ช่วงเอ็กซ์เรย์ กล้องโทรทรรศน์จันทรา เนบิวลา พัลซาร์ หลุมดำ สารานุกรมโรงเรียนกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์

กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์

เครื่องมือสำหรับศึกษาเวลาและสเปกตรัม sv- ในแหล่งที่มาของพื้นที่ เอ็กซเรย์ รังสีเช่นเดียวกับการกำหนดพิกัดของแหล่งที่มาเหล่านี้และสร้างภาพของพวกเขา

R. t. ที่มีอยู่ การแผ่รังสีตั้งแต่ 0.1 ถึงหลายร้อย keV นั่นคือในช่วงความยาวคลื่นตั้งแต่ 10 นาโนเมตรถึงหนึ่งในร้อยของนาโนเมตร สำหรับดาราศาสตร์ การสังเกตในบริเวณความยาวคลื่นนี้ R. t. ยกขึ้นเหนือชั้นบรรยากาศของโลกบนจรวดหรือดาวเทียมเพราะ X-ray รังสีถูกดูดกลืนโดยบรรยากาศอย่างมาก การแผ่รังสีที่มี >20 keV สามารถสังเกตได้จากระดับความสูงประมาณ 30 กม. จากบอลลูน

แม่น้ำของ t. ช่วยให้: 1) เพื่อลงทะเบียนกับเรินต์เกนที่มีประสิทธิภาพสูง สำหรับ-

โทน; 2) เพื่อแยกเหตุการณ์ที่สอดคล้องกับโฟตอนของช่วงพลังงานที่ต้องการออกจากสัญญาณที่เกิดจากการกระแทกของประจุ h-c และแกมมาโฟตอน; 3) เพื่อกำหนดทิศทางการมาถึงของรังสีเอกซ์ รังสี

ใน R. t. สำหรับช่วง 0.1-30 keV เครื่องตรวจจับโฟตอนคือ ตัวนับสัดส่วน,เต็มไปด้วยส่วนผสมของก๊าซ (Ar + CH4, Ar + CO2 หรือ Xe + CO2) การดูดกลืนรังสีเอกซ์ โฟตอนโดยอะตอมของแก๊สจะมาพร้อมกับการปล่อยโฟโตอิเล็กตรอน (ดูรูปที่ การปล่อยโฟโตอิเล็กทรอนิคส์),สว่านอิเล็กตรอน

ข้าว. 1. a - โครงการเอ็กซ์เรย์ กล้องโทรทรรศน์ที่มี collimator กรีด; ข — การทำงานของกล้องโทรทรรศน์ในโหมดการสแกน

(ซม. ผลสว่าน)และโฟตอนเรืองแสง (ดู เรืองแสง)โฟโตอิเล็กตรอนและอิเล็กตรอนของสว่านสูญเสียพลังงานอย่างรวดเร็วเพื่อทำให้ก๊าซแตกตัวเป็นไอออน โฟตอนฟลูออเรสเซนต์ยังสามารถดูดซับก๊าซได้อย่างรวดเร็วเนื่องจาก ผลตาแมวในกรณีนี้ จำนวนคู่อิเล็กตรอน-ไอออนที่เกิดขึ้นทั้งหมดจะเป็นสัดส่วนกัน พลังงานเรินต์เกน โฟตอน ดังนั้นพลังงานเอ็กซ์เรย์จะถูกเรียกคืนจากพัลส์ปัจจุบันในวงจรแอโนด โฟตอน

ภายใต้สภาวะปกติ R. t. จะถูกฉายรังสีด้วยกระแสประจุที่ทรงพลัง h-c และแกมมาโฟตอนสลายตัว พลังงาน เครื่องตรวจจับ to-rye R. t. ลงทะเบียนร่วมกับ X-ray โฟตอนจากแหล่งกำเนิดรังสีที่ศึกษา เพื่อแยกเอกซเรย์ โฟตอนจากพื้นหลังทั่วไป ใช้วิธีการต่อต้านการบังเอิญ (ดูรูปที่ วิธีบังเอิญ)การมาถึงของเรินต์เกน โฟตอนยังได้รับการแก้ไขตามรูปร่างของแรงกระตุ้นไฟฟ้าที่สร้างขึ้น ปัจจุบันเนื่องจากประจุ h-tsy ให้สัญญาณที่ใช้เวลานานกว่าที่เกิดจากรังสีเอกซ์ โฟตอน

เพื่อกำหนดทิศทางในการเอกซเรย์ แหล่งที่มาคืออุปกรณ์ที่ประกอบด้วยคอลลิเมเตอร์แบบกรีดและตัวติดตามรูปดาวที่ยึดแน่นหนากับมันในเฟรมเดียวกัน Collimator (ชุดจาน) จำกัดระยะการมองเห็นของ R. t. และผ่านการเอ็กซ์เรย์ โฟตอนเดินทางในมุมทึบขนาดเล็กเท่านั้น (~ 10-15 ตารางองศา) เอกซเรย์ โฟตอนที่ผ่านคอลลิเมเตอร์ (รูปที่ 1a) จะถูกบันทึกขึ้นไป ปริมาณเคาน์เตอร์ ส่งผลให้กระแสพัลส์ในวงจรสูงขึ้น ขั้วบวก

ผ่านวงจรป้องกันเหตุบังเอิญ (เนื่องจากไม่มีสัญญาณยับยั้งจากขั้วบวกด้านล่าง) และป้อนไปยังเครื่องวิเคราะห์เพื่อกำหนดเวลาและพลังงาน ลักษณะของโฟตอน จากนั้นข้อมูลจะถูกส่งไปยัง Earth ผ่านการวัดทางไกล ในเวลาเดียวกัน ข้อมูลจากเซ็นเซอร์ดวงดาวเกี่ยวกับดาวที่สว่างที่สุดที่ตกลงไปในขอบเขตการมองเห็นของมัน ข้อมูลนี้ช่วยให้คุณกำหนดตำแหน่งของแกนของ R. t. ใน pr-ve ในขณะที่โฟตอนมาถึง

ระหว่างการทำงานของ R. t. ในโหมดการสแกน ทิศทางไปยังแหล่งกำเนิดจะถูกกำหนดเป็นตำแหน่งของ R. t. ซึ่งอัตราการนับถึงค่าสูงสุด มุม ความละเอียดของ R. กับ slit collimator หรือ cellular collimator ที่คล้ายกันคือส่วนโค้งหลายสิบนาที

มุมดีขึ้นอย่างเห็นได้ชัด ความละเอียด (~ หลายสิบวินาที) ถูกควบคุมโดย R. t. พร้อมการปรับ คอลลิเมเตอร์ (รูปที่ 2, แต่).การมอดูเลต คอลลิเมเตอร์ประกอบด้วยกริดลวดหนึ่งมิติสองเส้น (หรือมากกว่า) ที่ติดตั้งระหว่างเครื่องตรวจจับและคอลลิเมเตอร์แบบกรีด ซึ่งส่วนหลังจะลอยขึ้นเหนือเครื่องตรวจจับถึงความสูงประมาณ 1 ม. และการสังเกตจะดำเนินการในโหมดของการสแกนอย่างใดอย่างหนึ่ง ( รูปที่ 1b) หรือการหมุนรอบแกน ตั้งฉากกับระนาบตาข่าย สายไฟในแต่ละกริดของคอลลิเมเตอร์ถูกติดตั้งขนานกันที่ระยะห่างเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางของเส้นลวด ดังนั้นเมื่อแหล่งกำเนิดเคลื่อนที่ข้ามมุมมองของ R. t. เงาจากด้านบน สายไฟเลื่อนไปตามด้านล่าง กริด ต่อสายไฟ จากนั้นอัตราการนับสูงสุด จากนั้นระหว่างพวกเขา และมีค่าน้อยที่สุด (พื้นหลัง)

มุม การกระจายของอัตราการนับ ร.ต. ที่มีการมอดูเลต collimator (ฟังก์ชันจากการตอบสนอง) แสดงในรูปที่ 2, ข.สำหรับการมอดูเลตแบบ n-grid มุมคอลลิเมเตอร์ระหว่างค่าสูงสุดที่อยู่ติดกัน 0=2 n-1 r โดยที่ r= d/l-อ่างทอง ความละเอียดของ R. t. ในกรณีส่วนใหญ่ R. t. ที่มีการมอดูเลต คอลลิเมเตอร์ให้ความแม่นยำของการแปลเอ็กซ์เรย์ แหล่งที่เพียงพอสำหรับการระบุตัวตนของพวกเขาด้วยวัตถุท้องฟ้าที่เปล่งออกมาในช่วงอื่นของ e-mag คลื่น

ด้วยการมอดูเลต Collimators เริ่มแข่งขันกับเทคนิคการเข้ารหัส รูรับแสงทำให้ได้ 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.

ข้าว. 2. a - อุปกรณ์เอ็กซ์เรย์ กล้องโทรทรรศน์ที่มีการมอดูเลต คอลลิเมเตอร์; ข - อัง นับการกระจายอัตรา

ตำแหน่งแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ การแผ่รังสีในมุมมอง R. t. ถูกกำหนดโดยตำแหน่งของสหสัมพันธ์สูงสุด ฟังก์ชันระหว่างการกระจายอัตราการนับที่ได้รับบนพื้นผิวเครื่องตรวจจับและฟังก์ชันการส่งผ่านหน้าจอ

ในพื้นที่พลังงาน > 15 keV คริสตัลถูกใช้เป็นเครื่องตรวจจับของ R. t. NaI (Tl) เรืองแสงวาบ (see ตัวนับประกายไฟ); เพื่อระงับการชาร์จพื้นหลัง h-ts พลังงานสูงและแกมมา-โฟตอนถูกตั้งค่าให้ต่อต้านอุบัติการณ์กับผลึกก้อนแรก ซินทิเลเตอร์ CsI(Tl) ในการจำกัดขอบเขตการมองเห็นในเลเซอร์ดังกล่าว มีการใช้คอลลิเมเตอร์แบบแอคทีฟ—เปิดการทำงานของหลอดเรืองแสงวาบสำหรับการต้านการเกิดปฏิกิริยากับเรืองแสงวาบแบบ NaI(Tl)

ในช่วงพลังงานตั้งแต่ 0.1 ถึงหลาย keV เป็นค่า R. t. ที่มีประสิทธิภาพมากที่สุด โดยทำการโฟกัสของรังสีที่ตกกระทบในมุมเล็กๆ บนกระจกปรับโฟกัส (รูปที่ 3) ความไวของ R. t. ดังกล่าวสูงกว่า R. t. ~ 10 3 เท่า และนำไปยังเครื่องตรวจจับขนาดเล็ก ซึ่งจะเพิ่มอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวนอย่างมาก X-ray t. ซึ่งสร้างตามแบบแผนนี้ ให้ภาพสองมิติของแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์

ข้าว. 3. แผนผังของการเอ็กซ์เรย์โฟกัส กล้องโทรทรรศน์.

รังสีเหมือนแสงธรรมดา กล้องโทรทรรศน์. ในการสร้างภาพในการโฟกัส R. t. จะใช้สัดส่วนที่ไวต่อตำแหน่งเป็นตัวตรวจจับ กล้อง เครื่องตรวจจับไมโครแชนเนล และอุปกรณ์ชาร์จคู่ (CCD) มุม การอนุญาตในกรณีแรกกำหนดโดย Ch. ร. ช่องว่าง ความละเอียดของกล้องและอยู่ที่ ~1" เครื่องตรวจจับไมโครแชนเนลและ CCD ให้ 1-2" (สำหรับคานใกล้กับแกน) เมื่อ spectrometric การศึกษาใช้เครื่องตรวจจับ PP, คริสตัลแบร็ก สเปกโตรมิเตอร์และการเลี้ยวเบน ตะแกรงพร้อมการตรวจจับตำแหน่ง เครื่องตรวจจับ จักรวาล แหล่งที่มาของรังสีเอกซ์ การปล่อยมลพิษแตกต่างกันมาก เอกซเรย์ รังสีดวงอาทิตย์ถูกค้นพบในปี 1948 ในสหรัฐอเมริกาจากจรวดที่ยกขึ้น เคาน์เตอร์ไกเกอร์ไปด้านบน ชั้นบรรยากาศ ในปี 1962 กลุ่มของ R. Giacconi (USA) ได้ค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แรกจากจรวด การแผ่รังสีนอกระบบสุริยะ - "Scorpio X-1" เช่นเดียวกับพื้นหลัง X-ray แบบกระจายซึ่งเห็นได้ชัดว่านอกกาแลคซี ต้นทาง. ภายในปี พ.ศ. 2509 จากการทดลองจรวดประมาณ 30 เอ็กซ์เรย์แบบไม่ต่อเนื่อง แหล่งที่มา ด้วยการเปิดตัวสู่วงโคจรของซีรีส์พิเศษ AES ("UHURU", "Ariel", "SAS-3", "Vela", "Copernicus", "HEAO" เป็นต้น) พร้อม R. t. decom มีการค้นพบเรินต์เกนหลายร้อยชนิด แหล่งกำเนิด (กาแล็กซี่และนอกดาราจักร ขยายและกะทัดรัด อยู่กับที่และแปรผัน) มิน จากแหล่งเหล่านี้ยังไม่ได้รับการระบุด้วยแหล่งที่ประจักษ์ในออปติคัล และช่วงอื่นๆ ของ el.-mag. รังสี ในบรรดาดาราจักรที่ระบุ วัตถุ: ระบบดาวคู่แบบปิด หนึ่งในองค์ประกอบคือเอ็กซ์เรย์ พัลซาร์; เดี่ยว พัลซาร์(ปู, เวลา); ของเหลือ มหานวดารา(แหล่งข้อมูลเพิ่มเติม); แหล่งกำเนิดชั่วคราว (ชั่วคราว) ที่เพิ่มความส่องสว่างในรังสีเอกซ์อย่างรวดเร็ว ช่วงและจางหายไปอีกครั้งเมื่อเวลาผ่านไปจากหลาย ๆ นาทีถึงหลาย เดือน; ที่เรียกว่า บาร์สเตอร์เป็นแหล่งรังสีเอกซ์ที่ทรงพลัง การแผ่รังสีที่มีเวลาวาบเป็นลักษณะเฉพาะของลำดับต่างๆ วินาที ไปยังดาราจักรนอกระบบที่ระบุ วัตถุรวมถึงดาราจักรที่ใกล้ที่สุด (เมฆมาเจลแลนและเนบิวลาแอนโดรเมดา) ดาราจักรวิทยุ Virgo-A (M87) และ Centaurus-A (NGC 5128) ดาราจักรวิทยุ ควาซาร์ (โดยเฉพาะ 3C 273) ซีเฟิร์ต และดาราจักรอื่นที่มีนิวเคลียสที่ทำงานอยู่ กระจุกดาราจักรเป็นแหล่งรังสีเอกซ์ที่ทรงพลังที่สุด การแผ่รังสีในจักรวาล (ซึ่งก๊าซระหว่างดาราจักรร้อนที่มีอุณหภูมิ 50 ล้าน K มีหน้าที่ในการแผ่รังสี) พื้นที่ส่วนใหญ่ เอ็กซเรย์ แหล่งที่มา yavl วัตถุที่แตกต่างจากที่เคยทราบมาก่อนการเอ็กซ์เรย์โดยสิ้นเชิง ดาราศาสตร์ และเหนือสิ่งอื่นใด พวกมันโดดเด่นด้วยการปล่อยพลังงานมหาศาล ความสว่างไสวของดาราจักร เอ็กซเรย์ แหล่งที่มาถึง 10 36 -10 38 erg / s ซึ่งสูงกว่าการปล่อยพลังงานของดวงอาทิตย์ 10 3 -10 5 เท่าในช่วงความยาวคลื่นทั้งหมด ในกาแล็กซี ความสว่างสูงถึง 10 45 erg/s ถูกบันทึกจากแหล่งกำเนิด ซึ่งบ่งชี้ถึงลักษณะผิดปกติของกลไกการปล่อยก๊าซที่ปรากฎที่นี่ ในระบบดาวคู่แบบปิด เช่น ระบบดาวหลัก กลไกการปลดปล่อยพลังงานพิจารณาการไหลของสสารจากองค์ประกอบหนึ่ง (ดาวยักษ์) ไปยังอีกองค์ประกอบหนึ่ง (ดาวนิวตรอนหรือ หลุมดำ)- ดิสก์ การเพิ่มขึ้นเมื่อถึงจุดตัด สสารที่ตกลงบนดาวฤกษ์จะก่อตัวเป็นจานใกล้กับดาวดวงนี้ ซึ่งสสารจะร้อนขึ้นเนื่องจากการเสียดสีและเริ่มแผ่รังสีอย่างเข้มข้น ท่ามกลางสมมติฐานที่น่าจะเป็นที่มาของรังสีเอกซ์แบบกระจาย เบื้องหลังพร้อมกับสมมติฐานของ รังสีความร้อนอวกาศร้อน แก๊สย้อนกลับ คอมป์ตันเอฟเฟค e-news เกี่ยวกับโฟตอน IR ที่ปล่อยออกมาจากกาแลคซีที่ใช้งานอยู่หรือบนโฟตอน รังสีที่ระลึกข้อมูลเชิงสังเกตจากดาวเทียม KhEAO-V ระบุว่ามีส่วนสำคัญ (>35%) ต่อการเอ็กซ์เรย์แบบกระจาย พื้นหลังมีให้โดยแหล่งที่มาที่ไม่ต่อเนื่องกัน Ch. ร. ควาซาร์

ดาราศาสตร์เอกซเรย์, เอ็ด. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht-Boston, 1974; Shklovsky I. S. , Stars: กำเนิด, ชีวิตและความตาย, 2nd ed., M. , 1977; S. A. Kaplan และ S. B. Pikelner, Physics of the Interstellar Medium, Moscow, 1979.

น.ส. ยัมบูเรนโก

มักเป็นการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ตัวแรกเป็นของ Hans Lipperschley จากฮอลแลนด์ ค.ศ. 1570-1619 แต่เขาเกือบจะไม่ใช่ผู้ค้นพบอย่างแน่นอน เป็นไปได้มากว่าข้อดีของเขาคือเขาเป็นคนแรกที่ทำให้เครื่องมือกล้องโทรทรรศน์ตัวใหม่เป็นที่นิยมและเป็นที่ต้องการ และยังเป็นผู้ที่ยื่นคำขอรับสิทธิบัตรสำหรับเลนส์คู่หนึ่งที่วางอยู่ในหลอดในปี 1608 เขาเรียกอุปกรณ์นี้ว่ากล้องส่องทางไกล อย่างไรก็ตาม สิทธิบัตรของเขาถูกปฏิเสธเนื่องจากอุปกรณ์ของเขาดูธรรมดาเกินไป

กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์ถูกออกแบบมาเพื่อสังเกตวัตถุในอวกาศที่อยู่ห่างไกลในสเปกตรัมเอ็กซ์เรย์ โดยปกติกล้องโทรทรรศน์จะวางบนจรวดระดับความสูงหรือดาวเทียมเทียม เนื่องจากชั้นบรรยากาศของโลกเป็นอุปสรรคร้ายแรงต่อรังสีเอกซ์

ศาสตราจารย์ Ricardo Giacconi ชาวอเมริกัน ร่วมกับ Bruno Rossi ได้ตีพิมพ์แผนภาพแรกของโลกเกี่ยวกับกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์จริงที่มีระบบกระจกโฟกัสเมื่อปี 2503 อะไรคือความแตกต่างพื้นฐานระหว่างกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์กับกล้องโทรทรรศน์ประเภทอื่น? ความจริงก็คือควอนตัม X-ray เนื่องจากพลังงานสูงของพวกมันแทบจะไม่หักเหในสสาร พวกมันจึงถูกดูดกลืนในเกือบทุกมุมของอุบัติการณ์ (ยกเว้นมุมที่อ่อนโยนที่สุด) ด้วยเหตุนี้จึงจำเป็นที่รังสีเอกซ์จะขนานไปกับกระจกสะท้อนแสง กระจกดังกล่าวเป็นท่อกลวงเรียวที่มีพื้นผิวพาราโบลาหรือไฮเพอร์โบลิกซึ่งลำแสงเอ็กซ์เรย์เข้ามา กล้องโทรทรรศน์ Giaccni และ Rossi ได้รวมกระจกคล้ายหลอดหลายตัวที่ทำรังซ้อนกันไว้ด้วยแกนกลางเพียงแกนเดียว เพื่อเพิ่มความไวของเครื่องมือให้สูงสุด โครงการที่คล้ายกันนี้เป็นพื้นฐานของกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์สมัยใหม่ทั้งหมด

กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์สมัยใหม่ทำงานในช่วงพลังงานโฟตอนเอ็กซ์เรย์ตั้งแต่ 0.1 ถึงหลายร้อย keV กระจกของกล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวทำจากเซรามิกหรือฟอยล์โลหะ (มักใช้ทองคำและเรเดียม) มุมวิกฤตของการสะท้อนจะขึ้นอยู่กับพลังงานโฟตอน

ปัญหาหลักของการตรวจจับรังสีเอกซ์เกี่ยวข้องกับความจริงที่ว่ากล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์ถูกฉายรังสีโดยกระแสอนุภาคที่มีประจุและโฟตอนรังสีแกมมาของพลังงานต่างๆ ซึ่งลงทะเบียนพร้อมกับโฟตอนเอ็กซ์เรย์ เพื่อแก้ปัญหานี้ ใช้วิธีการต่อต้านเหตุบังเอิญ เพื่อที่จะกำหนดทิศทางไปยังแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ได้อย่างแม่นยำ จึงมีการนำอุปกรณ์ที่ประกอบด้วยคอลลิเมเตอร์แบบกรีด (ชุดเพลตที่จำกัดระยะการมองเห็น) และเซ็นเซอร์ดวงดาว (บันทึกโฟตอนเอ็กซ์เรย์ที่ผ่าน ผ่านคอลลิเมเตอร์) พัลส์กระแสที่เกิดขึ้นจะไหลผ่านวงจรต่อต้านเหตุบังเอิญ หลังจากนั้นจะกำหนดลักษณะพลังงานของโฟตอนโดยใช้เครื่องวิเคราะห์พิเศษ

ความละเอียดเชิงมุมของกล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวที่มีคอลลิเมเตอร์แบบกรีดคือหลายสิบนาทีอาร์ค นอกจากนี้ยังสามารถใช้คอลลิเมเตอร์แบบมอดูเลต (แกว่ง) ได้ในกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์ (ในที่นี้ มุมความละเอียดจะอยู่ที่หลายสิบวินาที) คอลลิเมเตอร์ดังกล่าวประกอบด้วยกริดลวดหนึ่งมิติตั้งแต่สองเส้นขึ้นไปซึ่งติดตั้งระหว่างเครื่องตรวจจับกับคอลลิเมเตอร์แบบกรีด การสังเกตจะดำเนินการในโหมดการสแกนหรือในการหมุนรอบแกนที่ตั้งฉากกับระนาบของกริด

อีกหนึ่งเทคโนโลยีขั้นสูงคือเทคนิคการเข้ารหัสรูรับแสงสำหรับการถ่ายภาพ เมื่อใช้เทคโนโลยีนี้ หน้ากากในรูปแบบของตะแกรงจะถูกติดตั้งที่ด้านหน้าของเครื่องตรวจจับเมทริกซ์ซึ่งมีการส่งผ่านที่ไม่สม่ำเสมอทั่วทั้งพื้นที่ (เนื่องจากการสลับขององค์ประกอบโปร่งใสและทึบแสง) การออกแบบนี้มีน้ำหนักน้อยกว่ามากและมีความละเอียดเชิงมุมน้อยกว่า 1" ตัวอย่างของกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์คือหอดูดาวเอ็กซ์เรย์ Chandra Space ซึ่งเปิดตัวโดย NASA ในปี 2542

รังสีเอกซ์ - ช่วงของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่น 0.01 ถึง 10 นาโนเมตร ซึ่งอยู่ตรงกลางระหว่างช่วงรังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีแกมมา เนื่องจากโฟตอนในช่วงนี้มีพลังงานสูง โฟตอนจึงมีกำลังการแตกตัวเป็นไอออนและแทรกซึมสูง ซึ่งกำหนดขอบเขตของการใช้งานจริง คุณสมบัติเดียวกันนี้ทำให้เป็นอันตรายต่อสิ่งมีชีวิตอย่างมาก ปกป้องเราจากรังสีเอกซ์ที่มาจากอวกาศ บรรยากาศโลก. อย่างไรก็ตาม จากมุมมองของนักดาราศาสตร์ สิ่งเหล่านี้เป็นที่สนใจเป็นพิเศษ เนื่องจากมีข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับสสารที่ถูกให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิสูงมาก (ตามลำดับหลายล้านเคลวิน) และกระบวนการที่นำไปสู่การให้ความร้อนดังกล่าว
ในกรณีของช่วง UV ความพยายามครั้งแรกในการถ่ายภาพทรงกลมท้องฟ้าในสเปกตรัมเอ็กซ์เรย์นั้นเกิดจากอุปกรณ์ที่ติดตั้งบนจรวดธรณีฟิสิกส์ระดับความสูงสูง ปัญหาหลักที่นี่คือวิธีการโฟกัส "แบบธรรมดา" โดยใช้เลนส์หรือกระจกเว้า - ไม่เป็นที่ยอมรับสำหรับลำแสงพลังงานสูง ดังนั้นจึงต้องใช้เทคโนโลยี "การตกร่อน" ที่ซับซ้อน ระบบการโฟกัสดังกล่าวมีมวลและขนาดที่ใหญ่กว่าอุปกรณ์ออปติคัลมาก และยานยิงจรวดที่มีพลังเพียงพอก็ต้องปรากฏขึ้นเพื่อให้กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์สามารถไปถึงวงโคจรของโลกได้ในที่สุด
ความพยายามครั้งแรกที่ประสบความสำเร็จดังกล่าวคือดาวเทียม Uhuru ของอเมริกา (Explorer 42) ซึ่งดำเนินการตั้งแต่ปี 2513 ถึง 2516 ยานอวกาศดัตช์ ANS (Astronomical Netherlands Satellite) ลำแรกเปิดตัวในเดือนสิงหาคม 2517 และหอสังเกตการณ์อวกาศ NEAO (NASA) สองแห่ง - ครั้งที่สอง ขึ้นสู่วงโคจรเมื่อวันที่ 13 พฤศจิกายน พ.ศ. 2521 ได้รับการตั้งชื่อตามอัลเบิร์ตไอน์สไตน์ เมื่อวันที่ 21 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2522 ประเทศญี่ปุ่นได้เปิดตัวอุปกรณ์ Hakucho (CORSA-b) ซึ่งสังเกต "ท้องฟ้าเอ็กซ์เรย์" จนถึงปี พ.ศ. 2528 กว่าแปดปี - ตั้งแต่ปี 2536 ถึง 2544 - ASCA (ASTRO-D) กล้องโทรทรรศน์พลังงานสูงที่สองของญี่ปุ่น ) ดำเนินการ องค์การอวกาศยุโรป "ทำเครื่องหมาย" ตัวเองในทิศทางนี้ด้วยดาวเทียม EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite, 1983-1986) และดาวเทียม BeppoSAX (1996-2003) เมื่อต้นปี 2555 กล้องโทรทรรศน์วงโคจรของ Rossi X-ray Timing Explorer ซึ่งเปิดตัวเมื่อวันที่ 30 ธันวาคม 2538 หนึ่งใน "ศตวรรษแห่งอวกาศ" หนึ่งใน "ศตวรรษแห่งอวกาศ" หยุดดำเนินการ

ที่สามของ "บิ๊กโฟร์"

กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์ Chandra ซึ่งถูกส่งขึ้นสู่วงโคจรเมื่อวันที่ 23 กรกฎาคม 1999 บนยานอวกาศที่ใช้ซ้ำได้ Columbia (ภารกิจ STS-93) เป็นหอสังเกตการณ์ขนาดใหญ่อันดับสามในสี่ของ NASA ที่เปิดตัวระหว่างปี 1990 ถึง 2003 ได้รับการตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน และนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอินเดีย สุบรามันยัน จันทรเสกขาร

วงโคจรแบบ geocentric ที่มีความสูงสูงสุด 139,000 กม. และระยะทางประมาณ 16,000 กม. ทำให้สามารถดำเนินการสังเกตการณ์อย่างต่อเนื่องได้นานถึง 55 ชั่วโมง ซึ่งยาวนานกว่าตัวบ่งชี้เดียวกันสำหรับดาวเทียม Earth ที่มีวงโคจรต่ำ ทางเลือกของวงโคจรก็เนื่องมาจากการที่รังสีเอกซ์ถูกดูดซับอย่างเห็นได้ชัดแม้โดยก๊าซที่หายากซึ่งบรรจุอยู่ในชั้นบนสุดของชั้นบรรยากาศของโลก - ที่ระดับความสูงที่ดาวเทียมประดิษฐ์ส่วนใหญ่ทำงาน คาบการโคจรคือ 64.2 ชั่วโมง และจันทราใช้เวลา 85% ของเวลานี้นอกแถบการแผ่รังสีของโลก ข้อเสียของวงโคจรดังกล่าว โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ความเป็นไปไม่ได้ในการส่งทีมซ่อมไปยังกล้องโทรทรรศน์

ข้อมูลจำเพาะทางเทคนิคของ CHANDRA TELESCOPE > น้ำหนัก: 4620 กก. > ความยาว: 18 ม. > รูรับแสง: 120cm > ทางยาวโฟกัส: 10m > พื้นที่สะสมกระจก : 1100 cm2 > พื้นที่ความไวสเปกตรัม: 0.12-12.5 นาโนเมตร (0.1-10 keV) งานทางวิทยาศาสตร์หลัก: > ศึกษาหลุมดำที่ใจกลางดาราจักร > ค้นหาและศึกษาหลุมดำมวลมหาศาล กระบวนการก่อตัว วิวัฒนาการ การรวมตัวที่เป็นไปได้ > การสังเกตนิวเคลียสของดาราจักรแอคทีฟ บริเวณหลุมดำมวลมหาศาล > การศึกษาดาวนิวตรอน พัลซาร์เอ็กซ์เรย์ เศษซุปเปอร์โนวา > การลงทะเบียนการปล่อยรังสีเอกซ์จากวัตถุของระบบสุริยะ > ศึกษาพื้นที่ของการก่อตัวดาวฤกษ์แบบแอ็คทีฟ กระบวนการก่อตัว และวิวัฒนาการของกระจุกดาราจักร

กล้องโทรทรรศน์อวกาศ

กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์มีความเชี่ยวชาญเฉพาะทางที่ค่อนข้างแคบ ออกแบบมาเพื่อสังเกตการแผ่รังสีของวัตถุที่ร้อนจัดในจักรวาล เช่น ดาวระเบิด กระจุกดาราจักร สสารในบริเวณใกล้เคียงหลุมดำ อย่างไรก็ตาม ยังสามารถตรวจจับรังสีพลังงานสูงที่เกิดขึ้นไม่ทางใดก็ทางหนึ่งในชั้นบรรยากาศและบนพื้นผิวของวัตถุต่างๆ ในระบบสุริยะ เดิมทีมีการวางแผนว่าจันทราจะทำงานในอวกาศเป็นเวลา 5 ปี แต่เมื่อพิจารณาถึงสภาพที่ดีของระบบออนบอร์ด การทำงานของมันจึงขยายออกไปหลายครั้งแล้ว (ครั้งสุดท้าย - ในปี 2555)

การสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ครั้งแรก

ซากซุปเปอร์โนวาทางช้างเผือกเป็นแหล่งข้อมูลอันมีค่าเกี่ยวกับเอกภพ ดังที่เห็นได้จากการวิเคราะห์การสังเกตการณ์ของกล้องโทรทรรศน์จันทรา โดยเฉพาะอย่างยิ่งด้วยความช่วยเหลือโครงสร้างของเศษของ Cassiopeia A มีรายละเอียด แผนที่ของกระแสขาเข้าและขาออกทั้งหมดของสสารและคลื่นกระแทกได้ถูกสร้างขึ้น การไหลออกของสสารระหว่างดาวและรอบดาวถูกแยกออกจากกันในอวกาศจนถึงช่วงเวลาของมหานวดารา การระเบิด และพื้นที่ของการเร่งความเร็วรังสีคอสมิกถูกแปลเป็นภาษาท้องถิ่น ผลลัพธ์ที่สำคัญไม่น้อยไปกว่ากันก็คือการลงทะเบียนที่เชื่อถือได้ของสายการปล่อยก๊าซเรือนกระจกที่กว้างและแข็งแกร่งของส่วนที่เหลือในโหมดสเปกโตรสโคปีความละเอียดเชิงพื้นที่สูงพิเศษและการทำแผนที่ของการกระจายองค์ประกอบจากคาร์บอนไปยังธาตุเหล็กในการปล่อยสสาร อายุของส่วนที่เหลือซึ่งพิจารณาจากการสังเกตเหล่านี้คือประมาณ 140 ปี ซึ่งเกือบจะใกล้เคียงกับการประมาณการโดยวิธีอื่น การเปรียบเทียบอายุและขนาดเชิงเส้นของซากซุปเปอร์โนวาอื่นๆ ได้แสดงให้เห็นความสามารถของกล้องโทรทรรศน์จันทราในการวัดอัตราการขยายตัวในแนวรัศมีเกือบจะในจุลภาค เช่น กว่า 22 ปี ขนาดของซากซุปเปอร์โนวา SN 1987A ใน Large Magellanic Cloud6 มีการเปลี่ยนแปลงเพียง 4 วินาทีเท่านั้น

เนบิวลา "เติมเชื้อเพลิง" โดยพัลซาร์

นักดาราศาสตร์หลายคนสังเกตว่าข้อดีที่น่าประทับใจที่สุดประการหนึ่งของกล้องโทรทรรศน์จันทราคือความสามารถในการสำรวจโครงสร้างที่ดีของสิ่งที่เรียกว่า plelions (Pulsar Wind Nebulae - PWN) - เนบิวลา "เติมเชื้อเพลิง" โดยสารของพัลซาร์ ซึ่งเป็นคุณลักษณะของ ซึ่งมีขนาดเล็กมาก - ตามลำดับไม่กี่อาร์ควินาที จันทราประสบความสำเร็จเป็นพิเศษในการศึกษาวัตถุดังกล่าวในกลุ่มดาวเรือใบ - Vela pulsar ในขณะนี้มันเป็นกลุ่มที่มีการวิจัยมากที่สุด

ภาพจันทราของเนบิวลาขนาดกะทัดรัดรอบๆ พัลซาร์ในกลุ่มดาว Parus แสดงให้เห็นโครงสร้างที่น่าสนใจซึ่งประกอบด้วยคลื่นกระแทกแบบโค้งคำนับสองคลื่น พวกมันก่อตัวขึ้นเมื่อมีเมฆก๊าซรอบๆ พัลซาร์ชนกับสสารในเนบิวลาขณะที่มันเคลื่อนผ่านเข้าไป ไอพ่นที่ปล่อยออกมาจากพัลซาร์จะมองเห็นได้เป็นเส้นตรงสว่างตั้งฉากกับส่วนโค้ง ทิศทางของพวกมันเกือบจะตรงกับทิศทางการเคลื่อนที่ของวัตถุมวลยิ่งยวด เชื่อกันว่าเกิดขึ้นเนื่องจากการหมุนของมัน เช่นเดียวกับปฏิกิริยาของสสารกับสนามไฟฟ้าและสนามแม่เหล็กอันทรงพลังในบริเวณใกล้เคียง

การเปลี่ยนแปลงรูปร่างและความสว่างของเครื่องบินไอพ่น

กล้องโทรทรรศน์อวกาศ

การถ่ายภาพซ้ำของ Vela pulsar โดยหอดูดาว Chandra X-ray เผยให้เห็นการเปลี่ยนแปลงที่เห็นได้ชัดเจนในรูปร่างและความสว่างของเครื่องบินเจ็ตในช่วงเวลาที่ค่อนข้างสั้น ต่อไปนี้เป็นภาพสี่ภาพจากทั้งหมด 13 ภาพที่เขาถ่ายในช่วงเวลาสองปีครึ่ง ความยาวของเครื่องบินไอพ่นถึงครึ่งปีแสง (ประมาณ 5 ล้านล้านกม.) และความกว้างของมันเกือบจะคงที่ตลอดและไม่เกิน 2 แสนล้านกม. ซึ่งสามารถอธิบายได้จากการมีสนามแม่เหล็กที่ "จับ" อยู่ในนั้น ความเร็วของสสารที่พุ่งออกมาโดยพัลซาร์นั้นเกือบครึ่งหนึ่งของความเร็วแสง การไหลเชิงสัมพัทธภาพของอนุภาคที่มีประจุควรก่อให้เกิดความไม่เสถียร ซึ่งเคยพบเห็นในการทดลองเกี่ยวกับเครื่องเร่งอนุภาคพิเศษ ตอนนี้พวกเขาได้รับการลงทะเบียนในตัวอย่างของวัตถุทางดาราศาสตร์จริงแล้ว รังสีเอกซ์ในกรณีนี้เกิดขึ้นจากปฏิกิริยาของอิเล็กตรอนและโพซิตรอนที่เร็วมากกับเส้นสนามแม่เหล็ก
นักวิทยาศาสตร์คาดหวังว่าจะพบความไม่เสถียรที่คล้ายกันในไอพ่นที่ปล่อยออกมาจากหลุมดำมวลมหาศาลที่ใจกลางดาราจักร แต่มาตราส่วนเวลาควรใหญ่กว่านี้มาก (ตามลำดับหลายร้อยและหลายพันปี)
เนบิวลาปู (Ml) เป็นเศษซากของการระเบิดซุปเปอร์โนวาที่สว่างที่สุดครั้งหนึ่งในประวัติศาสตร์ของมนุษยชาติ ซึ่งสังเกตพบในปี 1054 ข้อมูลเกี่ยวกับเรื่องนี้มีอยู่ในภาษาญี่ปุ่น จีน และพงศาวดารอาหรับบางส่วน

1. ดาราหนุ่มคล้ายดวงอาทิตย์การสังเกตการณ์กระจุกดาวในระยะยาวในเนบิวลานายพราน (M42) แสดงให้เห็นว่าดาวมวลรวมสุริยะอายุน้อยที่มีอายุ 1 ถึง 10 ล้านปีแสดงให้เห็นถึงการลุกเป็นไฟในวงกว้าง โดยเฉพาะอย่างยิ่งจะสังเกตเห็นได้ชัดเจนในช่วงรังสีเอกซ์ ในขณะที่ความถี่ของ เปลวเพลิงและพลังงานของพวกมันมีมากกว่ากระบวนการเกือบเท่าขนาดเดียวกัน ซึ่งสังเกตได้จากดวงอาทิตย์ของเรา ซึ่งมีอายุใกล้ถึง 4.6 พันล้านปี สิ่งนี้สามารถมีอิทธิพลอย่างมากต่อการก่อตัวของดาวเคราะห์และเขตที่อยู่อาศัยรอบดาวฤกษ์ดังกล่าว 2. ซุปเปอร์โนวาและเศษซากของซุปเปอร์โนวาภาพและสเปกตรัมของซุปเปอร์โนวาที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์จันทราทำให้สามารถศึกษาพลวัตของคลื่นกระแทกที่เกิดจากการระเบิดของดาวมวลมาก รวมทั้งกลไกของการเร่งอิเล็กตรอนและโปรตอนสู่ความเร็วใกล้แสง เพื่อกำหนดจำนวนและการกระจาย องค์ประกอบหนักเกิดขึ้นระหว่างพลุและเพื่อตรวจสอบกลไกของพลุเอง 3. วงแหวนรอบพัลซาร์และไอพ่นภาพของ Chandra เกี่ยวกับเนบิวลาปูและซากซุปเปอร์โนวาอื่น ๆ แสดงให้เห็นวงแหวนและไอพ่นที่สวยงามน่าอัศจรรย์ - การระเบิดของอนุภาคพลังงานสูงที่ปล่อยออกมาจากการหมุนอย่างรวดเร็ว ดาวนิวตรอน. นี่บ่งชี้ว่าพวกเขาสามารถใช้เป็นเครื่องกำเนิดอนุภาคดังกล่าวได้ 4. หลุมดำมวลดาวฤกษ์การค้นพบหลุมดำสองหลุม (BHs) ซึ่งมีมวลมากกว่า 15 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ทำหน้าที่เป็นจุดเริ่มต้นสำหรับการแก้ไขแนวคิดเกี่ยวกับกลไกที่เป็นไปได้ของการวิวัฒนาการ 5. ราศีธนู A * - หลุมดำใจกลางทางช้างเผือกกล้องโทรทรรศน์จันทราวัดผลผลิตพลังงานและอัตราการลดลงของปริมาณสสารในแหล่งวิทยุราศีธนู A * - หลุมดำมวลมหาศาลที่ตั้งอยู่ใจกลางกาแลคซีของเรา (ในทิศทางของกลุ่มดาวราศีธนู) ข้อมูลเหล่านี้ทำให้นักดาราศาสตร์สรุปได้ว่า ระดับต่ำกิจกรรมของมันไม่ได้เป็นผลโดยตรงของการขาด "เชื้อเพลิง" สำรองในบริเวณใกล้เคียง 6. หลุมดำคู่ในกาแลคซีแห่งหนึ่ง จันทราได้ค้นพบหลุมดำมวลมหาศาลสองแห่ง ซึ่งตามการคำนวณจะรวมเข้าด้วยกันในไม่ช้า เป็นไปได้ที่ BH จะเติบโตในใจกลางกาแลคซีในลักษณะนี้ 7. หลุมดำที่พุ่งออกมาภาพจันทราของกระจุกดาราจักรให้ผู้สังเกตการณ์ด้วยหลักฐานอันน่าทึ่งของการระเบิดซ้ำๆ ในระยะยาวที่เกี่ยวข้องกับการหมุนของหลุมดำมวลยวดยิ่ง กิจกรรมนี้ส่งผลให้เกิดการแปลงพลังงานโน้มถ่วงของสสารที่ตกลงสู่หลุมดำเป็นกระแสของอนุภาคพลังงานสูงอย่างมีประสิทธิภาพสูง ดังนั้นหลุมดำจาก "ตัวดูดซับ" จึงกลายเป็นแหล่งพลังงานที่ทรงพลัง เนื่องจากพวกมันมีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการของดาราจักรขนาดใหญ่ 8. "สำมะโน" ของหลุมดำเมื่อประมวลผลผลการสังเกตการณ์ภายในกรอบการทำงานของโปรแกรม Chandra Deep Field หลุมดำมวลมหาศาลถูกค้นพบหลายร้อยหลุม ดิสก์สะสมมวลสารในบริเวณใกล้เคียงกับที่ปล่อยรังสีเอกซ์ระหว่างการหมุน การมีอยู่ของแหล่งข้อมูลเหล่านี้สามารถอธิบาย "แสง" ของรังสีเอกซ์แบบกระจายเกือบทั้งหมดบนท้องฟ้า ซึ่งค้นพบเมื่อกว่า 40 ปีที่แล้ว และมีเพียงวันนี้เท่านั้นที่ได้รับคำอธิบายที่เพียงพอ "สำมะโน" ของหลุมดำมวลมหาศาลให้แนวคิดเกี่ยวกับเวลาของการก่อตัวของวัตถุเหล่านี้และวิวัฒนาการของพวกมัน ผู้เชี่ยวชาญยังพูดถึงการค้นพบที่เป็นไปได้ของสิ่งที่เรียกว่า "หลุมดำมวลปานกลาง" - อันที่จริง วัตถุประเภทใหม่ในกลุ่มนี้ 9. สสารมืดผลการสังเกตการณ์กระจุกกระสุนและกระจุกดาราจักรอื่นๆ จำนวนหนึ่ง ดำเนินการโดยกล้องโทรทรรศน์จันทราร่วมกับกล้องโทรทรรศน์ออปติคอลหลายตัว กลายเป็นหลักฐานที่เถียงไม่ได้ว่าสสารส่วนใหญ่ในจักรวาลอยู่ในรูปของสสารมืด การปรากฏตัวของมันแสดงออกผ่านแรงโน้มถ่วงต่อสสาร "ปกติ" - อิเล็กตรอน โปรตอนและนิวตรอนที่ประกอบเป็นอะตอม "ปกติ" อย่างไรก็ตาม การตรวจจับองค์ประกอบนี้ของจักรวาลโดยตรงเป็นไปไม่ได้ (อย่างน้อยก็ในยุคของเรา) การศึกษาสำรวจกระจุกดาราจักรหลายแห่งยืนยันว่าจักรวาลมีสสารมืดมากกว่าสสาร "ธรรมดา" ถึงห้าเท่า 10. พลังงานมืดข้อมูลเชิงสังเกตที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์จันทราเกี่ยวกับอัตราการเติบโตของกระจุกดาราจักรแสดงให้เห็นว่าการขยายตัวของเอกภพกำลังเร่งขึ้น สาเหตุหลักมาจากความเด่นของสสารที่เรียกว่า "พลังงานมืด" ในอวกาศ การยืนยันการค้นพบโดยอิสระนี้ผ่านการวิเคราะห์การสังเกตด้วยแสงของซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลออกไป ไม่ได้จำกัดทางเลือกอื่นใดนอกจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป และทำให้ข้อจำกัดเกี่ยวกับธรรมชาติของพลังงานมืดกระชับขึ้น ความสำเร็จทางวิทยาศาสตร์อื่น ๆ ของกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์ที่ประสบความสำเร็จมากที่สุด ได้แก่ การศึกษาสเปกตรัมโดยละเอียดของกิจกรรมของหลุมดำมวลมหาศาลในใจกลางดาราจักร (รวมถึงการค้นพบ BHs มวลมหาศาลที่ทำงานไวเป็นสองเท่าจากการประมาณการครั้งก่อน) ข้อมูลใหม่เกี่ยวกับการก่อตัวของกระจุกดาราจักร และวิวัฒนาการของมัน ตลอดจนการสร้างแคตตาล็อกทั่วไปของ Chandra Source Catalog (CSC) ที่มีแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์มากกว่า 250,000 แหล่งต่อ 1% ของพื้นที่ท้องฟ้าทั้งหมด และใช้ข้อมูลจากการสำรวจแหล่งที่มาต่างๆ จำนวน 10,000 รายการ หลากหลายชนิด(ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้กับศูนย์กลางของทางช้างเผือก, ดาราจักร X-ray ทางช้างเผือกและนอกดาราจักร, นิวเคลียสของดาราจักรแอคทีฟ ฯลฯ)

ความสำเร็จด้านวิทยาศาสตร์ของจันทรา 10 อันดับแรก

กว่า 900 ปีหลังจากเกิดการระเบิดของซุปเปอร์โนวาสว่างในกลุ่มดาวราศีพฤษภ มองเห็นเนบิวลาก๊าซที่กำลังขยายตัวอยู่ในที่ของมัน ซึ่งอยู่ตรงกลางซึ่งมีดาวนิวตรอนหนาแน่นยิ่งยวด - พัลซาร์ มันยังคงแผ่พลังงานและปล่อยกระแสของอนุภาคพลังงานสูง แม้ว่าจะสามารถเห็นได้เฉพาะในกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เท่านั้น แต่พลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาของวัตถุนี้มีมากกว่าพลังงานรังสีของดวงอาทิตย์ถึง 100,000 เท่า
อิเล็กตรอนพลังงานสูงที่เปล่งรังสีเอกซ์จะสูญเสียพลังงานเร็วขึ้นและไม่มีเวลา "บินหนี" ให้ห่างไกลจากศูนย์กลางของเนบิวลาจากจุดที่มันถูกขับออกมา ดังนั้นขนาดที่ชัดเจนของบริเวณที่เปล่งออกมาในช่วงความยาวคลื่นที่ยาวกว่านั้นจึงใหญ่กว่ามาก กว่ากองพลที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์จันทรา

การตรวจสอบเนบิวลาปูด้วยเครื่องมือภาคพื้นดินและอวกาศจะดำเนินการเกือบตลอดเวลา ยกเว้นช่วงระยะเวลาหนึ่งที่ดวงอาทิตย์อยู่ไม่ไกลจากบนท้องฟ้า วัตถุนี้โดยไม่ต้องพูดเกินจริงสามารถเรียกได้ว่าเป็นหนึ่งใน "สถานที่ท่องเที่ยว" ท้องฟ้าที่มีการศึกษามากที่สุด

เราได้ครอบคลุมเครื่องตรวจจับเอ็กซ์เรย์หลักแล้ว: ตัวนับสัดส่วนสำหรับพลังงานด้านล่างและตัวนับการเรืองแสงวาบสำหรับพลังงานสูงถึง ปัญหาอยู่ที่ความจำเป็นในการแยกรังสีคอสมิกซึ่งทำให้เกิดอิออไนเซชันภายในเคาน์เตอร์ด้วย เพื่อจุดประสงค์นี้ใช้สามวิธี

วิธีแรกคือการใช้ตัวตรวจจับการต่อต้านการบังเอิญ ในกรณีนี้ เครื่องนับรังสีเอกซ์ล้อมรอบด้วยสารที่เรืองแสงวาบ (พลาสติกที่เรืองแสงวาบหรือของเหลวที่เรืองแสงวาบ) และเหตุการณ์ใดๆ ที่ทำให้ทั้งตัวนับและสารที่เรืองแสงวาบนั้นทำงานไม่ได้เนื่องจากเกิดจากอนุภาคที่มีประจุ (รูปที่ 7.10, a ).

วิธีที่สองประกอบด้วยการวิเคราะห์รูปร่างของพัลส์อิเล็กตรอนตามฟังก์ชันของเวลา อนุภาคที่รวดเร็ว ไม่ว่าจะเป็นอนุภาครังสีคอสมิกพลังงานต่ำหรืออิเล็กตรอนเร็วที่อนุภาคดังกล่าวกระแทกออกจากผนังของเคาน์เตอร์โดยอนุภาคดังกล่าว จะสร้างเส้นทางที่แตกตัวเป็นไอออนซึ่งทำให้เกิดพัลส์กว้างที่เอาต์พุต ในทางกลับกัน โฟตอนที่มีพลังงานประมาณจะทำให้เกิดไอออไนซ์เฉพาะที่ และชีพจรที่เป็นผลจากสิ่งนี้จะสั้น โดยเฉพาะอย่างยิ่งขอบชั้นนำ ตัวอย่างเช่น ช่วงของอิเล็กตรอนที่ถูกกระแทกโดยรังสีเอกซ์ของจักรวาลจากอะตอมอาร์กอน มักจะน้อยกว่า 0.132 ซม.

วิธีที่สาม ใช้สำหรับเอ็กซ์เรย์แบบแข็งและควอนตัมอ่อน รวมถึงเครื่องตรวจจับที่เรียกว่าชั้นฟอสเฟอร์ ประกอบด้วยชั้นของวัสดุที่เรืองแสงวาบต่างกันพร้อมโฟตอนและประสิทธิภาพการตรวจจับอนุภาคที่มีประจุต่างกัน ในฐานะองค์ประกอบหนึ่งของคู่ดังกล่าว เครื่องตรวจจับที่ทำจากซีเซียมไอโอไดด์ซึ่งไวต่อโฟตอนและใช้เป็นตัวนับโฟตอนมาตรฐานสำหรับการเรืองแสงวาบสามารถให้บริการและส่วนประกอบอื่น ๆ สามารถทำจากเรืองแสงวาบพลาสติกซึ่งไม่ไวต่อโฟตอน . ดังนั้นโฟตอนจะให้สัญญาณเฉพาะในเครื่องตรวจจับแรกในขณะที่อนุภาคที่มีประจุผ่าน

ข้าว. 7.10. แยกแยะรังสีเอกซ์ (b) และรังสีคอสมิก (c) ตามเวลาที่เพิ่มขึ้น (หรือรูปร่างชีพจร)

เครื่องตรวจจับทำให้เกิดแสงวาบในวัสดุทั้งสอง สารเรืองแสงวาบที่ใช้ในสารเรืองแสงเป็นชั้นๆ จะถูกเลือกในลักษณะที่มีเวลาการเรืองแสงต่างกัน ดังนั้น อนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าที่เจาะเข้าไปในอุปกรณ์จะทำให้เกิดแสงวาบสองครั้งโดยคั่นด้วยช่วงเวลา โฟตอนทำให้เกิดแสงแฟลชเพียงครั้งเดียว จึงสามารถบันทึกแสงวาบได้โดย photomultiplier หนึ่งตัวเชื่อมต่อกับระบบอิเล็กทรอนิกส์สามารถรับรู้รังสีคอสมิกตามลักษณะเฉพาะและไม่รวมพวกมัน จากความเข้มของแสงแฟลชที่เกิดจากโฟตอน พลังงานจะถูกกำหนด ในขณะที่สำหรับลักษณะพลังงานของการแผ่รังสี ความละเอียดของพลังงานจะอยู่ที่ 10% หรือดีกว่านั้น

จำเป็นต้องจำกัดขอบเขตการมองเห็นของกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์ ซึ่งมักทำด้วยคอลลิเมเตอร์เชิงกล ในกรณีที่ง่ายที่สุด คอลลิเมเตอร์ประกอบด้วยท่อกลวงที่มีหน้าตัดเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้า รูปแบบการแผ่รังสีของคอลลิเมเตอร์ดังกล่าวมีรูปสามเหลี่ยม เนื่องจากสามารถสันนิษฐานได้ว่ารังสีเอกซ์แพร่กระจายเป็นเส้นตรง กล่าวคือ ตามกฎของทัศนศาสตร์เรขาคณิต ข้อยกเว้นเพียงอย่างเดียวคือเมื่อลำแสงตกกระทบที่มุมกว้างกับพื้นผิวปกติของวัสดุที่นำไฟฟ้าสูง เช่น ทองแดง แล้วสะท้อนอุบัติการณ์การแทะเล็มสามารถเกิดขึ้นได้ สำหรับโฟตอนที่มีพลังงานน้อยกว่า - การสะท้อนจะสังเกตได้เมื่อไม่มีมุมระหว่างทิศทางของลำแสงกับพื้นผิวของวัสดุ

ข้าว. 7.11. แผนภาพของกล้องโทรทรรศน์เอกซเรย์อย่างง่าย กล้องโทรทรรศน์ประเภทนี้ได้รับการติดตั้งบนดาวเทียม Uhuru และ Ariel-5

เกินสองสามองศา กระบวนการสะท้อนนี้คล้ายกับการโก่งตัวของคลื่นวิทยุในพลาสมาที่แตกตัวเป็นไอออน ซึ่งความถี่ในพลาสมาจะเพิ่มขึ้นตามความลึก แม้ว่าการสะท้อนจะเกิดขึ้นในมุมที่เล็กมากเท่านั้น แต่ก็เพียงพอแล้วที่จะพัฒนากล้องโทรทรรศน์ที่มีกระจกสะท้อนการเอียงซึ่งให้ภาพท้องฟ้าในระนาบโฟกัส (ข้อ 7.3.2)

ดังนั้น คุณสามารถประกอบกล้องโทรทรรศน์เอกซเรย์แบบง่าย ๆ ตามรูปแบบที่แสดงในรูปที่ 7.11. เราสังเกตอีกครั้งว่าวงจรอิเล็กทรอนิกส์สมัยใหม่ของเครื่องวิเคราะห์แอมพลิจูด ตัวจำแนก และวงจรป้องกันเหตุบังเอิญซึ่งควรรวมอยู่ในกล้องโทรทรรศน์ดังกล่าว มีบทบาทสำคัญ กล้องโทรทรรศน์ประเภทนี้ประสบความสำเร็จอย่างมากบนหอดูดาวเอ็กซ์เรย์วงโคจรของ Uhuru

7.3.1. ดาวเทียมเอ็กซ์เรย์ "uhuru" ดาวเทียมเอ็กซ์เรย์ Uhuru เปิดตัวจากชายฝั่งเคนยาในเดือนธันวาคม 2513 อุปกรณ์วิทยาศาสตร์ที่ติดตั้งบนดาวเทียมประกอบด้วยตัวนับสัดส่วนสองตัวพร้อมหน้าต่างเบริลเลียมพื้นที่ที่มีประโยชน์ของแต่ละรายการคือพวกมันถูกนำไปในทิศทางตรงกันข้ามในแนวตั้งฉากกับ แกนของการหมุนและติดตั้งคอลลิเมเตอร์เชิงกล ซึ่งจำกัดขอบเขตการมองเห็น (ความกว้างเต็มที่ที่ความสูงครึ่งหนึ่ง) (รูปที่ 7.12) ระยะเวลาการหมุนของดาวเทียมรอบแกนคือ 10 นาที เคาน์เตอร์ตามสัดส่วนมีความละเอียดอ่อนในพื้นที่

ความไวของกล้องโทรทรรศน์ ขีดจำกัดความไวของกล้องโทรทรรศน์ถูกกำหนดโดยรังสีพื้นหลัง รังสีพื้นหลังมีสองประเภท

1. จำนวนนับต่อวินาทีที่เกี่ยวข้องกับการยกเว้น -quanta และรังสีคอสมิกไม่เพียงพอ ค่านี้แตกต่างกันไปตามกล้องโทรทรรศน์ไปจนถึงกล้องโทรทรรศน์ และสำหรับเครื่องตรวจจับบนเรืออูฮูรูนั้นมีค่าประมาณ

2. รังสีเอกซ์พื้นหลังของจักรวาลซึ่งสว่างมาก รังสีพื้นหลังนี้เป็นไอโซโทรปิก สันนิษฐานว่าเป็นแหล่งกำเนิดจักรวาลวิทยา มิติในช่วงพลังงานของกล้องโทรทรรศน์ ขีดจำกัดความไวของกล้องโทรทรรศน์ถูกกำหนดตามสถิติ หากเราใช้เป็นเกณฑ์ในการตรวจจับแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แบบไม่ต่อเนื่องสัญญาณอย่างน้อยสามครั้ง

ข้าว. 7.12. ดาวเทียมเอ็กซ์เรย์ "อูฮูรู" a - ตำแหน่งของอุปกรณ์; b - การวางแนวของกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์

เกินค่าเบี่ยงเบนมาตรฐานที่เกี่ยวข้องกับสัญญาณรบกวน (ในกรณีนี้คือสัญญาณรบกวนทางสถิติ) แสดงว่าแหล่งกำเนิดของจุดเอ็กซ์เรย์ที่ตรวจพบได้น้อยที่สุดควรมีความหนาแน่นของฟลักซ์

โดยที่มุมทึบเท่ากับมุมมองของกล้องโทรทรรศน์คือเวลาสังเกตของแหล่งกำเนิด การแผ่รังสีพื้นหลังเอ็กซ์เรย์ในช่วงพลังงานมีค่าเท่ากันและมีสเปกตรัมความเข้มโดยประมาณที่อธิบายโดยความสัมพันธ์ที่วัดได้ คุณสามารถใช้ข้อมูลเหล่านี้เพื่อแสดงว่าสำหรับคอลลิเมเตอร์ การแผ่รังสีพื้นหลังของทั้งสองประเภทจะใกล้เคียงกัน ในขณะที่ สำหรับมุมมองที่เล็กลง เฉพาะพื้นหลังเนื่องจากอนุภาคที่มีประจุเท่านั้นที่มีความสำคัญ การแผ่รังสีพื้นหลังของรังสีเอกซ์ในจักรวาลในฐานะแหล่งกำเนิดของเสียงนั้นไม่มีนัยสำคัญหากขอบเขตการมองเห็นน้อยกว่าสองสามองศา

ในโหมดปกติ ดาวเทียมจะสแกนท้องฟ้าหนึ่งแถบเหนือวงโคจรหลายๆ รอบ พยายามคำนวณแหล่งที่มาที่ตรวจพบได้น้อยที่สุดในหนึ่งวันของการสังเกต และเปรียบเทียบกับขีดจำกัดความหนาแน่นของฟลักซ์ Uhuru จริงที่นำมาจากแคตตาล็อก Uhuru, Uhuru ในช่วง การสแกนท้องฟ้าทั้งหมดเพื่อให้ได้ระดับความไวนี้ ใช้เวลานานเท่าใด

การเปลี่ยนแปลงชั่วขณะ การค้นพบที่โดดเด่นที่สุดจาก Uhuru คือแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่เต้นเป็นจังหวะ กล้องโทรทรรศน์

ข้าว. 7.13. ส่วนของการบันทึกข้อมูลสำหรับต้นทาง ฮิสโตแกรมแสดงจำนวนการอ่านในถังขยะที่สองที่ต่อเนื่องกัน เส้นต่อเนื่องเป็นเส้นโค้งฮาร์มอนิกที่ใกล้เคียงกับผลลัพธ์ของการสังเกตมากที่สุด โดยคำนึงถึงความไวที่เปลี่ยนแปลงไปของกล้องโทรทรรศน์เมื่อทำการสแกนแหล่งที่มา

โดยมีการบันทึกคอลลิเมเตอร์และส่งข้อมูลทุกๆ 0.096 วินาทีบนฟลักซ์ของรังสีเอกซ์มายังโลก ความหนาแน่นของฟลักซ์เฉลี่ยจากแหล่งกำเนิดคือและคาบคือ 1.24 วิ แหล่งกำเนิดเสียงเกินระดับเสียงรบกวนมากเพียงใดเมื่อตรวจพบการกระเพื่อม ปรากฎว่าในช่วงระยะเวลาหนึ่งสัญญาณต้นทางไม่เกินระดับเสียงรบกวนมากนัก แต่การใช้วิธีการวิเคราะห์ฟูริเยร์ (หรือสเปกตรัมกำลัง) หากนำไปใช้กับการประมวลผลข้อมูลเป็นเวลานานทำให้สามารถค้นพบระลอกคลื่นที่ต่ำกว่ามาก ความเข้ม ส่วนของบันทึกจะแสดงในรูปที่ 7.13.

7.3.2. หอดูดาวเอกซเรย์ของไอน์สไตน์ ความสำเร็จที่สำคัญที่สุดนับตั้งแต่การสังเกตการณ์ "อูฮูรู" ซึ่งก่อให้เกิดการปฏิวัติทางดาราศาสตร์เอ็กซ์เรย์ มีความเกี่ยวข้องกับการบินของดาวเทียมเอ็กซ์เรย์ หรือที่เรียกว่า "หอดูดาวเอ็กซ์เรย์ไอน์สไตน์" บนหอดูดาวนี้มีอุปกรณ์พิเศษมากมาย รวมถึงกล้องโทรทรรศน์อุกกาบาตเฉียงที่สร้างภาพที่มีความละเอียดเชิงมุมสูง

รังสีเอกซ์สะท้อนจากพื้นผิวของวัสดุนำไฟฟ้าในมุมตกกระทบขนาดใหญ่เท่านั้น ที่พลังงานสะท้อน จะเกิดขึ้นหากมุมระหว่างพื้นผิวกับทิศทางการแผ่รังสีมีค่าหลายองศา ยิ่งมีพลังงานโฟตอนมากเท่าไร มุมนี้ก็จะยิ่งเล็กลงเท่านั้น ดังนั้น ในการที่จะโฟกัสรังสีเอกซ์จากแหล่งกำเนิดท้องฟ้า ตัวสะท้อนแสงพาราโบลาด้วย

ข้าว. 7.14. การโฟกัสลำแสงเอ็กซ์เรย์โดยใช้กระจกเฉียงพาราโบลาและไฮเพอร์โบลิกร่วมกัน ชุดค่าผสมนี้ใช้ที่หอสังเกตการณ์รังสีเอกซ์ของไอน์สไตน์

ทางยาวโฟกัสที่กว้างมาก และส่วนตรงกลางของตัวสะท้อนแสงอาจใช้ไม่ได้ ความยาวโฟกัสของกล้องโทรทรรศน์สามารถลดลงได้โดยเสียพื้นที่ของพื้นผิวการรวบรวมโดยการแนะนำกระจกสะสมอื่นโดยการกำหนดค่าที่ต้องการคือการรวมกันของพาราโบลาและไฮเปอร์โบลา (รูปที่ 7.14) ระบบดังกล่าวเน้น X -รังสีที่ตกลงมาเฉพาะบริเวณวงแหวนตามรูป สามารถใช้กระจกหลายบานรวมกันเพื่อเพิ่มพื้นที่รวบรวมได้ ระบบดังกล่าวถูกใช้ในกล้องโทรทรรศน์ทำลายล้างสูง HRI ที่ติดตั้งบนหอดูดาวไอน์สไตน์ ทำให้สามารถรับภาพของทรงกลมท้องฟ้าในมุมมองที่มีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลาง 25 และการทำลายเชิงมุมได้ดีกว่าในรัศมี 5 จากจุดศูนย์กลางของพื้นที่รับภาพ

ควรวางเครื่องตรวจจับ XY ที่มีความละเอียดเชิงมุมเท่ากับกล้องโทรทรรศน์ในระนาบโฟกัส ใน HRI ประกอบด้วยแผ่นไมโครแชนเนลสองแผ่นที่วางอยู่ด้านหลังอีกแผ่นหนึ่ง เครื่องตรวจจับเหล่านี้เป็นชุดของท่อที่บางมากซึ่งรักษาความต่างศักย์สูงไว้ได้ อิเล็กตรอนที่ชนปลายท่อด้านหนึ่งเริ่มเร่งความเร็ว และชนกับผนัง กระแทกอิเล็กตรอนเพิ่มเติม ซึ่งจะทำให้เร่งความเร็วและทำให้อิเล็กตรอนหลุดออก เป็นต้น เช่นเดียวกับตัวนับตามสัดส่วน จุดประสงค์ของกระบวนการนี้คือเพื่อให้ได้แฟลชอิเล็กทรอนิกส์ที่เข้มข้นจากอิเล็กตรอนตัวเดียว ใน HRI พื้นผิวด้านหน้าของแผ่นไมโครแชนเนลแรกถูกเคลือบ โฟตอน X-ray ตกกระทบบนพื้นผิวด้านหน้าทำให้อิเล็กตรอนหลุดออกมาซึ่งนำไปสู่การปรากฏตัวของอิเล็กตรอนที่ลงทะเบียนที่เอาต์พุตของเพลตที่สอง แฟลชของอิเล็กตรอนนี้ถูกบันทึกโดยเครื่องตรวจจับประจุที่มีกริดตั้งฉากร่วมกัน ซึ่งทำให้สามารถวัดพิกัดของควอนตัมเอ็กซ์เรย์ได้อย่างแม่นยำ

ในการกำหนดความไวของกล้องโทรทรรศน์ เราต้องทราบพื้นที่ที่มีประสิทธิภาพและระดับสัญญาณพื้นหลังของเครื่องตรวจจับ เนื่องจากการสะท้อนของอุบัติการณ์การแทะเล็มเป็นหน้าที่ของพลังงานโฟตอน และเนื่องจากการดูดซับในวัสดุของหน้าต่างเครื่องตรวจจับจึงมีประสิทธิภาพ

ข้าว. 7.15. พื้นที่ที่มีประสิทธิภาพของกล้องโทรทรรศน์ภาพความละเอียดสูงเป็นหน้าที่ของพลังงาน เส้นโค้งแสดงผลของการวางตัวกรองเบริลเลียมและอะลูมิเนียมก่อนเครื่องตรวจจับ

พื้นที่ขึ้นอยู่กับพลังงานอย่างมาก (รูปที่ 7.15) ตามที่คาดไว้ พื้นที่ที่มีประสิทธิภาพสูงสุดสอดคล้องกับพลังงานที่อยู่ใกล้และเท่ากับประมาณ การตอบสนองของเครื่องตรวจจับสามารถเปลี่ยนแปลงได้โดยการใส่ตัวกรองเข้าไปในขอบเขตการมองเห็นของกล้องโทรทรรศน์ (รูปที่ 7.15) จึงให้ความละเอียดพลังงานคร่าวๆ

ระดับเสียงรบกวนในเครื่องตรวจจับซึ่งส่วนใหญ่เกิดจากอนุภาคที่มีประจุถึง แหล่งกำเนิดจุดที่มีความหนาแน่นฟลักซ์ของลำดับของหน่วย Uhuru ในช่วงสามารถตรวจพบได้ที่ระดับ 5 o ด้วยการเปิดรับ 50,000 วินาที

เพื่อใช้ประโยชน์อย่างเต็มที่จาก คุณภาพสูงกระจกกล้องโทรทรรศน์ ยานอวกาศจะต้องมีความเสถียรด้วยความแม่นยำ อย่างไรก็ตาม ยังไม่มีความพยายามดังกล่าว การชี้ของกล้องโทรทรรศน์จะดำเนินการอย่างคร่าว ๆ กว่ามาก แต่เมื่อใดก็ตาม การวางแนวในทันทีที่สัมพันธ์กับดาวสว่างมาตรฐานนั้นถูกกำหนดอย่างแม่นยำ ดังนั้น ทันทีที่การสังเกตการณ์สิ้นสุดลง แผนที่ท้องฟ้าจะกลับคืนมาด้วยความละเอียดเชิงมุมเต็มรูปแบบที่กล้องโทรทรรศน์มี ตัวอย่างของคุณภาพของภาพที่ได้รับโดยใช้ HRI แสดงในรูปที่ 7.16.

เครื่องมือต่อไปนี้ได้รับการติดตั้งที่หอดูดาวไอน์สไตน์ด้วย

ข้าว. 7.16. (ดูการสแกน) ภาพเอ็กซ์เรย์ของซากซุปเปอร์โนวาที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ความละเอียดสูงของหอดูดาวไอน์สไตน์ แต่ละองค์ประกอบของภาพมีมิติของเวลาเปิดรับแสงเท่ากับ 32519 วินาที

ข้าว. 7.17. โครงการทั่วไปการจัดวางอุปกรณ์บนหอสังเกตการณ์รังสีเอกซ์ไอน์สไตน์

1 - กระบังหน้า, 2 - พรีคอลลิเมเตอร์ด้านหน้า, 3 - ระบบกระจก, 4 - พรีคอลลิเมเตอร์ด้านหลัง, 5 - สเปกโตรมิเตอร์การเลี้ยวเบน, 6 - สเปกโตรมิเตอร์บรอดแบนด์พร้อมฟิลเตอร์, 7 - โฟกัสคริสตัลสเปกโตรมิเตอร์, 8 - เครื่องตรวจจับภาพแรงดันสูง, 9 - ตัวรองรับฉนวนด้านหลัง, 10 - สเปกโตรมิเตอร์โซลิดสเตต 11 - ตัวนับสัดส่วนหลายช่อง 12 - หน่วยอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ 13 - ม้านั่งออปติคอล 14 - รองรับฉนวนด้านหน้า 15 - ตัวนับสัดส่วนการควบคุม 16 - ตัวปรับความร้อนของตัวนับสัดส่วนควบคุม 17 - หมวกของ เซ็นเซอร์ปฐมนิเทศ

จำนวนบวก θ คือมุมตกกระทบ ระยะห่างระหว่างระนาบผลึกศาสตร์สะท้อนแสง รังสีเอกซ์ทะลุผ่านจุดโฟกัสและก่อตัวเป็นลำแสงที่แตกต่างกันตกบนคริสตัล คริสตัลมีลักษณะโค้งเพื่อให้รังสีเอกซ์ที่สะท้อนกลับถูกโฟกัสไปที่เครื่องตรวจจับตามสัดส่วนที่ไวต่อตำแหน่ง ในด้านพลังงาน ความละเอียดของพลังงานอยู่ที่ประมาณ 100-1000 และพื้นที่ที่มีประสิทธิภาพนั้นเกี่ยวกับหอดูดาวในย่อหน้าเดียว ความสำเร็จหลักของการสำรวจในปีแรกมีดังนี้: การตรวจจับการแผ่รังสีเอ็กซ์จากดาวฤกษ์ทุกระดับความส่องสว่าง รวมถึงดาวฤกษ์ในลำดับหลัก ซุปเปอร์ไจแอนต์ และดาวแคระขาวทั้งหมด การค้นพบแหล่งที่มามากกว่า 80 แหล่งใน Andromeda Nebula และจำนวนเดียวกันในเมฆมาเจลแลน ภาพเอ็กซ์เรย์ความละเอียดสูงของกระจุกดาราจักรเผยให้เห็นกระบวนการที่หลากหลายซึ่งนำไปสู่การปล่อยรังสีเอกซ์ การตรวจจับการแผ่รังสีเอกซ์จากควาซาร์และดาราจักรแอคทีฟจำนวนมาก การลงทะเบียนแหล่งที่มาที่มีความหนาแน่นของฟลักซ์น้อยกว่าแหล่งที่มาที่อ่อนแอที่สุดของแคตตาล็อก Uhuru 1,000 เท่า การสังเกตการณ์จากหอดูดาวไอน์สไตน์มีผลกระทบอย่างมากต่อทุกด้านของดาราศาสตร์ (ส่วนสำคัญของผลการสำรวจครั้งแรกของหอสังเกตการณ์ไอน์สไตน์ได้รับการตีพิมพ์ใน Astrophys. J., 234, No. 1, Pt. 2, 1979.)

เที่ยวบินของยานอวกาศได้เปิดออกก่อนที่นักดาราศาสตร์จะมีโอกาสอย่างที่ไม่เคยมีมาก่อนและเป็นไปไม่ได้ที่ดาราศาสตร์จากภาคพื้นดิน เพื่อศึกษาเทห์ฟากฟ้าของระบบสุริยะ ดาราจักรของเราและวัตถุนอกดาราจักรจำนวนมาก สถานีสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์เฉพาะทางที่ติดตั้งเครื่องมือทางกายภาพล่าสุดได้ปล่อยสู่อวกาศแล้ว พวกมันจับรังสีที่มองไม่เห็นซึ่งถูกดูดกลืนโดยชั้นบรรยากาศและไม่ไปถึงพื้นผิวโลก ด้วยเหตุนี้ รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าทุกประเภทที่มาจากส่วนลึกของอวกาศจึงพร้อมสำหรับการวิจัย เปรียบเสมือนถ้าก่อนหน้านี้เราสังเกตจักรวาลราวกับว่าเป็นสีเดียวขาวดำวันนี้ปรากฏแก่เราในทุก "สี" ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า แต่ในการรับรังสีที่มองไม่เห็น จำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์พิเศษ ถ้าอย่างนั้นและด้วยความช่วยเหลือจากสิ่งที่สามารถจับและศึกษารังสีที่มองไม่เห็นได้อย่างไร?

ที่คำว่า "กล้องโทรทรรศน์" ทุกคนมีแนวคิดเกี่ยวกับหลอดดาราศาสตร์ที่มีเลนส์หรือกระจก ซึ่งก็คือแนวคิดเกี่ยวกับเลนส์ แท้จริงแล้ว จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้ วัตถุท้องฟ้าได้รับการศึกษาโดยใช้เครื่องมือเกี่ยวกับการมองเห็นเท่านั้น แต่ในการดักจับรังสีที่มองไม่เห็นซึ่งแตกต่างจากแสงที่ตามองเห็นได้มาก จึงจำเป็นต้องใช้อุปกรณ์รับสัญญาณพิเศษ และไม่จำเป็นเลยที่ .ของคุณ รูปร่างพวกมันคล้ายกับกล้องโทรทรรศน์ที่เราคุ้นเคย

เครื่องรับคลื่นสั้นแตกต่างจากกล้องโทรทรรศน์ออปติคอลอย่างสิ้นเชิง และถ้าเราพูดว่า "กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์" หรือ "กล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมา"ดังนั้นควรเข้าใจชื่อดังกล่าวเป็น: เครื่องตรวจจับรังสีเอกซ์หรือเครื่องตรวจจับรังสีแกมมา

ความยากลำบากทั้งหมดในการรับรังสีคลื่นสั้นอยู่ที่การแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นน้อยกว่า 0.2 ไมครอน ระบบการหักเหของแสงแบบธรรมดา (เลนส์) และระบบสะท้อนแสง (กระจก) นั้นไม่เหมาะสมอย่างยิ่ง

ดังนั้น รังสีเอกซ์และโดยเฉพาะอย่างยิ่งรังสีแกมมามีพลังมากจนสามารถ "เจาะ" เลนส์ที่ทำจากวัสดุใดๆ ได้อย่างง่ายดาย: ทิศทางเริ่มต้นของการเคลื่อนที่ของรังสีและควอนตาเหล่านี้ไม่เปลี่ยนแปลง กล่าวอีกนัยหนึ่งคือไม่สามารถจดจ่อได้! แต่จะตรวจสอบได้อย่างไร? วิธีการออกแบบกล้องโทรทรรศน์สำหรับพวกเขา?

ในภาษาของนักฟิสิกส์ รังสีคลื่นสั้นคือรังสีที่แข็ง! และนี่หมายความว่าโฟตอนรังสีเอกซ์และรังสีแกมมามีคุณสมบัติคล้ายคลึงกันกับอนุภาคพลังงานสูงของรังสีคอสมิก (อนุภาคแอลฟา โปรตอน) ที่มายังโลกจากส่วนลึกของอวกาศ แต่แล้วตัวนับอนุภาค เช่น ที่ใช้ศึกษารังสีคอสมิก อาจเหมาะสำหรับการบันทึกควอนตาแข็งหรือไม่ เป็นตัวนับเหล่านี้ที่ใช้เป็นอุปกรณ์รับสัญญาณในกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์และรังสีแกมมา เพื่อหาว่ารังสีเอกซ์มาจากไหน ตัวนับจะอยู่ในท่อโลหะขนาดใหญ่ และถ้าตัวนับถูกปกคลุมด้วยฟิล์มที่มีองค์ประกอบต่างกัน ตัวนับที่ต่างกันจะได้รับควอนตาที่มีความแข็งต่างกัน ปรากฎว่าเอ็กซ์เรย์สเปกโตรกราฟชนิดหนึ่งซึ่งทำให้สามารถเปิดเผยองค์ประกอบของรังสีเอกซ์ได้

แต่กล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวยังไม่สมบูรณ์มาก ข้อเสียเปรียบหลักของมันคือความละเอียดต่ำเกินไป ตัวนับทำเครื่องหมายรังสีที่เข้าสู่ท่อ และมันมาจากท้องฟ้าไม่กี่ตารางองศา ซึ่งสามารถมองเห็นดาวนับพันดวงได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ทั่วไป อันไหนที่ปล่อยเอ็กซ์เรย์? ไม่สามารถค้นหาได้เสมอไป และด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์และรังสีแกมมาที่ทำงานในสถานีโคจรในอวกาศ ทำให้ได้รับข้อมูลที่น่าสนใจมากมายเกี่ยวกับแหล่งที่มาของรังสีคลื่นสั้นที่มองไม่เห็นแล้วในปัจจุบัน

แหล่งหนึ่งคือดวงอาทิตย์ของเรา ย้อนกลับไปในปี 1948 ด้วยความช่วยเหลือของแผ่นภาพถ่ายที่ยกขึ้นโดยจรวด V-2 ให้มีความสูงประมาณ 160 กม. (สหรัฐอเมริกา, ห้องทดลองของกองทัพเรือ) การปล่อยรังสีเอกซ์ของดาวฤกษ์ดวงใหญ่ก็ถูกค้นพบ และในปี 1962 นักดาราศาสตร์ได้เปลี่ยนแผ่นถ่ายภาพด้วยเคาน์เตอร์ไกเกอร์ นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แห่งที่สองซึ่งอยู่ไกลเกินกว่าระบบสุริยะ นี่คือแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวแมงป่องที่เรียกว่าราศีพิจิก X-1 วัตถุที่สามของดาราศาสตร์เอ็กซ์เรย์ในปี 2506 คือเนบิวลาปูที่มีชื่อเสียงในกลุ่มดาวราศีพฤษภ - ราศีพฤษภ X-1

ขั้นตอนที่สำคัญที่สุดในการพัฒนาดาราศาสตร์เอ็กซ์เรย์คือการเปิดตัวดาวเทียมเอ็กซ์เรย์อเมริกันดวงแรกของโลก "อูฮูรู" ในปี 2513 และกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์เครื่องแรก "ไอน์สไตน์" ในปีพ.ศ. 2521 ด้วยความช่วยเหลือของพวกเขา ดาวฤกษ์คู่ X-ray, X-ray พัลซาร์, นิวเคลียสของดาราจักรที่ใช้งานอยู่ และแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์อื่น ๆ ถูกค้นพบ

จนถึงปัจจุบัน แหล่งรังสีเอกซ์หลายพันแหล่งเป็นที่รู้จักในท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาว โดยทั่วไป กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์มีแหล่งข้อมูลดังกล่าวประมาณหนึ่งล้านแหล่ง เท่ากับกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่ดีที่สุด ท้องฟ้าเอ็กซ์เรย์มีลักษณะอย่างไร?

ในรังสีเอกซ์ เอกภพดูแตกต่างไปจากที่เห็นในกล้องโทรทรรศน์แบบออปติคัลอย่างสิ้นเชิง ในอีกด้านหนึ่ง มีความเข้มข้นของแหล่งกำเนิดรังสีสว่างเพิ่มขึ้นเมื่อเราเข้าใกล้ระนาบกลางของทางช้างเผือกซึ่งเป็นของกาแลคซีของเรา ในทางกลับกัน มีการกระจายตัวของแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์นอกดาราจักรจำนวนมากทั่วท้องฟ้าอย่างเท่าเทียมกัน วัตถุท้องฟ้าจำนวนมากที่ตกแต่งท้องฟ้าของโลก - ดวงจันทร์และดาวเคราะห์ - ไม่สามารถมองเห็นได้ในรังสีเอกซ์

ดาราศาสตร์แกมมาเกิดมาพร้อมกับเทคโนโลยีจรวด ดังที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่ารังสีแกมมาคอสมิกเกิดขึ้นจากกระบวนการทางกายภาพที่อนุภาคสูง พลังงาน - กระบวนการที่เกิดขึ้นภายในนิวเคลียสของอะตอม อย่างไรก็ตาม แหล่งกำเนิดรังสีแกมมาที่เข้มข้นที่สุดคือ กระบวนการทำลายล้างนั่นคือปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคและปฏิปักษ์ (เช่น อิเล็กตรอนและโพซิตรอน) ร่วมกับการเปลี่ยนแปลงของสสาร (อนุภาค) ไปเป็นรังสีแข็ง ดังนั้น โดยการศึกษาแกมมาควอนตา นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์สามารถเห็นปฏิสัมพันธ์กับวัตถุของโลกธรรมดาของเราในทางทฤษฎีที่เป็นไปได้ แอนตี้เวิร์ลประกอบด้วย . เท่านั้น ปฏิสสาร.

ในดาราจักรของเรา รังสีแกมมาแบบกระจาย (กระจัดกระจาย) กระจุกตัวอยู่ในดิสก์ดาราจักรเป็นส่วนใหญ่ มันเข้มข้นขึ้นสู่ใจกลางกาแล็กซี่ นอกจากนี้ยังตรวจพบแหล่งรังสีแกมมาแบบแยกส่วน (จุด) เช่น Crab (Crab Nebula in Taurus), Hercules X-1, Geminga (ในกลุ่มดาวราศีเมถุน) และอื่นๆ บางตัวได้รับการตรวจพบ แหล่งกำเนิดรังสีแกมมานอกดาราจักรที่ไม่ต่อเนื่องหลายร้อยแหล่งกระจัดกระจายไปทั่วท้องฟ้าอย่างแท้จริง เป็นไปได้ที่จะได้รับรังสีแกมมาที่เล็ดลอดออกมาจากบริเวณที่มีกัมมันตภาพรังสีของดวงอาทิตย์ในช่วงเปลวสุริยะ

บนเส้นขอบที่มีสเปกตรัมที่มองเห็นได้ทางด้านซ้ายของรังสีสีม่วงเป็นสิ่งที่มองไม่เห็น รังสีอัลตราไวโอเลต. เริ่มต้นจากคลื่น 0.29 ไมครอนบรรยากาศของโลกดูดซับรังสีอัลตราไวโอเลตของจักรวาลอย่างสมบูรณ์บางทีอาจ "ในสถานที่ที่น่าสนใจที่สุด" ...

ด้วยการเริ่มต้นของการวิจัยอวกาศ การสังเกตก็เริ่มเกิดขึ้นในช่วงความยาวคลื่นอัลตราไวโอเลต เมื่อวันที่ 23 มีนาคม พ.ศ. 2526 ในประเทศของเรา สถานีดาราศาสตร์ Astron ได้เปิดตัวสู่วงโคจรใกล้โลกเป็นวงรีสูง (ระดับความสูงที่ perigee 2,000 กม. ที่จุดสูงสุด 200,000 กม.) เป็นสถานีในประเทศแห่งแรกที่ติดตั้งอุปกรณ์สำหรับการสังเกตการณ์เอ็กซ์เรย์และรังสีอัลตราไวโอเลต

ตอนนี้อุปกรณ์ที่ตรวจจับรังสีอัลตราไวโอเลตได้รับการติดตั้งบนยานอวกาศหลายลำ และถ้าเราสามารถมองดูท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาวผ่าน "แว่นตาอัลตราไวโอเลต" เราก็จะไม่รู้จักมันอย่างสมบูรณ์เหมือนในรังสีที่มองไม่เห็นอื่น ๆ ของสเปกตรัม ตัวอย่างเช่น สำหรับผู้อยู่อาศัยในซีกโลกเหนือ ดาวซีตาโอไรออนจะโดดเด่นเป็นพิเศษบนท้องฟ้า ซึ่งเป็นผู้ส่องสว่างทางซ้ายสุดใน "เข็มขัด" ของมัน ดาวดวงอื่นบางดวงโดยเฉพาะดาวที่ร้อนจัดก็จะดูสว่างผิดปกติเช่นกัน

น่าแปลกที่มีเนบิวลาสว่างไสวขนาดใหญ่จำนวนมากในท้องฟ้าอัลตราไวโอเลต เนบิวลานายพรานที่มีชื่อเสียงซึ่งอยู่ในรูปของจุดหมอกเล็ก ๆ ที่สายตาแทบจะไม่สามารถแยกแยะได้จะครอบครองกลุ่มดาวทั้งหมดของ "นักล่าสวรรค์" เนบิวลารังสีอัลตราไวโอเลตขนาดยักษ์ที่ห่อหุ้มดาวหลักของกลุ่มดาวราศีกันย์ นั่นคือ Spica ที่ส่องแสง เนบิวลานี้สว่างมากและเกือบเป็นวงกลม เส้นผ่านศูนย์กลางปรากฏประมาณ 50 เท่าของเส้นผ่านศูนย์กลางที่ปรากฏ พระจันทร์เต็มดวง. แต่ตัวเธอเองมองไม่เห็นด้วยตาเปล่าของ Spica: รังสีอัลตราไวโอเลตของมันกลับอ่อนแอมาก

ในช่วงความยาวคลื่นตั้งแต่ 22 ไมครอนถึง 1 มม. (ทางด้านขวาของรังสีสีแดงของสเปกตรัมที่มองเห็นได้) ชั้นบรรยากาศของโลกดูดซับอย่างรุนแรง รังสีอินฟราเรด (ความร้อน)เทห์ฟากฟ้า นอกจากนี้ อากาศเองก็เป็นแหล่งของรังสีความร้อน ซึ่งขัดขวางการสังเกตในช่วงความยาวคลื่นอินฟราเรด เป็นไปได้ที่จะหลีกเลี่ยงสิ่งกีดขวางเหล่านี้เมื่อเครื่องรับรังสีอินฟราเรดเริ่มวางนอกชั้นบรรยากาศ - บนยานอวกาศ

เทคโนโลยีอินฟราเรดทำให้สามารถรับข้อมูลที่แม่นยำที่สุดเกี่ยวกับการบรรเทาของดาวเคราะห์ได้เปิดให้นักวิจัยของจักรวาลมีม่านฝุ่นที่ซ่อนแกนกลางของกาแล็กซี่ของเราจากสายตามนุษย์ช่วยให้นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์มองเข้าไปใน "ประคอง" ของดาว - ก๊าซ และเนบิวลาฝุ่นและ "สัมผัส" ความลับของการกำเนิดของดวงดาว

ดังนั้น การถอดเครื่องมือทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ออกสู่อวกาศได้เปิดโลกทัศน์ใหม่สำหรับดาราศาสตร์: ดาราศาสตร์อัลตราไวโอเลต เอกซ์เรย์ และดาราศาสตร์อินฟราเรดจึงเริ่มถูกสร้างขึ้น และในช่วงทศวรรษที่ 70 การสังเกตในช่วงแกมมาก็เริ่มต้นขึ้น วันนี้นักวิจัยของจักรวาลมีโอกาสที่จะสำรวจท้องฟ้าในสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าเกือบทั้งหมดตั้งแต่รังสีแกมมาเกินขีดไปจนถึงคลื่นวิทยุที่ยาวมาก ดาราศาสตร์ได้กลายเป็นวิทยาศาสตร์ทุกคลื่น "การเก็บเกี่ยว" ทางวิทยาศาสตร์ที่ร่ำรวยซึ่งรวบรวมจาก "ทุ่ง" ในอวกาศทำให้เกิดการปฏิวัติทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์อย่างแท้จริงและการคิดทบทวนแนวคิดของเราเกี่ยวกับจักรวาลใหญ่