Школьная энциклопедия. Рентгеновские телескопы и гамма-телескопы Гамма – телескопы

Мы уже рассмотрели основные детекторы рентгеновского излучения: пропорциональные счетчики для энергий ниже и сцинтилляционные счетчики для энергий до Проблема заключается в необходимости исключить космические лучи, которые также вызывают ионизацию внутри счетчиков. С этой целью применяются три метода.

Первый метод состоит в использовании детекторов антисовпадений. В этом случае рентгеновские счетчики окружаются сцинтиллирующим веществом (пластическим сцинтиллятором, либо сцинтиллирующей жидкостью) и любые события, заставляющие сработать и счетчик, и сцинтиллирующее вещество, отбрасываются как вызванные заряженной частицей (рис. 7.10,а).

Второй метод состоит в анализе формы импульса электронов как функции времени. Быстрая частица, будь то низкоэнергичная частица космических лучей или быстрый электрон, выбитый из стенок счетчика такой частицей, создает ионизованный след, который вызывает широкий импульс на выходе. С другой стороны, фотон с энергией около приводит к локальной ионизации, и импульс в результате этого получается короткий, в особенности его передний фронт. Пробег электронов, выбитых космическими рентгеновскими лучами из атомов аргона, например, обычно меньше 0,132 см. Этот метод различения космических лучей и рентгеновского излучения называется дискриминацией по времени нарастания или по форме импульса (рис. 7.10, б и в).

Третий метод, применяемый для жестких рентгеновских и мягких -квантов, включает детекторы, получившие название слоистые фосфоры. Они состоят из слоев различных сцинтиллирующих материалов, имеющих различные эффективности регистрации фотонов и заряженных частиц. В качестве одного компонента подобной пары может служить детектор, изготовленный из йодистого цезия который чувствителен к фотонам и используется как стандартный сцинтилляционный счетчик фотонов, а другой компонент можно изготовить из пластического сдинтиллятора, который к Фотонам не чувствителен. Следовательно, фотоны дадут сигнал только в первом детекторе, тогда как заряженные честицы, проходящие через

Рис. 7.10. Различение рентгеновского излучения (б) и космических лучей (в) по времени нарастания (или по форме импульса).

детектор, вызывают световые вспышки в обоих материалах. Применяемые в слоистых фосфорах сцинтилляторы подбираются таким образом, утобы они имели различные времена высвечивания, поэтому заряженная частица, пронизывающая прибор, дает две световые вспышки, разделенные интервалом времени Фотон вызывает только одну вспышку, поэтому световые вспышки можно регистрировать одним фотоумножителем, подключенным к электронной системе, способной распознавать космические лучи по характерным признакам и исключать их. По интенсивности световой вспышки, вызванной фотоном, определяется его энергия, при этом для энергий, характерных для -излучения, можно достичь энергетического разрешения порядка 10% и лучше.

Необходимо ограничить поле зрения рентгеновского телескопа, что часто осуществляется с помощью механического коллиматора. В простейшем случае коллиматор состоит из полых трубок прямоугольного сечения. Диаграмма направленности такого коллиматора имеет вид треугольника, поскольку можно считать, что рентгеновское излучение распространяется прямолинейно, т.е. в соответствии с законами геометрической оптики. Единственное исключение составляет случай, когда пучок падает под большим углом к нормали на поверхность вещества высокой электропроводности, такого, как медь. Тогда может происходить отражение при скользящем падении. Для фотонов с энергией меньше - отражение наблюдается, когда угол между направлением луча и поверхностью материала не

Рис. 7.11. Схема простого рентгеновского телескопа. Телескопы такого типа устанавливались на спутниках «Ухуру» и «Ариэль-5».

превышает нескольких градусов. Этот процесс отражения сходен с отклонением радиоволн в ионизованной плазме, в которой плазменная частота возрастает с глубиной. Хотя отражение происходит только при очень малых углах, этого достаточно, чтобы разрабатывать телескопы с зеркалами косого падения, дающие в фокальной плоскости изображение неба (п. 7.3.2).

Итак, можно собрать простой рентгеновский телескоп по схеме, показанной на рис. 7.11. Еще раз отметим, что существенную роль играют современные электронные схемы амплитудных анализаторов, дискриминаторов и схем антисовпадений, которые следует включать в такие телескопы. Такого типа телескопы с большим успехом работали на борту орбитальной рентгеновской обсерватории «Ухуру».

7.3.1. Рентгеновский спутник «ухуру». Рентгеновский спутник «Ухуру» был запущен с побережья Кении в декабре 1970 г. Научная аппаратура, установленная на спутнике, включала два пропорциональных счетчика с бериллиевыми окнами, полезная площадь каждого из них составляла Они были направлены в противоположные стороны перпендикулярно оси вращения и были снабжены механическими коллиматорами, которые ограничивали поле зрения (полная ширина на половине высоты) (рис. 7.12). Период вращения спутника вокруг своей оси составлял 10 мин. Пропорциональные счетчики были чувствительны в области

Чувствительность телескопа. Предел чувствительности телескопа определялся фоновым излучением. Существуют два вида фонового излучения.

1. Число отсчетов в секунду связанное с недостаточным исключением -квантов и космических лучей. Это значение меняется от телескопа к телескопу и для детекторов на борту «Ухуру» оно составляло около

2. Космическое рентгеновское фоновое излучение, яркость которого очень велика Это фоновое излучение изотропно; предполагается, что оно имеет космологическое происхождение. Размерность в энергетическом диапазоне телескопа. Предел чувствительности телескопа определяется статистически. Если принять в качестве критерия обнаружения дискретного рентгеновского источника сигнал, по крайней мере в три раза

Рис. 7.12. Рентгеновский спутник «Ухуру». а - расположение приборов; б - ориентация рентгеновского телескопа .

превышающий стандартное отклонение, связанное с шумом (в данном случае статистический шум), то можно показать, что слабейший точечный рентгеновский источник, доступный обнаружению, должен иметь плотность потока

где телесный угол, равный углу зрения телескопа, время наблюдения источника. Рентгеновское фоновое излучение в области энергий равно и имеет спектр интенсивности, приближенно описываемый соотношением где измеряется в Можно использовать эти данные, чтобы показать, что для коллиматора фоновое излучение обоих типов приблизительно одинаково, тогда как для меньшего поля зрения важен только фон, обусловленный заряженными частицами. Космическое рентгеновское фоновое излучение, как источник шума, становится несущественным, если поле зрения меньше нескольких градусов.

В обычном режиме спутник сканирует одну полосу неба на протяжении многих витков. Попробуйте вычислить слабейший обнаружимый источник за один день наблюдений и сравнить его с действительным пределом «Ухуру» по плотности потока, взятым из каталогов «Ухуру», «Ухуру» в диапазоне Сколько времени надо было сканировать все небо, чтобы добиться такого уровня чувствительности?

Временные вариации. Наиболее выдающимся открытием, сделанным с помощью «Ухуру» были пульсирующие рентгеновские источники. Телескоп

Рис. 7.13. Фрагмент регистрации данных для источника Гистограмма показывает число отсчетов в последовательных -секундных бинах. Непрерывная линия - гармоническая кривая, лучше всего аппроксимирующая результаты наблюдений с учетом изменяющейся чувствительности телескопа при сканировании источника .

с коллиматором регистрировал и каждые 0,096 с передавал на Землю данные о рентгеновском потоке. Средняя плотность потока от источника равна а период 1,24 с. Насколько источник превышал уровень шума, когда были обнаружены его пульсации? Оказывается, в течение периода сигнал источника не сильно превышал уровень шума, но использование методов фурье-анализа (или спектра мощности), если его применить для обработки данных за более продолжительное время, позволяет открыть пульсации значительно меньшей интенсивности. Фрагмент записи показан на рис. 7.13.

7.3.2. Эйнштейновская рентгеновская обсерватория. Самые значительные достижения после наблюдений «Ухуру», вызвавших переворот в рентгеновской астрономии, связаны с полетом рентгеновского спутника называемого также «Эйнштейновской рентгеновской обсерваторией». На борту этой обсерватории было много уникальной аппаратуры, в том числе телескоп косого падения, строящий изображение с высоким угловым разрешением.

Рентгеновские лучи отражаются только от поверхности проводящих материалов при больших углах падения. При энергиях отражений происходит, если угол между поверхностью и направлением падения излучения порядка нескольких градусов; чем больше энергия фотонов, тем меньше должен быть этот угол. Поэтому, чтобы сфокусировать рентгеновские лучи от небесного источника, нужен параболический отражатель с

Рис. 7.14. Фокусировка рентгеновского пучка с помощью комбинации параболического и гиперболического зеркал косого падения. Эта комбинация использована на эйнштейновской рентгеновской обсерватории .

очень большим фокусным расстоянием, причем центральная часть отражателя может не использоваться. Фокусное расстояние телескопа можно уменьшить за счет площади собирающей поверхности, если ввести еще одно собирающее зеркало, при этом предпочтительная конфигурация - комбинация параболоида и гиперболоида (рис. 7.14.) Такая система фокусирует рентгеновские лучи, упавшие только на кольцевую область, показанную на рисунке. Чтобы увеличить собирающую площадь, можно использовать комбинацию из нескольких зеркал. Такая система использовалась в телескопе высокого разрушения HRI, установленном на борту эйнштейновской обсерватории. Она позволяла получать изображение небесной сферы в поле зрения диаметром 25, причем угловое разрушение было лучше в радиусе 5 от центра поля зрения.

В фокальной плоскости следует поместить двухкоординатный детектор с таким же угловым разрешением, как у телескопа. В HRI он состоит из двух микроканальных пластин, установленных друг за другом. Эти детекторы представпяют собой набор очень тонких трубочек, вдоль которых поддерживается высокая разность потенциалов. Электрон, попавший на один конец трубочки, начинает ускоряться и, соударяясь со стенками, выбивает дополнительные электроны, которые в свою очередь ускоряются и также выбивают электроны и т.д. Как и в пропорциональном счетчике, Цель этого процесса - получить от единичного электрона интенсивную электронную вспышку. В HRI передняя поверхность первой микроканальной пластины покрыта Рентгеновский фотон, упавший на переднюю поверхность, выбивает электрон, что приводит к возникновению электронов, регистрируемых на выходе второй пластины. Эта вспышка электронов регистрируется зарядовым детектором с взаимно перпендикулярными сетками, что позволяет точно измерить координаты рентгеновского кванта.

Чтобы определить чувствительность телескопа, нужно знать его эффективную площадь и уровень фоновых сигналов детектора. Поскольку отражение при скользящем падении является функцией энергии фотонов и поскольку имеет место поглощение в материале окна детектора, эффективная

Рис. 7.15. Эффективная площадь телескопа, строящего изображение с высоким разрешением, как функция энергии. Кривые показывают влияние установки перед детектором бериллиевого и алюминиевого фильтров .

площадь сильно зависит от энергии (рис. 7.15). Как и ожидалось, максимальная эффективная площадь соответствует энергиям около и равна примерно Отклик детектора можно изменять, вводя в поле зрения телескопа фильтры (рис. 7.15), таким образом обеспечивается грубое энергетическое разрешение.

Уровень шума в детекторе, в основном обусловленный заряженными частицами, достигает Это означает, что источник каталога «Ухуру» на пределе чувствительности, т.е. точечный источник с плотностью потока порядка единиц «Ухуру» в диапазоне может быть обнаружен на уровне 5 о при экспозиции 50 000 с.

Чтобы в полной мере использовать высокое качество зеркал телескопа, космический аппарат пришлось бы стабилизировать с точностью - Однако такие попытки не предпринимались. Наведение телескопа осуществляется гораздо более грубо, зато в любой момент точно определяется его мгновенная ориентация относительно стандартных ярких звезд. Поэтому, как только наблюдения заканчиваются, карта неба восстанавливается с полным угловым разрешением, которым обладает телескоп. Пример качества изображений, получаемых с помощью HRI, показан на рис. 7.16.

На Эйнштейновской обсерватории были установлены также следующие инструменты.

Рис. 7.16. (см. скан) Рентгеновское изображение остатка сверхновой полученное с помощью телескопа высокого разрешения эйштейновской обсерватории. Каждый элемент изображения имеет размеры время экспозиции равно 32 519 с .

Рис. 7.17. Общая схема расположения приборов на борту Эйнштейновской рентгеновской обсерватории .

1 - козырек, 2 - передний преколлиматор, 3 - система зеркал, 4 - задний преколлиматор, 5 - дифракционный спектрометр, 6 - широкополосный спектрометр с фильтрами, 7 - фокальный кристаллический спектрометр, 8 - отображающий детектор высокрго напряжения, 9 - задняя изолирующая опора, 10 - твердотельный спектрометр, 11 -многоканальный пропорциональный счетчик, 12 - блоки электронной аппаратуры, 13 - оптическая скамья, 14 - передняя изолирующая опора, 15 - контрольный пропорциональный счетчик, 16 - тепловой коллиматор контрольного пропорционального счетчика, 17 - бленды датчиков ориентации.

положительное число, в - угол падения, расстояние между отражающими кристаллографическими плоскостями. Рентгеновские лучи проходят через фокус и, образовав расходящийся пучок, падают на кристалл. Кристалл искривлен так, что отраженное рентгеновское излучение фокусируется на позиционно-чувствительном пропорциональном детекторе. При энергиях энергетическое разрешение его порядка 100-1000, а эффективная площадь составляет около обсерватории в одном параграфе. Основные достижения первого года наблюдений следующие: обнаружение рентгеновского излучения у звезд всех классов светимости, включая все звезды главной последовательности, сверхгиганты и белые карлики; открытие более 80 источников в туманности Андромеды и такого же числа в Магеллановых Облаках; изображения с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне скоплений галактик, выявляющие обширный диапазон различных процессов, приводящих к эмиссии рентгеновского излучения; обнаружение рентгеновского излучения от многих квазаров и активных галактик; регистрация источников с плотностью потока в 1000 раз слабее, чем слабейшие источники каталога «Ухуру». Наблюдения, проведенные с Эйнштейновской обсерватории, существенным образом повлияли на все области астрономии. (Значительная часть первых результатов наблюдений Эйнштейновской обсерватории опубликована в Astrophys. J., 234, No. 1, Pt. 2, 1979.)

рентгеновский телескоп

прибор для исследования временных и спектр . св-в источников косм. рентг. излучения, а также для определения координат этих источников и построения их изображения.

Существующие Р. т. работают в диапазоне энергий  фотонов рентг. излучения от 0,1 до сотен кэВ, т. е. в интервале длин волн от 10 нм до сотых долей нм. Для проведения астрономич. наблюдений в этой области длин волн Р. т. поднимают за пределы земной атмосферы на ракетах или ИСЗ, т. к. рентг. излучение сильно поглощается атмосферой. Излучение с >20 кэВ можно наблюдать начиная с высот ~30 км с аэростатов.

Р. т. позволяет: 1) регистрировать с высокой эффективностью рентг. фо-

тоны; 2) отделять события, соответствующие попаданию фотонов нужного диапазона энергий от сигналов, вызванных воздействием заряж. ч-ц и гамма-фотонов; 3) определять направление прихода рентг. излучения.

В Р. т. для диапазона 0,1—30 кэВ детектором фотонов служит пропорциональный счётчик, наполненный газовой смесью (Ar+СН4, Ar+СО2 или Хе+СО2). Поглощение рентг. фотона атомом газа сопровождается испусканием фотоэлектрона (см. Фотоэлектронная эмиссия), оже-электронов

Рис. 1. а—схема рентг. телескопа со щелевым коллиматором; б &mdash ; работа телескопа в режиме сканирования.

(см. Оже-эффект) и флуоресцентных фотонов (см. Флуоресценция). Фотоэлектрон и оже-электрон быстро теряют свою энергию на ионизацию газа, флуоресцентные фотоны также могут быстро поглотиться газом благодаря фотоэффекту. В этом случае полное число образовавшихся электронно-ионных пар пропорц. энергии рентг. фотона. Т. о., по импульсу тока в цепи анода восстанавливается энергия рентг. фотона.

В обычных условиях Р. т. облучается мощными потоками заряж. ч-ц и гамма-фотонов разл. энергий, к-рые детектор Р. т. регистрирует вместе с рентг. фотонами от исследуемого источника излучения. Для выделения рентг. фотонов из общего фона применяется метод антисовпадений (см. Совпадений метод). Приход рентг. фотонов фиксируют также по форме создаваемого ими импульса электрич. тока, поскольку заряж. ч-цы дают сигналы, более затянутые во времени, чем те, что вызываются рентг. фотонами.

Для определения направления на рентг. источник служит устройство, состоящее из щелевого коллиматора и жёстко закреплённого с ним на одной раме звёздного датчика. Коллиматор (набор пластин) ограничивает поле зрения Р. т. и пропускает рентг. фотоны, идущие лишь в небольшом телесном угле (~10—15 квадратных градусов). Рентг. фотон , прошедший коллиматор (рис. 1,a), регистрируется верх. объёмом счётчика. Возникший импульс тока по цепи верх. анода

проходит схему антисовпадений (поскольку нет запрещающего сигнала с ниж. анода) и подаётся на анализатор для определения временных и энергетич. хар-к фотона. Затем по телеметрии информация передаётся на Землю. Одновременно передаётся информация звёздного датчика о ярчайших звёздах, попавших в его поле зрения. Эта информация позволяет установить положение осей Р. т. в пр-ве в момент прихода фотона.

При работе Р. т. в режиме сканирования направление на источник определяется как положение Р. т., при к-ром скорость счёта достигает максимума. Угл. разрешение Р. т. со щелевым коллиматором или аналогичным сотовым коллиматором составляет несколько десятков угловых минут.

Значительно лучшим угл. разрешением (~ неск. десятков секунд) обладают Р. т. с модуляц. коллиматорами (рис. 2, а). Модуляц. коллиматор представляет собой две (или больше) проволочные одномерные сетки, устанавливаемые между детектором и щелевым коллиматором, для чего последний поднимается над детектором на высоту ~1 м и наблюдения ведутся в режиме либо сканирования (рис. 1,б), либо вращения относительно оси, перпендикулярной плоскости сеток. Проволочки в каждой сетке коллиматора устанавливаются параллельно друг другу на расстоянии, равном диаметру проволочки. Поэтому при движении источника по полю зрения Р. т. тени от верх. проволочек скользят по ниж. сетке, попадая то на проволочки, и тогда скорость счёта максимальна, то между ними, и тогда она минимальна (фон).

Угл. распределение скорости счёта Р. т. с модуляц. коллиматором (ф у н к ц и я о т к л и к а) показано на рис. 2, б. Для n-сеточного модуляц. коллиматора угол между соседними максимумами 0=2 n-1 r, где r=d/l — угл. разрешение Р. т. В большинстве случаев Р. т. с модуляц. коллиматорами дают точность локализации рентг. источников, достаточную для их отождествления с небесными объектами, излучающими в иных диапазонах эл.-магн. волн.

С модуляц. коллиматорами начинает конкурировать методика кодиров. апертуры, позволяющая получить 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.

Рис. 2. а — устройство рентг. телескопа с модуляц. коллиматором; б — угл. распределение скорости счёта.

Положение источника рентг. излучения в поле зрения Р. т. определяется по положению максимума корреляц. функции между полученным распределением скорости счёта по поверхности детектора и функцией пропускания экрана.

В области энергий >15 кэВ в кач-ве детекторов Р. т. применяют крист. сцинтилляторы NaI (Тl) (см. Сцинтилляционный счётчик ); для подавления фона заряж. ч-ц высоких энергий и гамма-фотонов служат устанавливаемые на антисовпадения с первыми крист. сцинтилляторы CsI(Tl). Для ограничения поля зрения в таких Р. т. применяют активные коллиматоры — цилиндры из сцинтилляторов, включённые на антисовпадения со сцинтилляторами NaI(Tl).

В диапазоне энергий от 0,1 до неск. кэВ наиболее эффективны Р. т., в к-рых осуществляется фокусировка излучения, падающего под малыми углами на фокусирующее зеркало (рис. 3). Чувствительность такого Р. т. в ~10 3 раз превосходит Р. т. др. конструкций благодаря его способности собирать излучение со значит. площади и направлять на детектор малых размеров, что существенно повышает отношение сигнал/шум. Р. т., построенный по такой схеме, даёт двумерное изображение источника рентг.

Рис. 3. Схема фокусирующего рентг. телескопа.

излучения подобно обычному оптич. телескопу. Для построения изображения в фокусирующем Р. т. в кач-ве детекторов используют позиционно-чувствительные пропорц. камеры, микроканальные детекторы , а также приборы с зарядовой связью (ПЗС). Угл. разрешение в первом случае определяется гл. обр. пространств. разрешением камеры и составляет ~1", микроканальные детекторы и ПЗС дают 1—2" (для близких к оси пучков). При спектрометрич. исследованиях применяют ПП детекторы, брэгговские крист. спектрометры и дифракц. решётки с позиционно-чувствит. детекторами. Косм. источники рентг. излучения очень разнообразны. Рентг. излучение Солнца было открыто в 1948 в США с ракеты, поднявшей Гейгера счётчики в верх. слои атмосферы. В 1962 группой Р. Джиаккони (США) также с ракеты был обнаружен первый источник рентг. излучения за пределами Солнечной системы — «Скорпион Х-1», а также диффузный рентг фон , по-видимому, внегалактич. происхождения. К 1966 в результате экспериментов на ракетах было открыто ок. 30 дискретных рентг. источников. С выводом на орбиту серии спец. ИСЗ («УХУРУ», «Ариэль», «САС-3», «Вела», «Коперник», «ХЕАО» и др.) с Р. т. разл. типов были обнаружены сотни рентг. источников (галактич. и внегалактических, протяжённых и компактных, стационарных и переменных). Мн. из этих источников ещё не отождествлены с источниками, проявляющими себя в оптич. и др. диапазонах эл.-магн. излучения. Среди отождествлённых галактич. объектов: тесные двойные звёздные системы, один из компонентов к-рых — рентг. пульсар; одиночные пульсары (Crab, Vela); остатки сверхновых звёзд (протяжённые источники); временные (транзиентные) источники, резко увеличивающие светимость в рентг. диапазоне и вновь угасающие за время от неск. минут до неск. месяцев; т. н. б а р с т е р ы — мощные вспыхивающие источники рентг. излучения с характерным временем вспышки порядка неск. секунд. К отождествлённым внегалактич. объектам относятся ближайшие галактики (Магеллановы облака и Туманность Андромеды), радиогалактики Дева-А (М87) и Центавр-А (NGC 5128), квазары (в частности, ЗС 273), сейфертовские и др. галактики с активными ядрами; скопления галактик — самые мощные источники рентг. излучения во Вселенной (в них за излучение ответствен горячий межгалактич. газ с темп-рой 50 млн. К). Подавляющее большинство косм. рентг. источников явл. объектами, совершенно непохожими на те, что были известны до начала рентг. астрономии, и прежде всего они отличаются огромным энерговыделением. Светимость галактич. рентг. источников достигает 10 36 —10 38 эрг/с, что в 10 3 —10 5 раз превышает энерговыделение Солнца во всём диапазоне длин волн. У внегалактич. источников была зарегистрирована светимость до 10 45 эрг/с, что указывает на необычность проявляющихся здесь механизмов излучения. В тесных двойных звёздных системах, напр., в кач-ве осн. механизма энерговыделения рассматривают перетекание в-ва от одного компонента (звезды-гиганта) к другому (нейтронной звезде или чёрной дыре) — дисковую аккрецию, при к-рой падающее на звезду в-во образует около этой звезды диск, где в-во благодаря трению разогревается и начинает интенсивно излучать. Среди вероятных гипотез происхождения диффузного рентг. фона, наряду с предположением о тепловом излучении горячего межгалактич. газа, рассматривается обратный Комптона эффект эл-нов на ИК фотонах, испущенных активными галактиками, или на фотонах реликтового излучения. Данные наблюдений с ИСЗ ХЕАО-В свидетельствуют о том, что значительный вклад (>35%) в диффузный рентг. фон дают далёкие дискретные источники, гл. обр. квазары.

X-ray astronomy, ed. R. Giacconi, H. Gursky, Dordrecht—Boston, 1974; Шкловский И. С., Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, 2 изд., М., 1977; К а п л а н С. А., Пикельнер С. Б., Физика межзвёздной среды, М., 1979.

Н. С. Ямбуренко.

Часто изобретение первого телескопа приписывают Гансу Липпершлею из Голландии, 1570-1619 годы, однако почти наверняка он не являлся первооткрывателем. Скорее всего, его заслуга в том, что он первый сделал новый прибор телескоп популярным и востребованным. А также именно он подал в 1608 году заявку на патент на пару линз, размещенный в трубке. Он назвал устройство подзорной трубой. Однако его патент был отклонен, поскольку его устройство показалось слишком простым.

Рентгеновский телескоп предназначен для наблюдения удаленных космических объектов в рентгеновском спектре. Обычно телескопы размещают на высотных ракетах или на искусственных спутниках, так как атмосфера Земли является весьма серьезной помехой для рентгеновских лучей.

Американский профессор Рикардо Джиаккони вместе с Бруно Росси в далеком 1960 году опубликовали первую в мире схему настоящего рентгеновского телескопа с фокусирующей зеркальной системой. В чем же состоит принципиальное отличие рентгеновского телескопа от других видов телескопов? Дело в том, что рентгеновские кванты из-за своей большой энергии практически не преломляются в веществе, они поглощаются практически при любых углах падения (кроме самых пологих). Именно поэтому было необходимо, чтобы рентгеновские лучи шли почти параллельно отражающему зеркалу. Такое зеркало представляет собой сужающуюся полую трубку с параболической или гиперболической поверхностью, в которую как раз и входит рентгеновский луч. Телескоп Джиаккони и Росси включал в себя несколько вложенных друг в друга трубковидных зеркал с единой центральной осью для того, чтобы максимально увеличить чувствительность прибора. Подобная схема легла в основу всех современных рентгеновских телескопов.

Современные рентгеновские телескопы работают в диапазоне энергий фотонов рентгеновского излучения от от 0,1 до сотен кэВ. Зеркала подобных телескопов изготавливаются из керамики или металлической фольги (часто используется золото и радий). Критический угол отражения будет зависеть от энергии фотонов.

Основная проблема регистрирования рентгеновских лучей связана с тем, что рентгеновский телескоп облучается мощными потоками заряженных частиц и гамма-фотонов различных энергий, которые регистрируются им наравне с рентгеновскими фотонами. Для решения данной проблемы пользуются методом антисовпадений. Для того чтобы точно определить направление на источник рентгеновского излучения, используют устройство, которое состоит из щелевого коллиматора (набора пластин, которые ограничивают поле зрения) и звёздного датчика (регистрирует прошедший через коллиматор рентгеновский фотон). Возникший импульс тока проходит схему антисовпадений, после чего с помощью специального анализатора определяются энергетические характеристики фотона.

Угловое разрешение подобного телескопа со щелевым коллиматором составляет несколько десятков угловых минут. Также в рентгеновских телескопах могут применяться так называемые модуляционные (качающиеся) коллиматоры (здесь угол разрешения составляет несколько десятков секунд). Подобный коллиматор состоит из двух или более проволочных одномерных сеток, которые устанавливаются между детектором и щелевым коллиматором. Наблюдение производится или в режиме сканирования, или либо вращения относительно оси, перпендикулярной плоскости сеток.

Еще одной более совершенной технологией является методика кодирования апертуры для получения изображений. При использовании данной технологии перед матричным детектором устанавливается маска в виде решетки, обладающей неоднородным пропусканием по всей площади (за счет чередования прозрачных и непрозрачных элементов). Такая конструкция весит гораздо меньше и позволяет получить угловое разрешение менее 1". Примером рентгеновского телескопа является космическая рентгеновская обсерватория «Чандра», запущенная НАСА в 1999 году.

Рентгеновский телескоп (англ. X-ray telescope, XRT ) - телескоп , предназначенный для наблюдения удаленных объектов в рентгеновском спектре. Для работы таких телескопов обычно требуется поднять их над атмосферой Земли, непрозрачной для рентгеновских лучей. Поэтому телескопы размещают на высотных ракетах или на искусственных спутниках Земли.

Оптическая схема

Из-за большой энергии рентгеновские кванты практически не преломляются в веществе (следовательно, тяжело изготовить линзы) и не отражаются при любых углах падения, кроме самых пологих (88-89 градусов к нормали) .

Рентгеновские телескопы могут использовать несколько методов для фокусирования лучей. Наиболее часто используются телескопы Вольтера (с зеркалами скользящего падения), кодирование апертуры и модуляционные (качающиеся) коллиматоры. Ограниченные возможности рентгеновской оптики приводят к более узкому полю зрения по сравнению с телескопами, работающими в диапазонах УФ и видимого света .

Зеркала

Использование рентгеновских зеркал для внесолнечной астрономии требует одновременно:

возможность определить исходное направление рентгеновского фотона по двум координатам и
достаточную эффективность детектирования.

Зеркала могут быть изготовлены из керамики или металлической фольги. Наиболее часто для рентгеновских зеркал скользящего падения используются золото и иридий . Критический угол отражения сильно зависит от энергии фотонов. Для золота и энергии в 1 кэВ, критический угол составляет 3,72 °.

Кодирование апертуры

Многие рентгеновские телескопы используют кодирование апертуры для получения изображений. В этой технологии перед матричным детектором устанавливается маска в виде решетки из чередующихся особым образом прозрачных и непрозрачных элементов (например, квадратная маска в виде матрицы Адамара). Данный элемент для фокусировки и получения изображений весит меньше, чем другие варианты рентгеновской оптики (поэтому часто используется на спутниках), но при этом требует большей пост-обработки для получения изображения.

Телескопы

Exosat

На борту Exosat размещено два низкоэнергетических рентгеновских телескопа типа Wolter I с возможностью получения изображений. В фокальной плоскости могут быть установлены

Телескопы жёсткого рентгеновского диапазона

См. OSO 7 (англ. OSO 7 )

На борту Седьмой орбитальной солнечной обсерватории (OSO 7) находился рентгеновский телескоп жёсткого диапазона. Характеристики: диапазон энергий 7 - 550 кэВ, поле зрения 6,5° эффективная площадь ~64 см²

Телескоп ФИЛИН

Телескоп ФИЛИН, установленный на станции Салют-4 , состоял из трёх газовых пропорциональных счётчиков с общей рабочей площадью 450 см², диапазон энергий 2-10 кэВ, и одного с рабочей площадью 37 см², диапазон энергий 0,2-2 кэВ. Поле зрения было ограничено щелевым коллиматором полушириной 3° x 10°. Инструменты включали фотоэлементы, смонтированные вне станции вместе с датчиками. Измерительные модули и питание были расположены внутри станции.

Калибровка датчиков по наземным источникам производилась параллельно с полётными операциями в трёх режимах: инерциальная ориентация, орбитальная ориентация и обзор. Данные собирались в четырёх энергетических диапазонах: 2-3,1 кэВ, 3,1-5,9 кэВ, 5,9-9,6 кэВ и 2-9,6 кэВ на больших детекторах. Малый датчик имел ограничители, устанавливаемые на уровни 0,2, 0,55, 0,95 кэВ.

Телескоп SIGMA

Телескоп жесткого рентгеновского и низкоэнергетического гамма-диапазона SIGMA покрывает диапазон 35-1300 кэВ с эффективной площадью 800 см² и полем зрения максимальной чувствительности ~5° × 5°. Максимальное угловое разрешение 15 минут дуги Энергетическое разрешение - 8 % при 511 кэВ. Благодаря сочетанию кодирующей апертуры и позиционно-чувствительных датчиков на основе принципов камеры Ангера, телескоп способен строить изображения.

Рентгеновский телескоп АРТ-П

Фокусирующий рентгеновский телескоп

Широкополосный рентгеновский телескоп (BBXRT) был выведен на орбиту шаттлом Колумбия (STS-35) как часть полезной нагрузки ASTRO-1. BBXRT был первым фокусирующим телескопом, действующим в широком энергетическом диапазоне 0,3-12 кэВ со средним энергетическим разрешением 90 эВ при 1 кэВ и 150 эВ при 6 кэВ. Два сонаправленных телескопа с сегментированным твердотельным спектрометром Si(Li) каждый (детекторы A и B), состоящим из пяти пикселей. Общее поле зрения 17.4’ в диаметре, поле зрения центрального пикселя 4’ в диаметре. Общая площадь: 765 см² при 1,5 кэВ, 300 см² при 7 кэВ.

HEAO-2

Первая в мире орбитальная обсерватория с зеркалами с скользящим отражением рентгеновских фотонов. Запущена в 1978 году. Эффективная площадь около 400 кв.см на энергии 0.25 кэВ и около 30 кв.см на энергии 4 кэВ.

Чандра

XMM-Newton

Спектр-РГ

XRT на КА Swift (миссия MIDEX)

Труба телескопа диаметром 508 мм сделана из двух секций графитовых волокон и циановых эфиров. Внешний слой из графитовых волокон создан уменьшить продольный коэффициент теплового расширения, тогда как внутренняя сложная труба облицована изнутри парозащитным барьером (vapor barrier) из алюминиевой фольги от проникновения внутрь телескопа водяных паров или эпоксидных загрязнителей. XRT содержит переднюю часть, окружённую зеркалами и держащую затворную сборку и астронавигационный блок, и заднюю, держащую камеру фокальной плоскости (focal plane camera) и внутренний оптический экран.

Зеркальный модуль содержит 12 вложенных зеркал скользящего падения типа Wolter I, закреплённых на передних и задних крестовинах. Пассивно нагреваемые зеркала - позолоченные никелевые оболочки длиной 600 мм и диаметром от 191 до 300 мм.

X-ray imager имеет эффективную площадь 120 см2 на 1,15 кэВ, поле зрения 23,6 x 23,6 угловых минут и угловое разрешение (θ) 18 секунд дуги на диаметре половинной мощности (HPD, half-power diameter). Чувствительность детектора - 2⋅10 −14 эрг см −2 с −1 10 4 секунд. Функция рассеяния точки (PSF, point spread function) зеркала - 15 секунд дуги HPD в фокусе (1,5 кэВ). Зеркало слегка расфокусировано для более равномерной PSF по всему полю зрения, как следствие, PSF инструмента 18 секунд дуги.

Рентгеновский телескоп нормального падения

История рентгеновских телескопов

Первый рентгеновский телескоп использовался для наблюдений за Солнцем. Первое изображение Солнца в рентгеновском спектре было получено в 1963 году, при помощи телескопа, установленного на ракете.

См. также

Примечания

X-ray Telescopes (англ.) . NASA (2013). Дата обращения 10 августа 2018.
Hoff H. A. Exosat - the new extrasolar x-ray observatory (неопр.) // J Brit Interplan Soc (Space Chronicle).. - 1983. - August (т. 36 , № 8 ). - С. 363-367 .

Основное назначение телескопов - собрать как можно больше излучения от небесного тела. Это позволяет видеть неяркие объекты. Во вторую очередь телескопы служат для рассматривания объектов под большим углом или, как говорят, для увеличения. Разрешение мелких деталей – третье предназначение телескопов. Количество собираемого ими света и доступное разрешение деталей сильно зависит от площади главной детали телескопа - его объектива. Объективы бывают зеркальными и линзовыми.

Линзовые телескопы.

Линзы, так или иначе, всегда используются в телескопе. Но в телескопах-рефракторах линзой является главная деталь телескопа – его объектив. Вспомним, что рефракция – это преломление. Линзовый объектив преломляет лучи света, и собирает их в точке, именуемой фокусом объектива. В этой точке строится изображение объекта изучения. Чтобы его рассмотреть используют вторую линзу – окуляр. Она размещается так, чтобы фокусы окуляра и объектива совпадали. Так как зрение у людей разное, то окуляр делают подвижным, чтобы было возможно добиться четкого изображения. Мы это называем настройкой резкости. Все телескопы обладают неприятными особенностями - аберрациями. Аберрации – это искажения, которые получаются при прохождении света через оптическую систему телескопа. Главные аберрации связаны с неидеальностью объектива. Линзовые телескопы (да и телескопы вообще) грешат несколькими аберрациями. Назовем лишь две из них. Первая связана с тем, что лучи разных длин волн преломляются чуть по-разному. Из-за этого для синих лучей существует один фокус, а для красных – другой, расположенный дальше от объектива. Лучи других длин волн собираются каждый в своем месте между этими двумя фокусами. В результате мы видим окрашенные в радугу изображения объектов. Такая аберрация называется хроматической. Второй сильной аберрацией является аберрация сферическая. Она связана с тем, что объектив, поверхностью которого является часть сферы, на самом деле, не собирает все лучи в одной точке. Лучи идущие на разных расстояниях от центра объектива собираются в разных точках, из-за чего изображение получается нечетким. Этой аберрации не было бы, если бы объектив имел поверхность параболоида, но такую деталь сложно изготовить. Чтобы уменьшить аберрации изготавливают сложные, вовсе не двухлинзовые системы. Дополнительные части вводятся для исправления аберраций объектива. Давно держащий первенство среди линзовых телескопов - телескоп Йеркской обсерватории с объективом 102 сантиметра диаметром.

Зеркальные телескопы.

У простых зеркальных телескопов, телескопов-рефлекторов, объектив - это сферическое зеркало, которое собирает световые лучи и отражает их с помощью дополнительного зеркала в сторону окуляра - линзы, в фокусе которой строится изображение. Рефлекс – это отражение. Зеркальные телескопы не грешат хроматической аберрацией, так как свет в объективе не преломляется. Зато у рефлекторов сильнее выражена сферическая аберрация, которая, кстати говоря, сильно ограничивает поле зрения телескопа. В зеркальных телескопах так же используются сложные конструкции, поверхности зеркал, отличные от сферических и прочее.

Зеркальные телескопы изготавливать легче и дешевле. Именно поэтому их производство в последние десятилетия бурно развивается, в то время как новых крупных линзовых телескопов уже очень давно не делают. Самый большой зеркальный телескоп имеет сложный объектив из нескольких зеркал, эквивалентный целому зеркалу диаметром 11 метров. Самый большой монолитный зеркальный объектив имеет размер чуть больше 8-ми метров. Самым большим оптическим телескопом России является 6-ти метровый зеркальный телескоп БТА (Большой Телескоп Азимутальный). Телескоп долгое время был наикрупнейшим в мире.

Характеристики телескопов.

Увеличение телескопа. Увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Если, скажем, фокусное расстояние объектива два метра, а окуляра – 5 см, то увеличение такого телескопа будет 40 крат. Если поменять окуляр, можно изменить и увеличение. Так астрономы и поступают, ведь не менять же, в самом деле, огромный объектив?!

Выходной зрачок. Изображение, которое строит для глаза окуляр, может в общем случае быть как больше глазного зрачка, так и меньше. Если изображение больше, то часть света в глаз не попадет, тем самым, телескоп будет использоваться не на все 100%. Это изображение называют выходным зрачком и рассчитывают по формуле: p=D:W, где p – выходной зрачок, D – диаметр объектива, а W – увеличение телескопа с данным окуляром. Если принять размер глазного зрачка равным 5 мм, то легко рассчитать минимальное увеличение, которое разумно использовать с данным объективом телескопа. Получим этот предел для объектива в 15 см: 30 крат.

Разрешение телескопов

В виду того что, свет – это волна, а волнам свойственно не только преломление, но и дифракция, никакой даже самый совершенный телескоп не дает изображение точечной звезды в виде точки. Идеальное изображение звезды выглядит в виде диска с несколькими концентрическими (с общим центром) кольцами, которые называют дифракционными. Размером дифракционного диска и ограничивается разрешение телескопа. Все, что закрывает собою этот диск, в данный телескоп никак не увидишь. Угловой размер дифракционного диска в секундах дуги для данного телескопа определяется из простого соотношения: r=14/D, где диаметр D объектива измеряется в сантиметрах. Упомянутый чуть выше пятнадцатисантиметровый телескоп имеет предельное разрешение чуть меньше секунды. Из формулы следует, что разрешение телескопа всецело зависит от диаметра его объектива. Вот еще одна причина строительства как можно более грандиозных телескопов.

Относительное отверстие. Отношение диаметра объектива к его фокусному расстоянию называется относительным отверстием. Этот параметр определяет светосилу телескопа, т. е., грубо говоря, его способность отображать объекты яркими. Объективы с относительным отверстием 1:2 – 1:6 называют светосильными. Их используют для фотографирования слабых по яркости объектов, таких, как туманности.

Телескоп без глаза.

Одной из самых ненадежных деталей телескопа всегда был глаз наблюдателя. У каждого человека - свой глаз, со своими особенностями. Один глаз видит больше, другой - меньше. Каждый глаз по-разному видит цвета. Глаз человека и его память не способны сохранить всю картину, предлагаемую для созерцания телескопом. Поэтому, как только стало возможным, астрономы стали заменять глаз приборами. Если подсоиденить вместо окуляра фотоаппарат, то изображение, получаемое объективом можно запечатлеть на фотопластине или фотопленке. Фотопластина способна накапливать световое излучение, и в этом ее неоспоримое и важное преимущество перед человеческим глазом. Фотографии с большой выдержкой способны отобразить несравненно больше, чем под силу рассмотреть человеку в тот же самый телескоп. Ну и конечно, фотография останется как документ, к которому неоднократно можно будет в последствии обратиться. Еще более современным средством являются ПЗС - камеры с полярно-зарядовой связью. Это светочувствительные микросхемы, которые подменяют собой фотопластину и передают накапливаемую информацию на ЭВМ, после чего могут делать новый снимок. Спектры звезд и других объектов исследуются с помощью присоединенных к телескопу спектрографов и спектрометров. Ни один глаз не способен так четко различать цвета и измерять расстояния между линиями в спектре, как это с легкостью делают названные приборы, которые еще и сохранят изображение спектра и его характеристики для последующих исследований. Наконец, ни один человек не сможет посмотреть одним глазом в два телескопа одновременно. Современные системы из двух и более телескопов, объединенных одной ЭВМ и разнесенных, порой на расстояния в десятки метров, позволяют добиться потрясающе высоких разрешений. Такие системы называют интерферометрами. Пример системы из 4-х телескопов - VLT. Целых четыре вида телескопов мы объединили в один подраздел неслучайно. Земная атмосфера пропускает соответствующие длины электромагнитных волн неохотно, поэтому телескопы для изучения неба в этих диапазонах стремятся вынести в космос. Именно с развитием космонавтики напрямую связано развитие ультрафиолетовой, рентгеновской, гамма и инфракрасной отраслей астрономии.

Радиотелескопы.

В качестве объектива радиотелескопа чаще всего выступает металлическая чаша параболоидной формы. Собранный ею сигнал принимается антенной, находящейся в фокусе объектива. Антенна связана с ЭВМ, которая обычно и обрабатывает всю информацию, строя изображения в условных цветах. Радиотелескоп, как и радиоприемник, способен одновременно принимать только какую-то длину волны. В книге Б. А. Воронцова-Вельяминова «Очерки о Вселенной» есть очень интересная иллюстрация, напрямую связанная с предметом нашего разговора. В одной обсерватории гостям предлагали подойти к столу и взять с него листок бумаги. Человек брал листок и на обороте читал примерно следующее: «Взяв этот листок бумаги, Вы затратили больше энергии, чем приняли все радиотелескопы мира за все время существования радиоастрономии». Если Вы ознакомились с этим разделом (а следовало бы), то Вы, должно быть, помните, что радиоволны обладают самыми большими длинами волн среди всех видов электромагнитного излучения. Это означает, что соответствующие радиоволнам фотоны переносят совсем немного энергии. Чтобы собрать приемлемое количество информации о светилах в радиолучах, астрономы строят огромные по размерам телескопы. Сотни метров – вот тот не столь уже удивительный рубеж для диаметров объективов, который достигнут современной наукой. К счастью, в мире все взаимосвязано. Строительство гигантских радиотелескопов не сопровождается теми же сложностями в обработке поверхности объектива, которые неизбежны при строительстве оптических телескопов. Допустимые погрешности поверхности пропорциональны длине волны, поэтому, порою, металлические чаши радиотелескопов представляют собой не гладкую поверхность, а попросту решетку, и на качестве приема это никак не сказывается. Большая длина волны также позволяет строить грандиозные системы интерферометров. Порой, в таких проектах участвуют телескопы разных континентов. В проектах есть интерферометры космических масштабов. Если они осуществятся, радиоастрономия достигнет невиданных пределов в разрешении небесных объектов. Кроме сбора излучаемой небесными телами энергии, радиотелескопам доступно «подсвечивание» поверхности тел Солнечной системы радиолучами. Сигнал, посланный, скажем с Земли на Луну, отразится от поверхности нашего спутника и будет принят тем же телескопом, что и посылал сигнал. Этот метод исследований называется радиолокацией. С помощью радиолокации можно многое узнать. Впервые астрономы узнали о том, что Меркурий вращается вокруг своей оси именно таким способом. Расстояние до объектов, скорость их движения и вращения, их рельеф, некоторые данные о химическом составе поверхности – вот те немаловажные сведения, которые по силам выяснить радиолокационными методами. Самый грандиозный пример таких исследований – полное картографирование поверхности Венеры, проведенное АМС «Магеллан» на стыке 80-х и 90-х годов. Как Вы, может быть, знаете, эта планета прячет от человеческого глаза свою поверхность за плотной атмосферой. Радиоволны же беспрепятственно проходят сквозь облака. Теперь мы знаем о рельефе Венеры лучше, чем о рельефе Земли (!), ведь на Земле покрывало океанов мешает проводить изучение большей части твердой поверхности нашей планеты. Увы, скорость распространения радиоволн велика, но не безгранична. К тому же, с удаленностью радиотелескопа от объекта возрастает рассеивание посланного и отраженного сигнала. На дистанции Юпитер-Земля сигнал принять уже сложно. Радиолокация – по астрономическим меркам, оружие ближнего боя.