Am acoperit deja principalele detectoare de raze X: contoare proporționale pentru energiile de dedesubt și contoare de scintilație pentru energii până la Problema constă în necesitatea excluderii razelor cosmice, care provoacă și ionizare în interiorul contoarelor. În acest scop, sunt utilizate trei metode.
Prima metodă este utilizarea detectorilor de anticoincidență. În acest caz, contoarele de raze X sunt înconjurate de o substanță scintilatoare (scintilator de plastic sau lichid scintilant) și orice evenimente care provoacă funcționarea atât a contorului, cât și a substanței scintilante sunt aruncate ca fiind cauzate de o particulă încărcată (Fig. 7.10, a). ).
A doua metodă constă în analiza formei pulsului de electroni în funcție de timp. O particulă rapidă, fie că este vorba de o particulă de raze cosmice cu energie scăzută sau de un electron rapid scos din pereții contorului de o astfel de particulă, creează o urmă ionizată care provoacă un impuls larg la ieșire. Pe de altă parte, un foton cu o energie de aproximativ duce la ionizare locală, iar pulsul ca urmare a acesteia este scurt, în special marginea sa de atac. Gama de electroni eliminați de razele X cosmice de la atomii de argon, de exemplu, este de obicei mai mică de 0,132 cm.
A treia metodă, folosită pentru raze X dure și cuante moi, include detectoare numite fosfori stratificati. Ele constau din straturi de diferite materiale scintilante cu eficiențe diferite de detectare a fotonilor și particulelor încărcate. Ca o componentă a unei astfel de perechi, poate servi un detector fabricat din iodură de cesiu, care este sensibil la fotoni și utilizat ca un contor de scintilație a fotonii standard, iar cealaltă componentă poate fi făcută dintr-un scintilator din plastic, care nu este sensibil la fotoni. . Prin urmare, fotonii vor da un semnal doar în primul detector, în timp ce particulele încărcate trec prin ele
Orez. 7.10. Distingerea razelor X (b) și a razelor cosmice (c) după timpul de creștere (sau forma pulsului).
detector, provoacă fulgerări de lumină în ambele materiale. Scintilatoarele utilizate în fosfori stratificati sunt selectate astfel încât să aibă timpi de strălucire diferiți, astfel încât o particulă încărcată care pătrunde în dispozitiv dă două sclipiri de lumină separate de un interval de timp.Un foton provoacă doar un bliț, astfel încât fulgerările de lumină pot fi înregistrate de către un fotomultiplicator conectat la un sistem electronic.capabil să recunoască razele cosmice după trăsături caracteristice și să le excludă. Din intensitatea fulgerului luminii provocat de un foton se determină energia acestuia, în timp ce pentru energiile caracteristice radiației se poate obține o rezoluție energetică de ordinul a 10% sau mai mare.
Este necesar să se limiteze câmpul vizual al telescopului cu raze X, care se face adesea cu un colimator mecanic. În cel mai simplu caz, colimatorul este format din tuburi goale de secțiune transversală dreptunghiulară. Modelul de radiație al unui astfel de colimator are forma unui triunghi, deoarece se poate presupune că radiația de raze X se propagă în linie dreaptă, adică. în conformitate cu legile opticii geometrice. Singura excepție este atunci când fasciculul este incident la un unghi mare față de normal pe suprafața unui material foarte conductiv, cum ar fi cuprul. Apoi poate apărea reflexia incidenței pășunatului. Pentru fotonii cu energie mai mică - reflexia se observă atunci când unghiul dintre direcția fasciculului și suprafața materialului nu este
Orez. 7.11. Diagrama unui telescop cu raze X simplu. Telescoape de acest tip au fost instalate pe sateliții Uhuru și Ariel-5.
depaseste cateva grade. Acest proces de reflexie este similar cu deviația undelor radio din plasma ionizată, în care frecvența plasmei crește odată cu adâncimea. Deși reflexia are loc numai la unghiuri foarte mici, este suficient să se dezvolte telescoape cu oglinzi cu incidență oblică care să ofere o imagine a cerului în planul focal (Sec. 7.3.2).
Deci, puteți asambla un telescop cu raze X simplu conform schemei prezentate în Fig. 7.11. Observăm încă o dată că circuitele electronice moderne de analizoare de amplitudine, discriminatoare și circuite anticoncidență, care ar trebui incluse în astfel de telescoape, joacă un rol semnificativ. Telescoapele de acest tip au funcționat cu mare succes la bordul observatorului de raze X orbital Uhuru.
7.3.1. Satelitul cu raze X „uhuru”. Satelitul cu raze X Uhuru a fost lansat de pe coasta Keniei în decembrie 1970. Echipamentul științific instalat pe satelit includea două contoare proporționale cu ferestre de beriliu, aria utilă a fiecăruia dintre ele era. Au fost direcționate în direcții opuse perpendiculare pe axa de rotație și au fost echipate cu colimatoare mecanice, care limitau câmpul vizual (în lățime completă la jumătatea înălțimii) (Fig. 7.12). Perioada de rotație a satelitului în jurul axei sale a fost de 10 min. Contoarele proporționale erau sensibile în zonă
sensibilitatea telescopului. Limita de sensibilitate a telescopului a fost determinată de radiația de fond. Există două tipuri de radiații de fond.
1. Numărul de numărări pe secundă asociat cu excluderea insuficientă a -quanta și a razelor cosmice. Această valoare variază de la telescop la telescop și pentru detectoarele de la bordul Uhuru era vorba
2. Radiația cosmică de fond cu raze X, care este foarte strălucitoare. Această radiație de fond este izotropă; se presupune că este de origine cosmologică. Dimensiunea în domeniul energetic al telescopului. Limita de sensibilitate a unui telescop este determinată statistic. Dacă luăm ca criteriu de detectare a unei surse de raze X discrete un semnal de cel puțin trei ori
Orez. 7.12. Satelitul cu raze X „Uhuru”. a - amplasarea dispozitivelor; b - orientarea telescopului cu raze X.
depășirea abaterii standard asociate cu zgomotul (în acest caz, zgomotul statistic), atunci se poate demonstra că cea mai slabă sursă de raze X detectabilă ar trebui să aibă o densitate de flux
unde este unghiul solid, egal cu unghiul de vedere al telescopului, este timpul de observare al sursei. Radiația de fond de raze X în domeniul de energie este egală și are un spectru de intensitate aproximativ descris de relația în care este măsurată. Puteți utiliza aceste date pentru a arăta că pentru un colimator, radiația de fundal a ambelor tipuri este aproximativ aceeași, în timp ce pentru un câmp vizual mai mic, este important doar fundalul datorat particulelor încărcate. Radiația cosmică de fond cu raze X, ca sursă de zgomot, devine nesemnificativă dacă câmpul vizual este mai mic de câteva grade.
În modul normal, satelitul scanează o fâșie de cer pe mai multe orbite. Încercați să calculați cea mai slabă sursă detectabilă într-o zi de observații și să o comparați cu limita reală de densitate a fluxului Uhuru luată din cataloagele Uhuru, Uhuru din interval Cât timp a durat pentru a scana întregul cer pentru a atinge acest nivel de sensibilitate?
Variații temporale. Cea mai remarcabilă descoperire făcută cu Uhuru a fost sursele de raze X pulsate. Telescop
Orez. 7.13. Fragment de înregistrare a datelor pentru sursă Histograma arată numărul de citiri în intervale succesive de secunde. Linia continuă este o curbă armonică care aproximează cel mai bine rezultatele observațiilor, ținând cont de schimbarea sensibilității telescopului la scanarea sursei.
cu un colimator înregistrat și la fiecare 0,096 s transmise date despre fluxul de raze X către Pământ. Densitatea medie a fluxului de la sursă este și perioada este de 1,24 s. Cât de mult a depășit sursa nivelul de zgomot când au fost detectate ondulațiile sale? Se pare că în timpul perioadei semnalul sursă nu a depășit cu mult nivelul de zgomot, dar utilizarea metodelor de analiză Fourier (sau a spectrului de putere), dacă sunt aplicate procesării datelor pe o perioadă mai lungă de timp, face posibilă descoperirea unor ondulații mult mai mici. intensitate. Un fragment al înregistrării este prezentat în fig. 7.13.
7.3.2. Observatorul de raze X Einstein. Cele mai semnificative realizări de la observațiile lui „Uhuru”, care a provocat o revoluție în astronomia cu raze X, sunt asociate cu zborul unui satelit cu raze X, numit și „Observatorul cu raze X Einstein”. La bordul acestui observator se afla o mulțime de echipamente unice, inclusiv un telescop cu incidență oblică care construiește o imagine cu rezoluție unghiulară mare.
Razele X sunt reflectate numai de pe suprafața materialelor conductoare la unghiuri mari de incidență. La energiile de reflexie, apare daca unghiul dintre suprafata si directia de incidenta a radiatiei este de ordinul mai multor grade; cu cât energia fotonului este mai mare, cu atât acest unghi ar trebui să fie mai mic. Prin urmare, pentru a focaliza razele X de la o sursă cerească, un reflector parabolic cu
Orez. 7.14. Focalizarea unui fascicul de raze X folosind o combinație de oglinzi oblice parabolice și hiperbolice. Această combinație este folosită la Observatorul de raze X Einstein.
distanță focală foarte mare, iar partea centrală a reflectorului nu poate fi utilizată. Distanța focală a telescopului poate fi redusă în detrimentul zonei suprafeței colectoare prin introducerea unei alte oglinzi colectoare, configurația preferată fiind o combinație de paraboloid și hiperboloid (Fig. 7.14.) Un astfel de sistem focalizează X- raze care au căzut numai pe regiunea inelară prezentată în figură. Pentru a mări suprafața de colectare, se poate folosi o combinație de mai multe oglinzi. Un astfel de sistem a fost folosit în telescopul de înaltă distrugere HRI instalat la bordul Observatorului Einstein. A făcut posibilă obținerea unei imagini a sferei cerești într-un câmp vizual cu diametrul de 25, iar distrugerea unghiulară a fost mai bună pe o rază de 5 din centrul câmpului vizual.
Un detector XY cu aceeași rezoluție unghiulară ca și telescopul ar trebui plasat în planul focal. În HRI, este alcătuit din două plăci cu microcanale plasate una în spatele celeilalte. Acești detectoare sunt un set de tuburi foarte subțiri de-a lungul cărora se menține o diferență mare de potențial. Un electron care lovește un capăt al tubului începe să accelereze și, ciocnind cu pereții, elimină electroni suplimentari, care la rândul lor accelerează și, de asemenea, elimină electronii etc. Ca și în contorul proporțional, scopul acestui proces este de a obține un fulger electronic intens de la un singur electron. În HRI, suprafața frontală a primei plăci cu microcanal este acoperită. Un foton de raze X incident pe suprafața frontală elimină un electron, ceea ce duce la apariția electronilor care sunt înregistrați la ieșirea celei de-a doua plăci. Acest fulger de electroni este înregistrat de un detector de sarcină cu grile reciproc perpendiculare, ceea ce face posibilă măsurarea cu precizie a coordonatelor unui cuantum de raze X.
Pentru a determina sensibilitatea unui telescop, trebuie să cunoaștem aria sa efectivă și nivelul semnalelor de fond ale detectorului. Deoarece reflexia incidenței de pășunat este o funcție a energiei fotonului și deoarece există absorbție în materialul ferestrei detectorului,
Orez. 7.15. Suprafața efectivă a unui telescop de imagine de înaltă rezoluție în funcție de energie. Curbele arată efectul plasării unui filtru de beriliu și aluminiu înaintea detectorului.
aria este puternic dependentă de energie (Fig. 7.15). Așa cum era de așteptat, aria efectivă maximă corespunde energiilor apropiate și este egală cu aproximativ Răspunsul detectorului poate fi modificat prin introducerea de filtre în câmpul de vedere al telescopului (Fig. 7.15), oferind astfel o rezoluție energetică aproximativă.
Nivelul de zgomot din detector, datorat în principal particulelor încărcate, atinge o sursă punctuală cu o densitate de flux de ordinul unităților Uhuru în interval poate fi detectată la un nivel de 5 o cu o expunere de 50.000 s.
Pentru a profita din plin de calitatea înaltă a oglinzilor telescopului, nava spațială ar trebui să fie stabilizată cu precizie - totuși, nu a fost făcută o astfel de încercare. Îndreptarea telescopului se realizează mult mai aproximativ, dar în orice moment este determinată cu precizie orientarea sa instantanee în raport cu stelele luminoase standard. Prin urmare, de îndată ce observațiile se încheie, harta cerului este restaurată cu rezoluția unghiulară completă pe care o are telescopul. Un exemplu de calitate a imaginilor obținute folosind HRI este prezentat în fig. 7.16.
Următoarele instrumente au fost instalate și la Observatorul Einstein.
Orez. 7.16. (vezi scanarea) O imagine cu raze X a unei rămășițe de supernovă luată cu telescopul de înaltă rezoluție al Observatorului Einstein. Fiecare element al imaginii are dimensiunile timpului de expunere egale cu 32519 s.
Orez. 7.17. Aranjamentul general al instrumentelor de la bordul Observatorului de raze X Einstein.
1 - vizor, 2 - precolimator frontal, 3 - sistem oglindă, 4 - precolimator spate, 5 - spectrometru de difracție, 6 - spectrometru de bandă largă cu filtre, 7 - spectrometru cu cristal focal, 8 - detector de imagine de înaltă tensiune, 9 - suport izolator spate, 10 - spectrometru semiconductor, 11 - contor proporțional multicanal, 12 - echipamente electronice, 13 - banc optic, 14 - suport izolator frontal, 15 - contor proporțional de control, 16 - colimator termic al contorului proporțional de control, 17 - hote de senzori de orientare.
număr pozitiv, θ este unghiul de incidență, distanța dintre planurile cristalografice reflectorizante. Razele X trec prin focar și, formând un fascicul divergent, cad pe cristal. Cristalul este curbat astfel încât razele X reflectate să fie focalizate pe un detector proporțional sensibil la poziție. La energii, rezoluția sa energetică este de aproximativ 100-1000, iar aria efectivă este despre observator într-un paragraf. Principalele realizări ale primului an de observații sunt următoarele: detectarea emisiilor de raze X de la stelele din toate clasele de luminozitate, inclusiv toate stelele din secvența principală, supergiganții și piticele albe; descoperirea a peste 80 de surse în Nebuloasa Andromeda și același număr în Norii Magellanic; imagini cu raze X de înaltă rezoluție ale clusterelor de galaxii care dezvăluie o gamă largă de procese diferite care duc la emisia de raze X; detectarea emisiilor de raze X de la mulți quasari și galaxii active; înregistrarea surselor cu o densitate de flux de 1000 de ori mai slabă decât cele mai slabe surse din catalogul Uhuru. Observațiile făcute de la Observatorul Einstein au avut un impact semnificativ asupra tuturor domeniilor astronomiei. (O parte semnificativă din primele rezultate ale observațiilor Observatorului Einstein este publicată în Astrophys. J., 234, No. 1, Pt. 2, 1979.)
„Pământ și Univers” 1993 Nr. 5
ETAPE ÎN DEZVOLTAREA Astronomiei cu raze X
Atmosfera Pământului este opacă la razele X. Prin urmare, astronomia cu raze X a luat naștere odată cu tehnologia rachetelor: în 1948, folosind plăci fotografice ridicate de o rachetă V-2 la o înălțime de aproximativ 160 km, R. Barnight de la Laboratorul Naval (SUA) a descoperit radiația de raze X din soarele. În 1962, înlocuind placa fotografică cu un contor Geiger, astronomii au descoperit o a doua sursă de raze X, de data aceasta în afara sistemului solar - a fost Sco X-1. Sistemul de numire adoptat în acei ani a fost simplu: „Sco X-1” înseamnă cea mai strălucitoare (1) sursă de raze X (raze X) din constelația Scorpion (Sco). Al treilea obiect al astronomiei cu raze X descoperit în 1963 a fost celebra Nebuloasă a Crabului din constelația Taur (Tau X-1).
În anii 1960, detectoarele de raze X au fost scoase în principal din atmosferă pe rachete geofizice; zborul lor vertical a durat doar câteva minute, astfel că în această perioadă doar aproximativ 40 de surse au fost reprezentate pe hărțile cerului cu raze X. Dar în anii 70, detectoare sensibile de raze X au început să fie amplasate pe sateliții artificiali Pământeni, dintre care cei mai faimoși sunt Uhuru, ANS, Copernicus, OSO-7, SAS-3. A urmat lansarea de dispozitive mari - KhEAO-1, Einstein, Astron, Granat, Rosat, echipamente la stațiile Salyut-4 și -7, Skylab, Mir. Deși munca fiecăruia dintre aceștia a adus cele mai interesante informații astrofizice, cele mai importante etape în dezvoltarea astronomiei cu raze X au fost lansarea primului detector de raze X de înaltă sensibilitate „Uhuru” în 1970 și primul detector de raze X. Telescop reflectorizant „Einstein” în 1978 (posedat de sensibilitate ridicată și mare cu o rezoluție unghiulară de 2-4"). Cu ajutorul lor, stele binare cu raze X, pulsari de raze X și surse de erupție, stele normale cu coroane fierbinți, galactice active. au fost descoperite nuclee și gaze intergalactice în clustere de galaxii.În anii 80 și începutul anilor 90 multe instrumente puternice funcționau deja pe orbită, dar caracteristicile lor au rămas tradiționale (Pământ și Univers, 1989, nr. 5, p. 30. - Ed.).
Următorul pas major în astronomia cu raze X este așteptat în 1998, odată cu lansarea noului observator orbital al AXAF, Advanced X-ray Astrophysics Facility.
În anii '70, astronomii americani au conceput ideea de a crea patru observatoare orbitale mari capabile să acopere întreaga scară a undelor electromagnetice, cu excepția radioului. În mai 1990, HST - Telescopul Spațial Hubble (Telescopul Spațial Hubble) a fost lansat pe orbită, operând în intervalele optice și aproape de ultraviolete (Pământ și Univers, 1987, nr. 4, p. 49). Apoi, în aprilie 1991, a fost lansat GRO - „Observatorul de raze gamma” (Observatorul de raze gamma numit după Compton). Următorul pe linie este observatorul de raze X AXAF, urmat de SIRTF-Space Infrared Telescope Facility (Space Infrared Telescope Equipment).
Cu toate acestea, ultimele două proiecte sunt acum în curs de revizuire semnificativă. Cert este că fabricarea primelor observatoare a fost foarte costisitoare: HST a costat 5,55 miliarde de dolari, iar GRO - 600 de milioane de dolari.Totodată, fiecare dintre sateliți a fost pus pe orbită cu ajutorul expedițiilor special organizate pe Spațiu. Navetă . Erorile în fabricarea telescopului HST și dificultățile economice generale au forțat NASA să revizuiască bugetul pentru proiecte astrofizice promițătoare. În primul rând, s-a decis să se abandoneze Shuttle-ul sau puternica rachetă Titan, care erau necesare pentru a lansa observatoare grele. Observatoarele orbitale trebuie să fie mai ușoare, astfel încât să poată fi lansate cu rachete Atlas ieftine de unică folosință.
Pentru observatorul în infraroșu SIRTF, aceasta înseamnă că este necesar să se reducă diametrul oglinzii principale de la 85 la 70 cm, dimensiunea satelitului la aproape jumătate și durata minimă de viață de la cinci la trei ani. Adevărat, au apărut recent noi detectoare de radiații infraroșii foarte sensibile, care ar trebui să compenseze scăderea ariei oglinzii telescopului. Oamenii de știință de la NASA speră să poată lansa un observator în infraroșu înainte de anul 2000.
Schimbări și mai radicale vin în proiectul AXAF. La început, observatorul a fost conceput ca un satelit de 17 m lungime și cântărind 15 tone; anvergura aripilor bateriilor solare trebuia să fie de 26 m. Acum, în loc de un satelit mare, se plănuiește realizarea a doi mai mici: telescopul principal cu raze X va fi amplasat pe cel principal (14 m lungime și cântărire). aproximativ 6 tone), al doilea va fi echipat cu spectrometre cu raze X. Inițial, lansarea observatorului de raze X a fost planificată pentru 1987. Acum se numesc 1998. Ce așteaptă astronomii de la observatorul AXAF?
ESTE POSIBIL PLANIFICAREA DESCHIDERILOR?
Se dovedește că poți! Mai ales dacă știi ce cauți. Exact aceasta este situatia in astronomia cu raze X: se stie bine care ar trebui sa fie parametrii unui telescop cu raze X pentru a face cu ajutorul acestuia descoperiri mult asteptate in domeniul cosmologiei si astrofizicii relativiste. Cu toate acestea, nu a fost posibil să se creeze un astfel de instrument pentru o lungă perioadă de timp.
Există două tipuri fundamental diferite de detectoare de raze X: contoare proporționale de fotoni cu colimatoare și telescoape cu raze X cu sistem de focalizare și detectoare de imagine 1 . Primul dintre ele a fost folosit pe „Uhuru”, al doilea – pe „Einstein”.
1 De fapt, au fost create mult mai multe tipuri diferite de detectoare de raze X, dar dorim să arătăm diferența fundamentală dintre ele.
Un contor proporțional este o versiune modernă a contorului Geiger, adică un tub umplut cu gaz cu doi electrozi - pozitiv și negativ. O cuantă de raze X, care zboară în tub printr-o fereastră acoperită cu o peliculă subțire, ionizează gazul, iar electrozii colectează ionii și electronii formați în acest proces. Măsurând impulsul de curent emergent, se poate determina energia cuantii înregistrate: acestea sunt aproximativ proporționale între ele (de unde și numele contorului). Contoarele proporționale sunt capabile să înregistreze cuante într-o gamă largă de energie - de la 1 la 30 eV și au o rezoluție spectrală bună, adică determină energia cuantică cu o precizie de 15-20%. Cu toate acestea, contorul proporțional în sine este ca o placă fotografică fără obiectiv: înregistrează cuante care vin din toate direcțiile. Dacă există un semnal, atunci undeva în fața contorului există o sursă de raze X, dar nu se știe exact unde.
Pentru a determina direcția către sursă, se folosesc colimatoare de umbră, care dau acces liber la contor doar cuantelor care vin dintr-o anumită direcție și umbră contorul față de toate celelalte cuante. Continuând analogia cu o placă fotografică, putem spune că așezând-o pe fundul unei puțuri adânci sau a unei țevi lungi, avem posibilitatea de a fixa direcția către surse luminoase precum Soarele: de îndată ce acestea sunt pe axă. a „colimatorului” nostru, placa devine neagră. Cu toate acestea, nu puteți obține o imagine a unui obiect cu un astfel de instrument: rezoluția sa unghiulară este scăzută, iar sensibilitatea este scăzută. La urma urmei, captează toate cuantele care trec prin acest „colimator” - atât cuantele de la sursă, cât și fundalul cerului. Și în intervalul de raze X, cerul este destul de luminos. Situația amintește de observarea în timpul zilei a stelelor de pe suprafața Pământului: doar sursele luminoase sunt vizibile cu ochiul liber - Soarele, Luna, Venus - iar stelele se estompează în strălucirea cerului din timpul zilei. Colimatorul este neajutorat aici (rețineți: stelele nu sunt vizibile în timpul zilei din fundul unei fântâni adânci!), dar un sistem optic - un telescop - poate ajuta. Acesta creează o imagine a unei bucăți de cer și face posibilă observarea stelei separat de fundal.
Obiectivul cu raze X, dacă este realizat, permite contorului să separe sursa de fundal. Și dacă multe contoare mici sunt plasate în focalizarea unei lentile cu raze X, atunci ele, ca și boabele de emulsie fotografică, vor construi o imagine a cerului cu raze X, iar imaginea este „colorată”, dacă aceste contoare percep corect energia fotonilor incidenti.
Din păcate, este foarte dificil să creezi o lentilă cu raze X: cuante dure pătrund adânc în substanța lentilei, nefiind nici refractate, nici reflectate. Doar cele mai scăzute cuante de raze X, care cad foarte ușor pe o suprafață metalică bine lustruită, sunt reflectate de ea conform legilor opticii geometrice. Prin urmare, o lentilă cu raze X, care este o combinație între un paraboloid și un hiperboloid de revoluție, este foarte asemănătoare cu un tub ușor conic. De obicei, pentru a intercepta mai multe cuante, se realizează mai multe lentile de diametre diferite, dar cu aceeași distanță focală și se întăresc coaxial, ca o păpușă de cuib. Apoi toate imaginile sunt adăugate în planul focal și îmbunătățite reciproc. Detectorul de cuante de raze X situat în acest plan fixează coordonatele acestora și le transferă pe un computer, care sintetizează imaginea.
Zona efectivă și raza spectrală a oglinzii principale a telescopului AXAF în comparație cu telescopul Observatorului Spațial Einstein
La observatorul Einstein a fost instalat un telescop cu un diametru al oglinzii de 60 cm. Cu toate acestea, aria efectivă a oglinzii complexe depindea în mare măsură de energia cuantelor de intrare: pentru cuante moi de raze X cu o energie de 0,25 keV, a fost de 400 cm 2 şi a scăzut la 30 cm 2 pentru quantele cu o energie de 4 keV. Și pentru înregistrarea unor cuante și mai dure, telescopul a fost în general nepotrivit.
Acest lucru este foarte trist, deoarece sunt cuante dure care poartă informații unice. Fiecare astronom știe cât de important este fixarea liniei spectrale a unui element chimic: intensitatea acestuia indică conținutul elementului, iar poziția în spectru indică viteza sursei (efect Doppler). Cu toate acestea, aproape că nu există linii în spectrele de raze X; De obicei, în spectrul gazului interstelar fierbinte există o singură linie de fier cu o energie fotonică de aproximativ 7 keV. Mulți astrofizicieni visează să obțină o imagine a obiectelor „lor” în ea. De exemplu, cercetătorii galaxiilor le-ar putea folosi pentru a determina conținutul de elemente grele din coroanele fierbinți ale sistemelor stelare și din gazul intergalactic; ar putea măsura viteza clusterelor de galaxii și ar putea determina direct distanța acestora, ceea ce ar face posibilă rafinarea constantei Hubble și a vârstei universului. Din păcate, telescopul Observatorului Einstein nu este capabil să funcționeze în regiunea de 7 keV: sensibilitatea sa este limitată la intervalul de 0,1 4-4 keV.
Lansat în iunie 1990, observatorul de raze X ROSAT (Roentgen Satellite), creat în principal de specialiști germani, deși are o sensibilitate mai mare decât Einstein, domeniul său de funcționare este relativ mic: 0,1÷2 keV. Rezoluția unghiulară a lui ROSAT (4") este aproximativ aceeași cu cea a lui "Einstein" (2"÷4").
Însă telescopul observatorului AXAF va putea construi o imagine în intervalul 0,14-10 keV și, în același timp, va putea oferi o rezoluție ca cea a unui telescop optic bun (0,5"). Având în vedere, în plus, că oglinda sa compusă va avea un diametru de 1,2 m , la observarea surselor punctuale, AXAF va fi de aproape o suta de ori mai sensibil decat Einstein.Asta inseamna ca va avea acces la aproape o mie de ori mai mult spatiu pentru a studia surse de tip cunoscut.Si cate vor fi descoperite obiecte fundamental noi? Se poate doar ghici...
În plus, AXAF va fi echipat cu un spectrometru cristalin Bragg de înaltă rezoluție, care face posibilă determinarea energiei cuantelor cu o precizie mai bună de 0,1%. Principiul de funcționare al acestui dispozitiv este similar cu un rețele de difracție optică, dar deoarece lungimea de undă a razelor X este foarte mică, rolul rețelei de difracție pentru acesta în spectrograful Bragg este jucat de un cristal natural, distanța dintre straturi. de atomi în care este aproape de lungimea de undă a razelor X.
A TREIA ETAPA A Astronomiei cu raze X
În cartea lui P. R. Amnuel „Cerul în raze X” (Moscova: Nauka, 1984) este dată o analogie interesantă între raze X și astronomia optică. Privirea cerului cu raze X de pe satelitul Uhuru a fost ca și cum ar fi privit cerul nopții cu ochiul liber. Într-adevăr, cel mai strălucitor obiect „stelar” de pe cer – Venus – este de 10 mii de ori mai strălucitor decât cea mai slabă stea de 6m accesibilă ochiului; raportul fluxurilor de la cea mai strălucitoare sursă de raze X Sco X-1 și cea mai slabă sursă detectată de Uhuru este același. Lansarea unui telescop la observatorul Einstein de 100 de ori mai sensibil decât Uhuru a echivalat cu apariția unui telescop optic modest, la nivel de amator, care poate vedea stelele până la 11 m. Și un alt AXAF de 100 de ori mai sensibil va fi ca un telescop profesional bun, pentru care sunt disponibile stele de până la 16 m.
Fiecare nou observator orbital își aduce propria sa contribuție importantă la astronomie. Chiar și instrumentele cu parametri tradiționali sunt capabile să colecteze o gamă largă de informații unice și să facă o mulțime de descoperiri; un exemplu în acest sens este observatorul rusesc „Granat” (Pământ și Univers, 1993, nr. 1, p. 17.- roșu.). Este și mai important să creați dispozitive cu caracteristici unice, fiecare dintre ele va oferi o descoperire în știință. Doar un exemplu: înainte de lansarea observatorului GRO, doar doi pulsari erau înregistrați în gama gama - Crab și Vela - iar acum sunt aproximativ 500! Prin urmare, astrofizicienii așteaptă cu nerăbdare începerea unor noi observatoare mari pe orbită.
Scopul principal al telescoapelor este de a colecta cât mai multă radiație de la un corp ceresc. Acest lucru vă permite să vedeți obiecte slabe. În al doilea rând, telescoapele sunt folosite pentru a vedea obiectele la un unghi mare sau, după cum se spune, pentru a crește. Rezoluția detaliilor mici este al treilea scop al telescoapelor. Cantitatea de lumină pe care o colectează și rezoluția disponibilă a detaliilor depind în mare măsură de zona părții principale a telescopului - lentila acestuia. Lentilele sunt reflexe și lentile.
telescoape cu lentile.
Lentilele, într-un fel sau altul, sunt întotdeauna folosite într-un telescop. Dar în telescoapele cu refracție, lentila este partea principală a telescopului - lentila acestuia. Amintiți-vă că refracția este refracția. O lentilă refractă razele de lumină și le colectează într-un punct numit focalizarea lentilei. În acest moment, se construiește o imagine a obiectului de studiu. Pentru a-l vizualiza, utilizați a doua lentilă - ocularul. Este plasat astfel încât focarele ocularului și ale obiectivului să coincidă. Deoarece oamenii au vedere diferită, ocularul este mobil, astfel încât să fie posibilă obținerea unei imagini clare. Numim asta ascuțire. Toate telescoapele au caracteristici neplăcute - aberații. Aberațiile sunt distorsiuni care apar atunci când lumina trece prin sistemul optic al telescopului. Principalele aberații sunt asociate cu imperfecțiunea lentilei. Telescoapele cu lentile (și telescoapele în general) suferă de mai multe aberații. Vom numi doar două dintre ele. Prima se datorează faptului că razele de lungimi de undă diferite sunt refractate ușor diferit. Din acest motiv, există un focar pentru razele albastre și altul pentru razele roșii, situat mai departe de lentilă. Razele de alte lungimi de undă sunt colectate fiecare în locul său între aceste două focare. Drept urmare, vedem imagini de obiecte de culoarea curcubeului. Această aberație se numește cromatică. A doua aberație puternică este aberația sferică. Este legat de faptul că lentila, a cărei suprafață este parte a sferei, de fapt, nu colectează toate razele la un moment dat. Razele care vin la distanțe diferite de centrul lentilei sunt colectate în puncte diferite, motiv pentru care imaginea este neclară. Această aberație nu ar exista dacă lentila ar avea o suprafață paraboloidă, dar un astfel de detaliu este dificil de fabricat. Pentru a reduce aberațiile, se realizează sisteme complexe, deloc cu două lentile. Sunt introduse piese suplimentare pentru a corecta aberațiile lentilelor. De mult timp deține campionatul printre telescoapele cu lentile - telescopul Observatorului Yerkes cu o lentilă de 102 centimetri în diametru.
telescoape cu oglindă.
La telescoapele cu oglindă simple, telescoapele reflectorizante, lentila este o oglindă sferică care colectează razele luminoase și le reflectă cu ajutorul unei oglinzi suplimentare spre ocular - lentila la focalizarea căreia este construită imaginea. Un reflex este o reflexie. Telescoapele SLR nu suferă de aberații cromatice, deoarece lumina din obiectiv nu este refractată. Dar reflectoarele au o aberație sferică mai pronunțată, care, apropo, limitează foarte mult câmpul de vedere al telescopului. Telescoapele cu oglindă folosesc, de asemenea, structuri complexe, suprafețe de oglindă altele decât cele sferice și așa mai departe.
Telescoapele cu oglindă sunt mai ușor și mai ieftin de fabricat. De aceea, producția lor s-a dezvoltat rapid în ultimele decenii, în timp ce telescoape noi cu lentile mari nu au fost fabricate de foarte mult timp. Cel mai mare telescop reflex are o lentilă complexă multi-oglindă, echivalentă cu o oglindă întreagă de 11 metri în diametru. Cea mai mare lentilă reflex monolitică are o dimensiune de puțin peste 8 metri. Cel mai mare telescop optic din Rusia este telescopul cu oglindă de 6 metri BTA (Large Azimuth Telescope). Telescopul a fost multă vreme cel mai mare din lume.
caracteristicile telescoapelor.
Mărirea telescopului. Mărirea unui telescop este egală cu raportul dintre distanțele focale ale obiectivului și ale ocularului. Dacă, de exemplu, distanța focală a lentilei este de doi metri, iar ocularul este de 5 cm, atunci mărirea unui astfel de telescop va fi de 40 de ori. Dacă schimbați ocularul, puteți schimba mărirea. Asta fac astronomii, la urma urmei, nu este posibil să schimbi, de fapt, o lentilă uriașă?!
Pupila de ieșire. Imaginea pe care ocularul o construiește pentru ochi poate fi, în general, fie mai mare decât pupila ochiului, fie mai mică. Dacă imaginea este mai mare, atunci o parte din lumină nu va intra în ochi, astfel telescopul nu va fi folosit la 100%. Această imagine se numește pupilă de ieșire și se calculează prin formula: p=D:W, unde p este pupila de ieșire, D este diametrul obiectivului și W este mărirea telescopului cu acest ocular. Presupunând o dimensiune a pupilei de 5 mm, este ușor de calculat mărirea minimă care este rezonabilă de utilizat cu un obiectiv telescop dat. Obținem această limită pentru un obiectiv de 15 cm: de 30 de ori.
Rezoluția telescoapelor
Având în vedere faptul că lumina este o undă, iar undele sunt caracterizate nu numai prin refracție, ci și prin difracție, nici măcar cel mai perfect telescop nu oferă o imagine a unei stele punctuale sub forma unui punct. Imaginea ideală a unei stele arată ca un disc cu mai multe inele concentrice (cu un centru comun), care sunt numite difractive. Dimensiunea discului de difracție limitează rezoluția telescopului. Tot ceea ce acoperă acest disc cu el însuși nu poate fi văzut în acest telescop. Dimensiunea unghiulară a discului de difracție în secunde de arc pentru un telescop dat este determinată dintr-o relație simplă: r=14/D, unde diametrul D al obiectivului este măsurat în centimetri. Telescopul de cincisprezece centimetri menționat chiar mai sus are o rezoluție maximă de puțin sub o secundă. Din formula rezultă că rezoluția unui telescop depinde în întregime de diametrul lentilei sale. Iată un alt motiv pentru a construi cele mai mari telescoape posibile.
gaură relativă. Raportul dintre diametrul obiectivului și distanța sa focală se numește raport de deschidere. Acest parametru determină luminozitatea telescopului, adică, aproximativ vorbind, capacitatea sa de a afișa obiecte ca fiind strălucitoare. Lentilele cu o deschidere relativă de 1:2 - 1:6 se numesc lentile rapide. Sunt folosite pentru a fotografia obiecte cu luminozitate slabă, cum ar fi nebuloase.
Telescop fără ochi.
Una dintre cele mai nesigure părți ale unui telescop a fost întotdeauna ochiul observatorului. Fiecare persoană are propriul ochi, cu propriile sale caracteristici. Un ochi vede mai mult, celălalt mai puțin. Fiecare ochi vede culorile diferit. Ochiul uman și memoria sa nu sunt capabile să păstreze întreaga imagine oferită pentru contemplare de un telescop. Prin urmare, de îndată ce a devenit posibil, astronomii au început să înlocuiască ochiul cu instrumente. Dacă conectați o cameră în loc de un ocular, atunci imaginea obținută de obiectiv poate fi surprinsă pe o placă sau film fotografic. Placa fotografică este capabilă să acumuleze radiații luminoase, iar acesta este avantajul său incontestabil și important față de ochiul uman. Fotografiile cu expunere lungă sunt capabile să afișeze incomparabil mai mult decât poate vedea o persoană prin același telescop. Și, desigur, fotografia va rămâne ca document, la care se poate face referire în mod repetat mai târziu. Mijloacele și mai moderne sunt CCD-urile - camere cu cuplare de încărcare polară. Acestea sunt microcircuite sensibile la lumină care înlocuiesc o placă fotografică și transmit informațiile acumulate către un computer, după care pot face o nouă fotografie. Spectrele stelelor și ale altor obiecte sunt studiate folosind spectrografe și spectrometre atașate la telescop. Nici un ochi nu este capabil să distingă culorile și să măsoare distanțele dintre liniile din spectru atât de clar, așa cum fac cu ușurință aceste dispozitive, care salvează și imaginea spectrului și caracteristicile sale pentru studii ulterioare. În cele din urmă, nimeni nu poate privi prin două telescoape cu un ochi în același timp. Sistemele moderne de două sau mai multe telescoape, unite de un computer și distanțate, uneori pe distanțe de zeci de metri, fac posibilă obținerea unor rezoluții uimitor de înalte. Astfel de sisteme se numesc interferometre. Un exemplu de sistem de 4 telescoape - VLT. Nu este o coincidență că am combinat patru tipuri de telescoape într-o singură subsecțiune. Atmosfera Pământului este reticentă în a trece de lungimile de undă corespunzătoare ale undelor electromagnetice, astfel încât telescoapele pentru studierea cerului în aceste intervale tind să fie scoase în spațiu. Cu dezvoltarea astronauticii este direct legată dezvoltarea ramurilor ultraviolete, raze X, gama și infraroșu ale astronomiei.
radiotelescoape.
Cel mai comun obiectiv al unui radiotelescop este un bol metalic de formă paraboloid. Semnalul colectat de acesta este recepționat de o antenă situată la focalizarea lentilei. Antena este conectată la un computer, care de obicei procesează toate informațiile, construind imagini în culori condiționate. Un radiotelescop, ca un radioreceptor, poate primi doar o anumită lungime de undă la un moment dat. În cartea lui B. A. Vorontsov-Velyaminov „Eseuri despre univers” există o ilustrare foarte interesantă care este direct legată de subiectul conversației noastre. Într-un observator, oaspeții au fost invitați să vină la masă și să ia o bucată de hârtie din ea. O persoană a luat o bucată de hârtie și a citit ceva de genul următor pe spate: „Luând această bucată de hârtie, ați cheltuit mai multă energie decât au primit toate radiotelescoapele din lume pe parcursul întregii existențe a radioastronomiei.” Dacă ați citit această secțiune (cum ar trebui), atunci trebuie să vă amintiți că undele radio au cele mai lungi lungimi de undă dintre toate tipurile de radiații electromagnetice. Aceasta înseamnă că fotonii corespunzători undelor radio transportă foarte puțină energie. Pentru a colecta o cantitate acceptabilă de informații despre corpurile de iluminat din fasciculele radio, astronomii construiesc telescoape uriașe. Sute de metri - aceasta este piatra nu atât de surprinzătoare pentru diametrele lentilelor care a fost atins de știința modernă. Din fericire, totul în lume este interconectat. Construcția unor radiotelescoape gigant nu este însoțită de aceleași dificultăți în prelucrarea suprafeței lentilei, care sunt inevitabile în construcția telescoapelor optice. Erorile de suprafață permise sunt proporționale cu lungimea de undă, prin urmare, uneori, bolurile metalice ale radiotelescoapelor nu sunt o suprafață netedă, ci pur și simplu un grătar, iar acest lucru nu afectează în niciun fel calitatea recepției. Lungimea de undă mare permite, de asemenea, construirea unor sisteme de interferometre grandioase. Uneori, telescoape de pe diferite continente participă la astfel de proiecte. Proiectele includ interferometri la scară spațială. Dacă vor deveni realitate, radioastronomia va atinge limite fără precedent în rezoluția obiectelor cerești. Pe lângă colectarea energiei emise de corpurile cerești, radiotelescoapele pot „ilumina” suprafața corpurilor sistemului solar cu fascicule radio. Un semnal trimis, de exemplu, de la Pământ către Lună va sări de pe suprafața satelitului nostru și va fi recepționat de același telescop care a trimis semnalul. Această metodă de cercetare se numește radar. Cu ajutorul radarului, poți învăța multe. Pentru prima dată, astronomii au aflat că Mercur se rotește în jurul axei sale în acest fel. Distanța până la obiecte, viteza de mișcare și rotație a acestora, relieful lor, câteva date despre compoziția chimică a suprafeței - acestea sunt informațiile importante care pot fi aflate prin metodele radar. Cel mai grandios exemplu de astfel de studii este cartografierea completă a suprafeței lui Venus, realizată de AMS „Magellan” la începutul anilor 80 și 90. După cum probabil știți, această planetă își ascunde suprafața de ochiul uman în spatele unei atmosfere dense. Undele radio, pe de altă parte, trec prin nori nestingherite. Acum știm despre relieful lui Venus mai bine decât despre relieful Pământului (!), deoarece pe Pământ acoperirea oceanelor ne împiedică să studiem cea mai mare parte a suprafeței solide a planetei noastre. Din păcate, viteza de propagare a undelor radio este mare, dar nu nelimitată. În plus, odată cu îndepărtarea radiotelescopului de obiect, împrăștierea semnalului transmis și reflectat crește. La o distanta de Jupiter-Pamant, semnalul este deja greu de primit. Radar - după standardele astronomice, o armă de corp la corp.
TELESCOPUL cu raze X
Instrument pentru studiul timpului și spectrului. sv-in sursele spatiului. raze X radiații, precum și pentru a determina coordonatele acestor surse și a construi imaginile acestora.
R. t. existent. radiații de la 0,1 la sute de keV, adică în intervalul de lungimi de undă de la 10 nm la sutimi de nm. Pentru astronomic observațiile din această regiune de lungimi de undă R. t. ridică dincolo de atmosfera terestră pe rachete sau sateliți, deoarece razele X radiația este puternic absorbită de atmosferă. Radiațiile cu e>20 keV pot fi observate începând de la altitudini =30 km de la baloane.
R.t. permite:
1) înregistrarea cu eficiență radiografică ridicată. fotoni;
2) să se separe evenimentele corespunzătoare lovirii fotonilor din gama de energie dorită de semnalele cauzate de impactul încărcăturii. fotoni h-c și gamma;
3) pentru a determina direcția de sosire a razelor X. radiatii.
În R. t. pentru intervalul de 0,1-30 keV, un contor proporțional umplut cu un amestec de gaz (Ar + CH4, Ar + CO2 sau Xe + CO2) servește ca detector de fotoni. absorbția de raze X. fotonul unui atom de gaz este însoțit de emisia unui fotoelectron (vezi EMISIA DE FOTOELECTRONI), electroni Auger (vezi efectul Auger) și fotoni fluorescenți (vezi FLUORESCENTĂ). Fotoelectronul și electronul Auger își pierd rapid energia pentru a ioniza gazul, fotonii fluorescenți pot fi absorbiți rapid de gaz datorită efectului fotoelectric. În acest caz, numărul total de perechi electron-ion formate este proporțional. energie roentgen. foton. Astfel, energia razelor X este restabilită din impulsul de curent din circuitul anodic. foton.
Orez. 1. a-schemă radiografie. un telescop cu un colimator cu fantă; b - operarea telescopului în modul de scanare.
În condiții normale, R.t. este iradiat cu fluxuri puternice de sarcină. h-c și fotoni gamma decomp. energii, detectorul de secară R. t. înregistrează împreună cu raze X. fotonii de la sursa de radiație studiată. Pentru a izola razele X. fotoni din fondul comun, se folosește metoda anticoincidenței (vezi METODA COINCIDEnței). Sosirea roentgenului. fotonii sunt fixați și în funcție de forma impulsului electric pe care îl creează. curent, deoarece sarcina. h-tsy da semnale care sunt mai prelungite în timp decât cele cauzate de razele X. fotonii.
Pentru a determina direcția pe raze X. Sursa este un dispozitiv format dintr-un colimator cu fantă și un tracker de stele fixate rigid cu acesta pe același cadru. Colimatorul (un set de plăci) limitează câmpul vizual al lui R. t. și transmite raze X. fotoni care călătoresc numai într-un unghi solid mic (=10-15 grade pătrate). Raze X un foton care trece prin colimator (Fig. 1a) este înregistrat în sus. volumul contorului. Impulsul de curent rezultat în circuit în sus. anodul trece prin circuitul anticoincidență (deoarece nu există semnal de inhibare de la anodul inferior) și este alimentat la analizor pentru a determina timpul și energia. caracteristic unui foton. Apoi informația este transmisă pe Pământ prin telemetrie. În același timp, de la senzorul stelar sunt transmise informații despre cele mai strălucitoare stele care au căzut în câmpul său vizual. Această informație vă permite să setați poziția axelor lui R. t. în pr-ve în momentul sosirii fotonului.
În timpul funcționării R. t. în modul de scanare, direcția către sursă este determinată ca poziție a R. t., la care rata de numărare atinge un maxim. Unghi Rezoluția lui R. cu un colimator cu fantă sau un colimator celular similar este de câteva zeci de minute de arc.
Unghi semnificativ mai bun. rezoluţia (= câteva zeci de secunde) au R. t. cu modulaţie. colimatoare (Fig. 2, a). Modulare colimatorul este format din două (sau mai multe) rețele de sârmă unidimensionale instalate între detector și colimatorul cu fante, pentru care acesta din urmă se ridică deasupra detectorului la o înălțime de =1 m și observațiile sunt efectuate în modul fie de scanare ( Fig. 1b) sau rotație în jurul axei, perpendicular pe planul ochiului. Firele din fiecare grilă a colimatorului sunt instalate paralel între ele la o distanță egală cu diametrul firului. Prin urmare, atunci când sursa se mișcă peste câmpul vizual al R. t. umbrele din partea de sus. firele alunecă de-a lungul fundului. grilă, ajungând fie pe fire, iar apoi rata de numărare este maximă, apoi între ele și apoi este minimă (fond).
Unghi distribuţia vitezei de numărare R. t. cu modulaţie. colimatorul (funcția din răspuns) este prezentat în fig. 2b. Pentru modularea n-grid. unghiul colimatorului dintre maximele adiacente q0=2n-1qr, unde qr=d/l - ang. rezoluția R. t. În cele mai multe cazuri, R. t. cu modulație. colimatorii dau precizia localizării cu raze X. surse suficiente pentru identificarea lor cu obiectele cerești care emit în alte game de e-mag. valuri.
Cu modulare Colimatorii încep să concureze cu tehnica codificatorului. deschidere, permițându-vă să obțineți qr 
Orez. 2. a - aparat cu raze X. telescop cu modulație colimator; b - ang. distribuția ratei de numărare.
Poziția sursei de raze X. radiaţia în câmpul vizual R. t. este determinată de poziţia corelaţiei maxime. funcția dintre distribuția ratei de numărare obținută pe suprafața detectorului și funcția de transmisie a ecranului.
În domeniul energetic e> 15 keV, cristalele sunt folosite ca detectoare de R. t. scintilatoare NaI (Tl) (vezi CONTORUL SCINTILATII); pentru a suprima încărcarea de fundal. h-ts energiile înalte și fotonii gama sunt setate la anticoincidență cu primul crist. scintilatoare CsI(Tl). Pentru a limita câmpul vizual la astfel de lasere, se folosesc colimatoare active - cilindri de scintilatoare pornite pentru anticoincidență cu scintilatoare NaI(Tl).
În intervalul de energie de la 0,1 la mai multe. keV sunt cele mai eficiente R. t., în care se realizează focalizarea radiației incidente la unghiuri mici pe o oglindă de focalizare (Fig. 3). Sensibilitatea unui astfel de R. t. = de 103 ori depășește R. t. zonă și direcționați-l către un detector mic, care crește semnificativ raportul semnal-zgomot. T. de raze X, construit conform acestei scheme, oferă o imagine bidimensională a sursei de raze X. radiații ca o optică convențională. telescop.
Orez. 3. Schema radiografiei de focalizare. telescop.
Pentru a construi o imagine într-un R.t de focalizare, proporțiile sensibile la poziție sunt utilizate ca detectoare. camere, detectoare cu microcanale și dispozitive cuplate de încărcare (CCD). Unghi permisiunea în primul caz este determinată de Ch. arr. spatii. rezoluția camerei și este =1", detectoarele cu microcanal și CCD-urile dau 1-2" (pentru fasciculele apropiate de axă). Când este spectrometric studiile folosesc detectoare PP, cristale Bragg. spectrometre și difracție. grătare cu senzor de poziție. detectoare. Cosm. surse de raze X. emisiile sunt foarte diferite. Raze X Radiația solară a fost descoperită în 1948 în SUA de la o rachetă care a ridicat contoarele Geiger în vârf. straturi ale atmosferei. În 1962, grupul lui R. Giacconi (SUA) a descoperit și prima sursă de raze X dintr-o rachetă. radiația din afara sistemului solar - „Scorpion X-1”, precum și un fundal difuz de raze X, aparent, extragalactic. origine. Până în 1966, ca urmare a experimentelor pe rachete, cca. 30 de raze X discrete. surse. Odată cu lansarea pe orbită a unei serii de speciale. AES („UHURU”, „Ariel”, „SAS-3”, „Vela”, „Copernic”, „HEAO”, etc.) cu R. t. decomp. tipuri, sute de roentgens au fost descoperite. surse (galactice și extragalactice, extinse și compacte, staționare și variabile). Mn. din aceste surse nu au fost încă identificate cu surse care se manifestă în optică. si alte game de el.-mag. radiatii. Dintre galaxiile identificate obiecte: sisteme stelare binare apropiate, una dintre componentele cărora este raze X. pulsar; pulsari unici (Crab, Vela); rămășițe de supernovă (surse extinse); surse temporare (tranzitorii) care măresc brusc luminozitatea în raze X. interval și din nou estompând în timp de la mai multe. minute până la câteva luni; așa-zisul. barsters sunt surse puternice de raze X intermitente. radiații cu un timp caracteristic de aprindere de ordinul mai multor. secunde. La extragalacticul identificat obiectele includ cele mai apropiate galaxii (Norii Magellanic și Nebuloasa Andromeda), radiogalaxii Fecioara-A (M87) și Centaurus-A (NGC 5128), quasari (în special, 3C 273), Seyfert și alte galaxii cu nuclei activi; clusterele de galaxii sunt cele mai puternice surse de raze X. radiația din Univers (în care gazul intergalactic fierbinte cu o temperatură de 50 milioane K este responsabil de radiație). Marea majoritate a spațiului raze X surse yavl. obiecte care sunt complet diferite de cele care erau cunoscute înainte de începerea razelor X. astronomie și, mai presus de toate, se disting printr-o eliberare uriașă de energie. Luminozitatea galaxiilor raze X sursele ajunge la 1036-1038 erg/s, care este de 103-105 ori mai mare decât eliberarea de energie a Soarelui în întregul interval de lungimi de undă. În extragalactic Din surse a fost înregistrată luminozitate de până la 1045 erg/s, ceea ce indică caracterul neobișnuit al mecanismelor de emisie manifestate aici. În sisteme stelare binare apropiate, de exemplu, ca principal. Mecanismul de eliberare a energiei are în vedere fluxul de energie de la o componentă (stea uriașă) la alta (stea cu neutroni sau gaura neagră) - acumularea discului, în care energia incidentă asupra stelei formează un disc în apropierea acestei stele, unde energia datorată frecării se încălzește și începe să radieze intens. Printre ipotezele probabile ale originii razelor X difuze. fundal, împreună cu presupunerea radiației termice din intergalactică fierbinte. gaz, se ia în considerare efectul Compton invers al electronilor asupra fotonilor IR emiși de galaxiile active sau asupra fotonilor radiației relicve. Datele observaționale de la satelitul KhEAO-V indică o contribuție semnificativă (>35%) la razele X difuze. fundalul este oferit de surse discrete îndepărtate, Ch. arr. quasari.
„TELESCOP CU RAZE X” în cărți
4.2. Radiografia dosarului electronic de gaj
Din cartea Angajarea. Totul despre gajurile bancare la persoana întâi autor Volkhin Nikolay4.2. Imaginea cu raze X a dosarului electronic de garanție Funcționarea completă a sistemului de limitare a muncii în rețea și utilizarea unui model progresiv al structurii organizatorice este posibilă dacă există un singur câmp de informații în toate diviziile
Arată ca o radiografie
Din cartea Fenomene naturale misterioase autor Pons Pedro PalaoAspectul este ca o radiografie. Ea nu are capacitatea de a fotografia sau de a dezvolta film. Nu are nevoie de asta, pentru că ea însăși este ca un aparat cu raze X. În 2004, în mass-media au apărut știri mai mult decât incredibile. Raportat pentru prima dată de cotidianul ei britanic The
Spectrul de raze X al elementelor nedescoperite
Din cartea Ce spune lumina autor Suvorov Serghei GeorgieviciSpectrul de raze X al elementelor nedescoperite În cele din urmă, studiul regularităților spectrelor de raze X a condus la descoperirea de noi elemente. Vedem că prin frecvența radiațiilor de raze X din seria K pentru orice element, puteți determina ce este sarcina nucleară a atomilor săi, în
Telescop
Din cartea Tweets About the Universe de Chown MarcusTelescopul 122. Cine a inventat telescopul? Nimeni nu știe sigur. Este posibil ca primele telescoape primitive să fi fost deja la sfârșitul secolului al XVI-lea, poate chiar mai devreme. Deși de foarte proastă calitate.Prima mențiune a telescopului („tevi pentru a vedea departe”) – într-o cerere de brevet din 25 septembrie
27. TELESCOP
Din cartea 100 de mari inventii autor Ryzhov Konstantin Vladislavovici27. TELESCOP Ca și ochelarii, telescopul a fost creat de o persoană departe de știință. Descartes, în Dioptrica, descrie această invenție importantă astfel: „Spre rușinea istoriei științelor noastre, o astfel de invenție remarcabilă a fost făcută mai întâi doar prin experiență și, în plus,
aparat cu raze X
autor Echipa de autoriAparat cu raze X Un aparat cu raze X este un dispozitiv conceput pentru a studia (diagnostic cu raze X) și pentru a trata boli (terapie roentgen) folosind raze X. Disciplina care se ocupă cu diagnosticarea cu raze X și terapia cu raze X se numește
goniometru cu raze X
Din cartea Marea Enciclopedie a Tehnologiei autor Echipa de autoriGoniometru cu raze X (vezi „Camera cu raze X”, „Difractometru cu raze X”) Un goniometru cu raze X este un dispozitiv care înregistrează un model de difracție pe o peliculă fotografică, folosind poziția probei observate și a detectorului, acesta provoacă difracția de raze X.
Difractometru cu raze X
Din cartea Marea Enciclopedie a Tehnologiei autor Echipa de autoriDifractometru cu raze X (vezi „Goniometru cu raze X”) Un difractometru cu raze X este un dispozitiv care determină intensitatea și direcția radiației cu raze X, care difractează asupra obiectului studiat, care are o structură cristalină. El masoara
microscop cu raze X
Din cartea Marea Enciclopedie a Tehnologiei autor Echipa de autoriMicroscop cu raze X Un microscop cu raze X este un dispozitiv care examinează structura microscopică și structura unui obiect folosind raze X. Un microscop cu raze X are o limită de rezoluție mai mare decât un microscop cu lumină deoarece
Telescop
Din cartea Marea Enciclopedie a Tehnologiei autor Echipa de autoriTelescop Telescope (din grecescul tele - „departe”, „departe” și scopeo – „privită”) - un dispozitiv pentru studiul corpurilor cerești. Structural și conform principiului de funcționare, telescoapele sunt împărțite în optice, cu raze X, gama -telescoape cu raze, ultraviolete, infrarosu si radiotelescoape.
Aparat cu raze X La 8 noiembrie 1895, Wilhelm Roentgen, profesor la Universitatea din Würzburg (Germania), i-a urat soției sale noapte bună și a coborât la laboratorul său să mai lucreze puțin. Când ceasul de perete a bătut unsprezece, omul de știință s-a întors. stins lampa și brusc
