Ne kemi mbuluar tashmë detektorët kryesorë të rrezeve X: numëratorët proporcionalë për energjitë poshtë dhe sportelet e sintilimit për energjitë më parë.Problemi është nevoja për të përjashtuar rrezet kozmike, të cilat gjithashtu shkaktojnë jonizim brenda sporteleve. Për këtë qëllim, përdoren tre metoda.
Metoda e parë është përdorimi i detektorëve antikoincidencë. Në këtë rast, numëratorët e rrezeve X janë të rrethuar nga një substancë që shkrep (një shintillator plastik, ose një lëng që shkrep) dhe çdo ngjarje që shkakton si banakun ashtu edhe substancën scintillatuese hidhet si e shkaktuar nga një grimcë e ngarkuar (Fig. 7.10, a)
Metoda e dytë është të analizoni formën e impulsit elektronik në funksion të kohës. Një grimcë e shpejtë, qoftë një grimcë rreze kozmike me energji të ulët apo një elektron i shpejtë i rrëzuar nga banesa nga një grimcë e tillë, krijon një shteg të jonizuar që prodhon një impuls të gjerë në dalje. Nga ana tjetër, një foton me një energji përreth çon në jonizimin lokal, dhe vrulli që rezulton është i shkurtër, veçanërisht buza e tij kryesore. Gama e elektroneve të rrëzuara nga rrezet X kozmike nga atomet e argonit, për shembull, është zakonisht më pak se 0.132 cm. Kjo metodë e dallimit midis rrezeve kozmike dhe rrezeve X quhet rritje e kohës ose diskriminim i formës së pulsit (Fig. 7.10, b dhe c)
Metoda e tretë, e përdorur për rrezet X të forta dhe fotonet e buta, përfshin detektorë të quajtur fosforë me shtresa. Ato përbëhen nga shtresa të materialeve të ndryshme të shkrirjes me efikasitet të ndryshëm zbulimi për fotonet dhe grimcat e ngarkuara. Një komponent i një çifti të tillë mund të jetë një detektor i bërë nga jodidi i ceziumit, i cili është i ndjeshëm ndaj fotoneve dhe përdoret si një numërues fotoni standard i shkrirjes, dhe përbërësi tjetër mund të bëhet nga një sintillator plastik, i cili është i pandjeshëm ndaj fotoneve. Prandaj, fotonet do të japin një sinjal vetëm në detektorin e parë, ndërsa grimcat e ngarkuara kalojnë
Oriz. 7.10 Dallimi midis rrezeve X (b) dhe rrezeve kozmike (c) sipas kohës së ngritjes (ose sipas formës së pulsit).
detektor, shkaktojnë ndezje drite në të dy materialet. Sintillatorët e përdorur në fosforët e shtresuar zgjidhen në mënyrë të tillë që të kenë kohë të ndryshme prishjeje, prandaj, një grimcë e ngarkuar që depërton në pajisje prodhon dy ndezje drite të ndara me një interval kohor. Të afta të njohin rrezet kozmike nga tiparet e tyre karakteristike dhe t'i përjashtojnë ato. Intensiteti i ndezjes së dritës të shkaktuar nga një foton përdoret për të përcaktuar energjinë e tij, ndërsa për energjitë karakteristike të rrezatimit γ, mund të arrihet një rezolucion energjie i rendit 10% dhe më i mirë.
Shtë e nevojshme të kufizohet fusha e shikimit të një teleskopi me rreze X, e cila shpesh bëhet me një kolimator mekanik. Në rastin më të thjeshtë, kolimatori përbëhet nga tuba të zbrazët drejtkëndëshe. Diagrami i drejtimit të një kolimatori të tillë ka formën e një trekëndëshi, pasi mund të supozohet se rrezatimi me rreze X përhapet në një vijë të drejtë, d.m.th. në përputhje me ligjet e optikës gjeometrike. Përjashtimi i vetëm është rasti kur rrezja përplaset në një kënd të madh me atë normal mbi sipërfaqen e një materiali shumë përcjellës siç është bakri. Reflektimi pastaj mund të ndodhë në incidencën e kullotjes. Për fotonet me më pak energji, reflektimi vërehet kur këndi midis drejtimit të rrezes dhe sipërfaqes së materialit nuk është
Oriz. 7.11. Diagrami i një teleskopi të thjeshtë me rreze X. Teleskopët e këtij lloji u instaluan në satelitët Uhuru dhe Ariel-5.
tejkalon disa gradë. Ky proces reflektimi është i ngjashëm me devijimin e valëve të radios në një plazmë të jonizuar, në të cilën frekuenca e plazmës rritet me thellësinë. Edhe pse reflektimi ndodh vetëm në kënde shumë të vogla, kjo është e mjaftueshme për të zhvilluar teleskopë me pasqyra të zhdrejtë të incidencës që ofrojnë një imazh të rrafshit fokal të qiellit (Seksioni 7.3.2).
Pra, mund të mblidhni një teleskop të thjeshtë me rreze X sipas skemës së treguar në Fig. 7.11. Vini re përsëri se qarqet elektronike moderne të analizuesve të amplitudës, diskriminuesve dhe qarqeve antikoincidencë, të cilat duhet të përfshihen në teleskopë të tillë, luajnë një rol thelbësor. Teleskopët e këtij lloji kanë punuar me sukses të madh në bordin e vëzhgimit orbitor të rrezeve X "Uhuru".
7.3.1. Sateliti me rreze X "uhuru". Sateliti me rreze X "Uhuru" u lëshua nga brigjet e Kenias në Dhjetor 1970. Pajisjet shkencore të instaluara në satelit përfshinin dy sportele proporcionale me dritare beriliumi, zona efektive e secilit prej tyre ishte Ato ishin të drejtuara në drejtime të kundërta pingul me boshtin e rrotullimit dhe ishin të pajisur me kolimatorë mekanikë që kufizonin fushën e shikimit (gjerësia e plotë në gjysmën maksimale) (Figura 7.12). Periudha e rrotullimit të satelitit rreth boshtit të tij ishte 10 min. Numëruesit proporcionalë ishin të ndjeshëm në zonë
Ndjeshmëria e teleskopit. Kufiri i ndjeshmërisë së teleskopit u përcaktua nga rrezatimi i sfondit. Ekzistojnë dy lloje të rrezatimit në sfond.
1. Numri i numërimeve për sekondë i lidhur me përjashtimin e pamjaftueshëm të kuantave dhe rrezeve kozmike. Kjo vlerë ndryshon nga teleskopi në teleskop dhe për detektorët në bordin e Uhuru ishte fjala
2. Rrezatimi kozmik i rrezeve X të sfondit, i cili është shumë i ndritshëm Ky rrezatim i sfondit është izotrop; supozohet se është me origjinë kozmologjike. Dimensioni në gamën e energjisë të teleskopit. Kufiri i ndjeshmërisë së teleskopit përcaktohet statistikisht. Nëse pranojmë si kriter për zbulimin e një burimi diskret të rrezeve X një sinjal të paktën tre herë
Oriz. 7.12. Sateliti me rreze X "Uhuru". a - vendndodhja e instrumenteve; b - orientimi i teleskopit me rreze X.
tejkalimi i devijimit standard të lidhur me zhurmën (në këtë rast, zhurma statistikore), atëherë mund të tregohet se burimi më i dobët i rrezeve X në dispozicion për zbulim duhet të ketë një densitet fluksi
ku këndi i ngurtë, i barabartë me këndin e shikimit të teleskopit, është koha e vëzhgimit të burimit. Rrezatimi i sfondit me rreze X në rangun e energjisë është i barabartë dhe ka një spektër intensiteti të përshkruar përafërsisht nga lidhja Rrezatimi kozmik i rrezeve X të sfondit, si burim zhurme, bëhet i parëndësishëm nëse fusha e shikimit është më pak se disa gradë.
Në mënyrë normale, sateliti skanon një rrip të qiellit mbi shumë orbita. Mundohuni të llogaritni burimin më të dobët të zbulueshëm në një ditë vëzhgimi dhe ta krahasoni atë me kufirin aktual të densitetit të fluksit Uhuru të marrë nga katalogët Uhuru, Uhuru në rangun Sa kohë u desh për të skanuar të gjithë qiellin për të arritur këtë nivel ndjeshmërie?
Ndryshimet e kohës. Zbulimi më i spikatur i bërë me Uhuru ishin burimet me rreze X. Teleskop
Oriz. 7.13 Fragmenti i regjistrimit të të dhënave për një burim Histogrami tregon numrin e mostrave në koshat e njëpasnjëshëm të dytë. Linja e fortë është kurba harmonike që përafron më së miri vëzhgimet duke pasur parasysh ndjeshmërinë e ndryshme të teleskopit kur burimi skanohet.
me një kolimator të regjistruar dhe çdo 0.096 s transmetonte të dhëna të fluksit të rrezeve X në Tokë. Dendësia mesatare e fluksit nga burimi është e barabartë me një periudhë prej 1.24 s. Sa ishte burimi mbi nivelin e zhurmës kur u zbulua valëzimi? Rezulton se gjatë periudhës sinjali burimor nuk e tejkaloi shumë nivelin e zhurmës, por përdorimi i metodave të analizës Fourier (ose spektrit të fuqisë), nëse aplikohet për përpunimin e të dhënave për një kohë më të gjatë, ju lejon të zbuloni pulsime me intensitet shumë më të ulët Me Një fragment i regjistrimit është treguar në Fig. 7.13
7.3.2. Observatori i rrezeve X të Ajnshtajnit. Përparimet më domethënëse që nga vëzhgimet Uhuru, të cilat shkaktuan një revolucion në astronominë e rrezeve X, lidhen me fluturimin e satelitit me rreze X, i quajtur edhe Observatori i rrezeve X të Ajnshtajnit. Në bordin e këtij observatori kishte shumë pajisje unike, përfshirë një teleskop të zhdrejtë të incidencës, i cili ndërton një imazh me një rezolucion të lartë këndor.
Rrezet X reflektohen vetëm nga sipërfaqja e materialeve përcjellëse në kënde të mëdha të incidencës. Në energjitë e reflektimeve, ndodh nëse këndi midis sipërfaqes dhe drejtimit të incidencës së rrezatimit është i rendit të disa shkallëve; sa më e madhe të jetë energjia e fotoneve, aq më i vogël duhet të jetë ky kënd. Prandaj, për të përqendruar rrezet X nga një burim qiellor, një reflektor parabolik me
Oriz. 7.14 Përqendrimi i një rrezeje me rreze X duke përdorur një kombinim të pasqyrave të zhdrejtë parabolike dhe hiperbolike. Ky kombinim përdoret në Observatorin e rrezeve X të Ajnshtajnit.
gjatësi fokale shumë e gjatë, dhe pjesa qendrore e reflektorit mund të mos përdoret. Gjatësia fokale e teleskopit mund të zvogëlohet për shkak të sipërfaqes së sipërfaqes grumbulluese, nëse futet një pasqyrë tjetër grumbulluese, ndërsa konfigurimi i preferuar është një kombinim i një paraboloidi dhe një hiperboloidi (Fig. 7.14.) Një sistem i tillë fokusohet X-rrezet që bien vetëm në rajonin unazor të treguar në figurë. Një kombinim i disa pasqyrave mund të përdoret për të rritur zonën e grumbullimit. Një sistem i tillë u përdor në teleskopin e shkatërrimit të lartë HRI, të instaluar në Observatorin e Ajnshtajnit. Ai bëri të mundur marrjen e një imazhi të sferës qiellore në një fushë shikimi me një diametër 25, dhe shkatërrimi këndor ishte më i mirë brenda një rrezeje 5 nga qendra e fushës së shikimit.
Një detektor me dy akse me të njëjtën rezolutë këndore si teleskopi duhet të vendoset në rrafshin fokal. Në HRI, ajo përbëhet nga dy pllaka mikrokanale të vendosura njëra pas tjetrës. Këta detektorë janë një grup tubash shumë të hollë përgjatë të cilëve ruhet një ndryshim i lartë potencial. Një elektron që godet një fund të tubit fillon të përshpejtohet dhe, duke u përplasur me muret, rrëzon elektrone shtesë, të cilat nga ana e tyre përshpejtohen dhe gjithashtu rrëzojnë elektrone, etj. Ashtu si në numëruesin proporcional, qëllimi i këtij procesi është të marrë një shpërthim të fortë elektronik nga një elektron i vetëm. Në HRI, sipërfaqja e përparme e pllakës së parë të mikrokanalit është e veshur. Një foton me rreze X në sipërfaqen e përparme rrëzon një elektron, i cili rezulton në zbulimin e elektroneve në daljen e pllakës së dytë. Ky shpërthim elektronesh regjistrohet nga një detektor ngarkese me rrjeta pingul reciprokisht, gjë që bën të mundur matjen e saktë të koordinatave të kuantit të rrezeve X.
Për të përcaktuar ndjeshmërinë e një teleskopi, duhet të njihni zonën e tij efektive dhe nivelin e sinjaleve të sfondit nga detektori. Meqenëse reflektimi i incidencës së kullotjes është një funksion i energjisë së fotonit dhe meqenëse ka absorbim në materialin e dritares së detektorit, efektivi
Oriz. 7.15 Zona efektive e një teleskopi të imazhit me rezolucion të lartë si një funksion i energjisë. Kthesat tregojnë efektin e instalimit të filtrave të berylit dhe aluminit para detektorit.
zona është shumë e varur nga energjia (fig. 7.15). Siç pritej, zona maksimale efektive korrespondon me energjitë rreth dhe është e barabartë me përafërsisht. Përgjigja e detektorit mund të ndryshohet duke futur filtra në fushën e shikimit të teleskopit (Fig. 7.15), duke siguruar kështu një rezolutë të trashë të energjisë.
Niveli i zhurmës në detektor, kryesisht për shkak të grimcave të ngarkuara, arrin.Kjo do të thotë se burimi i katalogut Uhuru është në kufirin e ndjeshmërisë, d.m.th. një burim pikë me një densitet fluksi të rendit të njësive Uhuru në rang mund të zbulohet në një nivel prej 5 ° me një ekspozim prej 50,000 s.
Për të përfituar plotësisht nga cilësia e lartë e pasqyrave të teleskopit, anija kozmike do të duhej të stabilizohej me saktësi - Sidoqoftë, asnjë përpjekje e tillë nuk është bërë. Teleskopi po tregon shumë më përafërsisht, por në çdo moment përcaktohet saktësisht orientimi i tij i menjëhershëm në lidhje me yjet standardë të ndritshëm. Prandaj, sapo mbarojnë vëzhgimet, harta e qiellit rindërtohet me rezolucionin e plotë këndor që posedon teleskopi. Një shembull i cilësisë së imazheve të marra duke përdorur HRI është treguar në Fig. 7.16.
Instrumentet e mëposhtëm u instaluan gjithashtu në Observatorin e Ajnshtajnit.
Oriz. 7.16. (shiko skanimin) Imazhi me rreze X i një mbetje supernova të marrë me një teleskop me rezolucion të lartë në Observatorin e Ajnshtajnit. Çdo element i figurës ka dimensione, koha e ekspozimit është 32 519 s.
Oriz. 7.17. Rregullimi i përgjithshëm i instrumenteve në bordin e Observatorit të rrezeve X të Ajnshtajnit.
1 - maskë, 2 - para -kolimator para, 3 - sistem pasqyre, 4 - para -kolimator i pasëm, 5 - spektrometër difraksioni, 6 - spektrometër me brez të gjerë me filtra, 7 - spektrometër kristal fokal, 8 - detektor imazhi të tensionit të lartë, 9 - mbështetës izolues i pasmë, 10 - spektrometër me gjendje të ngurtë, 11 - sportel proporcional me shumë kanale, 12 - njësi të pajisjeve elektronike, 13 - stol optik, 14 - mbështetës izolues para, 15 - numërues proporcional kontrolli, 16 - kolimator termik i numëruesit proporcional të kontrollit, 17 - përzierjet e sensorit të orientimit.
numër pozitiv, në - këndin e incidencës, distanca midis planeve kristalografike reflektuese. Rrezet X kalojnë nëpër fokus dhe, duke formuar një rreze divergjente, bien mbi kristalin. Kristali është i përkulur në mënyrë që rrezet X të reflektuara të përqendrohen në një detektor proporcional të ndjeshëm ndaj pozicionit. Tek energjitë, zgjidhja e energjisë është rreth 100-1000, dhe zona efektive ka të bëjë me vëzhgimin në një paragraf. Arritjet kryesore të vitit të parë të vëzhgimeve janë si më poshtë: zbulimi i rrezeve X nga yjet e të gjitha klasave të shkëlqimit, duke përfshirë të gjithë yjet e sekuencave kryesore, supergjigantët dhe xhuxhët e bardhë; zbulimin e më shumë se 80 burimeve në mjegullnajën Andromeda dhe të njëjtin numër në Retë Magellanike; imazhe me rezolucion të lartë të rrezeve X të grupeve galaktike, duke zbuluar një gamë të gjerë të proceseve të ndryshme që çojnë në emetimin e rrezeve X; zbulimi i rrezeve X nga shumë kuazarë dhe galaktika aktive; regjistrimi i burimeve me densitet fluksi 1000 herë më i dobët se burimet më të dobëta të katalogut Uhuru. Vëzhgimet nga Observatori Einstein kanë pasur një ndikim të rëndësishëm në të gjitha fushat e astronomisë. (Një pjesë e rëndësishme e vëzhgimeve të para të Observatorit të Ajnshtajnit u botua në Astrophys. J., 234, Nr. 1, Pt. 2, 1979.)
"Toka dhe Universi" 1993 №5
Fazat e ZHVILLIMIT T A ASTRONOMIS-S-RREZET X
Atmosfera e Tokës është e errët ndaj rrezeve X. Prandaj, astronomia me rreze X lindi së bashku me teknologjinë e raketave: në 1948, me ndihmën e pllakave fotografike të ngritura nga një raketë V-2 në një lartësi prej rreth 160 km, R. Barnight nga Laboratori Detar (SHBA) zbuloi X -rrezatimi me rreze nga Dielli. Në vitin 1962, duke zëvendësuar pllakën fotografike me një numërues Geiger, astronomët zbuluan një burim të dytë të rrezeve X, këtë herë jashtë sistemit diellor-ishte Sco X-1. Sistemi i emërtimit i miratuar në ato vite ishte i thjeshtë: "Sco X-1" do të thotë burimi më i ndritshëm (1) i rrezeve X (rreze X) në konstelacionin Akrep (Sco). Objekti i tretë i astronomisë me rreze X i zbuluar në vitin 1963 ishte Mjegullnaja e famshme e Gaforres në plejadën Demi (Tau X-1).
Në vitet 1960, detektorët me rreze X u hoqën kryesisht nga atmosfera me raketa gjeofizike; fluturimi i tyre vertikal zgjati vetëm disa minuta, kështu që gjatë kësaj periudhe vetëm rreth 40 burime u komplotuan në hartat e qiellit me rreze X. Por në vitet 70, detektorë të ndjeshëm të rrezeve X filluan të vendosen në satelitët artificialë të tokës, më të njohurit prej të cilëve janë Uhuru, ANS, Copernicus, OSO-7 dhe SAS-3. Kjo u pasua nga lëshimi i anijeve kozmike të mëdha -"HEAO -1", "Einstein", "Astron", "Granat", "Rosat", pajisje në stacionet "Salyut -4 dhe -7", "Skylab", " Mir ". Megjithëse puna e secilit prej tyre solli informacion interesant astrofizik, fazat më të rëndësishme në zhvillimin e astronomisë me rreze X ishin nisja e detektorit të parë me rreze X me ndjeshmëri të lartë "Uhuru" në 1970 dhe teleskopit të parë reflektues me rreze X "Ajnshtajni" në 1978 (kishte ndjeshmëri të lartë dhe rezolucion të lartë këndor 2-4 "). Me ndihmën e tyre, binarët e rrezeve X, pulsarët e rrezeve X dhe burimet e ndezjes, yjet normale me koronë të nxehtë, bërthamat aktive galaktike dhe gazin ndërgalaktik në galaktikë u zbuluan grupe. Shumë instrumente të fuqishëm kishin punuar tashmë në orbitë, por karakteristikat e tyre mbetën tradicionale (Toka dhe Universi, 1989, Nr. 5, f. 30. - Ed.).
Hapi tjetër i madh në astronominë e rrezeve X pritet në 1998 me nisjen e observatorit të ri orbitues të AXAF, Facility Advanced Astrophysics të X-ray.
Në vitet '70, astronomët amerikanë planifikuan të krijonin katër vëzhgime të mëdha orbitale të afta për të mbuluar të gjithë shkallën e valëve elektromagnetike, me përjashtim të radios. Në maj 1990, HST - "Teleskopi Hapësinor Hapësinor" (Teleskopi Hapësinor Hubble), që vepronte në vargjet optike dhe afër ultravjollcës, u lëshua në orbitë (Toka dhe Universi, 1987, Nr. 4, f. 49). Pastaj, në Prill 1991, GRO, Observatori i Gamma Ray, u nis. Tjetra në rresht është vëzhgimi me rreze X AXAF, i ndjekur nga observatori infra të kuqe SIRTF, Facility Infrared Telescope Facility.
Megjithatë, dy projektet e fundit tani po i nënshtrohen një rishikimi të rëndësishëm. Fakti është se ndërtimi i vëzhgimeve të para ishte shumë i shtrenjtë: HST kushtoi 5.55 miliardë dollarë, dhe GRO - 600 milion dollarë. Për më tepër, secili prej satelitëve u lëshua në orbitë me ndihmën e ekspeditave të organizuara posaçërisht në bordin e anijes kozmike ... Me Gabimet në prodhimin e teleskopit HST dhe vështirësitë e përgjithshme ekonomike e detyruan NASA -n të rishikojë buxhetin për projekte astrofizike premtuese. Para së gjithash, u vendos që të braktiset Shuttle ose raketa e fuqishme Titan, të cilat ishin të nevojshme për të lëshuar vëzhgime të rënda. Observatorët orbitalë duhet të bëhen më të lehtë në mënyrë që të mund të lëshohen me raketa të lira të disponueshme Atlas.
Për vëzhgimin infra të kuqe SIRTF, kjo do të thotë se është e nevojshme të zvogëlohet diametri i pasqyrës kryesore nga 85 në 70 cm, madhësia e satelitit me pothuajse gjysmën dhe jeta e tij minimale nga pesë në tre vjet. Vërtetë, kohët e fundit janë shfaqur detektorë të rinj shumë të ndjeshëm të rrezatimit infra të kuqe, të cilët duhet të kompensojnë uljen në zonën e pasqyrës së teleskopit. Shkencëtarët e NASA -s shpresojnë se ata do të jenë në gjendje të nisin vëzhgimin infra të kuqe para vitit 2000.
Ndryshime edhe më radikale po vijnë në projektin AXAF. Në fillim, observatori u konceptua si një satelit 17 m i gjatë dhe 15 ton në masë; hapësira e krahëve të baterive diellore supozohej të ishte 26 m. Tani është planifikuar të bëhen dy më të vegjël në vend të një sateliti të madh: ai kryesor (14 m i gjatë dhe peshon rreth 6 ton) do të strehojë teleskopin kryesor me rreze X, e dyta do të jetë e pajisur me spektrometra me rreze X. Fillimisht, nisja e vëzhgimit me rreze X ishte planifikuar për vitin 1987. Tani quhet 1998. Çfarë presin astronomët nga observatori AXAF?
A SHT E MUNDSHME T PL PLANIFIKIM HAPJET?
Rezulton se mundeni! Sidomos nëse e dini se çfarë po kërkoni. Në astronominë me rreze X, kjo është pikërisht situata tani: dihet mirë se cilat duhet të jenë parametrat e një teleskopi me rreze X për të bërë zbulimet e shumëpritura në fushën e kozmologjisë dhe astrofizikës relativiste me ndihmën e saj. Sidoqoftë, nuk ishte e mundur të krijohej një mjet i tillë për një kohë të gjatë.
Ekzistojnë dy lloje thelbësisht të ndryshme të detektorëve të rrezeve X: numëruesit kuantikë proporcionalë me kolimatorë dhe teleskopët me rreze X me një sistem fokusimi dhe detektorë të imazhit 1. E para prej tyre u përdor në Uhuru, e dyta në Einstein.
1 Në fakt, janë krijuar shumë më tepër lloje të ndryshme detektorësh me rreze X, por ne duam të tregojmë ndryshimin themelor midis tyre.
Një numërues proporcional është një version modern i një numëruesi Geiger, domethënë një tub i mbushur me gaz me dy elektroda - pozitive dhe negative. Një kuantik me rreze X, duke hyrë në tub përmes një dritareje të mbuluar me një film të hollë, jonizon gazin dhe elektrodat mbledhin jonet dhe elektronet e formuara në këtë proces. Duke matur pulsin e rrymës që lind, është e mundur të përcaktohet energjia e kuantit të regjistruar: ato janë afërsisht proporcionale me njëra -tjetrën (prandaj emri i numëruesit). Numëruesit proporcionalë janë të aftë të regjistrojnë kuantet në një gamë të gjerë energjie - nga 1 në 30 eV, dhe kanë një rezolucion të mirë spektral, domethënë, ata përcaktojnë energjinë kuantike me një saktësi prej 15-20%. Sidoqoftë, numëruesi proporcional në vetvete është si një pllakë fotografike pa lente: regjistron kuantet që vijnë nga të gjitha drejtimet. Nëse ka një sinjal, atëherë diku para sportelit ka një burim me rreze X, por ku saktësisht nuk dihet.
Për të përcaktuar drejtimin drejt burimit, përdoren kolimatorë me hije, të cilët japin qasje të lirë në banak vetëm për kuantet që vijnë nga një drejtim i caktuar, dhe i bëjnë hije numëratorit nga të gjithë kuantet e tjerë. Duke vazhduar analogjinë me një pllakë fotografike, mund të themi se duke e vendosur atë në fund të një pusi të thellë ose një tubi të gjatë, ne kemi mundësinë për të rregulluar drejtimin drejt burimeve të ndritshme si Dielli: sapo të jenë në bosht të "kolimatorit" tonë, pjata bëhet e zezë. Sidoqoftë, nuk mund të merrni një imazh të një objekti me një mjet të tillë: rezolucioni i tij këndor është i ulët dhe ndjeshmëria e tij është e ulët. Në fund të fundit, ai rregullon të gjitha kuantet që kalojnë përmes këtij "kolimatori" - si kuantet nga burimi ashtu edhe nga sfondi i qiellit. Dhe në rangun e rrezeve X, qielli është mjaft i ndritshëm. Situata të kujton vëzhgimin e ditës të yjeve nga sipërfaqja e Tokës: vetëm burimet e ndritshme - Dielli, Hëna, Venusi - janë të dukshme me sy të lirë, dhe yjet veniten në shkëlqimin e qiellit të ditës. Kolimatori është i pafuqishëm këtu (mbani mend: yjet nuk janë të dukshëm gjatë ditës nga fundi i një pusi të thellë!), Por një sistem optik - një teleskop - mund të ndihmojë. Krijon një imazh të një pjese të qiellit dhe bën të mundur vëzhgimin e yllit veçmas nga sfondi.
Një lente me rreze X, nëse është e fabrikuar, lejon që sporteli të izolojë burimin nga sfondi. Dhe nëse vendosni shumë numërues të vegjël në fokusin e një lente me rreze X, atëherë, si kokrrat e një emulsioni fotografik, ata do të ndërtojnë një fotografi të qiellit me rreze X dhe fotografia do të "ngjyroset", nëse këto numërues perceptojnë saktë energjinë e fotoneve të incidentit.
Fatkeqësisht, është shumë e vështirë të krijosh një lente me rreze X: kuantet e forta depërtojnë thellë në materialin e thjerrëzave, as duke u thyer e as duke reflektuar. Vetëm kuantet më me energji të ulët të rrezeve X, që bien shumë butë në një sipërfaqe metalike të lëmuar mirë, reflektohen prej tij sipas ligjeve të optikës gjeometrike. Prandaj, një lente me rreze X, e cila është një kombinim i një paraboloidi dhe një hiperboloidi të revolucionit, është shumë i ngjashëm me një tub pak të ngushtë. Zakonisht, për të kapur më shumë kuantë, bëhen disa thjerrëza me diametër të ndryshëm, por me të njëjtën gjatësi fokale, dhe ato përforcohen në mënyrë boshtore si një kukull fole. Pastaj të gjitha imazhet shtohen në planin fokal dhe amplifikohen reciprokisht. Një detektor i kuanteve të rrezeve X të vendosura në këtë plan rregullon koordinatat e tyre dhe i transmeton ato në një kompjuter, i cili sintetizon figurën.
Zona efektive dhe diapazoni spektral i pasqyrës kryesore të teleskopit AXAF në krahasim me teleskopin e Observatorit Hapësinor Einstein
Një teleskop me një diametër pasqyre prej 60 cm u instalua në Observatorin Einstein. Sidoqoftë, zona efektive e një pasqyre komplekse varej fuqishëm nga energjia e kuanteve hyrëse: për kuantet e butë të rrezeve X me një energji 0.25 keV, ajo ishte 400 cm 2 dhe u ul në 30 cm 2 për kuantet me energji 4 keV. Dhe për regjistrimin e kuanteve edhe më të vështira, teleskopi në përgjithësi ishte i papërshtatshëm.
Kjo është shumë e trishtueshme, sepse janë kuantet e vështira që mbajnë informacion unik. Çdo astronom e di se sa e rëndësishme është rregullimi i vijës spektrale të një elementi kimik: intensiteti i tij tregon përmbajtjen e elementit, dhe pozicioni në spektër tregon shpejtësinë e burimit (efekti Doppler). Sidoqoftë, pothuajse nuk ka linja në spektrin e rrezeve X; Zakonisht, spektri i gazit të nxehtë ndëryjor përmban vetëm një linjë hekuri me një energji fotoni prej rreth 7 keV. Shumë astrofizikanë ëndërrojnë të marrin një imazh të objekteve "të tyre" në të. Për shembull, studiuesit e galaktikave mund t'i përdorin ato për të përcaktuar përmbajtjen e elementeve të rëndë në kurorën e nxehtë të sistemeve yjore dhe në gazin ndërgalaktik; ata mund të matin shpejtësinë e grupimeve të galaktikave dhe të përcaktojnë drejtpërdrejt distancën prej tyre, gjë që do të bënte të mundur përsosjen e konstantës së Hubble dhe moshën e universit. Fatkeqësisht, teleskopi i Observatorit Einstein nuk është i aftë të veprojë në rajonin 7 keV: ndjeshmëria e tij është e kufizuar në intervalin 0.1 4-4 keV.
U nis në qershor 1990, observatori me rreze X ROSAT (Roentgen Satellite), i krijuar kryesisht nga specialistë gjermanë, megjithëse ka një ndjeshmëri më të lartë se Ajnshtajni, por diapazoni i tij i funksionimit është relativisht i vogël: 0.1 ÷ 2 keV. Rezolucioni këndor i ROSAT (4 ") është afërsisht i njëjtë me atë të Ajnshtajnit (2" ÷ 4 ").
Por teleskopi i vëzhgimit AXAF do të jetë në gjendje të ndërtojë një imazh në rangun prej 0.14-10 keV dhe në të njëjtën kohë do të japë një rezolucion si një teleskop optik i mirë (0.5 "). Duke pasur parasysh, për më tepër, se pasqyra e tij e përbërë do të kanë një diametër prej 1.2 m, kur vëzhgoni burimet e pikave, AXAF do të dalë gati njëqind herë më e ndjeshme se "Ajnshtajni". Kjo do të thotë se do të ketë qasje në pothuajse një mijë herë më shumë hapësirë për studimin e burimeve të një lloji të njohur ...
Për më tepër, AXAF do të pajiset me një spektrometër Bragg kristal me rezolucion të lartë, i cili do të bëjë të mundur përcaktimin e energjisë së kuanteve me një saktësi më të mirë se 0.1%. Parimi i funksionimit të kësaj pajisjeje është i ngjashëm me një grila difraksioni optik, por meqenëse gjatësia e valës së rrezatimit me rreze X është shumë e vogël, roli i grilës së difraksionit për të në spektografinë Bragg luhet nga një kristal natyror, distanca midis shtresave të atomeve në të cilat është afër gjatësisë së valës së rrezatimit me rreze X.
Faza e TRET OF E ASTRONOMIS-S-RREZET X
Në librin e P. R. Amnuel "Qielli në rrezet X" (Moskë: Nauka, 1984), jepet një analogji interesante midis rrezeve X dhe astronomisë optike. Studimi i qiellit me rreze X nga sateliti Uhuru ishte si të shikoje qiellin e natës me sy të lirë. Në të vërtetë, objekti më i ndritshëm "yjor" në qiell - Venusi - është 10 mijë herë më i ndritshëm se ylli më i zbehtë 6m, i arritshëm për syrin; i njëjtë është raporti i flukseve nga burimi më i ndritshëm i rrezeve X Sco X-1 dhe burimi më i dobët i zbuluar nga Uhuru. Nisja e teleskopit në Observatorin Einstein, 100 herë më i ndjeshëm se Uhuru, ishte ekuivalent me shfaqjen e një teleskopi optik të një niveli modest amator, në të cilin yjet deri në 11 m janë të dukshëm. Dhe një 100 herë më e ndjeshme AXAF do të jetë si një teleskop i mirë profesional për të cilin ka yje deri në 16 m.
Çdo observator i ri orbital jep kontributin e tij të rëndësishëm në astronomi. Edhe mjetet me parametra tradicionalë janë në gjendje të mbledhin një sërë informacionesh unike dhe të bëjnë shumë zbulime; një shembull i kësaj është observatori rus "Granat" (Toka dhe Universi, 1993, Nr. 1, f. 17.- Ed.). Evenshtë edhe më e rëndësishme të krijohen pajisje me karakteristika unike, secila prej të cilave do të japë një përparim në shkencë. Vetëm një shembull: para fillimit të vëzhgimit GRO, vetëm dy pulsarë u regjistruan në gamën gama - Gaforrja dhe Vela - dhe tani ka rreth 500 prej tyre! Prandaj, astrofizikanët mezi po presin fillimin e funksionimit të vëzhgimeve të reja të mëdha në orbitë.
Qëllimi kryesor i teleskopëve është të mbledhin sa më shumë rrezatim nga një trup qiellor. Kjo ju lejon të shihni objekte të errëta. Së dyti, teleskopët përdoren për të parë objektet në një kënd të lartë, ose, siç thonë ata, për zmadhim. Rezolucioni i hollësive të imta është përdorimi i tretë i teleskopëve. Sasia e dritës që ata grumbullojnë dhe zgjidhja e detajeve në dispozicion varet shumë nga zona e përbërësit kryesor të teleskopit - lentet e tij. Lentet pasqyrohen dhe lentet.
Teleskopët e lenteve.
Lentet, në një mënyrë ose në një tjetër, përdoren gjithmonë në një teleskop. Por në teleskopët thyes, lentet janë përbërësi kryesor i teleskopit - objektivi i tij. Kujtoni që thyerja është thyerje. Një lente thjerrëze thyen rrezet e dritës dhe i mbledh ato në një pikë të quajtur pika fokale e lenteve. Në këtë pikë, është ndërtuar një imazh i objektit të studimit. Për ta parë atë, përdorni një lente të dytë - një okular. Shtë pozicionuar në mënyrë që fokusi i okularit dhe lenteve të përputhet. Meqenëse shikimi i njerëzve është i ndryshëm, okulari bëhet i lëvizshëm në mënyrë që të jetë e mundur të arrihet një imazh i qartë. Ne e quajmë këtë mprehje. Të gjithë teleskopët kanë një veçori të pakëndshme - devijime. Aberracionet janë shtrembërime që ndodhin kur drita kalon nëpër sistemin optik të teleskopit. Devijimet kryesore shoqërohen me papërsosmërinë e lenteve. Teleskopët e lenteve (dhe teleskopët në përgjithësi) kanë disa devijime. Ne do të përmendim vetëm dy prej tyre. E para lidhet me faktin se rrezet me gjatësi vale të ndryshme thyhen pak më ndryshe. Për shkak të kësaj, ekziston një fokus për rrezet blu, dhe një tjetër, i vendosur më larg nga lentet për rrezet e kuqe. Rrezet me gjatësi vale të tjera mblidhen secila në një vend të ndryshëm midis këtyre dy vatrave. Si rezultat, ne shohim imazhe të objekteve të pikturuara në një ylber. Ky devijim quhet kromatik. Gabimi i dytë i fortë është shmangia sferike. Ajo lidhet me faktin se lentet, sipërfaqja e së cilës është pjesë e sferës, në fakt, nuk mbledh të gjitha rrezet në një pikë. Rrezet që udhëtojnë në distanca të ndryshme nga qendra e thjerrëzave mblidhen në pika të ndryshme, kjo është arsyeja pse imazhi është i paqartë. Ky devijim nuk do të ekzistonte nëse thjerrëzat do të kishin një sipërfaqe paraboloid, por një detaj i tillë është i vështirë për tu prodhuar. Për të zvogëluar devijimet, bëhen sisteme komplekse, jo me dy lente. Pjesë shtesë janë futur për të korrigjuar devijimet e lenteve. Udhëheqësi i mbajtur prej kohësh midis teleskopëve të lenteve është teleskopi Observatori Yerkes me një lente 102 centimetra.
Teleskopët reflektues.
Në teleskopët e thjeshtë të pasqyrave, teleskopët reflektues, lente është një pasqyrë sferike që mbledh rrezet e dritës dhe i reflekton ato me ndihmën e një pasqyre shtesë drejt okularit - lentet në fokusin e së cilës është ndërtuar imazhi. Refleksi është një reflektim. Teleskopët reflektues nuk vuajnë nga devijimi kromatik, pasi drita në thjerrëzat nuk thyhet. Nga ana tjetër, reflektorët kanë një shmangie sferike më të theksuar, e cila, nga rruga, kufizon shumë fushën e shikimit të teleskopit. Teleskopët refleks përdorin gjithashtu modele komplekse, sipërfaqe pasqyre të ndryshme nga ato sferike, etj.
Teleskopët refleks janë më të lehtë dhe më të lirë për tu bërë. Kjo është arsyeja pse prodhimi i tyre është zhvilluar me shpejtësi në dekadat e fundit, ndërsa teleskopët e rinj me lente të mëdha nuk janë bërë për një kohë shumë të gjatë. Teleskopi më i madh i pasqyrave ka një lente komplekse me disa pasqyra, ekuivalente me një pasqyrë të tërë me diametër 11 metra. Lentja më e madhe monolit e pasqyrës ka pak më shumë se 8 metra. Teleskopi më i madh optik në Rusi është teleskopi pasqyrë 6 metrash BTA (Teleskopi i Madh Azimuthal). Teleskopi ka qenë prej kohësh më i madhi në botë.
Karakteristikat e teleskopit.
Zmadhimi i teleskopit. Zmadhimi i teleskopit është i barabartë me raportin e gjatësive fokale të objektivit dhe okularit. Nëse, të themi, gjatësia fokale e objektivit është dy metra, dhe okulari është 5 cm, atëherë zmadhimi i një teleskopi të tillë do të jetë 40 herë. Nëse ndryshoni okularin, mund të ndryshoni edhe zmadhimin. Kjo është ajo që bëjnë astronomët, në fund të fundit, nuk ndryshojnë, në fakt, një lente të madhe?!
Dil nga nxënësi. Imazhi që okulari ndërton për syrin, në rastin e përgjithshëm, mund të jetë ose më i madh se bebja e syrit ose më e vogël. Nëse imazhi është më i madh, atëherë një pjesë e dritës nuk do të hyjë në sy, kështu, teleskopi nuk do të përdoret 100%. Ky imazh quhet bebja e daljes dhe llogaritet me formulën: p = D: W, ku p është pupla e daljes, D është diametri objektiv dhe W është zmadhimi i teleskopit me këtë okular. Duke supozuar një madhësi të bebëzës së syrit prej 5 mm, është e lehtë të llogaritet zmadhimi minimal që është i arsyeshëm për t'u përdorur me një lente teleskopi të caktuar. Ne e marrim këtë kufi për një lente prej 15 cm: 30 herë.
Rezolucioni i teleskopit
Meqenëse drita është një valë, dhe valët karakterizohen jo vetëm nga thyerja, por edhe nga difraksioni, as teleskopi më i përsosur nuk jep një imazh të një ylli pikë në formën e një pike. Imazhi ideal i një ylli duket si një disk me disa unaza koncentrike (me një qendër të përbashkët), të cilat quhen unaza difraksioni. Madhësia e diskut të difraksionit është ajo që kufizon zgjidhjen e teleskopit. Çdo gjë që mbulon ky disk me vetveten nuk mund të shihet në këtë teleskop. Madhësia këndore e diskut të difraksionit në sekonda hark për një teleskop të caktuar përcaktohet nga një marrëdhënie e thjeshtë: r = 14 / D, ku diametri D i objektivit matet në centimetra. Teleskopi pesëmbëdhjetë centimetër i përmendur më sipër ka një rezolucion kufizues pak më pak se një sekondë. Nga formula del se zgjidhja e një teleskopi varet tërësisht nga diametri i objektivit të tij. Këtu është një arsye tjetër për ndërtimin e teleskopëve më të mëdhenj të mundshëm.
Vrima relative. Raporti i diametrit të një lente me gjatësinë fokale të saj quhet raport i hapjes. Ky parametër përcakton hapjen e teleskopit, domethënë, afërsisht, aftësinë e tij për të shfaqur objekte të ndritshme. Objektivat me një raport të hapjes 1: 2 - 1: 6 quhen lente të shpejtë. Ato përdoren për të fotografuar objekte të zbehta siç janë mjegullnajat.
Teleskop pa sy.
Një nga pjesët më të pabesueshme të një teleskopi ka qenë gjithmonë syri i vëzhguesit. Secili person ka syrin e tij, me karakteristikat e tij. Njëri sy sheh më shumë, tjetri më pak. Çdo sy i sheh ngjyrat ndryshe. Syri i njeriut dhe kujtesa e tij nuk janë në gjendje të ruajnë të gjithë figurën e ofruar për soditje me një teleskop. Prandaj, sa më shpejt që të jetë e mundur, astronomët filluan të zëvendësojnë syrin me instrumente. Nëse vendosni një aparat fotografik në vend të një okular, atëherë imazhi i marrë nga lentet mund të kapet në një pjatë fotografike ose film fotografik. Pllaka fotografike është e aftë të ruajë rrezatimin e dritës, dhe ky është avantazhi i padiskutueshëm dhe i rëndësishëm i tij mbi syrin e njeriut. Fotografitë me ekspozim të gjatë janë të afta të shfaqin në mënyrë të pakrahasueshme më shumë sesa një person mund të shohë përmes të njëjtit teleskop. Dhe natyrisht, fotografia do të mbetet si një dokument, të cilit mund t'i referohemi vazhdimisht më vonë. Një mjet edhe më modern është CCD - kamerat e lidhura me ngarkesë polare. Këto janë mikroqarqe të ndjeshme ndaj dritës që zëvendësojnë pllakën fotografike dhe transmetojnë informacionin e grumbulluar në kompjuter, pas së cilës ata mund të bëjnë një fotografi të re. Spektri i yjeve dhe objekteve të tjera studiohen duke përdorur spektrografë dhe spektrometra të bashkangjitur në teleskop. Asnjë sy nuk është në gjendje të dallojë ngjyrat dhe të masë distancat midis linjave në spektër aq qartë sa pajisjet e emërtuara mund të bëjnë lehtësisht, gjë që gjithashtu do të kursejë imazhin e spektrit dhe karakteristikat e tij për kërkime të mëtejshme. Së fundi, askush nuk mund të shikojë përmes dy teleskopëve me një sy në të njëjtën kohë. Sistemet moderne të dy ose më shumë teleskopëve, të bashkuar nga një kompjuter dhe të ndarë nga njëri -tjetri, ndonjëherë në distanca prej dhjetëra metrash, bëjnë të mundur arritjen e rezolucioneve mahnitëse të larta. Sisteme të tilla quhen interferometra. Një shembull i një sistemi prej 4 teleskopësh është VLT. Nuk është rastësi që ne kemi kombinuar deri në katër lloje teleskopësh në një nënseksion. Atmosfera e Tokës ngurron të transmetojë gjatësinë valore elektromagnetike përkatëse, kështu që teleskopët për studimin e qiellit në këto vargje priren të kryhen në hapësirë. Zhvillimi i degëve ultravjollcë, rreze X, gama dhe infra të kuqe të astronomisë lidhet drejtpërdrejt me zhvillimin e astronautikës.
Radio teleskopët.
Objektivi i një teleskopi radio është më shpesh një tas metalik paraboloid. Sinjali i mbledhur merret nga një antenë e vendosur në fokusin e lenteve. Antena është e lidhur me një kompjuter, i cili zakonisht përpunon të gjithë informacionin, duke ndërtuar imazhe me ngjyra konvencionale. Një teleskop radio, si një marrës radio, është i aftë të marrë njëkohësisht vetëm një gjatësi vale të caktuar. Në librin e BA Vorontsov-Velyaminov "Ese mbi Universin" ekziston një ilustrim shumë interesant i lidhur drejtpërdrejt me temën e bisedës sonë. Në një observator, të ftuarve iu kërkua të afroheshin në tryezë dhe të merrnin një copë letër prej saj. Një burrë mori një copë letër dhe në anën e pasme lexoi diçka si më poshtë: "Duke marrë këtë copë letër, keni shpenzuar më shumë energji sesa kanë marrë të gjithë radio teleskopët në botë gjatë gjithë ekzistencës së radio astronomisë." Nëse e keni lexuar këtë pjesë (dhe duhet ta keni), atëherë duhet të mbani mend se valët e radios kanë gjatësinë e valës më të gjatë nga të gjitha llojet e rrezatimit elektromagnetik. Kjo do të thotë se fotonet që korrespondojnë me valët e radios bartin shumë pak energji. Për të mbledhur një sasi të arsyeshme informacioni rreth yjeve në rrezet e radios, astronomët po ndërtojnë teleskopë të mëdhenj. Qindra metra-ky është kufiri jo aq i mahnitshëm për diametrat e lenteve, i cili është arritur nga shkenca moderne. Për fat të mirë, gjithçka në botë është e ndërlidhur. Ndërtimi i radio teleskopëve gjigantë nuk shoqërohet me të njëjtat komplekse në trajtimin e sipërfaqes së lenteve që janë të pashmangshme në ndërtimin e teleskopëve optikë. Gabimet e lejueshme të sipërfaqes janë proporcionale me gjatësinë e valës, prandaj, ndonjëherë, tasat metalikë të radio teleskopëve nuk janë një sipërfaqe e lëmuar, por thjesht një grila, dhe kjo nuk ndikon në cilësinë e pritjes në asnjë mënyrë. Gjatësia e valëve të gjata gjithashtu bën të mundur ndërtimin e sistemeve madhështore të interferometrit. Ndonjëherë teleskopët nga kontinente të ndryshme përfshihen në projekte të tilla. Projektet përfshijnë interferometra në shkallë hapësinore. Nëse ato realizohen, radio astronomia do të arrijë kufij të paparë në zgjidhjen e objekteve qiellore. Përveç mbledhjes së energjisë së emetuar nga trupat qiellorë, radio teleskopët mund të "ndriçojnë" sipërfaqen e trupave të sistemit diellor me rreze radio. Një sinjal i dërguar, të themi nga Toka në Hënë, do të reflektohet nga sipërfaqja e satelitit tonë dhe do të merret nga i njëjti teleskop që dërgoi sinjalin. Kjo metodë kërkimore quhet radar. Mund të mësoni shumë me radarë. Për herë të parë, astronomët kanë mësuar se Mërkuri rrotullohet në boshtin e tij në këtë mënyrë. Distanca nga objektet, shpejtësia e lëvizjes dhe rrotullimit të tyre, lehtësimi i tyre, disa të dhëna mbi përbërjen kimike të sipërfaqes - këto janë informacionet e rëndësishme që mund të zbulohen me metodat e radarit. Shembulli më ambicioz i një kërkimi të tillë është harta e plotë e sipërfaqes së Venusit, e kryer nga AMS "Magellan" në kthesën e viteve 80 dhe 90. Siç mund ta dini, ky planet fsheh sipërfaqen e tij nga syri i njeriut pas një atmosfere të dendur. Valët e radios kalojnë nëpër retë pa pengesa. Tani ne dimë më mirë për relievin e Venusit sesa për relievin e Tokës (!), Sepse në Tokë mbulesa e oqeaneve parandalon studimin e shumicës së sipërfaqes së ngurtë të planetit tonë. Mjerisht, shpejtësia e përhapjes së valëve të radios është e madhe, por jo e pakufizuar. Përveç kësaj, me distancën e radio teleskopit nga objekti, shpërndarja e sinjalit të dërguar dhe të reflektuar rritet. Në distancën Jupiter-Tokë, sinjali tashmë është i vështirë për t’u marrë. Radari është një armë përleshje sipas standardeve astronomike.
TELESKOPI RREGULLOR
Instrument për studimin e kohës dhe spektrit. Shën në burimet e kozm. rreze x rrezatimi, si dhe për të përcaktuar koordinatat e këtyre burimeve dhe për të ndërtuar imazhet e tyre.
Pajisjet ekzistuese radioaktive veprojnë në rangun e energjisë e fotoneve me rreze X. rrezatimi nga 0.1 në qindra keV, domethënë në intervalin e gjatësisë së valës nga 10 nm deri në të qindtat e një nm. Për kryerjen e astronomisë. vëzhgimet në këtë rajon të gjatësisë së valës R. t. ngrihen përtej atmosferës tokësore në raketa ose satelitë, që nga rrezet x. rrezatimi absorbohet fuqishëm nga atmosfera. Rrezatimi me e> 20 keV mund të vërehet duke filluar nga lartësitë = 30 km nga balona.
R. t. Lejon:
1) regjistrohuni me efikasitet të lartë të rrezeve x. fotone;
2) për të ndarë ngjarjet që korrespondojnë me goditjen e fotoneve të gamës së kërkuar të energjisë nga sinjalet e shkaktuara nga veprimi i ngarkesës. ch-c dhe fotonet gama;
3) përcaktoni drejtimin e mbërritjes së rrezeve X. rrezatimi.
Në R. t. Për gamën 0.1-30 keV, një numërues proporcional i mbushur me një përzierje gazi (Ar + CH4, Ar + CO2, ose Xe + CO2) shërben si një detektor foton. Thithja e rrezeve X një foton nga një atom gazi shoqërohet me emetimin e një fotoelektroni (shih EMISIONIN FOTOELEKTRONIK), elektronet Auger (shiko EFFEKTIN AUGER) dhe fotonet fluoreshente (shih FLUORESCENCEN). Elektroni fotoelektron dhe Auger shpejt humbasin energjinë e tyre për të jonizuar gazin, fotonet fluoreshente gjithashtu mund të absorbohen shpejt nga gazi për shkak të efektit fotoelektrik. Në këtë rast, numri i përgjithshëm i çifteve të formuara elektron-jon është proporcional. rreze x të energjisë. foton Kështu, energjia e rrezeve X rikthehet nga pulsi aktual në qarkun e anodës. foton
Oriz. 1. Një diagram i rrezeve X. një teleskop me një kolimator të çarë; b - funksionimi i teleskopit në modalitetin e skanimit.
Në kushte normale, R. e t. Irshtë rrezatuar me rryma të fuqishme ngarkesash. ch-c dhe fotonet gama dek. energjitë, detektori i t. i thekrës së R. regjistron së bashku me roentgen. fotone nga burimi i rrezatimit i hetuar. Për të ndarë rrezet x. fotonet nga sfondi i përgjithshëm, aplikohet metoda e antikoincidencës (shiko METODN E PATRPARIMIT). Ardhja e rrezeve X. fotonet gjithashtu fiksohen sipas formës së impulsit elektrik që krijojnë. aktuale, që kur është ngarkuar. ch-ts japin sinjale që janë më të zgjatura në kohë sesa ato të shkaktuara nga rrezet x. fotonet.
Për të përcaktuar drejtimin e rrezeve X. Burimi është një pajisje e përbërë nga një kolimator i çarë dhe një sensor ylli i fiksuar fort në të në të njëjtën kornizë. Kolimatori (grupi i pllakave) kufizon fushën e shikimit të R. t. Dhe kalon rrezet X. fotonet që udhëtojnë vetëm në një kënd të vogël të ngurtë (= 10-15 gradë katrore). Rreze X fotoni që kalon përmes kolimatorit (Fig. 1, a) regjistrohet lart. vëllimi i numëruesit. Pulsi aktual që rezulton përgjatë qarkut lart. anoda kalon nëpër qarkun kundër rastësisë (meqenëse nuk ka sinjal frenues nga anoda e poshtme) dhe i jepet analizuesit për të përcaktuar kohën dhe energjinë. haron-k foton. Pastaj informacioni transmetohet në Tokë me telemetri. Në të njëjtën kohë, informacioni nga sensori i yjeve transmetohet për yjet më të ndritshëm në fushën e tij të shikimit. Ky informacion bën të mundur përcaktimin e pozicionit të akseve të R. të t. Në hapësirën në kohën e mbërritjes së fotonit.
Gjatë funksionimit të R. t. Në mënyrën e skanimit, drejtimi drejt burimit përcaktohet si pozicioni i R. t., Në të cilën shkalla e numërimit arrin një maksimum. Kënd Rezolucioni i R. i t. Me një kolimator të çarë ose një kolimator të ngjashëm qelizor është disa dhjetëra minuta me hark.
Në mënyrë të konsiderueshme më mirë. rezolucioni (= disa dhjetëra sekonda) zotërohen nga R. t. me modul. kolimatorët (Fig. 2, a). Modulues. kolimatori përbëhet nga dy (ose më shumë) rrjeta një-dimensionale tela të instaluara midis detektorit dhe kolimatorit të çarë, për të cilat ky i fundit ngrihet mbi detektorin në një lartësi prej = 1 m dhe vëzhgimet kryhen në secilën mënyrë skanimi (Fig. 1, b) ose rrotullimi rreth boshtit, pingul me rrafshin e rrjetave. Telat në secilën rrjetë kolimatori janë vendosur paralelisht me njëri -tjetrin në një distancë të barabartë me diametrin e telit. Prandaj, kur burimi lëviz nëpër fushën e shikimit të R. t.Hijet nga lart. telat rrëshqasin përgjatë pjesës së poshtme. rrjet, duke goditur telat, dhe pastaj shkalla e numërimit është maksimale, pastaj midis tyre, dhe pastaj është minimale (sfond).
Kënd shpërndarja e shpejtësisë së numërimit të R. të t. me modulim. një kolimator (funksioni i ekranit) është treguar në Fig. 2, b. Për modulimin e n-rrjetit kënd kolimator midis maksimave ngjitur q0 = 2n -1qr, ku qr = d / l - ang. Leja e R. e t. Në shumicën e rasteve R. e t. Me modul. kolimatorët japin një lokalizim të saktë të rrezeve X. burime, të mjaftueshme për identifikimin e tyre me objektet qiellore që emetojnë në vargje të tjera të e-magn. dallgët.
Me modulim kolimatorët kanë filluar të konkurrojnë me teknikën e kodimit. hapje që lejon qr 
Oriz. 2. a - pajisje me rreze X. teleskop me modulim kolimator; b - ang. shpërndarja e normës së numërimit.
Pozicioni i burimit të rrezeve X rrezatimi në fushën e shikimit të R. të t. përcaktohet nga pozicioni i korrelacionit maksimal. funksioni midis shpërndarjes së marrë të shkallës së numërimit mbi sipërfaqen e detektorit dhe funksionit të transmetimit të ekranit.
Në rangun e energjisë e> 15 keV, kristalet përdoren si detektorë të t radioaktiv. scintillators NaI (Tl) (shih KUNSHILLIMIN E SINTILIMIT); për të shtypur ngarkesën e sfondit. h-t e energjive të larta dhe fotonet gama vendosen në antikoincidencë me krizat e para. scintillators CsI (Tl). Kolimatorët aktivë përdoren për të kufizuar fushën e shikimit në një radar të tillë. Ato janë cilindra të bërë nga shintillatorë të ndezur për antikoincidencë me shintillatorët NaI (Tl).
Në rangun e energjisë nga 0.1 në disa. keV janë më të efektshmet R. t., në të cilat fokusimi i rrezatimit që ndodh në kënde të vogla në pasqyrën e fokusimit kryhet (Fig. 3). Ndjeshmëria e një R. të tillë të t. Në = 103 herë tejkalon R. e t. Të strukturave të tjera për shkak të aftësisë së tij për të mbledhur rrezatim nga mesatarja. zonë dhe drejtpërdrejt në një detektor të dimensioneve të vogla, gjë që rrit ndjeshëm raportin sinjal-zhurmë. R. t., E ndërtuar sipas kësaj skeme, jep një imazh dy-dimensional të burimit të rrezeve X. rrezatimi është i ngjashëm me atë optik konvencional. teleskop
Oriz. 3. Skema e fokusimit të rrezeve X. teleskop
Për të ndërtuar një imazh në një R. të fokusuar të t., Përmasat e ndjeshme ndaj pozicionit përdoren si detektorë. kamera, detektorë mikrokanale dhe pajisje të lidhura me ngarkesë (CCD). Kënd zgjidhja në rastin e parë përcaktohet nga Ch. arr hapësirat. rezolucioni i kamerës dhe është = 1 ", detektorët e mikrokanaleve dhe CCD-të japin 1-2" (për trarët afër boshtit). Me spektrometrik. kërkimi përdor detektorë PP, kristale Bragg. spektrometra dhe difraksion. grilë me pozicion të ndjeshëm detektorë. Kozmos. burimet e rrezeve x. rrezatimet janë shumë të ndryshme. Rreze X Rrezatimi diellor u zbulua në 1948 në SHBA nga një raketë që ngriti numëruesit Geiger lart. shtresat e atmosferës. Në vitin 1962, grupi i R. Giacconi (SHBA) zbuloi gjithashtu burimin e parë të rrezeve X nga një raketë. rrezatimi jashtë sistemit diellor-"Scorpion X-1", si dhe sfondi i përhapur i rrezeve X, me sa duket, ekstragalaktik. prejardhje. Deri në vitin 1966, si rezultat i eksperimenteve në raketa, përafërsisht. 30 rreze x diskrete. burimet. Me lëshimin në orbitë të një serie të veçantë. AES ("UHURU", "Ariel", "SAS-3", "Vela", "Copernicus", "KHEAO", etj.) Me R. t. Decomp. llojet janë gjetur qindra rreze x. burimet (galaktike dhe ekstragalaktike, të zgjeruara dhe kompakte, të palëvizshme dhe të ndryshueshme). Znj. nga këto burime ende nuk janë identifikuar me burimet që shfaqen në optikë. dhe vargjet e tjera të el.-magn. rrezatimi. Ndër galaktikat e identifikuara. objektet: mbyllni sistemet binare të yjeve, një nga përbërësit e të cilave është rrezet X. pulsar; pulsarë të vetëm (Gaforrja, Vela); mbetjet e supernovës (burime të zgjeruara); burime të përkohshme (kalimtare) që rrisin ndjeshëm shkëlqimin në rrezet X. varg dhe vdes përsëri me kalimin e kohës nga disa. minuta në disa. muaj; t. n b a rsters - burime të fuqishme ndezëse të rrezeve X. rrezatimi me një kohë karakteristike të ndezjes së rendit të disa. sekonda. Për të identifikuar ekstragalaktikë. objektet përfshijnë galaktikat aty pranë (Retë Magellanike dhe Mjegullnaja Andromeda), radio galaktikat Virgjëresha-A (M87) dhe Centaurus-A (NGC 5128), kuazarët (në veçanti, ZC 273), Seyfert dhe galaktika të tjera me bërthama aktive; grupet e galaktikave janë burimet më të fuqishme të rrezeve X. rrezatimi në Univers (në to gazi i nxehtë ndërgalaktik me një temperaturë prej 50 milion K është përgjegjës për rrezatimin). Pjesa dërrmuese e kozmosit. rreze x burimet yavl. objekte krejtësisht të ndryshme nga ato që njiheshin para fillimit të rrezeve x. astronomi, dhe mbi të gjitha ato dallohen nga një lëshim i madh i energjisë. Shkëlqim galaktik. rreze x burimet arrijnë në 1036-1038 erg / s, që është 103-105 herë më e lartë se lirimi i energjisë diellore në të gjithë gamën e gjatësisë së valës. Në ekstragalaktikë. u regjistruan ndriçueshmëri deri në 1045 erg / s, gjë që tregon natyrën e pazakontë të mekanizmave të rrezatimit të shfaqur këtu. Në sistemet e ngushta binare yjore, për shembull, si DOS. mekanizmi i lëshimit të energjisë konsiderohet tejmbushja e një substance nga një përbërës (një yll gjigant) në një tjetër (një yll neutron ose një vrimë e zezë) - akrecion i diskut, me të cilin substanca që bie në yll formon një disk pranë këtij ylli, ku substanca për shkak të fërkimit nxehet dhe fillon të rrezatojë intensivisht. Ndër hipotezat e mundshme për origjinën e rrezeve X të përhapura. sfond, së bashku me supozimin e rrezatimit termik nga nxehtësia ndërgalaktike. gazi, konsiderohet efekti i kundërt Compton i el-nons në fotonet IR të lëshuara nga galaktikat aktive, ose në fotonet e rrezatimit relikt. Të dhënat vëzhguese nga satelitët KHEAO-B tregojnë se një kontribut i rëndësishëm (> 35%) në përhapjen e rrezeve X. sfondi jepet nga burime të largëta diskrete, Ch. arr kuazaret
"TELESCOP X-RAY" në libra
4.2 Rreze X të dosjes së pengut elektronik
Nga libri Zalogovik. Gjithçka rreth kolateralit bankar nga personi i parë autori Volkhin Nikolay4.2 Imazhi me rreze X i dosjes së pengut elektronik Funksionimi i plotë i sistemit për kufizimin e punës në rrjet dhe përdorimi i një modeli progresiv të strukturës organizative është i mundur me kusht që të ketë një fushë të vetme informacioni në të gjitha divizionet
Duket si një rreze X
Nga libri Fenomene Misterioze të Natyrës autori Pons Pedro PalaoDuket si një rreze X. Nuk ka aftësi për të fotografuar ose zhvilluar film. Ajo nuk ka nevojë për të, sepse ajo vetë është si një makinë me rreze X. Në vitin 2004, lajme më shumë se të pabesueshme u shfaqën në media. E përditshmja britanike The
Spektri i rrezeve X të elementeve të pazbuluar
Nga libri Çfarë thotë drita autori Suvorov Sergei GeorgievichSpektri i rrezeve X i elementeve të pazbuluar Së fundi, studimi i ligjeve të spektrave të rrezeve X çoi në zbulimin e elementeve të rinj. Ne shohim që nga frekuenca e rrezeve X të serisë K të një elementi është e mundur të përcaktohet se çfarë është ngarkesa bërthamore e atomeve të saj, në
Teleskop
Nga libri Tweets rreth Universit nga Chaun MarcusTeleskopi 122. Kush e shpiku teleskopin? Askush nuk e di me siguri. Teleskopët e parë primitivë mund të kenë ekzistuar tashmë në fund të shekullit të 16 -të, ndoshta edhe më herët. Edhe pse me cilësi shumë të dobët. Përmendja e parë e teleskopit ("tuba për të parë larg") - në një kërkesë për patentë të datës 25 shtator
27. TELESKOPI
Nga libri i 100 shpikjeve të mëdha autori Ryzhov Konstantin Vladislavovich27. TELESKOPI Ashtu si syzet, teleskopi u krijua nga një person larg shkencës. Dekarti në "Dioptri" i tij tregon për këtë shpikje të rëndësishme: "Për turp të historisë së shkencave tona, një shpikje e tillë e jashtëzakonshme u bë së pari thjesht nga përvoja dhe, për më tepër,
Aparat me rreze X
autori Ekipi i autorëveMakinë me rreze X Një aparat me rreze X është një pajisje e krijuar për studimin (diagnostikimin me rreze X) dhe trajtimin e sëmundjeve (terapi me rreze X) duke përdorur rreze X. Disiplina që merret me diagnostikimin me rreze X dhe rrezet X quhet terapi
Goniometër me rreze X
Nga libri Enciklopedia e Madhe e Teknologjisë autori Ekipi i autorëveGoniometri me rreze X (shiko "Kamera me rreze X", "Difraktometri me rreze X") Goniometër me rreze X-një pajisje që regjistron një model difraksioni në një film fotografik, duke përdorur pozicionin e mostrës së vëzhguar dhe detektorin, që shkakton Difraksioni i rrezeve X.
Difraktometri me rreze X
Nga libri Enciklopedia e Madhe e Teknologjisë autori Ekipi i autorëveDifraktometri me rreze X (shih "Goniometri me rreze X") Një difraktometër me rreze X është një pajisje që përcakton intensitetin dhe drejtimin e rrezatimit me rreze X, i cili shpërndahet nga objekti në studim, i cili ka një strukturë kristalore. Ajo mat
Mikroskop me rreze X
Nga libri Enciklopedia e Madhe e Teknologjisë autori Ekipi i autorëveMikroskopi me rreze X Një mikroskop me rreze X është një pajisje që shqyrton strukturën dhe strukturën mikroskopike të një objekti duke përdorur rrezatimin me rreze X. Një mikroskop me rreze X ka një kufi më të lartë të rezolucionit sesa një mikroskop drite sepse
Teleskop
Nga libri Enciklopedia e Madhe e Teknologjisë autori Ekipi i autorëveTeleskopi teleskop (nga greqishtja tele - "larg", "larg" dhe fushë - "shikim") është një pajisje për studimin e trupave qiellorë. Strukturisht dhe sipas parimit të funksionimit, teleskopët ndahen në optikë, rreze X, teleskopët gama, teleskopët ultravjollcë, infra të kuqe dhe radio ...
Makinë me rreze X Më 8 nëntor 1895, profesori në Universitetin e Würzburg (Gjermani) Wilhelm Roentgen, duke i uruar gruas së tij natën e mirë, zbriti në laboratorin e tij për të punuar pak më shumë. Kur ora e murit goditi njëmbëdhjetë, shkencëtari u fik llamba dhe papritmas
