Рентгеновский телескоп ( РРТ ) — это телескоп , предназначенный для наблюдения за удаленными объектами в рентгеновском спектре. Рентгеновские лучи поглощаются атмосферой Земли , поэтому приборы для обнаружения рентгеновских лучей необходимо поднимать на большую высоту с помощью воздушных шаров , зондирующих ракет и спутников .
Основными элементами телескопа являются оптика ( фокусирующая или коллимирующая ), которая собирает излучение, поступающее в телескоп, и детектор , на котором излучение собирается и измеряется. Для этих элементов использовались различные конструкции и технологии.
Многие рентгеновские телескопы на спутниках состоят из нескольких небольших систем детектор-телескоп, возможности которых суммируются или дополняют друг друга, а также дополнительных фиксированных или съемных элементов [1] [2] (фильтров, спектрометров), которые добавляют прибору функциональные возможности.
Рентгеновские телескопы впервые были использованы в астрономии для наблюдения за Солнцем , которое было единственным источником на небе, достаточно ярким в рентгеновских лучах для обнаружения этими ранними телескопами. Поскольку Солнце очень яркое в рентгеновских лучах, ранние рентгеновские телескопы могли использовать небольшой фокусирующий элемент, и рентгеновские лучи можно было обнаружить с помощью фотопленки. Первое рентгеновское изображение Солнца с помощью ракетного телескопа было получено Джоном В. Линдси из Центра космических полетов имени Годдарда в НАСА и его коллегами в 1963 году. Первый орбитальный рентгеновский телескоп летал на Skylab в начале 1970-х годов и записал более 35 000 изображений полного диска Солнца за 9 месяцев. [3]
Первый специализированный рентгеновский спутник Uhuru был запущен НАСА в 1970 году. За 2,5 года своего существования он обнаружил 339 источников рентгеновского излучения. [4]
Обсерватория Эйнштейна , запущенная в 1978 году, была первой рентгеновской обсерваторией с получением изображений. Она получила рентгеновские изображения высокого разрешения в диапазоне энергий от 0,1 до 4 кэВ звезд всех типов, остатков сверхновых, галактик и скоплений галактик. Другим крупным проектом был ROSAT (активный с 1990 по 1999 год), который представлял собой тяжелую рентгеновскую космическую обсерваторию с фокусирующей рентгеновской оптикой, и европейский EXOSAT . [4]
Рентгеновская обсерватория Chandra была запущена NASA в 1999 году и работает уже более 25 лет на высокой эллиптической орбите, возвращая тысячи изображений с разрешением 0,5 угловой секунды и спектры высокого разрешения всех видов астрономических объектов в диапазоне энергий от 0,5 до 8,0 кэВ. Разрешение Chandra примерно в 50 раз превосходит разрешение ROSAT. [3]
Спутники, используемые сегодня, включают обсерваторию XMM-Newton ESA (низко-среднеэнергетическое рентгеновское излучение 0,1-15 кэВ), обсерваторию Swift NASA , обсерваторию Chandra и телескоп IXPE . JAXA запустила телескоп XRISM , а ISRO запустила Aditya-L1 и XPoSat .
Космический аппарат GOES 14 несет на борту солнечный рентгеновский тепловизор для мониторинга рентгеновского излучения Солнца с целью раннего обнаружения солнечных вспышек, выбросов корональной массы и других явлений, которые влияют на геокосмическую среду. [5] Он был запущен на орбиту 27 июня 2009 года в 22:51 по Гринвичу с космодрома 37B на базе ВВС США на мысе Канаверал .
Китайский телескоп жесткой рентгеновской модуляции был запущен 15 июня 2017 года для наблюдения за черными дырами, нейтронными звездами, активными ядрами галактик и другими явлениями на основе их рентгеновского и гамма-излучения. [6]
Рентгеновский спутник Lobster-Eye был запущен 25 июля 2020 года CNSA, что сделало его первым телескопом на орбите, использующим технологию визуализации lobster-eye для сверхбольшого поля зрения для поиска сигналов темной материи в диапазоне рентгеновских энергий. [7] Lobster Eye Imager for Astronomy был запущен 27 июля 2022 года в качестве демонстратора технологии для зонда Einstein , запущенного 9 января 2024 года, посвященного астрофизике высоких энергий во временной области . [8] Обсерватория Space Variable Objects Monitor, запущенная 22 июня 2024 года, направлена на изучение взрывов массивных звезд и анализ гамма-всплесков . [9]
Телескоп для получения изображений Солнца в мягком рентгеновском диапазоне находится на борту метеорологического спутника GOES-13 , запущенного с помощью ракеты-носителя Delta IV с мыса Канаверал LC37B 24 мая 2006 года . [10] Однако с декабря 2006 года не было ни одного снимка GOES 13 SXI.
Российско-германский «Спектр-РГ» несет массив телескопов eROSITA , а также телескоп ART-XC . Он был запущен «Роскосмосом» 13 июля 2019 года с Байконура и начал собирать данные в октябре 2019 года.
Наиболее распространенными методами, используемыми в рентгеновской оптике, являются зеркала скользящего падения и коллимированные апертуры . Известны только три геометрии, которые используют отражение рентгеновских лучей скользящим падением для получения рентгеновских изображений: система Вольтера , система Киркпатрика-Баеза и оптика лобстер-глаз . [11]
Простое параболическое зеркало было первоначально предложено в 1960 году Риккардо Джаккони и Бруно Росси , основателями внесолнечной рентгеновской астрономии. Этот тип зеркала часто используется в качестве первичного отражателя в оптическом телескопе. Однако изображения внеосевых объектов будут сильно размыты. Немецкий физик Ганс Вольтер показал в 1952 году, что отражение от комбинации двух элементов, параболоида, за которым следует гиперболоид, будет работать гораздо лучше для приложений рентгеновской астрономии. Вольтер описал три различные конфигурации изображений, типы I, II и III . Конструкция, наиболее часто используемая рентгеновскими астрономами, — это тип I, поскольку она имеет самую простую механическую конфигурацию. Кроме того, конструкция типа I дает возможность вкладывать несколько телескопов друг в друга, тем самым увеличивая полезную отражающую площадь. Тип II Вольтера полезен только как узкопольный формирователь изображений или как оптика для дисперсионного спектрометра. Wolter Type III никогда не использовался в рентгеновской астрономии. [12]
Что касается коллимированной оптики, фокусирующая оптика позволяет:
Зеркала могут быть изготовлены из керамической или металлической фольги [13], покрытой тонким слоем отражающего материала (обычно золота или иридия ). Зеркала на основе этой конструкции работают на основе полного отражения света при скользящем падении.
Эта технология ограничена в энергетическом диапазоне обратной зависимостью между критическим углом для полного отражения и энергией излучения. Предел в начале 2000-х годов с рентгеновскими обсерваториями Chandra и XMM-Newton составлял около 15 килоэлектронвольт ( кэВ) света. [14 ] Используя новые многослойные покрытые зеркала, рентгеновское зеркало для телескопа NuSTAR подняло этот показатель до 79 кэВ света. [14] Для отражения на этом уровне слои стекла были покрыты многослойным вольфрамом (W)/ кремнием (Si) или платиной (Pt)/ карбидом кремния (SiC). [14]
В то время как более ранние рентгеновские телескопы использовали простые методы коллимации (например, вращающиеся коллиматоры, проволочные коллиматоры), [15] технология, наиболее используемая в настоящее время, использует кодированные маски апертуры. Эта техника использует плоскую узорчатую решетку апертуры перед детектором. Такая конструкция дает результаты, которые менее чувствительны, чем фокусирующая оптика; также качество изображения и идентификация положения источника намного хуже. Хотя эта конструкция обеспечивает большее поле зрения и может использоваться при более высоких энергиях, где оптика скользящего падения становится неэффективной. Кроме того, изображение не является прямым, а скорее реконструируется путем постобработки сигнала.
Рентгеновские лучи имеют огромный диапазон длин волн (~8 нм - 8 пм), частот (~50 ПГц - 50 ЭГц) и энергий (~0,12 - 120 кэВ). С точки зрения температуры 1 эВ = 11 604 К. Таким образом, рентгеновские лучи (от 0,12 до 120 кэВ) соответствуют от 1,39 × 106 до 1,39 × 109 К. От 10 до 0,1 нанометров (нм) (примерно от 0,12 до 12 кэВ ) они классифицируются как мягкие рентгеновские лучи, а от 0,1 нм до 0,01 нм (примерно от 12 до 120 кэВ) - как жесткие рентгеновские лучи.
Ближе к видимому диапазону электромагнитного спектра находится ультрафиолет . Проект стандарта ISO по определению солнечного излучения (ISO-DIS-21348) [16] описывает ультрафиолет как диапазон от ~10 нм до ~400 нм. Та часть, которая ближе всего к рентгеновским лучам, часто называется «экстремальным ультрафиолетом» ( EUV или XUV). Когда поглощается фотон EUV, фотоэлектроны и вторичные электроны генерируются путем ионизации , во многом подобно тому, что происходит, когда рентгеновские лучи или электронные пучки поглощаются веществом. [17]
Различие между рентгеновскими лучами и гамма-лучами изменилось в последние десятилетия. Первоначально электромагнитное излучение, испускаемое рентгеновскими трубками, имело большую длину волны , чем излучение, испускаемое радиоактивными ядрами (гамма-лучи). [18] Поэтому в старой литературе различие между рентгеновским и гамма-излучением проводилось на основе длины волны, причем излучение короче некоторой произвольной длины волны, например, 10−11 м , определялось как гамма-лучи. [19] Однако, поскольку были обнаружены источники «рентгеновских» лучей с непрерывным спектром с более короткой длиной волны, такие как линейные ускорители , и излучатели «гамма-лучей» с более длинной длиной волны, диапазоны длин волн в значительной степени перекрывались. Два типа излучения теперь обычно различаются по их происхождению: рентгеновские лучи испускаются электронами вне ядра, в то время как гамма-лучи испускаются ядром . [ 18] [20] [21] [22]
Хотя более энергичные рентгеновские лучи, фотоны с энергией более 30 кэВ (4800 аДж ), могут проникать в атмосферу Земли по крайней мере на расстояние в несколько метров, атмосфера Земли достаточно плотная, чтобы практически ни одно из них не могло проникнуть из внешнего космоса на всю поверхность Земли. Рентгеновские лучи в диапазоне от 0,5 до 5 кэВ (от 80 до 800 аДж), в котором большинство небесных источников выделяют большую часть своей энергии, могут быть остановлены несколькими листами бумаги; 90% фотонов в пучке рентгеновских лучей с энергией 3 кэВ (480 аДж) поглощаются, проходя всего через 10 см воздуха.
Пропорциональный счетчик — это тип газоионизационного детектора , который подсчитывает частицы ионизирующего излучения и измеряет их энергию. Он работает по тому же принципу, что и счетчик Гейгера-Мюллера , но использует более низкое рабочее напряжение . Все рентгеновские пропорциональные счетчики состоят из оконной газовой ячейки. [23] Часто эта ячейка подразделяется на ряд областей с низким и высоким электрическим полем с помощью некоторого расположения электродов.
Пропорциональные счетчики использовались на спутнике EXOSAT [24] , в американской части миссии «Союз-Аполлон» (июль 1975 г.) и на французском приборе TOURNESOL [25] .
Мониторинг в целом означает знание состояния системы. Устройство, которое отображает или посылает сигнал для отображения рентгеновского излучения от источника, генерирующего рентгеновское излучение, чтобы знать состояние источника, в космических приложениях называется рентгеновским монитором. Например, на Аполлоне-15 на орбите над Луной рентгеновский монитор использовался для отслеживания возможных изменений интенсивности и спектральной формы солнечного рентгеновского излучения при картировании лунной поверхности относительно ее химического состава из-за производства вторичных рентгеновских лучей . [26]
Рентгеновский монитор Solwind , обозначенный как NRL-608 или XMON, был результатом сотрудничества Военно-морской исследовательской лаборатории и Лос-Аламосской национальной лаборатории . Монитор состоял из 2 коллимированных аргоновых пропорциональных счетчиков.
Сцинтиллятор — это материал, который проявляет свойство люминесценции [27] при возбуждении ионизирующим излучением . Люминесцентные материалы при столкновении с входящей частицей, такой как рентгеновский фотон, поглощают ее энергию и сцинтиллируют, т. е. повторно излучают поглощенную энергию в виде небольшой вспышки света, обычно в видимом диапазоне.
Сцинтилляционный рентгеновский детектор использовался на Vela 5A и его близнеце Vela 5B ; [28] рентгеновский телескоп на борту OSO 4 состоял из одного тонкого сцинтилляционного кристалла NaI(Tl) и сборки фототрубок, заключенных в антисовпадающий экран CsI(Tl). OSO 5 нес кристаллический сцинтиллятор CsI. Центральный кристалл имел толщину 0,635 см, имел чувствительную площадь 70 см2 и просматривался сзади парой фотоумножительных трубок.
PHEBUS имел два независимых детектора, каждый из которых состоял из кристалла висмутового прорастания (BGO) диаметром 78 мм и толщиной 120 мм. [25] Прибор KONUS -B состоял из семи детекторов , распределенных по всему космическому аппарату, которые реагировали на фотоны с энергией от 10 кэВ до 8 МэВ. Они состояли из сцинтилляционных кристаллов NaI (Tl) диаметром 200 мм и толщиной 50 мм за входным окном Be . Kvant-1 нес HEXE, или эксперимент по высокоэнергетическому рентгеновскому излучению, в котором использовался фосвич из иодида натрия и иодида цезия.
В электронике модуляция — это процесс изменения одной формы волны относительно другой. С помощью «модуляционного коллиматора» амплитуда (интенсивность) входящих рентгеновских лучей уменьшается за счет наличия двух или более «дифракционных решеток» из параллельных проводов, которые блокируют или значительно уменьшают ту часть сигнала, которая падает на провода .
Рентгеновский коллиматор — это устройство, которое фильтрует поток рентгеновских лучей таким образом, что через него проходят только те лучи, которые движутся параллельно указанному направлению.
Минору Ода, президент Токийского университета информационных наук, изобрел модуляционный коллиматор, впервые использованный для идентификации аналога Sco X-1 в 1966 году, что позволило получить наиболее точные положения рентгеновских источников, доступные до запуска рентгеновских телескопов. [29]
SAS 3 оснащался модуляционными коллиматорами (2-11 кэВ) и коллиматорами Slat and Tube (от 1 до 60 кэВ). [30]
На борту обсерватории Гранат находились четыре инструмента WATCH , которые могли локализовать яркие источники в диапазоне от 6 до 180 кэВ с точностью до 0,5° с помощью коллиматора модуляции вращения. В совокупности три поля зрения инструментов охватывали примерно 75% неба. [25]
Высокоэнергетический солнечный спектроскопический визуализатор Reuven Ramaty ( RHESSI), Explorer 81, снимает солнечные вспышки от мягкого рентгеновского излучения до гамма-излучения (~3 кэВ до ~20 МэВ). Его возможности визуализации основаны на методе преобразования Фурье с использованием набора из 9 вращательных модуляционных коллиматоров .
На борту OSO 8 находился рентгеновский спектрометр на основе графитового кристалла с диапазоном энергий 2–8 кэВ и полем зрения 3°.
Рентгеновский спектрометр Granat ART-S охватывал энергетический диапазон от 3 до 100 кэВ, поле зрения 2° × 2°. Прибор состоял из четырех детекторов на основе спектроскопических MWPC , что давало эффективную площадь 2400 см 2 при 10 кэВ и 800 см 2 при 100 кэВ. Временное разрешение составляло 200 микросекунд . [25]
Рентгеновский спектрометр на борту ISEE-3 был разработан для изучения как солнечных вспышек, так и космических гамма-всплесков в диапазоне энергий 5-228 кэВ. Эксперимент состоял из 2 цилиндрических рентгеновских детекторов: заполненного ксеноном пропорционального счетчика, охватывающего 5-14 кэВ, и сцинтиллятора NaI(Tl), охватывающего 12-1250 кэВ.
Большинство существующих рентгеновских телескопов используют детекторы ПЗС , похожие на те, что используются в камерах видимого света. В видимом свете один фотон может произвести один электрон заряда в пикселе, и изображение создается путем накопления многих таких зарядов от многих фотонов в течение времени экспозиции. Когда рентгеновский фотон попадает в ПЗС, он производит достаточно заряда (сотни или тысячи электронов, пропорционально его энергии), чтобы отдельные рентгеновские лучи имели свою энергию, измеренную при считывании.
Микрокалориметры могут обнаруживать рентгеновские лучи только по одному фотону за раз (но могут измерять энергию каждого из них).
Датчики переходного края являются следующим шагом в микрокалориметрии. По сути, это сверхпроводящие металлы, поддерживаемые максимально близко к своей температуре перехода. Это температура, при которой эти металлы становятся сверхпроводниками, а их сопротивление падает до нуля. Эти температуры перехода обычно всего на несколько градусов выше абсолютного нуля (обычно менее 10 К ).
В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .{{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
