Ya hemos cubierto los principales detectores de rayos X: contadores proporcionales para energías inferiores y contadores de centelleo para energías superiores. El problema radica en la necesidad de excluir los rayos cósmicos, que también provocan ionización en el interior de los contadores. Para ello, se utilizan tres métodos.
El primer método es utilizar detectores de anticoincidencia. En este caso, los contadores de rayos X están rodeados por una sustancia centelleante (centelleador de plástico o líquido centelleante) y cualquier evento que haga que funcionen tanto el contador como la sustancia centelleante se descarta como causado por una partícula cargada (Fig. 7.10, un ).
El segundo método consiste en analizar la forma del pulso de electrones en función del tiempo. Una partícula rápida, ya sea una partícula de rayos cósmicos de baja energía o un electrón rápido expulsado de las paredes del contador por dicha partícula, crea una estela ionizada que provoca un amplio pulso en la salida. Por otro lado, un fotón con una energía de aproximadamente conduce a la ionización local, y el pulso como resultado de esto es corto, especialmente en su borde de ataque. El rango de electrones eliminados por los rayos X cósmicos de los átomos de argón, por ejemplo, suele ser inferior a 0,132 cm.
El tercer método, utilizado para rayos X duros y cuantos blandos, incluye detectores llamados fósforos en capas. Consisten en capas de diferentes materiales centelleantes con diferentes eficiencias de detección de fotones y partículas cargadas. Como componente de este par, puede servir un detector hecho de yoduro de cesio, que es sensible a los fotones y se utiliza como un contador de centelleo de fotones estándar, y el otro componente puede estar hecho de un centelleador de plástico, que no es sensible a los fotones. . Por lo tanto, los fotones darán una señal solo en el primer detector, mientras que las partículas cargadas que pasan por
Arroz. 7.10. Distinguir rayos X (b) y rayos cósmicos (c) por tiempo de subida (o forma de pulso).
detector, provocan destellos de luz en ambos materiales. Los centelleadores utilizados en los fósforos en capas se seleccionan de tal manera que tienen diferentes tiempos de brillo, por lo que una partícula cargada que penetra en el dispositivo produce dos destellos de luz separados por un intervalo de tiempo. Un fotón causa solo un destello, por lo que los destellos de luz pueden ser registrados por un fotomultiplicador conectado a un sistema electrónico capaz de reconocer los rayos cósmicos por rasgos característicos y excluirlos. A partir de la intensidad del destello de luz provocado por un fotón se determina su energía, mientras que para energías características de la radiación se puede conseguir una resolución energética del orden del 10% o superior.
Es necesario limitar el campo de visión del telescopio de rayos X, lo que a menudo se hace con un colimador mecánico. En el caso más simple, el colimador consta de tubos huecos de sección transversal rectangular. El patrón de radiación de un colimador de este tipo tiene la forma de un triángulo, ya que se puede suponer que la radiación de rayos X se propaga en línea recta, es decir, de acuerdo con las leyes de la óptica geométrica. La única excepción es cuando el haz incide en un ángulo grande con respecto a la normal sobre la superficie de un material altamente conductor como el cobre. Entonces puede ocurrir un reflejo de incidencia rasante. Para fotones con menos energía, se observa reflexión cuando el ángulo entre la dirección del haz y la superficie del material no es
Arroz. 7.11. Diagrama de un telescopio de rayos X simple. Se instalaron telescopios de este tipo en los satélites Uhuru y Ariel-5.
supera unos pocos grados. Este proceso de reflexión es similar a la desviación de las ondas de radio en el plasma ionizado, en el que la frecuencia del plasma aumenta con la profundidad. Aunque la reflexión ocurre solo en ángulos muy pequeños, es suficiente desarrollar telescopios con espejos de incidencia oblicua que proporcionen una imagen del cielo en el plano focal (Sec. 7.3.2).
Entonces, puede ensamblar un telescopio de rayos X simple de acuerdo con el esquema que se muestra en la Fig. 7.11. Notamos una vez más que los circuitos electrónicos modernos de analizadores de amplitud, discriminadores y circuitos anticoincidencia, que deberían incluirse en dichos telescopios, juegan un papel importante. Los telescopios de este tipo trabajaron con gran éxito a bordo del observatorio orbital de rayos X de Uhuru.
7.3.1. Satélite de rayos X "uhuru". El satélite de rayos X Uhuru fue lanzado desde la costa de Kenia en diciembre de 1970. El equipo científico instalado en el satélite incluía dos contadores proporcionales con ventanas de berilio, el área útil de cada uno de ellos estaba dirigido en direcciones opuestas perpendiculares a el eje de rotación y estaban equipados con colimadores mecánicos, que limitaban el campo de visión (ancho completo a media altura) (Fig. 7.12). El periodo de rotación del satélite alrededor de su eje fue de 10 min. Los contadores proporcionales eran sensibles en el área.
sensibilidad del telescopio El límite de sensibilidad del telescopio fue determinado por la radiación de fondo. Hay dos tipos de radiación de fondo.
1. El número de conteos por segundo asociados con la exclusión insuficiente de los rayos -quanta y cósmicos. Este valor varía de un telescopio a otro y para los detectores a bordo del Uhuru era de aproximadamente
2. Radiación de fondo de rayos X cósmicos, que es muy brillante Esta radiación de fondo es isotrópica; se supone que es de origen cosmológico. Dimensión en el rango de energía del telescopio. El límite de sensibilidad de un telescopio se determina estadísticamente. Si tomamos como criterio para detectar una fuente discreta de rayos X una señal al menos tres veces
Arroz. 7.12. Satélite de rayos X "Uhuru". a - la ubicación de los dispositivos; b - orientación del telescopio de rayos X.
excede la desviación estándar asociada con el ruido (en este caso, el ruido estadístico), entonces se puede demostrar que la fuente puntual de rayos X detectable más débil debe tener una densidad de flujo
donde es el ángulo sólido, igual al ángulo de visión del telescopio, es el tiempo de observación de la fuente. La radiación de fondo de rayos X en el rango de energía es igual y tiene un espectro de intensidad aproximadamente descrito por la relación en la que se mide. Puede usar estos datos para mostrar que para un colimador, la radiación de fondo de ambos tipos es aproximadamente la misma, mientras que para un campo de visión más pequeño, solo es importante el fondo debido a las partículas cargadas. La radiación de fondo de rayos X cósmicos, como fuente de ruido, se vuelve insignificante si el campo de visión es inferior a unos pocos grados.
En modo normal, el satélite escanea una franja de cielo en muchas órbitas. Trate de calcular la fuente detectable más débil en un día de observaciones y compárela con el límite de densidad de flujo de Uhuru real tomado de los catálogos de Uhuru, Uhuru en el rango ¿Cuánto tiempo tomó escanear todo el cielo para lograr este nivel de sensibilidad?
Variaciones temporales. El descubrimiento más destacado realizado con el Uhuru fue el de las fuentes de rayos X pulsantes. Telescopio
Arroz. 7.13. Fragmento de registro de datos para la fuente El histograma muestra el número de lecturas en intervalos de segundos sucesivos. La línea continua es una curva armónica que se aproxima mejor a los resultados de las observaciones, teniendo en cuenta la sensibilidad cambiante del telescopio al escanear la fuente.
con un colimador registró y cada 0,096 s transmitió datos sobre el flujo de rayos X a la Tierra. La densidad de flujo promedio de la fuente es y el período es 1.24 s. ¿Cuánto superó la fuente el nivel de ruido cuando se detectaron sus ondas? Resulta que durante el período la señal fuente no superó mucho el nivel de ruido, pero el uso de métodos de análisis de Fourier (o espectro de potencia), si se aplica al procesamiento de datos durante un tiempo más largo, hace posible descubrir ondas de mucho menor intensidad. Un fragmento del registro se muestra en la fig. 7.13.
7.3.2. Observatorio de rayos X de Einstein. Los logros más significativos desde las observaciones de "Uhuru", que causaron una revolución en la astronomía de rayos X, están asociados con el vuelo de un satélite de rayos X, también llamado "Observatorio de rayos X de Einstein". A bordo de este observatorio había una gran cantidad de equipos únicos, incluido un telescopio de incidencia oblicua que genera una imagen con alta resolución angular.
Los rayos X se reflejan solo desde la superficie de los materiales conductores en grandes ángulos de incidencia. A energías de reflexión, ocurre si el ángulo entre la superficie y la dirección de incidencia de la radiación es del orden de varios grados; cuanto mayor sea la energía del fotón, menor debe ser este ángulo. Por lo tanto, para enfocar los rayos X de una fuente celeste, un reflector parabólico con
Arroz. 7.14. Enfoque de un haz de rayos X utilizando una combinación de espejos oblicuos parabólicos e hiperbólicos. Esta combinación se utiliza en el Observatorio de rayos X de Einstein.
distancia focal muy grande y no se puede utilizar la parte central del reflector. La distancia focal del telescopio se puede reducir a expensas del área de la superficie colectora introduciendo otro espejo colector, siendo la configuración preferida una combinación de paraboloide e hiperboloide (Fig. 7.14). Tal sistema enfoca X- rayos que han caído sólo en la región anular que se muestra en la figura. Para aumentar el área de recogida, se puede utilizar una combinación de varios espejos. Dicho sistema se utilizó en el Telescopio de Alta Destrucción HRI instalado a bordo del Observatorio Einstein. Permitió obtener una imagen de la esfera celeste en un campo de visión con un diámetro de 25, y la destrucción angular fue mejor en un radio de 5 desde el centro del campo de visión.
En el plano focal debe colocarse un detector XY con la misma resolución angular que el telescopio. En HRI, consta de dos placas de microcanales colocadas una detrás de la otra. Estos detectores son un conjunto de tubos muy finos a lo largo de los cuales se mantiene una diferencia de potencial elevada. Un electrón que golpea un extremo del tubo comienza a acelerarse y, al chocar con las paredes, elimina electrones adicionales, que a su vez aceleran y también eliminan electrones, etc. Como en un contador proporcional, el propósito de este proceso es producir un intenso destello de electrones a partir de un solo electrón. En HRI, la superficie frontal de la primera placa de microcanal está recubierta. Un fotón de rayos X que incide en la superficie frontal elimina un electrón, lo que conduce a la aparición de electrones que se registran en la salida de la segunda placa. Este destello de electrones es registrado por un detector de carga con rejillas perpendiculares entre sí, lo que permite medir con precisión las coordenadas de un cuanto de rayos X.
Para determinar la sensibilidad de un telescopio, es necesario conocer su área efectiva y el nivel de las señales de fondo del detector. Dado que la reflexión de incidencia rasante es una función de la energía del fotón, y dado que hay absorción en el material de la ventana del detector, el efectivo
Arroz. 7.15. El área efectiva de un telescopio de imágenes de alta resolución en función de la energía. Las curvas muestran el efecto de colocar un filtro de berilio y aluminio antes del detector.
El área depende fuertemente de la energía (Fig. 7.15). Como era de esperar, el área efectiva máxima corresponde a energías cercanas y es igual a aproximadamente La respuesta del detector se puede cambiar introduciendo filtros en el campo de visión del telescopio (Fig. 7.15), proporcionando así una resolución de energía aproximada.
El nivel de ruido en el detector, debido principalmente a partículas cargadas, alcanza una fuente puntual con una densidad de flujo del orden de unidades Uhuru en el rango puede detectarse a un nivel de 5 o con una exposición de 50 000 s.
Para aprovechar al máximo la alta calidad de los espejos del telescopio, la nave espacial tendría que estabilizarse con precisión. Sin embargo, no se ha hecho tal intento. La orientación del telescopio se lleva a cabo de manera mucho más aproximada, pero en cualquier momento se determina con precisión su orientación instantánea en relación con las estrellas brillantes estándar. Por lo tanto, tan pronto como terminan las observaciones, el mapa del cielo se restaura con la resolución angular completa que tiene el telescopio. Un ejemplo de la calidad de las imágenes obtenidas mediante HRI se muestra en la fig. 7.16.
Los siguientes instrumentos también se instalaron en el Observatorio Einstein.
Arroz. 7.16. (ver escaneo) Una imagen de rayos X de un remanente de supernova tomada con el telescopio de alta resolución del Observatorio Einstein. Cada elemento de la imagen tiene las dimensiones del tiempo de exposición igual a 32519 s.
Arroz. 7.17. Disposición general de los instrumentos a bordo del Observatorio de rayos X de Einstein.
1 - visor, 2 - precolimador frontal, 3 - sistema de espejos, 4 - precolimador trasero, 5 - espectrómetro de difracción, 6 - espectrómetro de banda ancha con filtros, 7 - espectrómetro de cristal focal, 8 - detector de imágenes de alto voltaje, 9 - soporte aislante trasero, 10 - espectrómetro de estado sólido, 11 - contador proporcional multicanal, 12 - unidades de equipos electrónicos, 13 - banco óptico, 14 - soporte aislante frontal, 15 - contador proporcional de control, 16 - colimador térmico del contador proporcional de control, 17 - campanas de sensores de orientación.
número positivo, θ es el ángulo de incidencia, la distancia entre los planos cristalográficos reflectantes. Los rayos X atraviesan el foco y, formando un haz divergente, caen sobre el cristal. El cristal está curvado para que los rayos X reflejados se enfoquen en un detector proporcional sensible a la posición. En energías, su resolución energética es de aproximadamente 100-1000, y el área efectiva es aproximadamente el observatorio en un párrafo. Los principales logros del primer año de observaciones son los siguientes: detección de emisión de rayos X de estrellas de todas las clases de luminosidad, incluidas todas las estrellas de secuencia principal, supergigantes y enanas blancas; descubrimiento de más de 80 fuentes en la Nebulosa de Andrómeda e igual número en las Nubes de Magallanes; imágenes de rayos X de alta resolución de cúmulos de galaxias que revelan una amplia gama de procesos diferentes que conducen a la emisión de rayos X; detección de emisión de rayos X de muchos cuásares y galaxias activas; registro de fuentes con una densidad de flujo 1000 veces más débil que las fuentes más débiles del catálogo Uhuru. Las observaciones realizadas desde el Observatorio Einstein tuvieron un impacto significativo en todas las áreas de la astronomía. (Una parte significativa de los primeros resultados de las observaciones del Observatorio Einstein se publica en Astrophys. J., 234, No. 1, Pt. 2, 1979.)
"Tierra y Universo" 1993 No. 5
ETAPAS EN EL DESARROLLO DE LA ASTRONOMÍA DE RAYOS X
La atmósfera de la Tierra es opaca a los rayos X. Por lo tanto, la astronomía de rayos X nació junto con la tecnología de cohetes: en 1948, utilizando placas fotográficas elevadas por un cohete V-2 a una altura de unos 160 km, R. Barnight del Laboratorio Naval (EE. UU.) descubrió la radiación de rayos X de el sol. En 1962, reemplazando la placa fotográfica con un contador Geiger, los astrónomos descubrieron una segunda fuente de rayos X, esta vez fuera del sistema solar: se trataba de Sco X-1. El sistema de nombres adoptado en esos años era simple: "Sco X-1" significa la fuente de rayos X (rayos X) más brillante (1) en la constelación de Escorpio (Sco). El tercer objeto de la astronomía de rayos X descubierto en 1963 fue la famosa Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro (Tau X-1).
En la década de 1960, los detectores de rayos X se levantaron principalmente de la atmósfera en cohetes geofísicos; su vuelo vertical duró solo unos minutos, de modo que durante este período solo se trazaron unas 40 fuentes en los mapas del cielo de rayos X. Pero en los años 70, los detectores de rayos X sensibles comenzaron a colocarse en satélites artificiales de la Tierra, los más famosos de los cuales son Ukhuru, ANS, Copernicus, OSO-7, SAS-3. A esto le siguió el lanzamiento de dispositivos grandes: KhEAO-1, Einstein, Astron, Granat, Rosat, equipos en las estaciones Salyut-4 y -7, Skylab y Mir. Aunque el trabajo de cada uno de ellos aportó la información astrofísica más interesante, las etapas más importantes en el desarrollo de la astronomía de rayos X fueron los lanzamientos del primer detector de rayos X de alta sensibilidad "Uhuru" en 1970 y el primer detector de rayos X telescopio reflector "Einstein" en 1978 (poseía alta sensibilidad y alta con una resolución angular de 2-4"). Con su ayuda, estrellas binarias de rayos X, púlsares de rayos X y fuentes de llamaradas, estrellas normales con coronas calientes, galáctica activa se descubrieron núcleos y gas intergaláctico en cúmulos de galaxias.En los años 80 y principios de los 90 ya operaban en órbita bastantes instrumentos potentes, pero sus características seguían siendo tradicionales (Earth and Universe, 1989, No. 5, p. 30. - Ed. ).
El próximo gran paso en la astronomía de rayos X se espera para 1998 con el lanzamiento del nuevo observatorio orbital de AXAF, la Instalación de Astrofísica Avanzada de Rayos X.
Allá por los años 70, los astrónomos estadounidenses concibieron la idea de crear cuatro grandes observatorios orbitales capaces de cubrir toda la escala de ondas electromagnéticas, a excepción de las de radio. En mayo de 1990, el Telescopio Espacial Hubble (HST) fue puesto en órbita, operando en los rangos óptico y ultravioleta cercano (Earth and Universe, 1987, No. 4, p. 49). Luego, en abril de 1991, se lanzó el GRO - "Observatorio de Rayos Gamma" (Observatorio de Rayos Gamma llamado así por Compton). El observatorio de rayos X AXAF es el siguiente en la línea, y después de él debería comenzar a funcionar el observatorio infrarrojo SIRTF - "Instalación del telescopio infrarrojo espacial" ("Equipo del telescopio infrarrojo espacial").
Sin embargo, los dos últimos borradores están siendo objeto de una revisión significativa. El hecho es que la fabricación de los primeros observatorios fue muy costosa: HST costó $ 5,55 mil millones y GRO - $ 600 millones Al mismo tiempo, cada uno de los satélites se puso en órbita con la ayuda de expediciones especialmente organizadas en el Espacio. lanzadera Los errores en la fabricación del telescopio HST y las dificultades económicas generales obligaron a la NASA a revisar el presupuesto de proyectos astrofísicos prometedores. En primer lugar, se decidió abandonar el transbordador o el poderoso cohete Titán, que eran necesarios para lanzar observatorios pesados. Los observatorios orbitales deben aligerarse para poder lanzarlos con cohetes Atlas desechables y baratos.
Para el observatorio infrarrojo SIRTF, esto significa que es necesario reducir el diámetro del espejo principal de 85 a 70 cm, el tamaño del satélite a casi la mitad y su vida útil mínima de cinco a tres años. Es cierto que recientemente han aparecido nuevos detectores de radiación infrarroja muy sensibles, que deberían compensar la disminución en el área del espejo del telescopio. Los científicos de la NASA esperan poder lanzar un observatorio infrarrojo antes del año 2000.
Se avecinan cambios aún más radicales en el proyecto AXAF. En un principio, el observatorio se concibió como un satélite de 17 m de largo y 15 toneladas de peso; la envergadura de las baterías solares se suponía que era de 26 m Ahora, en lugar de un satélite grande, se planea hacer dos más pequeños: el telescopio principal de rayos X se colocará en el principal (14 m de longitud y peso unas 6 toneladas), el segundo estará equipado con espectrómetros de rayos X. Inicialmente, el lanzamiento del observatorio de rayos X estaba previsto para 1987. Ahora llaman a 1998. ¿Qué esperan los astrónomos del observatorio AXAF?
¿ES POSIBLE PLANIFICAR APERTURAS?
¡Resulta que puedes! Especialmente si sabes lo que estás buscando. Esta es exactamente la situación en la astronomía de rayos X: es bien sabido cuáles deben ser los parámetros de un telescopio de rayos X para hacer descubrimientos largamente esperados en el campo de la cosmología y la astrofísica relativista con su ayuda. Sin embargo, no fue posible crear una herramienta de este tipo durante mucho tiempo.
Hay dos tipos fundamentalmente diferentes de detectores de rayos X: contadores de fotones proporcionales con colimadores y telescopios de rayos X con un sistema de enfoque y detectores de imagen 1 . El primero de ellos se usó en "Uhuru", el segundo, en "Einstein".
1 De hecho, se han creado muchos más tipos de detectores de rayos X, pero queremos mostrar la diferencia fundamental entre ellos.
Un contador proporcional es una versión moderna del contador Geiger, es decir, un tubo lleno de gas con dos electrodos, positivo y negativo. Un cuanto de rayos X, que entra en el tubo a través de una ventana cubierta con una película delgada, ioniza el gas y los electrodos recogen los iones y electrones formados en el proceso. Al medir el pulso de corriente emergente, se puede determinar la energía del cuanto registrado: son aproximadamente proporcionales entre sí (de ahí el nombre del contador). Los contadores proporcionales son capaces de registrar cuantos en un amplio rango de energía, de 1 a 30 eV, y tienen una buena resolución espectral, es decir, determinan la energía cuántica con una precisión del 15-20 %. Sin embargo, el contador proporcional en sí mismo es como una placa fotográfica sin lente: registra cuantos provenientes de todas las direcciones. Si hay una señal, entonces en algún lugar frente al mostrador hay una fuente de rayos X, pero se desconoce exactamente dónde.
Para determinar la dirección a la fuente, se utilizan colimadores de sombra, que dan libre acceso al contador solo a los cuantos que vienen de una dirección determinada, y sombrean el contador de todos los demás cuantos. Continuando con la analogía con una placa fotográfica, podemos decir que colocándola en el fondo de un pozo profundo o de una tubería larga, tenemos la oportunidad de fijar la dirección de fuentes luminosas como el Sol: tan pronto como estén en el eje de nuestro “colimador”, la placa se vuelve negra. Sin embargo, no puede obtener una imagen de un objeto con una herramienta de este tipo: su resolución angular es baja y la sensibilidad es baja. Después de todo, captura todos los cuantos que pasan a través de este "colimador", tanto los cuantos de la fuente como los del fondo del cielo. Y en el rango de rayos X, el cielo es bastante brillante. La situación recuerda a la observación diurna de estrellas desde la superficie de la Tierra: solo las fuentes brillantes son visibles a simple vista (el Sol, la Luna, Venus) y las estrellas se desvanecen en el resplandor del cielo diurno. El colimador es inútil aquí (recuerde: ¡las estrellas no son visibles durante el día desde el fondo de un pozo profundo!), pero un sistema óptico, un telescopio, puede ayudar. Crea una imagen de un trozo de cielo y permite observar la estrella por separado del fondo.
El objetivo de rayos X, si se fabrica, permite que el contador separe la fuente del fondo. Y si se colocan muchos contadores pequeños en el foco de una lente de rayos X, ellos, como granos de emulsión fotográfica, construirán una imagen del cielo de rayos X, y la imagen es "coloreada", si estos contadores perciben correctamente el energía de los fotones incidentes.
Desafortunadamente, es muy difícil crear una lente de rayos X: los cuantos duros penetran profundamente en la sustancia de la lente, sin refractarse ni reflejarse. Solo los cuantos de rayos X de energía más baja, que caen muy suavemente sobre una superficie metálica bien pulida, se reflejan de acuerdo con las leyes de la óptica geométrica. Por lo tanto, una lente de rayos X, que es una combinación de un paraboloide y un hiperboloide de revolución, es muy similar a un tubo ligeramente cónico. Por lo general, para interceptar más cuantos, se fabrican varias lentes de diferentes diámetros, pero con la misma distancia focal, y se refuerzan coaxialmente, como un muñeco de anidación. Luego, todas las imágenes se agregan en el plano focal y se mejoran mutuamente. El detector de cuantos de rayos X ubicado en este plano fija sus coordenadas y las transfiere a una computadora, que sintetiza la imagen.
Área efectiva y rango espectral del espejo principal del telescopio AXAF en comparación con el telescopio del Observatorio Espacial Einstein
En el observatorio de Einstein se instaló un telescopio con un diámetro de espejo de 60 cm.Sin embargo, el área efectiva del espejo complejo dependía en gran medida de la energía de los cuantos entrantes: para cuantos de rayos X blandos con una energía de 0,25 keV, era de 400 cm 2 y disminuía a 30 cm 2 para cuantos con una energía de 4 keV. Y para registrar cuantos aún más duros, el telescopio generalmente no era adecuado.
Esto es muy triste, ya que son los cuantos duros los que transportan información única. Todo astrónomo sabe lo importante que es fijar la línea espectral de un elemento químico: su intensidad indica el contenido del elemento y la posición en el espectro indica la velocidad de la fuente (efecto Doppler). Sin embargo, casi no hay líneas en los espectros de rayos X; Por lo general, en el espectro del gas interestelar caliente solo hay una línea de hierro con una energía fotónica de aproximadamente 7 keV. Muchos astrofísicos sueñan con obtener una imagen de "sus" objetos en él. Por ejemplo, los investigadores de galaxias podrían usarlos para determinar el contenido de elementos pesados en las coronas calientes de los sistemas estelares y en el gas intergaláctico; podrían medir la velocidad de los cúmulos de galaxias y determinar directamente su distancia, lo que permitiría afinar la constante de Hubble y la edad del universo. Desafortunadamente, el telescopio del Observatorio Einstein no es capaz de operar en la región de 7 keV: su sensibilidad está limitada al rango de 0,1 4-4 keV.
Lanzado en junio de 1990, el observatorio de rayos X ROSAT (Roentgen Satellite), creado principalmente por especialistas alemanes, aunque tiene una sensibilidad superior a la del Einstein, su rango de operación es relativamente pequeño: 0,1÷2 keV. La resolución angular del ROSAT (4") es aproximadamente la misma que la del "Einstein" (2"÷4").
Pero el telescopio del observatorio AXAF será capaz de construir una imagen en el rango de 0,14-10 keV y al mismo tiempo dar una resolución como la de un buen telescopio óptico (0,5"). Considerando, además, que su espejo compuesto tendrá un diámetro de 1,2 m, al observar fuentes puntuales, AXAF será casi cien veces más sensible que Einstein, lo que significa que tendrá acceso a casi mil veces más espacio para estudiar fuentes de un tipo conocido. ¿Se descubrirán objetos fundamentalmente nuevos? Uno solo puede adivinar. ..
Además, AXAF estará equipada con un espectrómetro Bragg cristalino de alta resolución, que permite determinar la energía de los cuantos con una precisión superior al 0,1%. El principio de funcionamiento de este dispositivo es similar a una rejilla de difracción óptica, pero dado que la longitud de onda de la radiación de rayos X es muy pequeña, el papel de la rejilla de difracción en el espectrógrafo de Bragg lo desempeña un cristal natural, la distancia entre las capas de átomos en las que está cerca de la longitud de onda de la radiación de rayos X.
LA TERCERA ETAPA DE LA ASTRONOMÍA DE RAYOS X
En el libro de P. R. Amnuel “El cielo en rayos X” (M.: Nauka, 1984) se da una interesante analogía entre los rayos X y la astronomía óptica. Ver el cielo de rayos X desde el satélite Uhuru era como mirar el cielo nocturno a simple vista. De hecho, el objeto "estelar" más brillante en el cielo, Venus, es 10 mil veces más brillante que la estrella más débil 6m accesible al ojo; la relación entre los flujos de la fuente de rayos X más brillante Sco X-1 y la fuente más débil detectada por Uhuru es la misma. Lanzar un telescopio en el observatorio de Einstein 100 veces más sensible que Uhuru equivalía a la aparición de un modesto telescopio óptico de nivel aficionado, que puede ver estrellas hasta 11 m. Y otro AXAF 100 veces más sensible será como un buen telescopio profesional, para el que se dispone de estrellas de hasta 16 m.
Cada nuevo observatorio orbital hace su propia contribución importante a la astronomía. Incluso las herramientas con parámetros tradicionales pueden recopilar una gran variedad de información única y hacer muchos descubrimientos; un ejemplo de ello es el observatorio ruso “Granat” (Earth and Universe, 1993, No. 1, p. 17.- rojo.). Es aún más importante crear dispositivos con características únicas, cada uno de los cuales dará un gran avance en la ciencia. Solo un ejemplo: antes del lanzamiento del observatorio GRO, solo se registraron dos púlsares en el rango gamma, Crab y Vela, ¡y ahora hay alrededor de 500 de ellos! Por lo tanto, los astrofísicos esperan con ansias el inicio de nuevos grandes observatorios en órbita.
El propósito principal de los telescopios es recolectar la mayor cantidad de radiación posible de un cuerpo celeste. Esto le permite ver objetos oscuros. En segundo lugar, los telescopios se utilizan para ver objetos en un ángulo grande o, como se suele decir, para aumentar. La resolución de pequeños detalles es el tercer propósito de los telescopios. La cantidad de luz que recogen y la resolución de detalle disponible depende en gran medida del área de la parte principal del telescopio: su lente. Las lentes son réflex y lente.
telescopios de lentes
Las lentes, de una forma u otra, siempre se usan en un telescopio. Pero en los telescopios refractores, la lente es la parte principal del telescopio: su lente. Recuerda que refracción es refracción. Una lente lente refracta los rayos de luz y los recoge en un punto llamado foco de la lente. En este punto se construye una imagen del objeto de estudio. Para verlo, use la segunda lente: el ocular. Se coloca de forma que coincidan los focos del ocular y del objetivo. Dado que las personas tienen una visión diferente, el ocular se hace móvil para que sea posible lograr una imagen clara. A esto lo llamamos afilado. Todos los telescopios tienen características desagradables: aberraciones. Las aberraciones son distorsiones que resultan cuando la luz pasa a través del sistema óptico de un telescopio. Las principales aberraciones están asociadas a la imperfección del cristalino. Los telescopios de lentes (y los telescopios en general) sufren varias aberraciones. Nombraremos sólo dos de ellos. La primera se debe al hecho de que los rayos de diferentes longitudes de onda se refractan de forma ligeramente diferente. Debido a esto, existe un foco para los rayos azules y otro para los rayos rojos, ubicados más lejos de la lente. Los rayos de otras longitudes de onda se recogen cada uno en su lugar entre estos dos focos. Como resultado, vemos imágenes de objetos con los colores del arcoíris. Esta aberración se llama cromática. La segunda aberración fuerte es la aberración esférica. Está relacionado con el hecho de que la lente, cuya superficie es parte de la esfera, de hecho, no recoge todos los rayos en un punto. Los rayos que llegan a diferentes distancias desde el centro de la lente se recogen en diferentes puntos, por lo que la imagen es borrosa. Esta aberración no existiría si la lente tuviera una superficie paraboloide, pero tal detalle es difícil de fabricar. Para reducir las aberraciones, se fabrican sistemas complejos, en absoluto de dos lentes. Se introducen piezas adicionales para corregir las aberraciones de la lente. Durante mucho tiempo mantuvo el campeonato entre los telescopios de lentes: el telescopio del Observatorio Yerkes con una lente de 102 centímetros de diámetro.
telescopios de espejo
En los telescopios de espejo simple, los telescopios reflectores, la lente es un espejo esférico que recoge los rayos de luz y los refleja con la ayuda de un espejo adicional hacia el ocular, la lente en cuyo foco se construye la imagen. Un reflejo es un reflejo. Los telescopios SLR no sufren aberración cromática, ya que la luz en la lente no se refracta. Pero los reflectores tienen una aberración esférica más pronunciada que, dicho sea de paso, limita en gran medida el campo de visión del telescopio. Los telescopios de espejo también utilizan estructuras complejas, superficies de espejo que no son esféricas, etc.
Los telescopios de espejo son más fáciles y baratos de fabricar. Es por eso que su producción se ha desarrollado rápidamente en las últimas décadas, mientras que hace mucho tiempo que no se fabrican nuevos telescopios de lentes grandes. El telescopio réflex más grande tiene una lente multiespejo compleja equivalente a un espejo completo de 11 metros de diámetro. La lente réflex monolítica más grande tiene un tamaño de poco más de 8 metros. El telescopio óptico más grande de Rusia es el telescopio de espejo de 6 metros BTA (Large Azimuthal Telescope). El telescopio fue durante mucho tiempo el más grande del mundo.
Características de los telescopios.
Ampliación del telescopio. El aumento de un telescopio es igual a la relación entre las distancias focales del objetivo y el ocular. Si, por ejemplo, la distancia focal de la lente es de dos metros y el ocular es de 5 cm, entonces el aumento de dicho telescopio será de 40 veces. Si cambia el ocular, puede cambiar el aumento. Esto es lo que hacen los astrónomos, después de todo, ¿no es posible cambiar, de hecho, una lente enorme?
Pupila de salida. La imagen que el ocular genera para el ojo puede, en general, ser más grande que la pupila del ojo o más pequeña. Si la imagen es más grande, parte de la luz no entrará en el ojo, por lo que el telescopio no se utilizará al 100%. Esta imagen se llama pupila de salida y se calcula mediante la fórmula: p=D:W, donde p es la pupila de salida, D es el diámetro del objetivo y W es el aumento del telescopio con este ocular. Suponiendo un tamaño de pupila de 5 mm, es fácil calcular el aumento mínimo que es razonable usar con un objetivo de telescopio determinado. Obtenemos este límite para una lente de 15 cm: 30 veces.
Resolución de telescopios
En vista del hecho de que la luz es una onda, y las ondas se caracterizan no solo por la refracción, sino también por la difracción, ni siquiera el telescopio más perfecto da una imagen de una estrella puntual en forma de punta. La imagen ideal de una estrella parece un disco con varios anillos concéntricos (con un centro común), que se denominan anillos de difracción. El tamaño del disco de difracción limita la resolución del telescopio. Todo lo que cubre este disco consigo mismo no se puede ver en este telescopio. El tamaño angular del disco de difracción en segundos de arco para un telescopio dado se determina a partir de una relación simple: r=14/D, donde el diámetro D del objetivo se mide en centímetros. El telescopio de quince centímetros mencionado anteriormente tiene una resolución máxima de poco menos de un segundo. De la fórmula se deduce que la resolución de un telescopio depende enteramente del diámetro de su lente. Aquí hay otra razón para construir los telescopios más grandiosos posibles.
Agujero relativo. La relación entre el diámetro de la lente y su distancia focal se llama relación de apertura. Este parámetro determina la luminosidad del telescopio, es decir, en términos generales, su capacidad para mostrar objetos tan brillantes. Las lentes con una apertura relativa de 1:2 - 1:6 se denominan lentes rápidas. Se utilizan para fotografiar objetos que tienen un brillo débil, como las nebulosas.
Telescopio sin ojo.
Una de las partes menos fiables de un telescopio siempre ha sido el ojo del observador. Cada persona tiene su propio ojo, con sus propias características. Un ojo ve más, el otro menos. Cada ojo ve los colores de manera diferente. El ojo humano y su memoria no son capaces de conservar la imagen completa que ofrece un telescopio para la contemplación. Por lo tanto, tan pronto como fue posible, los astrónomos comenzaron a reemplazar el ojo con instrumentos. Si conecta una cámara en lugar de un ocular, la imagen obtenida por la lente se puede capturar en una placa o película fotográfica. La placa fotográfica es capaz de acumular radiación luminosa, y esta es su innegable e importante ventaja sobre el ojo humano. Las fotografías de larga exposición pueden mostrar incomparablemente más de lo que una persona puede ver a través del mismo telescopio. Y, por supuesto, la foto permanecerá como un documento, al que se puede hacer referencia repetidamente más adelante. Medios aún más modernos son los CCD, cámaras con acoplamiento de carga polar. Estos son microcircuitos sensibles a la luz que reemplazan una placa fotográfica y transmiten la información acumulada a una computadora, luego de lo cual pueden tomar una nueva fotografía. Los espectros de estrellas y otros objetos se estudian utilizando espectrógrafos y espectrómetros conectados al telescopio. Ni un solo ojo es capaz de distinguir los colores y medir las distancias entre líneas en el espectro con tanta claridad, como lo hacen fácilmente estos dispositivos, que además guardan la imagen del espectro y sus características para estudios posteriores. Finalmente, nadie puede mirar a través de dos telescopios con un ojo al mismo tiempo. Los sistemas modernos de dos o más telescopios, unidos por una computadora y espaciados, a veces a distancias de decenas de metros, hacen posible alcanzar resoluciones sorprendentemente altas. Estos sistemas se denominan interferómetros. Un ejemplo de un sistema de 4 telescopios - VLT. No es coincidencia que hayamos combinado cuatro tipos de telescopios en una subsección. La atmósfera de la Tierra es reacia a dejar pasar las longitudes de onda correspondientes de las ondas electromagnéticas, por lo que los telescopios para estudiar el cielo en estos rangos tienden a llevarse al espacio. Es con el desarrollo de la astronáutica que el desarrollo de las ramas ultravioleta, rayos X, gamma e infrarrojo de la astronomía está directamente relacionado.
radiotelescopios.
El objetivo más común de un radiotelescopio es un cuenco de metal con forma de paraboloide. La señal que recoge es recibida por una antena situada en el foco de la lente. La antena está conectada a una computadora, que suele procesar toda la información, construyendo imágenes en colores condicionales. Un radiotelescopio, como un receptor de radio, solo puede recibir una cierta longitud de onda a la vez. En el libro de B. A. Vorontsov-Velyaminov "Ensayos sobre el Universo" hay una ilustración muy interesante que está directamente relacionada con el tema de nuestra conversación. En un observatorio, se invitó a los invitados a acercarse a la mesa y tomar una hoja de papel. Una persona tomó un papel y leyó algo como lo siguiente en el reverso: “Al tomar este papel, ha gastado más energía que la que han recibido todos los radiotelescopios del mundo durante toda la existencia de la radioastronomía”. Si ha leído esta sección (como debería), debe recordar que las ondas de radio tienen las longitudes de onda más largas de todos los tipos de radiación electromagnética. Esto significa que los fotones correspondientes a las ondas de radio transportan muy poca energía. Para recopilar una cantidad aceptable de información sobre las luminarias en los haces de radio, los astrónomos construyen enormes telescopios. Cientos de metros: este es el hito no tan sorprendente para los diámetros de lentes que ha logrado la ciencia moderna. Afortunadamente, todo en el mundo está interconectado. La construcción de radiotelescopios gigantes no va acompañada de las mismas dificultades en el procesamiento de la superficie de la lente, que son inevitables en la construcción de telescopios ópticos. Los errores de superficie permisibles son proporcionales a la longitud de onda, por lo tanto, a veces, los tazones de metal de los radiotelescopios no son una superficie lisa, sino simplemente una rejilla, y esto no afecta la calidad de recepción de ninguna manera. La longitud de onda larga también permite la construcción de grandiosos sistemas de interferómetro. A veces, telescopios de diferentes continentes participan en tales proyectos. Los proyectos incluyen interferómetros a escala espacial. Si se hacen realidad, la radioastronomía alcanzará límites sin precedentes en la resolución de los objetos celestes. Además de recoger la energía emitida por los cuerpos celestes, los radiotelescopios pueden “iluminar” la superficie de los cuerpos del sistema solar con haces de radio. Una señal enviada desde, digamos, la Tierra a la Luna rebotará en la superficie de nuestro satélite y será recibida por el mismo telescopio que envió la señal. Este método de investigación se llama radar. Con la ayuda del radar, puedes aprender mucho. Por primera vez, los astrónomos aprendieron que Mercurio gira alrededor de su eje de esta manera. La distancia a los objetos, la velocidad de su movimiento y rotación, su relieve, algunos datos sobre la composición química de la superficie: esta es la información importante que se puede encontrar mediante métodos de radar. El ejemplo más grandioso de tales estudios es el mapeo completo de la superficie de Venus, realizado por AMS "Magellan" a finales de los años 80 y 90. Como sabrás, este planeta esconde su superficie al ojo humano detrás de una densa atmósfera. Las ondas de radio, por otro lado, atraviesan las nubes sin obstáculos. Ahora conocemos mejor el relieve de Venus que el relieve de la Tierra (!), porque en la Tierra la cubierta de los océanos nos impide estudiar la mayor parte de la superficie sólida de nuestro planeta. Por desgracia, la velocidad de propagación de las ondas de radio es grande, pero no ilimitada. Además, con la lejanía del radiotelescopio del objeto, aumenta la dispersión de la señal enviada y reflejada. A una distancia de Júpiter-Tierra, la señal ya es difícil de recibir. Radar: según los estándares astronómicos, un arma cuerpo a cuerpo.
TELESCOPIO DE RAYOS X
Instrumento para el estudio del tiempo y el espectro. sv-en las fuentes del espacio. radiografía radiación, así como determinar las coordenadas de estas fuentes y construir sus imágenes.
R. t. existente radiación de 0,1 a cientos de keV, es decir, en el rango de longitud de onda de 10 nm a centésimas de nm. para astronómico Las observaciones en esta región de longitudes de onda R.t. se elevan más allá de la atmósfera terrestre en cohetes o satélites, porque los rayos X la radiación es fuertemente absorbida por la atmósfera. La radiación con e>20 keV se puede observar a partir de altitudes = 30 km desde globos.
R. t. permite:
1) registrando con alta eficiencia de rayos x. fotones;
2) separar los eventos correspondientes al impacto de fotones del rango de energía deseado de las señales provocadas por el impacto de la carga. fotones h-c y gamma;
3) para determinar la dirección de llegada de los rayos X. radiación.
En T. R. para el rango de 0,1-30 keV, un contador proporcional lleno de una mezcla de gases (Ar + CH4, Ar + CO2 o Xe + CO2) sirve como detector de fotones. Absorción de rayos X. fotón por un átomo de gas va acompañado de la emisión de un fotoelectrón (ver EMISIÓN DE FOTOELECTRONES), electrones Auger (ver efecto Auger) y fotones fluorescentes (ver FLUORESCENCIA). El fotoelectrón y el electrón Auger pierden rápidamente su energía para ionizar el gas, los fotones fluorescentes también pueden ser absorbidos rápidamente por el gas debido al efecto fotoeléctrico. En este caso, el número total de pares de iones de electrones formados es proporcional. energía roentgen. fotón. Por lo tanto, la energía de rayos X se restaura a partir del pulso de corriente en el circuito del ánodo. fotón.
Arroz. 1. una radiografía de esquema. un telescopio con un colimador de hendidura; b - funcionamiento del telescopio en modo de exploración.
En condiciones normales, R. t. se irradia con potentes corrientes de carga. Descomposición de fotones h-c y gamma. energías, el detector de centeno R. t. registra junto con los rayos X. fotones de la fuente de radiación estudiada. Para aislar rayos x. fotones del fondo común, se utiliza el método de anticoincidencia (ver MÉTODO DE COINCIDENCIA). La llegada de los roentgen. los fotones también se fijan según la forma del impulso eléctrico que crean. corriente, porque la carga. h-tsy dan señales que son más prolongadas en el tiempo que las causadas por los rayos X. fotones
Para determinar la dirección en la radiografía. La fuente es un dispositivo que consta de un colimador de hendidura y un rastreador de estrellas fijado rígidamente en el mismo marco. El colimador (un conjunto de placas) limita el campo de visión de R. t. y pasa rayos X. fotones que viajan solo en un pequeño ángulo sólido (= 10-15 grados cuadrados). radiografía un fotón que pasa por el colimador (Fig. 1a) se registra hacia arriba. volumen del contador. El pulso de corriente resultante en el circuito hacia arriba. el ánodo pasa por el circuito anticoincidencia (ya que no hay señal de inhibición del ánodo inferior) y se alimenta al analizador para determinar el tiempo y la energía. característica de un fotón. Luego, la información se transmite a la Tierra a través de la telemetría. Al mismo tiempo, se transmite información desde el sensor de estrellas sobre las estrellas más brillantes que cayeron en su campo de visión. Esta información le permite establecer la posición de los ejes de R. t. en el pr-ve en el momento de la llegada del fotón.
Durante la operación del R. t. en el modo de exploración, la dirección a la fuente se determina como la posición del R. t., en la que la velocidad de conteo alcanza un máximo. Ángulo La resolución de R. con un colimador de hendidura o un colimador celular similar es de varias decenas de minutos de arco.
Ángulo significativamente mejor. resolución (= varias decenas de segundos) tienen R. t. con modulación. colimadores (Fig. 2, a). Modulación el colimador consta de dos (o más) rejillas de alambre unidimensionales instaladas entre el detector y el colimador de hendidura, para el cual este último se eleva por encima del detector a una altura de = 1 m y las observaciones se llevan a cabo en el modo de exploración ( Fig. 1b) o rotación sobre el eje, perpendicular al plano de la malla. Los cables de cada rejilla del colimador se instalan paralelos entre sí a una distancia igual al diámetro del cable. Por lo tanto, cuando la fuente se mueve a través del campo de visión de R. t., las sombras desde la parte superior. los cables se deslizan por la parte inferior. cuadrícula, ya sea en los cables, y luego la tasa de conteo es máxima, luego entre ellos, y luego es mínima (fondo).
Ángulo distribución de la tasa de conteo R. t. con modulación. colimador (función de la respuesta) se muestra en la fig. 2b. Para modulación n-grid. ángulo del colimador entre máximos adyacentes q0=2n-1qr, donde qr=d/l - ang. resolución de R. t. En la mayoría de los casos, R. t. con modulación. los colimadores dan la precisión de la localización de rayos X. fuentes suficientes para su identificación con objetos celestes que emiten en otros rangos de e-mag. ondas.
Con modulación Los colimadores comienzan a competir con la técnica del codificador. apertura, lo que le permite obtener qr 
Arroz. 2. a - dispositivo de rayos x. telescopio con modulación colimador; estallido. distribución de la tasa de conteo.
Posición de la fuente de rayos X. la radiación en el campo de visión R. t. está determinada por la posición de la correlación máxima. la función entre la distribución de la tasa de conteo obtenida sobre la superficie del detector y la función de transmisión de la pantalla.
En el rango de energía e> 15 keV, los cristales se utilizan como detectores de R. t. centelleadores de NaI (Tl) (ver CONTADOR DE CENTELLEO); para suprimir la carga de fondo. h-ts altas energías y fotones gamma se establecen en anticoincidencia con el primer crist. Centelleadores CsI(Tl). Para limitar el campo de visión en tales láseres, se utilizan colimadores activos: cilindros de centelleadores encendidos para anticoincidencia con centelleadores de NaI (Tl).
En el rango de energía de 0,1 a varios. keV son los R. t. más eficientes, en los que se lleva a cabo el enfoque de la radiación incidente en ángulos pequeños en un espejo de enfoque (Fig. 3). La sensibilidad de tal R. t. = 103 veces supera R. t. área y dirigirlo a un pequeño detector, lo que aumenta significativamente la relación señal-ruido. La t de rayos X, construida de acuerdo con este esquema, da una imagen bidimensional de la fuente de rayos X. radiación como una óptica convencional. telescopio.
Arroz. 3. Esquema de la radiografía de enfoque. telescopio.
Para construir una imagen en un enfoque R. t., las proporciones sensibles a la posición se utilizan como detectores. cámaras, detectores de microcanales y dispositivos de carga acoplada (CCD). Ángulo el permiso en el primer caso está determinado por el cap. arreglo espacios. resolución de la cámara y es = 1 ", los detectores de microcanales y CCD dan 1-2" (para haces cerca del eje). Cuando espectrométrico los estudios utilizan detectores de PP, cristales de Bragg. espectrómetros y difracción. Rejillas con sensor de posición. detectores cosmos fuentes de rayos x Las emisiones son muy diferentes. radiografía La radiación solar fue descubierta en 1948 en los EE. UU. a partir de un cohete que elevó los contadores Geiger hasta la cima. capas de la atmósfera. En 1962, el grupo de R. Giacconi (EE.UU.) también descubrió la primera fuente de rayos X procedente de un cohete. radiación fuera del sistema solar - "Scorpion X-1", así como un fondo difuso de rayos X, aparentemente, extragaláctico. origen. Para 1966, como resultado de experimentos con cohetes, aprox. 30 radiografías discretas. fuentes. Con la puesta en órbita de una serie de especiales. AES ("UHURU", "Ariel", "SAS-3", "Vela", "Copernicus", "HEAO", etc.) con R. t. decomp. tipos, se han descubierto cientos de roentgens. fuentes (galácticas y extragalácticas, extendidas y compactas, estacionarias y variables). Minnesota. de estas fuentes aún no se han identificado con fuentes que se manifiesten en la óptica. y otras gamas de el.-mag. radiación. Entre las galaxias identificadas objetos: sistemas estelares binarios cercanos, uno de cuyos componentes son los rayos X. púlsar; púlsares individuales (Cangrejo, Vela); remanentes de supernova (fuentes extendidas); fuentes temporales (transitorias) que aumentan bruscamente la luminosidad de los rayos X. rango y desapareciendo de nuevo con el tiempo de varios. minutos a varios meses; así llamado. Los barsters son poderosas fuentes intermitentes de rayos X. radiación con un tiempo de destello característico del orden de varios. segundos. Al extragaláctico identificado los objetos incluyen las galaxias más cercanas (las Nubes de Magallanes y la Nebulosa de Andrómeda), las radiogalaxias Virgo-A (M87) y Centaurus-A (NGC 5128), cuásares (en particular, 3C 273), Seyfert y otras galaxias con núcleos activos; Los cúmulos de galaxias son las fuentes más poderosas de rayos X. radiación en el Universo (en el que el gas intergaláctico caliente con una temperatura de 50 millones de K es responsable de la radiación). La gran mayoría del espacio radiografía fuentes yavl. objetos que son completamente diferentes de los que se conocían antes del comienzo de los rayos X. astronomía, y sobre todo, se distinguen por una enorme liberación de energía. La luminosidad de las galaxias radiografía fuentes alcanza 1036-1038 erg / s, que es 103-105 veces mayor que la liberación de energía del Sol en todo el rango de longitud de onda. en extragaláctico Se registró una luminosidad de hasta 1045 erg/s de las fuentes, lo que indica la naturaleza inusual de los mecanismos de emisión que se manifiestan aquí. En sistemas estelares binarios cercanos, por ejemplo, como el principal. El mecanismo de liberación de energía considera el flujo de energía de un componente (estrella gigante) a otro (estrella de neutrones o agujero negro) - acreción de disco, en la que la energía que incide sobre la estrella forma un disco cerca de esta estrella, donde la energía debido a la fricción se calienta y comienza a irradiar intensamente. Entre las hipótesis probables del origen de la radiografía difusa. fondo, junto con la suposición de la radiación térmica del intergaláctico caliente. gas, se considera el efecto Compton inverso de los electrones sobre los fotones IR emitidos por las galaxias activas, o sobre los fotones de radiación reliquia. Los datos de observación del satélite KhEAO-V indican una contribución significativa (>35 %) a los rayos X difusos. el trasfondo lo proporcionan fuentes discretas distantes, cap. arreglo cuásares.
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