Energie, Detektor na RY R. T. Registre s prenájmom. Fotóny zo študovaného zdroja žiarenia. Zvýrazniť nájomné. Fotóny z celkového pozadia používa metóda anti-trusov (pozri Metóda zhody).Príchod nájmu. Fotóny sú tiež fixované vo forme elektrického impulzu vytvoreného nimi. Prúd, pretože poplatok. CH -s dávajú signály, viac sprísnené v čase, ako sú tie, ktoré sú spôsobené prenajímaním. fotóny.
Určiť smer na prenájom. Zdroj slúži zariadenie pozostávajúce zo štrbinového kolimatoru a pevne fixované s ním na jednom ráme snímača hviezd. Zariadenie (sada dosiek) obmedzuje pole Zobraziť R. T. a preskočí nájomné. Fotóny, ktoré beží len v malom telesnom rohu (~ 10-15 štvorcových stupňov). Prenájmu. Foton, prešiel kolimátor (obr. 1, A), je zaregistrovaný. Objem pultu. Súčasný impulz nad reťazcom je top. Anóda
existuje schéma anti-trudentov (pretože neexistuje žiadny zakazovací signál zo spodnej časti. Anódy) a je dodávaný do analyzátora na určenie času a energie. Har-k fotónu. Potom sa prostredníctvom telemetrie prenášajú na Zemi. Zároveň sa informácie o najjasnejších hviezdach prenášajú o najjasnejších hviezdach v jeho zornom poli. Tieto informácie vám umožňujú vytvoriť pozíciu osí R. T. V PR-ve v čase príchodu fotónu.
Počas prevádzky R. T. V režime skenovania je smer k zdroju definovaný ako poloha R. T., s radom, rýchlosť skóre dosiahne maximum. Roh Rozlíšenie R. T. S štrbinovým kolimátorom alebo podobným bunkovým kolimátorom je niekoľko desiatok uhlových minút.
Výrazne lepší uhol. Rozlíšenie (~ niekoľko desiatok sekúnd) má R. t. z modulu. kolimátory (obr. 2, ale).Moduly. Koleničník je dva (alebo viac) drôtených jednorozmerných mriežok inštalovaných medzi detektorom a štrbinovým kolimátorom, pre ktorý druhý stúpa nad výškovým detektorom ~ 1 m a pozorovania sa vykonávajú v režime alebo skenovanie (Obr. 1, B ) alebo otáčanie vzhľadom na os, kolmú rovinu mriežok. Drôty v každej mriežke kolimátora sú navzájom nastavené vo vzdialenosti, ktorá sa rovná priemeru drôtu. Preto, keď sa zdroj pohybuje cez pole Zobraziť R. T. Shadows zhora. Vodiče posúvajú pozdĺž spodnej časti. Mriežka, padajúce na drôt, a potom rýchlosť účtu je maximálna, potom medzi nimi a potom je minimálna (pozadia).
Roh Distribúcia distribúcie rýchlosti R. Účet. Z modulu. Koleničník (F u n až C a I o t k l a k A) je znázornený na obr. 2, b.Pre modulov n-mriežky. Kolimator Uhol medzi susednou maxima 0 \u003d 2 N-1 r, kde r \u003d d / L.- uhol. Rozlíšenie R. T. Vo väčšine prípadov R. t. Z modulu. Zrážky dávajú presnosť regionalizácie nájomcu. Zdroje dostatočné na identifikáciu s nebeskými objektmi vyžarujúcimi v iných pásoch el.-MAGN. vlny.
S modulom. Colimátory začínajú súťažiť o metódu kódu. Aperture, ktorá vám umožní dostať 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.
Obr. 2. Zariadenie na prenájom. Ďalekohľad s modulom. kolimátor; B - Roh. Rozdelenie rýchlosti skóre.
Poloha zdroja žiarenia. žiarenie v zornom poli R. T. Určené polohou maximálnej korelácie. Funkcie medzi výsledným distribúciou rýchlosti účtu na povrchu detektora a funkcia snímky obrazovky.
V regióne energií \u003e 15 keV v kvalite detektorov R. T. Aplikujte kryt. Nai Scintillators (TL) (pozri Scintilačný pult); potlačiť pozadie poplatku. Vysoké energie a fotóny gamamy sú inštalované na anti-útokoch s prvým kríkom. CSI Scintillators (TL). Obmedziť pole pohľadu v takom R. t. Aplikujte aktívne kolimátory - valce z scintilátorov, ktoré sú súčasťou anti-valcov s nai scintillators (TL).
V energetickom rozsahu od 0,1 do niekoľkých. Kev je najúčinnejší R. t., V ktorom je žiarenie zamerané, padajúce na nízke uhly do zaostrenia (obr. 3). Citlivosť takýchto R. T. V ~ 10 3-krát je lepšia ako R. T. Dr. Štruktúry kvôli jeho schopnosti zbierať žiarenie. Square a priamo na malý detektor veľkosti, ktorý výrazne zvyšuje pomer signálu k šumu. R. T., Postavený podľa takejto schémy, poskytuje dvojrozmerný obraz X-ray zdroja.
Obr. 3. Schéma zamerania na prenájom. Ďalekohľad.
Žiarenie ako obyčajný OPTCH. ďalekohľad. Vytvárať obraz v zaostrení R. T. V kvalite detektorov používa pozičné a citlivé proporcie. Kamery, mikrokantelové detektory, ako aj nástroje s nabíjaním (CCD). Roh Povolenie v prvom prípade je určené CH. Arr. medzery. Rozlíšenie fotoaparátu je ~ 1, mikrokantelové detektory a CCD Dať 1-2 "(pre lúče v blízkosti osi). S spektrometrich. Výskum používa PP Detektory, Bragg Crysa. Spektrometre a difrakcia. Mriežky s pozičnými senzotmi. detektory. Cosm Zdroje RFG. Žiarenie je veľmi rôznorodé. Prenájmu. Žiarenie slnka bolo otvorené v roku 1948 v USA s Ricase Rose Geiger Countersna vrchu. Vrstvy atmosféry. V roku 1962 bol prvý zdroj xage objavený z R. Giakconi (USA) s raketou. Žiarenie mimo solárneho systému - "Scorpio X-1", ako aj difúzne röntgenové pozadie, zrejme extraglaktické. Pôvodu. Do roku 1966 bol v dôsledku experimentov otvorený na raketách. 30 diskrétnych xventov. Zdroje. S záverom na obežnej dráhe série špecialít. Použitie ("Wuora", "Ariel", "CAC-3", "Vela", "Copernicus", "Heao" atď.) S R. T. SPL. Typy objavili stovky nájomného. Zdroje (Galactic. a extraglaktické, rozšírené a kompaktné, stacionárne a premenné). Mn. Z týchto zdrojov ešte nie sú identifikované so zdrojmi, ktoré sa prejavujú v optike. a iné kapely el.-magn. Žiarenie. Medzi identifikované galaktické. Objekty: Zatvorte dvojité hviezdne systémy, jedna z komponentov TO-RYE - RENTG. pulsár; Jedinečný pulsky(Crab, Vela); rezíduá supernovňové hviezdy(rozšírené zdroje); Dočasné (prechodné) zdroje, ostro zvýšenie svietidla v nájomnom. Rozsah a novo vyblednuté počas niekoľkých. minút do niekoľkých minút mesiacov; t. n. B a r s t e r y - výkonné zdroje prenájmu. Žiarenie s charakteristickým bleskom poradia niekoľkých. sekúnd. Identifikovanej extragalaktiky. Objekty zahŕňajú najbližšie galaxie (Magellanovy mraky a andromeda hmloviny), deva-a (M87) a Centaur-A (NGC 5128), Quasars (najmä ZH 273), Seyfert a iné galaxie s aktívnym jadrom; Akumulácie galaxie - najsilnejšie zdroje nájomného. Žiarenie vo vesmíre (v nich pre radiačné horúce prekročenie intergalactic. Plyn s tempom-rojom 50 miliónov K). Prevažná väčšina priestoru. Prenájmu. ZDROJE YAVL. Objekty, ktoré sú úplne odlišné v tých, ktoré boli známe pred začiatkom nájomného. Astronómia a predovšetkým sa líšia v obrovskom uvoľnení energie. Galaktická svietivosť. Prenájmu. Zdroje dosahujú 10 36 -10 38 ERG / S, ktoré pri 10 3-10 5-násobku energie uvoľňovania slnka v celej rozsahu vlnových dĺžok. V extragalaktike. Zdroje boli zaznamenané s svietivosťou až 10 45 erg / s, čo tu označuje nezvyčajné radiačné mechanizmy. V tesných dvojitých hviezdnych systémoch, napríklad v Katch-Vesn. Mechanizmus uvoľňovania energie považuje tok do jednej zložky (hviezdny gigant) na iný (Neutrónová hviezdaalebo čierna diera)- disk akretácie,s rojom, padajúce na hviezdu in-in tvorí disk v blízkosti tejto hviezdy, kde v dôsledku trenia sa zahrieva a začína intenzívne emitovať. Medzi pravdepodobné hypotézy pôvodu difúzneho röntgenového žiarenia. Pozadie, spolu s predpokladom tepelné žiareniehorúca intergalaktická. plyn je považovaný za opačný Efekt ComptoneL NOVINKA NA IR PHOTY EMITED ACTIVE GALAXIKÁLIMI ALEBO NA FLOKOVOSTI relikvové žiarenie.Tieto pozorovania s Heao-B ISS svedčia o tom, že významný príspevok (\u003e 35%) do difúzneho nájomného. Pozadie dáva vzdialeným diskrétnym zdrojom, ch. Arr. quasars.
X-ray astronómia, ed. R. GIACCONI, H. GURSKY, DORDRECHT-BOSTON, 1974; SHKLOVSKY I. S., Hviezdy: ich narodenie, život a smrť, 2 ed., M., 1977; K A P L A N S. A., Fyzika interiéru, M., 1979.
N. S. YAMBURCHENKO.
Často vynález Prvý ďalekohľad je pripisovaný Gansu Lippersley z Holandska, 1570-1619, ale takmer určite nebol Discoverer. S najväčšou pravdepodobnosťou je, že jeho zásluhy je, že najprv urobil nové zariadenie ďalekohľadom a dopyt. A bol tiež podaný v roku 1608 patentovej prihlášky pre pár šošoviek umiestnených v trubici. Nazval zariadenie s dlažbou. Jeho patent bol však odmietnutý, pretože jeho zariadenie sa zdalo príliš jednoduché.
Teleskopy X-ray je navrhnutý tak, aby pozoroval objekty vzdialeného priestoru v röntgenovom spektre. Zvyčajne sú teleskopy umiestnené na výškových rakiet alebo na umelých satelitoch, pretože atmosféra Zeme je veľmi vážnym rušením röntgenových lúčov.
Americký profesor Ricardo Giakconi, spolu s Bruno Rossi, v roku 1960 vydala prvú schému Svetovej schémy reálneho X-Ray Telescope so systémom zaostrenia zrkadla. Aký je hlavný rozdiel medzi X-Ray Telescope z iných typov ďalekohľadov? Faktom je, že X-ray Queta vďaka svojej vysokej energii sa v látke prakticky nezmenil, sú absorbované takmer všetkými rohmi pádu (okrem najvýraznejšie). Preto bolo potrebné, aby X-lúče kráčali takmer rovnobežne s reflexným zrkadlom. Takéto zrkadlo je zužujúca dutá trubica s parabolickým alebo hyperbolickým povrchom, ktorý je len röntgenovým ray. Teleskopy Jixconi a Rossi zahŕňali niekoľko tvarovaných zrkadiel s jednou centrálnou osou, aby sa maximalizovala citlivosť prístroja. Podobný systém tvoril základ všetkých moderných röntgenových teleskopov.
Moderné X-ray teleskopy pracujú v energetickom rozsahu röntgenových fotónov od 0,1 do stoviek CEV. Zrkadlá podobných teleskopov sú vyrobené z keramiky alebo kovových fólií (často sa používajú zlato a rádio). Kritický uhol odrazu bude závisieť od energie fotónov.
Hlavným problémom registrácie röntgenových lúčov súvisí so skutočnosťou, že teleskopy X-ray je ožiarený s mocnými tokmi nabitých častíc a gamma fotónov rôznych energií, ktoré sú registrované na AA s röntgenové fotóny. Ak chcete vyriešiť tento problém, použite spôsob anti-upevnenia. Aby sa presne určiť smer na X-ray zdroj, zariadenie sa používa, ktorý sa skladá zo štrbinového kolimator (súbor dosiek, ktoré obmedzujú pole pohľadu) a hviezdicový senzor (registruje röntgenový fotónový konsolimator) . Súčasný impulz prechádza systémom proti vzorkovaniu, potom, čo sú energetické charakteristiky fotónu určené pomocou špeciálneho analyzátora.
Uhlové rozlíšenie podobného ďalekohľadu so štrbinovým kolimátorom je niekoľko desiatok uhlových minút. Takzvaná modulácia (kyvné) kolimátory môžu byť tiež použité v X-ray teleskopy (uhol povolenia je niekoľko desiatok sekúnd). Podobný kolimator sa skladá z dvoch alebo viacerých drôtov jednorozmerných mriežok, ktoré sú inštalované medzi detektorom a štrbinovým kolimátorom. Pozorovanie sa vykonáva buď v režime skenovania, alebo buď otočenie vzhľadom na os kolmo na rovinu pletivky.
Ešte jeden Pokročilá technológia je metóda kódujúca metódu clony pre získavanie obrázkov. Pri používaní tejto technológie je maska \u200b\u200bvo forme mriežky s nehomogénnou prevodovkou cez celú oblasť vytvorená pred detektorom matrice (v dôsledku striedania priehľadných a nepriehľadných prvkov). Tento dizajn váži oveľa menej a umožňuje získať uhlové rozlíšenie menšie ako 1. Príkladom X-ray ďalekohľadu je RTG Observatory Candra Space, ktorý spustil NASA v roku 1999.
X-RAYS - rozsah elektromagnetického žiarenia s vlnovou dĺžkou od 0,01 do 10 nm, medzi rozsahom ultrafialového a gama lúčov. Keďže fotóny tohto rozsahu majú vysokú energiu, vyznačujú sa vysokou ionizujúcou a priepustnosťou, ktorá určuje rozsah ich praktického použitia. Rovnaké vlastnosti ich robia veľmi nebezpečnými pre živé organizmy. Od röntgenových lúčov pochádzajúcich z priestoru, sme chránení atmosférou Zeme. Z hľadiska astronómov však majú osobitný záujem, pretože nesú dôležité informácie o látke, vyhrievané na ultra-vysoké teploty (približne milióny Kelvinov) a procesy vedúce k takémuto ohrevu.
Rovnako ako v prípade UV pásma, prvé pokusy fotiť z nebeskej sféry v röntgenovom spektre boli vyrobené zariadením nainštalovanými na geofyzikálnych raketách s vysokou nadmorskou výškou. Hlavným problémom tu bolo, že "bežné" metódy zamerania - s pomocou šošoviek alebo konkávnym zrkadlám - pre vysokoenergetické lúče sú neprijateľné, takže je potrebné aplikovať komplexnú technológiu "pohybujúceho sa pádu". Takéto systémy zaostrenia majú výrazne veľké hmotnosti a rozmery ako optické nástroje, a dostatočne silné rakety nosičov by sa mali objaviť tak, aby X-ray teleskopy konečne vstúpili na obežné dráhy.
Prvým takýmto úspešným pokusom bol americký satelit Uhuru (Explorer 42), ktorý pracoval od roku 1970 do roku 1973, si tiež zaslúži zmienku o prvých holandských kozmických lodiach ANS (Astronomical Holandsko satelit), ktorý sa začal v auguste 1974, a dve Nasa Space Observatory (NASA) - druhý z nich, chovaný na obežnej dráhe 13. novembra 1978, dostal meno Alberta Einstein. Japonsko 21. februára 1979 začalo prístroje Hakucho (Corsa-B), ktorí pozorovali "X-Ray Sky" až do roku 1985. Viac ako osem rokov - od roku 1993 do roku 2001 - prevádzkoval druhú japonskú vysokú energiu ASCA (ASTRO-D) ďalekohľad. Európska vesmírna agentúra "poznamenala" v tomto smere prostredníctvom satelitov EXOSAT (Európsky röntgenový observatórium, 1983-1986) a BepPosAX (1996-2003). Začiatkom roka 2012, fungovanie jedného z "Cosmic Long-Luče" - Orbital Telescope Rossi X-Ray Tharing Explorer, ktorý sa začal 30. decembra 1995
Tretina "veľkých štyroch"
Chandra X-Ray Telescope, dodané na obežnej dráhe 23. júla 1999 na palube Columbia Reusible lode (misia STS-93), sa stala tretinou štyroch veľkých observatórií NASA, ktorá sa začala od roku 1990 do roku 2003. Názov, ktorý dostal na počesť Ameriky Fyzika a astrofyzika Indický pôvod subramanyan chandrasen.
Geocentrická dráha s výškou appoge 139 tisíc km a Perichem asi 16 tisíc km umožňuje nepretržité pozorovacie stretnutia na 55 hodín, čo je výrazne viac v porovnaní s rovnakým ukazovateľom pre nízko-bitové uzemnené satelity. Voľba orbitov je tiež spojená so skutočnosťou, že röntgenové žiarenie je výrazne absorbované aj s riediacimi plynmi obsiahnutými v najvyšších vrstvách atmosféry Zeme - v nadmorských výškach, kde väčšina umelých satelitov pracujú. Obdobie cirkulácie je 64,2 hodiny, pričom 85% tejto doby Chandra vynakladá z limitov radiačných pásov Zeme. Nevýhodou takejto obežnej dráhy je najmä nemožnosť odosielania teleskopom opravnej brigády (ako sa opakovane uskutočnilo v prípade observatória Hubble).
 |
|
Technické charakteristiky Candra Telescope
\u003e Hmotnosť: 4620 kg Základné vedecké úlohy: \u003e Štúdium čiernych otvorov v Galaxových centrách |
| Vesmírne teleskopy |
Teleskopy X-ray má pomerne úzku špecializáciu. Je určený na pozorovanie žiarenia veľmi horúcich objektov vesmíru - ako napríklad explodujúce hviezdy, galaktické klastre, látku v blízkosti čiernych otvorov. Môže však registrovať vysokoenergetické žiarenie, ktoré vznikajú tak či onak v atmosfére a na povrchu rôznych telies slnečnej sústavy. Pôvodne to bolo naplánované, že Chandra by fungovala vo vesmíre po dobu 5 rokov, ale berúc do úvahy dobrý stav palubných systémov, jeho operácia bola niekoľkokrát predĺžená (naposledy - v roku 2012).
Prvý pozorovací ďalekohľad
Galaktické zvyšky vypuknutia Supernovy sú zdrojom najcennejších informácií o vesmíre, ktoré môžu byť výsledky analýzy monitorovania teleskopov Chandry. Najmä štruktúra zostávajúceho cassiopheus A bola podrobná, mapa všetkých prichádzajúcich a odchádzajúcich tokov látok a šokových vĺn bola vytvorená, priestorovo oddelená platnosť medzihviezdne a blízko cestnej hmoty až do výbuchu supernov, lokalizovaných lúčov Zrýchlenie. Nemenej dôležitý výsledok bol spoľahlivým registráciou silných rozsiahlych emisných línií zvyšku v spôsobe stredorýchlého režimu spektroskopie priestorového rozlíšenia a mapovanie distribúcie prvkov z uhlíka do železa v emisiách látky. Zvyšok určený z týchto pozorovaní je približne 140 rokov, ktorý takmer zhoduje s odhadmi inými metódami. Porovnanie vekových kategórií a lineárnych rozmerov iných supernovných svetiel ukázali schopnosť schopnosti chandra ďalekohľadu merať rýchlosť ich radiálnej expanzie v takmer mikroskopy: napríklad v 22 rokoch, veľkosť supernova SN 1987A zostáva vo veľkom Magtel Cloud6 sa zmenil len na 4 uhlové sekundy.
Nebula, "Fed" s Pulsarom
Mnohí astronómovia poznamenávajú, že jednou z najpôsobivejších výhod Chandry ďalekohľadu je jeho schopnosť preskúmať jemnú štruktúru tzv. Rastlín (pulsar veterná nebulae - pwn) - hmloviny, "kŕmenie" látky pulzaru, ktorého vlastnosť toho sú extrémne malé veľkosti - približne niekoľko uhlových sekúnd. Chandra sa podarilo najmä v štúdii takéhoto objektu v súhvezdí plavby - pulsar Vela. V súčasnosti je to najdôležitejšie ostrý.
Snímka kompaktnej hmlovej hmlovej okolo pulzára v konštelácii plachty, ktorú vytvorila CHandra Telescope, demonštruje zaujímavú štruktúru pozostávajúcu z dvoch oblúkových šokových vĺn. Boli vytvorené v kolízii oblaku plynu obklopujúceho pULSAR, s látkou hmloviny, keď sa cez neho pohybuje. Trysky emitované PULSAR sú viditeľné ako jasné priame segmenty, kolmé na oblúky. Ich smer prakticky sa zhoduje so smerom pohybu objektu super-pomer. Predpokladá sa, že vznikajú kvôli jeho rotácii, ako aj interakciu látky s výkonnými elektrickými a magnetickými poliami v jeho okolí.
 |
| Zmeny tvaru a jasnosti trysiek. |
| Vesmírne teleskopy |
Re-Fotografovanie PULSAR VELALA Röntgenové observatory Chandra odhalilo výrazné zmeny v tvare a jase trysiek na relatívne krátke časti času. Tu sú štyri z 13 jeho obrázkov získaných počas dvoch a pol roka. Dĺžka Jetova dosahuje polovicu svetelného roka (asi 5 biliónov KM) a ich šírka zostáva takmer konštantná a nepresahuje 200 miliárd km, ktoré možno vysvetliť prítomnosťou "holding" magnetického poľa. Rýchlosť látky, ktorá sa hodila pulzátom, je takmer polovica rýchlosti svetla. V takýchto relativistických tokoch nabitých častíc by sa mala vyskytnúť nestabilita, ktorá už bola pozorovaná v experimentoch na špeciálnych urýchľovačoch. Teraz sa im podarilo zaregistrovať v príklade skutočného astrofyzikálneho objektu. Röntgenové žiarenie v tomto prípade sa vyskytuje pri interakcii ultrafastových elektrónov a positrónov s magnetickými elektrickými vedeniami.
Podobná nestabilita vedci očakávajú objavovať z trysiek emitovaných supermasívnymi čiernymi otvormi v Galaxových centrách, ale jeho dočasná meradlo by malo byť oveľa viac (asi stovky a tisíce rokov).
Krabová hmlovina (ml) - Zvyšok jedného z najjasnejších prepuknutí v histórii ľudstva, pozorované v 1054. Informácie o ňom sú obsiahnuté v japončine, čínštine, ako aj niektoré arabské kroniky.
|
1. Mladé hviezdy podobné slnkom. Dlhé pozorovania hviezdnych zhlukov v hmly ORION (M42) ukázali, že mladé hviezdy solárnych hmôt, ktoré majú vek od 1 do 10 miliónov, demonštrujú veľkoplošnú blikačnú aktivitu, najmä viditeľné v röntgenovom rozsahu, zatiaľ čo frekvencia Ohniská a ich energia je takmer rádovo prevyšuje procesy, ktorý je taký druh, pozorovaný v našom slnku, ktorého vek je blízko 4,6 miliardy rokov. To môže významne ovplyvniť tvorbu planét a oblasti obývateľnosti okolo takýchto hviezd. 2. Supernovy a zvyšky Supernova. Obrazy a spektrá supernovy získaných chandra ďalekohľadom umožnili študovať dynamiku šokových vĺn vytvorených výbuchmi masívnych hviezd, ako aj mechanizmom zrýchlenia elektrónov a protónov k blízkej rýchlosti, určiť množstvo a Distribúcia ťažkých prvkov vytvorených počas bliknutia a preskúmať mechanizmy samotných blikaní. 3. Prstene okolo pulzov a Jeta. Snímky získané krakovou hmlovou hmlovou a inými zvyškami Supernova demonštrujú úžasnú krásu prsteňa a trysiek - emisie vysokoenergetických častíc emitovaných rýchlo rastúcimi neutrónovými hviezdami. To znamená, že môžu slúžiť ako silné generátory takýchto častíc. 4. Čierne otvory hviezdnych hmôt. Objav dvoch čiernych otvorov (CH) ktorých hmotnosti presahuje 15 zo slnka, slúžil ako východiskový bod pre revíziu myšlienok o možných mechanizmoch ich vývoja. 5. Strelec a * - čierna diera v centre Mliečnej dráhy. Teleskop Chandra meral energetický výkon a rýchlosť poklesu množstva látky v rádiovom zdroji rádia Stretávača a supermasívnej čiernej diery umiestnenej v strede našej galaxie (v smeroch konštelácie Stránky). Tieto údaje umožnili astronómom, aby dospeli k záveru, že moderná nízka úroveň svojej činnosti nie je priamym dôsledkom nedostatku zásob "paliva" v okolí. 6. Dvojité čierne diery. V tej istej galaxii chandra otvorila dva supermasívne čierne diery, ktoré podľa výpočtov sa čoskoro zlúčili. Je možné, že teda rastie chA v centrách galaxií. 7. Čierne otvory vyžarujúce látku. Obraz získaný Candra Telescope Galaxie poskytujú monitorovanie dramatických dôkazov dlhodobej opakovanej výbušnej činnosti spojenej s rotačným supermassívnym CH. Táto aktivita má dôsledok vysoko účinnej konverzie gravitačnej energie látok, ktoré spadajú na CH v tokoch vysokotechnických častíc. Čierne otvory z "absorbérov" sa teda stávajú silnými zdrojmi energie, vďaka ktorej zohrávajú kľúčovú úlohu vo vývoji masívnych galaxií. 8. "sčítanie" čiernych otvorov. Pri spracovaní výsledkov pozorovania v rámci programu Hlbokej poľnej farby boli otvorené stovky supermasívnej CHA, narastajúce disky v blízkosti, ktorého X-lúče sú emitované počas otáčania. Existencia týchto zdrojov možno vysvetliť takmer všetkým difúznym röntgenovým "žiarením" oblohy, ktorá bola zistená pred viac ako 40 rokmi a len dnes dostala primerané vysvetlenie. "Sčítanie ľudu" supermasívnej chaty dáva predstavu o čase tvorby týchto objektov a ich evolúciu. Odborníci tiež hovoria o možnom otvorení takzvaných "čiernych diery stredných hmôt" - v skutočnosti, nová kategória objektov tejto triedy. 9. Tmavá hmota. Výsledky pozorovania akumulácie "guľky" a rad ďalších galaktických klastrov vykonávaných chandra ďalekohľadom spolu s niekoľkými optickými ďalekohľadmi sa stali nespornými dôkazmi, že väčšina látky vo vesmíre zostáva vo forme temnej látky. Jeho prítomnosť sa prejavuje gravitačným vplyvom na "normálne" hmoty - elektróny, protóny a neutróny, ktorého sú "známe" atómy. Priama detekcia tejto zložky vesmíru však nie je možná (aspoň v našom čase). Prieskumové štúdie mnohých klastrov galaxií potvrdili, že vesmír obsahuje päťkrát viac temnej hmoty ako "obyčajné". 10. Tmavá energia. Pozorovacie údaje získané teleskopom chandra sa ukázali, že expanzia vesmíru sa zrýchľuje - najmä v dôsledku prevahy látky v priestore látky s názvom "Tmavá energia". Toto nezávislé potvrdenie o objavení vykonanej analýzou optických pozorovaní vzdialených supernovy eliminuje akékoľvek alternatívy k všeobecnej teórii relativity a sprísnenie obmedzení povahy temnej energie. Z ostatných vedeckých úspechov najúspešnejších X-ray ďalekohľadu je potrebné si všimnúť vedenie podrobných spektrálnych štúdií aktivity supermaissive čiernych otvorov v centrách galaxií (vrátane detekcie supermassivému CH, dvakrát viac aktívnejšie v porovnaní s Skoršie odhady), nové údaje o procesoch tvorby galaxií a ich evolúcie. Okrem vytvorenia spoločného katalógu Source (CSC) obsahujúci viac ako 250 tisíc röntgenových zdrojov na 1% z celkovej oblasti oblohy a používanie Údaje o 10 tisíc jednotlivých pozorovaní súboru zdrojov rôznych typov (hviezdy v tesnej blízkosti stredu Mliečnej dráhy, Galaktické a inéGalaktické röntgenové ray, jadrá aktívnych galaxií atď.). |
| Top 10 vedeckých úspechov Chandra |
Po 900 rokoch po vypuknutí svetlej supernovy v súhvezdí Taurus je na svojom mieste viditeľná rozširujúca hmlovina plynu, v strede je superlit neutrónová hviezda - pulsar. Stroja naďalej emitovať energiu a emitovať prúdy vysokopevnostných častíc. Napriek tomu, že ho môžete vidieť len vo veľkých ďalekohľadoch, celkové uvoľňovanie energie tohto objektu je 100 tisíc krát vyšší ako sila žiarenia Slnka.
High-energetické elektróny vyžarujúce röntgenové lúče strácajú energiu rýchlejšie a nemajú čas "odletieť" ďaleko od stredu hmloviny, odkiaľ boli vyhodené, preto viditeľná veľkosť oblasti vychádzajúca v dlhšom vlnovom rozsahu je výrazne väčší ako lopatiek fotografoval Candra Telescope.
Monitorovanie ebbingových a vesmírnych nástrojov krabov sa vykonáva takmer neustále, s výnimkou časov, keď slnko nie je ďaleko od neho na oblohe. Tento objekt bez prehnania môže byť nazývaný jeden z najviac študovaných nebeských "atrakcií."
Už sme preskúmali hlavné röntgenové detektory: proporcionálne merače pre energie nižšie a scintilačné počítadlá pre energie k problému je eliminovať kozmické lúče, ktoré tiež spôsobujú ionizáciu v metroch. Na tento účel platia tri metódy.
Prvou metódou je použitie protiedidiel detektorov. V tomto prípade sú röntgenové počítadlá obklopené scintilačnou látkou (plastový scintillator, alebo scintilačná kvapalina) a akékoľvek udalosti nútiť a pult a scintilačná látka sa vyhodia tak, ako je spôsobené nabitou časticou (obr. 7.10, A ).
Druhou metódou je analyzovať formu elektrónového impulzu ako funkcie času. Rýchla častica, či už nízkoenergická častica kozmických lúčov alebo rýchly elektrón, zrazený z meračových stien takýmto časticou, vytvára ionizovanú stopu, ktorá spôsobuje široký impulz na produkte. Na druhej strane, fotón s energiou o vedie k lokálnej ionizácii a impulz v dôsledku toho sa ukáže krátke, najmä jeho prednej fronte. Počet kilometrov elektrónov utiekol kozmickým röntgenovým lúčom z argónových atómov, napríklad, je zvyčajne menej ako 0,132 cm. Tento spôsob rozlišovania kozmických lúčov a röntgenového žiarenia sa nazýva diskriminácia v čase zvyšovania alebo vo forme impulzu ( Obr. 7.10, B a C).
Tretia metóda použitá na tvrdé röntgenové a mäkké kvantóny zahŕňajú detektory, ktoré nazývali vrstvené fosfory. Skladajú sa z vrstiev rôznych scintilačných materiálov, ktoré majú odlišnú účinnosť registrácie fotónu a nabitých častíc. Ako jedna zložka, detektor vyrobený z jodidového cézia, ktorý je citlivý na fotóny a používa sa ako štandardný scintilačný pult a ďalší komponent môže byť vyrobený z plastového coinyllator, ktorý nie je citlivý na fotóny. V dôsledku toho fotóny poskytnú signál len v prvom detektore, zatiaľ čo nabité desekty prechádzajú
Obr. 7.10. Nesúhlas s röntgenovým žiarením (B) a kozmickým lúčom (b), pokiaľ ide o zvýšenie času (alebo vo forme impulzu).
detektor, spôsobí ohniská svetla v oboch materiáloch. Scinilátory používané vo vrstvených fosforektiach sú vybrané týmto spôsobom, mali rôzne časy zvýraznenia, takže nabitá častica, prenáša zariadenie, dáva dva svetlo bliká, fotónový časový interval hovorov len jeden blesk, takže svetelné záblesky môžu byť zaznamenané jedným fotomultipierom Pripojený k elektronickému systému, schopný rozpoznať kozmické lúče podľa charakteristických vlastností a vylúčiť ich. Podľa intenzity ohniska svetla spôsobená fotónou sa určí jeho energia a je možné dosiahnuť rozlíšenie energie asi 10% a lepšie pre emisie energie.
Je potrebné obmedziť pole pohľadu na X-Ray Telescope, ktorý sa často vykonáva pomocou mechanického kolimatoru. V najjednoduchšom prípade kolimátor pozostáva z dutých rúrok obdĺžnikového prierezu. Diagér žiarenia takéhoto kolimator má typ trojuholníka, pretože je možné zvážiť, že röntgenové žiarenie sa šíri rovno, t.j. V súlade so zákonmi geometrickej optiky. Jedinou výnimkou je prípad, keď sa zväzok spadne do veľkého uhla k normálu na povrchu vysokej elektrickej vodivosti látky, ako je napríklad meď. Potom sa môže prejaviť s posuvným poklesom. Pre fotóny s energiou menej - odraz je pozorovaný, keď uhol medzi smerom lúča a povrchom materiálu nie je
Obr. 7.11. Schéma jednoduchého X-ray ďalekohľadu. Teleskopy tohto typu boli inštalované na satelitoch "Wuorah" a "ARIEL-5".
presahuje niekoľko stupňov. Tento proces odrazu je podobný odchýlke rádiových vĺn v ionizovanej plazme, v ktorej sa plazmatická frekvencia zvyšuje s hĺbkou. Aj keď sa odraz dôjde len vo veľmi malých uhloch, stačí vyvinúť teleskopy so zrkadlami šikmého pádu, čím sa obraz na oblohe v ohniskovej rovine (článok 7.3.2).
Takže, môžete zbierať jednoduchý X-ray teleskop podľa schémy znázornenej na obr. 7.11. Všimnite si však, že významnú úlohu zohrávame moderné elektronické systémy analyzátorov amplitúdových analyzátorov a antosúskových systémov, ktoré by mali byť zahrnuté do takýchto ďalekohľadov. Tento typ teleskopov s veľkým úspechom pracoval na palube orbitálneho röntgenového observatória "Wurau".
7.3.1. X-ray satelit "Wuorah". Röntgenový satelit Wuoru bol spustený z pobrežia Kene v decembri 1970. Vedecké vybavenie inštalované na satelite zahŕňali dva proporcionálne počítadlo s berýrovým oknami, užitočnou oblasťou každého z nich bola jedna z nich smerujúca v opačných stranách kolmo k osi rotácie a boli vybavené mechanickými kolimami. ktoré obmedzili pole pohľadu (plná šírka v polovici výšky) (Obr. 7.12). Obdobie otáčania satelitov okolo jeho osi bolo 10 minút. Proporcionálne počítadlá boli citlivé v oblasti
Teleskopy citlivosti. Obmedzenie citlivosti ďalekohľadu sa stanovilo žiarením pozadia. Existujú dva typy žiarenia pozadia.
1. Počet vzoriek za sekundu je spojený s nedostatočnou výnimkou - kvantita a kozmické lúče. Táto hodnota sa líši od ďalekohľadu k ďalekohľadu a pre detektory na palube "Wuora"
2. Vesmírne Röntgenové žiarenie pozadia, ktorých jas je veľmi vysoké toto žiarenie na pozadí izotropné; Predpokladá sa, že má kozmologický pôvod. Rozmer v energetickom rozsahu ďalekohľadu. Štatisticky sa stanoví limit citlivosti teleskopu. Ak budete mať ako kritérium pre detekciu diskrétneho zdroja röntgenového žiarenia, signál aspoň trikrát
Obr. 7.12. X-ray satelit "Wuorah". A - Umiestnenie nástrojov; B - Orientácia X-ray ďalekohľadu.
viac ako štandardná odchýlka spojená s hlukom (v tomto prípade, štatistický hluk), je možné preukázať, že slabší bod X-ray zdroj, cenovo dostupnosť, by mala mať hustotu toku
tam, kde sa telový uhol rovná uhlu pohľadu ďalekohľadu, čas sledovania zdroja. Röntgenové žiarenie na pozadí v oblasti energetiky sa rovná intenzite spektra približne opísanej vo vzťahu, kde sa meria, môže použiť tieto údaje, aby sa preukázalo, že pre kolimátor je žiarenie pozadia oboch typov približne rovnaké, zatiaľ čo len Pozadie z dôvodu nabitých častíc je dôležité pre menšie zorné pole. Priestor Röntgenové žiarenie pozadia, ako zdroj hluku, sa stane nevýznamným, ak je pole pohľadu menšie ako niekoľko stupňov.
V obvyklom režime satelit skenuje jeden obloha pruh cez mnohé obraty. Snažte sa vypočítať najslabší detegovateľný zdroj v jednom dni pozorovaní a porovnajte ho so skutočným limitom Wuorah na hustote prúdenia prevzatá z katalógov Wurai, "Wuorau" v rozsahu, koľko času musel skenovať všetku oblohu na dosiahnutie tejto úrovne citlivosť?
Dočasných variácií. Najvýraznejší objav vytvorený s pomocou "Wurau" boli pulzujúce röntgenové zdroje. Ďalekohľad
Obr. 7.13. Fragment registrácie dát pre zdroj histogramu ukazuje počet vzoriek v následných - druhých zásobníkoch. Kontinuálna línia je harmonická krivka, najlepšie aproximatívne výsledky pozorovania, pričom sa zohľadní meniaca sa citlivosť ďalekohľadu pri skenovaní zdroja.
so registrovaným kolimátorom a každý 0.096 S prešiel dátami na röntgenovom prúde na Zem. Priemerná hustota toku zo zdroja sa rovná dobu 1,24 s. Koľko zdrojov prekročí hladinu hluku, keď boli zistené jeho vlnky? Ukazuje sa, že počas obdobia, zdrojový signál výrazne neprekročil hladinu hluku, ale použitie Fourierových analytických metód (alebo napájacieho spektra), ak sa aplikuje na spracovanie dát dlhšiu dobu, umožňuje otvárať vlnky výrazne nižšej intenzity. Record fragment je znázornený na obr. 7.13.
7.3.2. Einstein X-Ray Observatory. Najvýznamnejšie úspechy po pripomienkach "Wurau", ktoré spôsobili prevrat v röntgenovej astronómii, sú spojené s letom röntgenovej satelitov s názvom Einstein X-Ray Observatory. Na palube tejto observatórií bolo mnoho jedinečných zariadení, vrátane šikmej ďalekohľadu ďalekohľadu budovanie s vysokým obrazom uhlového rozlíšenia.
Röntgenové lúče sa odrážajú len z povrchu vodivých materiálov vo veľkých uhloch pádu. Pri energiách odrazu sa vyskytujú, ak uhol medzi povrchom a smerom radiačnej kvapky poradia niekoľkých stupňov; Čím väčšia je energia fotón, tým menší rovnaký uhol. Preto, aby ste zaostrili X-lúče z nebeského zdroja, potrebujete parabolický reflektor s
Obr. 7.14. Zameranie röntgenového lúča pomocou kombinácie parabolických a hyperbolických zrkadiel šikmého pádu. Táto kombinácia sa používa na Einstein X-Ray Observatory.
nesmie sa používať veľmi veľká ohnisková vzdialenosť a centrálna časť reflektora. Ohnisková vzdialenosť ďalekohľadu sa môže znížiť v dôsledku oblasti zberného povrchu, ak zadáte ďalšie zberné zrkadlo, s výhodnou konfiguráciou - kombináciou paraboloidu a hyperboloidu (obr. 7.14.) Takýto systém sa zameriava x -Ray lúče, ktoré spadli len na prstencovú plochu uvedenú na obrázku. Ak chcete zvýšiť zbernú plochu, môžete použiť kombináciu niekoľkých zrkadiel. Takýto systém bol použitý v teleskope HRI s vysokým zničením nainštalovaným na palube Einstein Observatórium. To umožnilo získať obraz nebeskej gule v oblasti pohľadu s priemerom 25 a uhlové zničenie bolo lepšie v priebehu 5 zo stredu zorného poľa.
V ohniskovej rovine by ste mali dať dvojradičný detektor s rovnakým uhlovým rozlíšením, ako je ďalekohľad. V HRI sa skladá z dvoch mikrokantelových dosiek, ktoré sú navzájom nastavené. Tieto detektory sú súpravou veľmi tenkých rúrok, pozdĺž ktorej sa udržiava vysoký potenciálny rozdiel. Elektrón, ktorý prišiel na jeden koniec trubice, začína urýchliť a konštruovať s stenami, vyrazí ďalšie elektróny, ktoré sa zase zrýchlijú a tiež zrazia elektróny atď. Rovnako ako v proporcionálnom merači, cieľom tohto procesu je získať intenzívny elektronický blesk z jedného elektrónu. V HRI je predný povrch prvej mikrokannelovej dosky pokrytý röntgenovým fotonom, ktorý padol na predný povrch, zrazí elektrón, ktorý vedie k vzniku elektrónov registrovaných na produkte druhej dosky. Tento blesk elektrónov je zaregistrovaný s nabitým detektorom s vzájomne kolmými mriežkami, čo vám umožňuje presne merať súradnice X-Ray Quantum.
Ak chcete určiť citlivosť ďalekohľadu, potrebujete poznať svoju efektívnu oblasť a úroveň signálov pozadia detektora. Keďže odraz, keď je kĺzavý pokles funkciou fotónovej energie a od absorpcie v materiáli okien detektora, účinné
Obr. 7.15. Efektívna teleskopická oblasť budovanie obrazu s vysokým rozlíšením ako funkcia energie. Krivky ukazujú účinok inštalácie pred detektorom berýrových a hliníkových filtrov.
oblasť je vysoko závislá od energií (Obr. 7.15). Ako sa očakávalo, maximálna efektívna oblasť zodpovedá energiám okolo a je rovnaká ako asi odozva detektora môže byť zmenená zadaním teleskopy filtra v zornom poli (obr. 7.15), čím zabezpečuje hrubé rozlíšenie energie.
Hladina hluku v detektore, najmä v dôsledku nabitých častíc, dosahuje to znamená, že zdroj katalógu Wurai na limit citlivosti, t.j. Zdroj bodu s hustotou toku rádovej jednotky "uuuru" v rozsahu sa môže detegovať pri 5 o pri expozícii 50 000 s.
Ak chcete plne využiť vysokú kvalitu zrkadiel ďalekohľadu, by sa kozmická loď mala stabilizovať s presnosťou - takéto pokusy neboli prijaté. Teleskop je oveľa viac hrubý, ale kedykoľvek je presne definovaný jeho okamžitou orientáciou v porovnaní s štandardnými svetlými hviezdami. Preto, akonáhle končí pozorovania, mapa Sky je obnovená s kompletným uhlovým rozlíšením, ktorý má ďalekohľad. Príklad kvality obrázkov získaných HRI je znázornený na obr. 7.16.
Na Einsteinovom observatóriu boli tiež inštalované nasledujúce nástroje.
Obr. 7.16. (Pozri SKAN) Röntgenový obraz supernova zvyšok získaných pomocou teleskopov s vysokým rozlíšením Eistein Observatory. Každý obrazový prvok má rozmery času expozície je 32,519 s.
Obr. 7.17. Všeobecná schéma umiestnenia zariadení na palube Einstein X-Ray Observatory.
1 - VOZORNENIE, 2 - predný predleslatimator, 3 - systémové zrkadlá, 4 - zadná zástrčka, 5 - difrakčný spektrometer, 6 - širokopásmový spektrometer s filtrami, 7 - fokálny kryštálový spektrometer, 8 - zobrazuje detektor vysokého napätia, 9 - zadná izolačná podpora, 10 - Spektrometer solídnym stavom, 11 -mnogocanný proporcionálny pult, 12 - bloky elektronických zariadení, 13 - optická lavica, 14 - predná izolačná nosná podpora, 15 - Riadiaci proporcionálny pult, 16 - tepelný kolimátor ovládacieho proporcionálneho počítadla, 17 - zmesi orientačných senzorov.
kladné číslo, v uhle pádu, vzdialenosť medzi reflexnými kryštalografickými rovinami. Röntgenové lúče prechádzajú zaostrením a vytvárajúc odosielajúci lúč, padnú na kryštál. Kryštál je skrútený takým spôsobom, že odrazené röntgenové žiarenie sa zameriava na proporcionálny detektor citlivý na pozíciu. Vo energiách je jeho energetické riešenie jeho objednávky 100-1000 a efektívna oblasť je v blízkosti observatória v jednom odseku. Hlavné úspechy prvého roka pripomienok sú nasledovné: Röntgenová detekcia hviezd všetkých tried svietivosti, vrátane všetkých hviezd hlavnej sekvencie, nadprirodzených a bielych trpaslíkov; Otvorenie viac ako 80 zdrojov v hmlovej hmly Andromeda a rovnakého čísla v Magellan Clouds; obrazy s vysokým rozlíšením v röntgenovom rozsahu galaxií, zisťovanie rozsiahlej škály rôznych procesov vedúcich k röntgenovému emisii; Detekcia röntgenového žiarenia z mnohých quasars a aktívnych galaxií; Registrácia zdrojov s hustotou prietoku je 1000-krát slabší ako slabšie zdroje katalógu Wurahu. Pozorovania vykonávané s Einsteinovým observatóriom významne ovplyvnili všetky oblasti astronómie. (Významná časť prvých výsledkov pozorovania Einsteinového observatória bola uverejnená v Astrofys. J., 234, č. 1, PT. 2, 1979.)
Lety z kozmickej lode otvorené predtým, ako astronómovia bezprecedentné príležitosti, ktoré terestriálna astronómia nikdy nemala, a nemusela byť umiestnená. Ak chcete preskúmať nebeské telá slnečnej sústavy, naša galaxia a mnohé extragolaktické zariadenia sú teraz spustené špecializované astronomické observatórium vybavené najnovšími fyzickými zariadeniami. Zachytávajú neviditeľné žiarenie, ktoré sú absorbované atmosférou a nedosiahnu povrch Zeme. V dôsledku toho sa na štúdie k dispozícii všetky typy elektromagnetického žiarenia pochádzajúceho z kozmických hĺbok. Obrazne hovoriť, ak predtým sme pozorovali vesmír, pretože boli v jednej, čiernej a bielej farbe, dnes sa nám zdá vo všetkých "farbách" elektromagnetického spektra. Aby sme to urobili neviditeľné žiarenie, potrebujeme špeciálne teleskopy. Akým spôsobom as pomocou ktorej môžete chytiť a preskúmať lúče neviditeľného?
So slovom "ďalekohľad" má predstavu o astronomickej trubici so šošovkami alebo zrkadlami, to znamená myšlienku optiky. Koniec koncov, až nedávno, nebeské objekty študovali výlučne pomocou optických nástrojov. Ale zachytiť neviditeľné žiarenie, ktoré sú veľmi odlišné od viditeľnosti oka, potrebujú špeciálne prijímacie zariadenia. A nie je nevyhnutné, že sa na nás podobajú obvyklému teleskopu s ich vzhľadom.
Prijímače s krátkym vlnovým žiarením sú úplne podobné optickým teleskopom. A ak povieme napríklad "X-ray ďalekohľad" alebo "gama ďalekopa", Pod takýmito názvmi by sa mali chápať: Röntgenový prijímač alebo prijímač gama kánote.
Celé ťažkosti pri prijímaní krátkeho vlnového žiarenia je, že na elektromagnetické žiarenie s vlnovou dĺžkou, menšou ako 0,2 mikrónov, bežné refrakčné (šošovky) a reflexné (zrkadlové) systémy sú absolútne nie sú vhodné.
Tak, röntgenové žiarenie a najmä gama kánota sú tak energickí, že ľahko "prelomujú" šošovky vyrobené z akýchkoľvek materiálov: počiatočný smer pohybu týchto lúčov a kvantta sa nemení. Inými slovami, nemôžu byť zamerané! Ale ako ich potom preskúmať? Ako pre nich postaviť ďalekohľad?
V jazyku fyzikov, Shortwave Radiation - tvrdé žiarenie! To znamená, že fotóny röntgenových a gamatých lúčov v ich vlastnostiach sú podobné vysokým výkonom častíc kozmických lúčov (alfa častíc, protóny), ktoré prichádzajú na zem z hlbín vesmíru. Ale potom, pre registráciu tvrdého Quanta, možno bude vhodné počítadlá častíc, čo sa používajú na preskúmanie kozmických lúčov? Je to podobné počítadlá, ktoré sa používajú ako prijímacie zariadenie v teleskopoch röntgenových a gama. Ak chcete zistiť, kde je X-ray pochádza, meter uzatvára masívnu kovovú trubicu. A ak je pult stále filmy s fóliami rôznych kompozícií, potom rôzne počítadlá budú trvať kvant na rôzne tuhosti. Získa sa zvláštny rôntgenový spektrograf, ktorý umožňuje identifikáciu zloženia röntgenového žiarenia.
Taký ďalekohľad je však stále veľmi nedokonalý. Hlavná nevýhoda je príliš malá. Merač značiek žiarenia padajúce do trubice. A pochádza z niekoľkých štvorcových stupňov oblohy, kde sú v pravidelnom teleskope viditeľné tisíce hviezd. Ktorý z nich emit x-lúče? Neviete vždy. A napriek tomu, s pomocou röntgenových a gama teleskopov pracujúcich v vesmírnych orbitálnych staniciach, už existuje mnoho zaujímavých informácií o zdrojoch neviditeľného krátkodobého žiarenia.
Jedným z týchto zdrojov je naše slnko. Späť v roku 1948, s pomocou fotoflaxov zvýšených FAU-2 Rocket, asi 160 km (USA, morské laboratórium), röntgenové žiarenie Veľkého svietidla bolo otvorené. A v roku 1962, nahradenie fotoplastického metra Geiger, astronómovia objavili druhý röntgenový zdroj je už ďaleko mimo solárneho systému. To je najjasnejší X-ray zdroj v konštelácii Škorpiónu, nazývaný Scorpion X-1. V roku 1963 sa tretí predmet röntgenovej astronómie stal slávnou krabovou hmlovou hmlovou v konštelácii Taurus - Taurus X-1.
Najdôležitejšou fázou vývoja röntgenovej astronómie bola spustením prvého amerického Xuuru röntgenového satelitov v roku 1970 a prvým reflektorom X-ray teleskop-einstein v roku 1978. S ich pomocou, röntgenové dvojité hviezdy boli objavené, röntgenové pulzy, aktívne jadrá galaxie a iné röntgenové zdroje.
K dnešnému dňu sú v hviezdnom oblohe známe tisíce röntgenových zdrojov. Všeobecne platí, že teleskopy X-ray sú k dispozícii asi milión takýchto zdrojov, to znamená, že je toľko najlepšieho rádiového ďalekohľadu. Ako vyzerá X-Ray Sky?
V röntgenových lúčoch sa vesmír zdá byť úplne iný, než je viditeľný pre optické teleskopy. Na jednej strane sa pozorovalo zvýšenie koncentrácie svetlých zdrojov žiarenia, pretože sa približuje k strednej rovine mliečnej dráhy - patria do našej galaxie. Na druhej strane jednotné rozloženie mnohých extragalaktických röntgenových zdrojov na oblohe. Mnohé nebeské telá zdobia oblohu Zeme - Mesiac a planéta - nie sú viditeľné v röntgenových lúčoch.
Gama astronómia Narodil sa aj spolu s technológiou Rocket. Ako je známe, kozmické gama žiarenie vzniká vďaka fyzikálnym procesom, v ktorých sú zapojené častice vysokých energií, procesy sa vyskytujú vo vnútri atómového jadier. Avšak, najintenzívnejší zdroj gama kánote je proces zničenia, To znamená, že interakcie častíc a antipastcí (napríklad elektrónov a positrónov), sprevádzané transformáciou hmoty (častice) do tuhého žiarenia. V dôsledku toho, štúdium gama kánoty, astrofyzik môže byť kedysi svedkom interakcie s telom nášho obyčajného sveta teoreticky možné antimirapozostávajúci výlučne antituturácia.
V našej galaxii sa difúzne (rozptýlené) gama žiarenie zameriava hlavne v galaktickom disku; Je zvýšená smerom k stredu galaxie. Okrem toho sa zistili, že diskrétne (bod) gama zdroje, ako napríklad krab (krabová hmlovina v Taurus), Hercules X-1, Geming (v konštelácii dvojčiat) a niektorí iní. Stovky diskrétnych zdrojov extragolaktického gama žiarenia sú rozptýlené doslova po celom oblohe. Bolo možné užívať gama žiarenie vychádzajúce z aktívnych oblastí Slnka počas solárnych svetlí.
Na hranici s viditeľným spektrom, vľavo od fialových lúčov, je neviditeľný ultrafialové žiarenie. Počnúc vlnou 0.29 Micron, atmosféra Zeme úplne absorbuje kozmické ultrafialové ultrafialové, možno "v najzaujímavejšie miesto" ...
S začiatkom vesmírnych štúdií sa uskutočnili aj pozorovania v intervale ultrafialového vlnovej dĺžky. Dňa 23. marca 1983, v našej krajine, astronóm astronómna stanica "Astronom" bola spustená v našej krajine na high-eliptickom obežnom obehu (výška v Pergaire 2000 km. Bola to prvá domáca stanica vybavená vybavením pre röntgenové a ultrafialové pozorovania.
Teraz spotrebiče Upevňovacie ultrafialové lúče sú inštalované na mnohých kozmických lodiach. A ak by sme sa mohli pozrieť na hviezdnej oblohe cez "ultrafialové okuliare", bolo by pre nás úplne nepoznateľné, ako však v iných neviditeľných lúčech spektra. Napríklad, pre obyvateľov severnej pologule Zeme, hviezda Orion Zeta Orion by bola obzvlášť zvýraznená na oblohe - vľavo svieti v jeho "páse". Niektoré iné hviezdy by boli nezvyčajne jasné, najmä horúce.
Je prekvapujúce, že v ultrafialovej oblohe existuje mnoho obrovských, zmenšujúcich sa hmly. Slávna hmlovina Orion, ktorá vo forme malého hmlistého miesta s ťažkosťami rozlišuje jeho oči, vezme všetky konštelácie "nebeského lovca". Golyanish Ultrafialové hmloviny obklopuje hlavnú hviezdu konštelácie panny - žiarivej spike. Táto hmlovina je veľmi svetlá a takmer okrúhla. Jeho viditeľný priemer je približne 50-násobok viditeľného priemeru splne. Ale samotný hovor sa nie je viditeľný jednoduchým okom: jeho ultrafialové žiarenie sa ukázalo byť veľmi slabé.
V rozsahu vlny z 22 mikrometrov do 1 mm (vpravo od červených lúčov viditeľného spektra) Atmosféra Zeme absorbuje infračervené (termálne) žiarenienebeské telá. Okrem toho, samotný vzduch je zdrojom tepelných lúčov, ktoré zabraňujú pozorovaniam v intervale infračervenej vlnovej dĺžky. Získanie týchto prekážok sa podarilo len vtedy, keď infračervené žiarenie prijímača začali umiestniť mimo atmosféry - na kozmickej lodi.
Infračervená technika umožnila získať najpresnejšie údaje o zmierňovaní planét, otvoril jadro našej galaxie, ktorý skryl jadro našej galaxie pred výskumníkmi, pomohol astrofyziku, aby sa pozrel na hviezdu "kolísky" - Plyn-Pepepped Nebulae a "Dotknite sa" na tajomstvo narodenia hviezd.
Odstránenie astrofyzikálnych prístrojov sa teda otvorilo nové horizonty pred astronómiou: ultrafialové, röntgenové a infračervené astronómie sa začali vytvoriť, a v 70. rokoch, pozorovania sa začali v gama rozsahu. Dnes majú výskumníci vesmíru možnosť urobiť prehľad o oblohe takmer v celom rozsahu elektromagnetického spektra - od ultrashort gama lúčov až po super dlhé rádiové vlny. Astronómia sa stala vede Mesvolovna. Bohatá vedecká "úroda" zozbieraná z kozmických "polí" spôsobila skutočný prevrat v astrofyzike a prehodnotil naše myšlienky o veľkom vesmíre.
