Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Рентгенівський телескоп телескоп призначений для спостереження астрономічних об єктів у рентгенівському спектрі Атмосфер

Рентгенівський телескоп

Рентгенівський телескоп

Рентгенівський телескоп — телескоп, призначений для спостереження астрономічних об'єктів у рентгенівському спектрі. Атмосфера Землі є непрозорою для рентгенівського випромінювання, тому рентгенівські телескопи повинні бути встановлені у відкритому космосі, куди їх підіймають ракетами, повітряними кулями або штучними супутниками Землі.

image
Проект найбільшої рентгенівської обсерваторії

Історія

Усі відомості про космічні об'єкти приносять на Землю різні випромінювання — електромагнітні хвилі і потоки часток.

image
Крабоподібна туманність у різних діапазонах випромінення

Для короткохвильового випромінювання земна атмосфера є непрозорою. Таке випромінювання стало доступним для вивчення лише після появи ракетної і космічної техніки.

За допомогою рентгенівських телескопів, встановлених на борту космічних апаратів, зареєстровано рентгенівське випромінювання великої кількості різних космічних об'єктів, виявлено міжгалактичний газ усередині скупчень галактик і рентгенівське випромінювання всього неба — своєрідний .

Рентгенівські оптичні системи

Основним елементом телескопа є оптика, яка збирає випромінювання, що входить в телескоп, і детектор, на якому збирають і вимірюють випромінювання. Безліч різних конструкцій і технологій, були використані для цих елементів.

Багато з існуючих рентгенівських телескопів обладнуються декількома копіями або варіаціями системи детектора-телескопа, це додає супутникам функціональності та мультизадачності.

Системи, які використовуються в рентгенівських телескопах для позасонячної астрономії вимагають одночасно: можливість визначити вихідний напрямок рентгенівського фотона по двох координатах і достатню ефективність детектування. Дзеркала можуть бути виготовлені з кераміки або металевої фольги. Найбільш часто для рентгенівських дзеркал ковзаючого падіння використовуються золото і іридій. Критичний кут відбиття сильно залежить від енергії фотонів. Для золота і енергії в 1 кеВ, критичний кут складає 3,72 °.

Основними методами реєстрації рентгенівського випромінення є рефракція (відображення), дифракція та інтерференція.

image
3 типи телескопа Вольтера

Рефракція

Основна ідея полягає в відображенні пучка рентгенівського випромінювання від дзеркала і вимірюванні інтенсивності рентгенівських променів, відбитих в напрямку матриці (кут відображення рівний куту падіння). Було доказано, що тільки відображення від параболічного дзеркала, а потім гіперболічного дзеркала може привести до фокусування рентгенівського випромінювання. Оскільки вхідні рентгенівські промені повинні вдарити по нахиленій поверхні дзеркала, площа збирання мала. Вона, однак, може бути збільшена шляхом гніздових розташувань дзеркал усередині один одного.

Відношення інтенсивності відбитого до інтенсивності падаючого випромінення є рентгенівська відбивна здатність для поверхні. Якщо дзеркала не є ідеально гладкими, інтенсивність відбитого буде відхилятися від дійсності за .

Телескоп Вольтера

Докладніше: Телескоп Вольтера

Телескоп Вольтера — оптична система рентгенівського телескопа, що використовує тільки дзеркала косого падіння.

Коефіцієнт відображення рентгенівських променів при нормальному падінні на межу розділу середовищ дуже малий — велика частина випромінювання просто проходить через матеріал або поглинається в ньому. Тому звичайні дзеркала не можуть застосовуватися в рентгенівській оптиці. Звичайні лінзи теж не годяться, тому що їх коефіцієнт заломлення дуже близький до одиниці. Для фокусування рентгенівських променів повинні використовуватися інші прилади. Один з них — рентгенівське дзеркало косого падіння, на яке рентгенівський промінь падає під дуже малим кутом, і як би ковзає уздовж поверхні. В принципі для фокусування досить було б використовувати одне параболічне дзеркало. Але воно мало б два недоліки: занадто великий фокус і було б піддано комі.

У 1952 році німецьким фізиком Гансом Вольтером були запропоновані три оптичні системи, в яких кома помітно ослаблена. Всі вони складаються з двох поверхонь другого порядку і називаються телескопами Вольтера I, II і III типу відповідно:

  1. параболоїд + гіперболоїд
  2. параболоїд + гіперболоїд з зовнішнім відображенням
  3. параболоїд із зовнішнім відображенням + еліпсоїд

Кожна з цих систем має свої переваги і недоліки. Найбільше поширення набули оптичні системи I типу. Така система є у телескопів EXOSAT, ROSAT, XMM-Newton, Swift / XRT та ін.

image
Симетрично розташовані атоми викликають підсилення рентгенівських променів в конкретних напрямках, де їх різниця довжини шляху, 2d sin θ, дорівнює цілому числу, кратному довжині хвилі λ

Дифракція

У рентгенівській дифракції пучок частинок потрапляє на кристал і дифракцює в багатьох конкретних напрямках. Кути і інтенсивності дифракційних пучків вказують на тривимірну щільність електронів в кристалі. Рентгенівські промені утворюють дифракційну модель, тому що їх довжина хвилі, як правило, має той же порядок величини (0,1-10,0 нм) як відстань між атомними площинами в кристалі.

Кожен атом повторно випромінює малу частину енергії, яка передається у вигляді сферичної хвилі. Якщо атоми розташовані симетрично (як це має місце в кристалі) з відстанню d, ці сферичні хвилі будуть синхронізовані тільки в напрямках, де їх різниці ходу 2d sin θ будуть дорівнювати цілому числу, кратному довжині хвилі λ. Вхідний пучок відхиляється на кут 2θ, створюючи пляму відображення дифракційної моделі.

Рентгенівська дифракція є формою пружного розсіювання. Вихідні рентгенівські промені мають однакову енергію і таким чином, ту ж довжину хвилі, що надходять до телескопа від рентгенівського випромінювання, тільки зі зміненим напрямком. На противагу цьому, непружне розсіювання відбувається, коли енергія передається від рентгенівського електрона внутрішньої оболонки атома на більш високий енергетичний рівень. Таке розсіювання призводить до зменшення енергії (або збільшує довжину хвилі) вихідного променя. Непружне розсіяння корисно для дослідження такого електронного збудження, але не у визначенні розподілу атомів в кристалі.

Подібні дифракційні моделі можуть бути отримані шляхом розсіювання електронів або нейтронів. Рентгенівські фотони, як правило, не відбиваються від атомних ядер.

image
Спрощений принцип дії гексагональної маски кодованої апертури Hura, використаної в інструменті SPI космічного телескопа INTEGRAL

Коліматорна апертура

Для кодування апертури багатьох рентгенівських телескопів використовують кодування апертури для отримання зображень. У цій технології перед матричним детектором встановлюється маска у вигляді решітки з чергуванням особливим чином прозорих і непрозорих елементів (наприклад, квадратна маска у вигляді матриці Адамара). Даний елемент для фокусування і отримання зображень важить менше, ніж інші варіанти рентгенівської оптики (тому часто використовується на супутниках), але при цьому вимагає більшої пост-обробки для отримання зображення.

Інтерференція

Рентгенівська інтерференція є доповнюючою (суперпозицією) двох або більше рентгенівських хвиль, що призводить до нової моделі хвилі. Рентгенівська інтерференція зазвичай відноситься до взаємодії хвиль, що співвідносяться або когерентні між собою, або тому, що вони виходять з того ж джерела, або тому, що вони мають однакову або майже ту ж частоту.

Дві рентгенівські хвилі тільки тоді повністю когерентні одна з одною, коли вони обидві мають точно такий же діапазон довжин хвиль, і ті ж різниці фаз на кожній зі складових довжин хвиль.

Загальна різниця фаз виводиться з суми, як різниці ходу і початкової різниці фаз (якщо рентгенівські хвилі генеруються з двох або більше різних джерел). Тоді можна зробити висновок про те, що рентгенівські хвилі, що досягають точки знаходяться у фазі () або не в фазі ().

Технології

Оптичні схеми, через велику енергію рентгенівських квантів практично не переломлюється в речовині (отже, важко виготовити лінзи) і не відображається при багатьох кутах падіння, крім самих малих (близько 90 градусів). Рентгенівські телескопи можуть використовувати кілька методів для фокусування променів. Найбільш часто використовуються телескопи Вольтера (з дзеркалами ковзаючого падіння), кодуюча маска і модуляційні (хитні) коліматори. Обмежені можливості рентгенівської оптики призводять до більш вузького полю зору в порівнянні з телескопами, працюючими в діапазонах УФ і видимого світла.

Але все ж, існує безліч методів, які використовуються для реєстрації рентгенівських фотонів у відповідному місці на детекторі рентгенівського телескопа:

  • Дзеркала ковзаючого падіння в телескопі Вольтера, або рентгенівський телескоп відображення Кіркпатрік-Баеза.
  • Вигнуті кристали
  • Дзеркала нормального відображення з використанням багатошарових покриттів
  • Мікроструктурювання оптичних масивів, а саме капілярні / полікапіллярні оптичні системи
  • Коліматорна аппертура
  • Рентгенівські контролювачі хвиль

Більшість оптичних елементів рентгенівських телескопів (за винятком дзеркал змінного падіння) дуже малі, і повинні бути розроблені для конкретного кута падіння і енергії, тим самим обмежуючи їх застосування. Незважаючи на те, що технології швидко розвиваються, застосування телескопів рентгенівського випромінення все ще обмежені.

Приклади рентгенівських телескопів

Характеристики приладів на борту рентгенівських обсерваторій. В дужках вказаний рік запуску супутника, а для EXOSAT, ROSAT i ASCA — рік закінчення роботи. Ефективна площа наведена для енергії 1 кеВ (для приладів Suzaku: XRS i XIS — 1.5 кеВ, HXD/GSO — 100 кеВ і HXD/PIN — 15 кеВ). Оптичні прилади XMM/OM i INTEGRAL/OMC мають діаметр відповідно 30 і 5 см.
Прилад (рік запуску) Діапазон випромінювання, кеВ Ефективна площа детектора, см² Енергетичне розділення Поле зору Кутове розділення
EXOSAT (1983-1986)
        
LE 0.05-2 10   2°х2°  
CMA 0.05-2.0 0.4 — 10   2°х2° 18"
ME 1-50     45'  
GS 2-20 100 4,5 %@6keV    
ROSAT (1990-1999)
        
PSPC 0.1-2.5 240 dE/E=0.43 2°х2°  
HRI 0.1-2.5 80   38'x38' 2"
WFC 0.062-0.206     5°х5°  
ASCA (1993-2001)
        
GIS 0.8-12 50 8 %@5.9keV 50'x50' 0.5'
SIS 0.4-12 105 2 %@5.9keV 22'x22' 30"
RXTE (1995)
        
PCA 2-60 6500      
HEXTE 15-250 2х800      
ASM 2-10        
Chandra (1999)
        
ACIS-I 0.2-10 144 E/dE=20-50 4x(16'x16')  
ACIS-S 0.2-10 196 E/dE=9-35 6x(8'x48')  
HRC-I 0.1-10 225   30'x30' 0.5"
HRC-S       7'x97'  
HETG 0.5-10   E/dE=60-1000    
LETG 0.08-6   E/dE=30-2000    
XMM (1999)
        
MOS 0.1-15 922 E/dE=20-50 33'x33' 7"
PN 0.1-15 1227 E/dE=20-50 27.5'x27.5' 7"
RGS 0.35-2.5 185 E/dE=200-800 5'x5' 2.5"
OM 180-650 нм d=30 λ/Δλ=250 17'x17' 1"
INTEGRAL (2002)
        
SPI 20-8000 500 E/dE=500@1MeV 16°x16° 2°
IBIS 15-10000 2600+3100 9keV@100keV 9°x9° 12'
JEM-X 3-35 500 1.2keV@10keV 4.8°х4.8° 3'
OMC 500-850 нм d=5   5°x5° 25"
Swift (2004)
        
BAT 15-150 5240   1.4 стерадіан 4'
XRT 0.2-10 110   23.6'x23.6' 5"
UVOT 170-650 нм     17'x17' 0.3"
Suzaku (2005)
        
XRS 0.3-12 190 6.5eV@6keV 32 піксели  
XIS 0.2-12 3х340+390 130eV@6keV 18'  
HXD/GSO 30-600 315 3keV 4.5°x4.5°(>100keV)  
HXD/PIN 10-60 145 3keV 34'x34'  

ХММ і Chandra мають подібні характеристики і обидва є телескопами нового покоління в порівнянні з ROSAT i ASCA, які працювали перед ними. Більш конкретно, ХММ має наступні переваги:

  1. Висока чутливість при спостереженні протяжних джерел
  2. Високороздільна спектроскопія RGS з одночасним отриманням зображень і спектрів помірного розділення на ЕРІС і оптичними/ультрафіолетовими спостереженнями ОМ.
  3. Висока чутливість на енергіях до 15 кеВ.
  4. Чудова чутливість при переході до нижчих енергій, аж до 150 еВ.
  5. Високе часове розділення камер ЕРІС.

Основна відмінність використання ХММ і Chandra полягає у тому, що всі інструменти ХММ можуть працювати одночасно, в той час як інструменти Chandra працюють по черзі. XMM i Chandra є найбільш універсальними сучасними телескопами. Вони можуть одночасно отримувати якісні зображення, криві блиску і спектри джерел у м'якому і середньому рентгенівському діапазонах. Інші сучасні рентгенівські телескопи спеціалізовані, а саме:

  • RXTE призначений для побудови рентгенівських кривих блиску.
  • INTEGRAL розрахований на спостереження у жорсткому рентгенівському і м'якому гамма-діапазонах (вище 20 кеВ).
  • Основною метою Swift є спостереження гамма-спалахів і їх рентгенівських компонентів.
  • На супутнику Suzaku використовується нова експериментальна технологія рентгенівського мікрокалориметра.
image
Рентгенівська обсерваторія EXOSAT

EXOSAT

EXOSAT англ. European X-ray Observatory SATellite, початкова назва — HELIOS, англ. Highly Eccentric Lunar Occultation Satellite) — орбітальна рентгенівська обсерваторія Європейського космічного агентства. Працювала на навколоземній орбіті в період з травня 1983 року по квітень 1986 року. За цей час обсерваторія провела 1780 спостережень об'єктів рентгенівського неба різних класів. 6 квітня 1986 року збій в системі орієнтації супутника призвів до втрати керування. 6 травня 1986 року, в результаті поступової деградації орбіти, супутник увійшов в щільні шари атмосфери і згорів.

Характеристика EXOSAT

Обсерваторія несла на собі чотири основні інструменти — два рентгенівських телескопа косого падіння CMA (CMA та LE), великої площі ME (Medium Energy experiment) і GSPC (Gas Scintillation Proportional Counter).

Два однакових рентгенівських телескопи косого падіння CMA складалися з двох, вставлених одну в одну труб, зроблених за схемою Вольтера I типу, що відбивають рентгенівські промені в діапазоні енергій 0,04-2 кеВ. Фокусна відстань телескопів — 1,1 м, діаметр вхідної апертури — 30 см. Кутова роздільна здатність телескопів на оптичній осі — 24 кутові секунди з погіршенням до 4 кутових мінут на відстані 1 градуса від оптичної осі. У фокальній площині телескопів могли бути встановлені або детектори CMA (Channel Multiplier Array, мікроканальна камера), або детектори PSD (Position Sensitive Detector, газовий лічильник). За кожним з телескопів можна було виставляти дифракційну решітку, спектр після якої міг бути знятий за допомогою детекторів CMA. Дифракційна ґратка одного телескопа мала 500 штрихів на мм (LE2 + CMA2 8-400Å), іншого — 1000 штрихів на мм (LE1 + CMA1 8-200Å), що давало спектральну роздільну здатність 2Å і 1Å відповідно на енергіях > 0.25 кеВ і 5Å на довжині хвилі 304Å для обох телескопів.

Інструмент ME складався з восьми пропорційних лічильників, із загальною площею 1600 см² і полем зору 45 кут. хвилин (ширина на піввисоті), обмежених коліматором. Енергетичний діапазон інструменту 1-50 кеВ. Верхня частина лічильника заповнювалася аргоном, нижня — ксеноном. Кожен лічильник був обладнаний набором токозйомних зволікань, які забезпечували енергетичну роздільну здатність 21 % на енергії 6 кеВ для аргонової камери і 18 % на 22 кеВ для ксенонової. Події, зареєстровані в камерах записувалися в 128 енергетичних каналах в діапазоні енергій 1-20 кеВ і 5-50 кеВ відповідно.

газовий сцинтиляційний лічильник GSPC мав енергетичне розділення 4,5 % на енергії 6 кеВ, що було в рази краще, ніж на інструменті ME. Ефективна площа інструменту — 100 см². Енергетична інформація про події записувалася в 256 каналів.

image
Запуск рентгенівської обсерваторії ROSAT

ROSAT

ROSAT (нім. Röntgensatellit) — німецька космічна рентгенівська обсерваторія. Названа на честь Вільгельма Рентгена. Запуск відбувся 1 червня 1990 за допомогою ракети Дельта-2 з мису Канаверал. Обсерваторія працювала до 12 лютого 1999.

Характеристика ROSAT

Є спільним астрофізичним проектом Німеччини, США і Англії. На борту супутника перебував створений в Німеччині рентгенівський телескоп з можливістю отримання зображень (X-ray Telescope, XRT), у фокальній площині якого перебувало 3 прилади: два німецьких (Position Sensitive Proportional Counters, PSPC) і американський прилад отримання високоякісних зображень (High Resolution Imager, HRI). Телескоп використовував 4 вкладених один в одного телескопи Вольтера 1-го типу на основі рентгенівських дзеркал з косим падінням променів. Апертура телескопа досягала 84 см у діаметрі, фокусна відстань — 240 см. На половинному рівні енергії кутова роздільна здатність була менше 5 кутових секунд. Установка XRT працювала в діапазоні енергій від 0,1 до 2 кеВ. Англійський телескоп мав ширококутну камеру (Wide Field Camera, WFC) і працював у далекому ультрафіолеті (extreme ultraviolet, XUV), від 0,042 до 0,21 кеВ.

Унікальними особливостями ROSAT була висока просторова роздільна здатність у м'якому рентгенівському діапазоні. Супутник ROSAT використовував стабілізацію по трьох осях і мав змогу робити як точкові спостереження так і проводити кругове сканування в площині, перпендикулярній екліптиці.

Місія ROSAT

Місія ROSAT була поділена на три фази:

  1. Двомісячне калібрування й перевірка на орбіті
  2. Шестимісячне спостереження всієї небесної сфери в рентгенівських променях за допомогою PSPC, що знаходиться у фокусі XRT, і в двох ультрафіолетових діапазонах (XUV bands) за допомогою WFC. Спостереження проводилися в скануючому режимі
  3. Остання фаза тривала до закінчення місії і була присвячена точковим спостереженнями.

Спочатку місія ROSAT мала тривалість 18 місяців.

image
Рентгенівська обсерваторія ASCA

ASCA

ASCA (від англ. Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics — Вдосконалений супутник для космології й астрофізики; назва до запуску ASTRO-D) четверта орбітальна рентгенівська обсерваторія Японії, і друга, в яку значний внесок зробили США. Обсерваторія створена проектною групою під керівництвом Мінору Ода в Інституті космічних наук і астронавтики (ISAS) (яп. 宇宙 科学 研究所) спільно з НАСА. Обсерваторія була запущена 20 лютого 1993 року японської ракетою-носієм M-3S-II. Через 8 років роботи, після геомагнітного шторму контроль над супутником був загублений 14 липня 2000 року, після чого наукові спостереження більш не проводилися. Супутник увійшов в щільні шари атмосфери і зруйнувався 2 березня 2001 року.

Характеристика ASCA

АСКА ніс чотири, великої площі, рентгенівських телескопа. У фокусі двох телескопів знаходився з формуванням зображення (ГІС), в той час як з формуванням зображення (SIS) знаходиться у фокусі двох інших.

Місія

ASCA був першою місією рентгенівської астрономії, яка мала об'єднати можливості обробки зображень з широким пропускною здатністю, хорошим спектральним дозволом і великою ефективною площею. Місія також було вивести на орбіту Землі перший супутник, щоб використовувати CCDs для рентгенівської астрономії. З цими властивостями, первинна наукова мета ASCA є рентгенівська спектроскопія астрофізичної плазми; особливо аналіз дискретних функцій, таких як емісійні ліній і края поглинання.

image
Технічна підготовка апарату RXTE

RXTE

(англ. Rossi X-ray Timing Explorer) — орбітальна рентгенівська обсерваторія. Призначена для вивчення тимчасових і широкосмугових (енергетичний діапазон 3-250 кеВ) спектральних характеристик астрофізичних систем з  — чорними дірами, нейтронними зірками і білими карликами. Основною перевагою обсерваторії RXTE над усіма іншими орбітальними обсерваторіями є велика ефективна площа його основного спектрометра PCA (близько 6500 см² на енергії 6 кеВ). Обсерваторія припинила роботу 5 січня 2012.

Обсерваторія була названа в честь одного з піонерів рентгенівської астрономії — Бруно Россі.

Характеристика RXTE

Спектрометр являє комплекс з п'яти однакових газових детекторів, заповнених сумішшю ксенону і аргону, поміщених під коліматор з полем зору приблизно 1 градус. Кожен детектор має захист. Ефективний робочий діапазон детекторів — 3-30 кеВ. Верхній шар захисту, який використовується в основному для фільтрації заряджених електронів може бути використаний для реєстрації фотонів енергії 1-3 кеВ. Спектрометр проведений в Центрі космічних польотів імені Ґоддарда.

Спектрометр являє собою комплекс з 8 однакових твердотільних детекторів, зроблених за схемою фосвіч (NaI (Tl) / CsI (Na)), поміщених під коліматор розміром приблизно 1 градус. З огляду на значне перевищення інструментального фону детектора HEXTE над практично будь-яким астрофізичних сигналом при спостереженні спектрометром HEXTE необхідно максимально точно врахувати внесок цього інструментального фону. Для цього детектори об'єднані в так звані «кластери», які розміщені на поворотних платформах і по черзі спостерігають астрофізичний об'єкт і майданчик на небі поруч з ним (так звані «хитні» спостереження). Спектрометр проведений в Каліфорнійському університеті у Сан-Дієго.

All Sky Monitor (ASM) призначений для довготривалого моніторування потоків різних астрофізичних об'єктів. Прилад має 3 незалежних модуля, які спільно покривають близько 70 % неба в кожен момент часу. Кутовий дозвіл приладу забезпечується принципом модулюючого коліматора. Робочий діапазон ASM 1-12 кеВ. Прилад зроблений в Массачусетському технологічному інституті.

Результати

За більш ніж 12 років успішної роботи на орбіті був отриманий великий масив даних про тимчасові і спектральні характеристики астрофізичних об'єктів, який дозволив серйозно просунути розуміння фізики акреції на компактні об'єкти, механізми формування випромінювання навколо них. Крім того, зважаючи на надзвичайно успішне моделювання інструментального фону детектора RXTE / PCA вдалося вирішити ряд завдань, для яких обсерваторія RXTE спочатку не призначалася (побудова карт).

image
Рентгенівська обсерваторія Chandra

Chandra

Космічна рентгенівська обсерваторія «Чандра» (англ. Chandra X-ray Observatory, космічний телескоп «Чандра») — космічна обсерваторія, запущена НАСА 23 липня 1999 (за допомогою шатла «Колумбія») для дослідження космосу у рентгенівському діапазоні. Названа на честь американського фізика та астрофізика індійського походження Чандрасекара, який викладав у університеті міста Чикаго з 1937 до своєї смерті 1995 року і був відомий, переважно, своїми роботами про білих карликів.

Характеристика телескопа Chandra

Камера високої роздільної здатності (HRC) має широке поле зору і високу роздільну здатність. Прилад є розвитком реєструючого детектора, що працює на обсерваторії HEAO-2. Кутова/просторова роздільна здатність інструменту становить близько 0,2 кутової секунди, що трохи краще, ніж якість зображення, створювана рентгенівськими дзеркалами обсерваторії (0,3 — 0,4 кутової секунди). Додатковою перевагою приймача HRC є його здатність реєструвати багато фотонів за секунду, що дуже важливо для спостереження неяскравих об'єктів, таких як чорні діри або нейтронні зірки у нашій Галактиці.

Спектрометри (ACIS, AXAF CCD Imaging Spectrometer) призначені для побудови зображень рентгенівських об'єктів з одночасним визначенням енергії кожного фотона. Принцип роботи спектрометрів заснований на приладах із зарядним зв'язком (ПЗС, CCD). Прилади є розвитком ПЗС-фотометрів, розроблених у Массачусетському технологічному інституті та вперше запущених у .

Для вирішення завдань спектроскопії високої роздільної здатності на обсерваторії використовуються дифракційні ґрати, які відхиляють рентгенівські промені на різні кути залежно від їх енергії. Відхилені рентгенівські промені потім реєструються детекторами HRC-S. Висока енергетична роздільна здатність, що досягається за допомогою дифракційних решіток, дозволяє у деталях досліджувати, наприклад, властивості міжзоряного середовища у нашій та інших галактиках.

Результати

image
Рентгенівський телескоп XMM-Newton

XMM

XMM-Newton, також відомий як Місія Рентгено-спектроскопії Високої Пропускної Здатності (англ. High Throughput X-ray Spectroscopy Mission) і Рентгенівський Багатодзеркальний Монітор (англ. X-ray Multi-Mirror Mission), є космічна рентгенівська обсерваторія запущена Європейським космічним агентством в грудні 1999 року на ракеті Ariane 5. Це друга місія Horizon програми ЄКА 2000. Названий по імені фізика і астронома сера Ісаака Ньютона, космічному апарату була поставлена задача дослідити міжзоряні джерела рентгенівського випромінювання, виконуючи вузько і широкого діапазону спектроскопію, а також виконання першої одночасної візуалізації об'єктів як в рентгенівської так і в оптичній (видимій і ультрафіолетовій області) довжині хвиль. Спочатку намічений на двох рокову місію космічний апарат залишається в хорошому стані і отримав розширення місії до 2016 року. Станом на лютий 2016 року, понад 4300 статей та наукових робіт були опубліковані по спостереженням XMM-Newton.

Характеристика XMM-Newton

Запущений 1999 року. XMM-Newton — одна з найдовершеніших та успішних рентгенівських обсерваторій в історії, на основі даних якої, накопичених за роки бездоганної роботи, написано тисячі наукових статей. ХММ оснащений трьома камерами ЕРІС, спектрометром RGS і оптичним монітором. Кожна з камер ЕРІС (MOS1, MOS2 i PN) складається з ПЗЗ-чипів, що розміщені на кінці багатошарової металічної труби, яка фокусує фотони у діапазоні 0,2-12 кеВ завдяки явищу повного внутрішнього відбивання.

Телескопи ХММ мають найбільшу ефективну площу серед усіх фокусуючих рентгенівських телескопів — 3 телескопи по 1550 см² на енергії 1,5 кеВ, тобто всього 4650 см². Висока чутливість ХММ досягається використанням 58 концентричних дзеркальних шарів у кожному рентгенівському телескопі. Результуюча функція розсіяння має повну ширину на половині максимуму близько 6", 50 % енергії точкового джерела зосереджується у кружку діаметром 15". ПЗЗ камери ЕРІС мають середнє спектральне розділення з роздільною силою ∆Е/Е в діапазоні 20-50. Спектрометри RGS мають набагато більше з роздільною силою в інтервалі від 200 до 800.

image
Міжнародна гамма обсерваторія INTEGRAL

INTEGRAL

INTEGRAL (англ. INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) був втілений в життя Європейським космічним агентством у співробітництві із Російським космічним агентством і NASA. Запущений в 2002 році з космодрому Байконур в Казахстані. Приймає випромінювання в діапазоні від 15 КеВ до 10 МеВ. На борту містить такі прилади: спектрометр SPI, камера IBIS, що працює на принципі кодуючої маски, рентгенівський монітор JEM-X, оптичний монітор OMC. На супутнику ІНТЕГРАЛ проводяться спостереження активних ядер галактик, компактних об'єктів і антиречовини в центрі нашої галактики.

Характеристика супутника INTEGRAL

INTEGRAL — унікальний супутник, розрахований на астрономічні спостереження в діапазоні від 15 кеВ до 10 МеВ (жорсткий рентгенівський і м'який гамма-діапазон). Фокусування фотонів таких енергій неможливе, тому для побудови зображень використовується так званий принцип кодуючої маски. Він полягає у тому, що апертура телескопа перекрита ґраткою складної форми, від якої гамма-джерела створюють тінь на ПЗЗ- детекторі. Спеціальне програмне забезпечення OSA (Offline Scientific Analysis Software) використовується для відновлення за зображенням тіні кількості, яскравості і координат джерел. Це складна математична задача, тому за весь час роботи (з 2002 року) INTEGRAL виявив всього близько 500 джерел, які, за рідкісними виключеннями, розглядаються як точкові.

Результати

  • Побудова карти області Центру Галактики в жорсткому рентгенівському діапазоні з дуже високою чутливістю.
  • Відкриття цілого набору галактичних джерел жорсткого рентгенівського випромінювання, прихованих поглинанням пилу в інших діапазонах енергій (наприклад, стандартному рентгенівському 1-10 кеВ, або оптичному)
  • Відкриття нової жорсткої рентгенівської компоненти в випромінюванні так званих аномальних рентгенівських пульсарів і магнітарів. Природа виникнення цієї компоненти не до кінця зрозуміла.
  • Вимірювання з високою точністю форми спектра анігіляційного випромінювання позитронів з галактичного центру.
  • Вперше виміряно випромінювання хребта Галактики на енергіях вище 20 кеВ. Показано, що до енергій 50-60 кеВ воно створюється сумарним випромінюванням великої кількості акрецуючих білих карликів.
  • Проведено підрахунки джерел жорсткого рентгенівського випромінювання на всьому небі. За результатами цих підрахунків виміряні статистичні характеристики галактичних і позагалактичних джерел у ближній Всесвіту.
image
Рентгенівський і гамма-телескоп Swift

Swift

Swift (англ. Swift Gamma-Ray Burst Mission) — орбітальна обсерваторія, спільний проект США, Італії та Великої Британії. Призначена для реєстрації та спостереження космічних гамма-сплесків. Запущена 20 листопада 2004 з космодрому мис Канаверал за допомогою ракети-носія Дельта-2. Орієнтація і швидкі розвороти супутника виконуються за допомогою гіродінів.

Характеристика Swift

Монітор гамма-сплесків (англ. BAT (Burst Alert Telescope)), призначений для виявлення і визначення координат гамма-сплесків. Монітор працює в рентгенівському діапазоні 15-150 кеВ. Мультидетектор площею 5200 см² складається з масиву 32 768 окремих напівпровідникових детекторів з телуриду, кадмію та цинку (CdZnTe). Завдяки використанню кодування апертурною маскою з 52 000 свинцевих елементів, що перекриває поле зору, досягається висока кутова роздільна здатність гамма-телескопа (17 кутових хвилин). Оглядає тілесний кут 60 ° × 100 °, або близько 1,4 стерадіан (~ 1/9 від всієї небесної сфери). Рентгенівський телескоп(англ. XRT (X-ray Telescope)), призначений для визначення спектру гамма-сплесків і отримання їх зображення в рентгенівському діапазоні 0,3-10 кеВ. Ультрафіолетовий / оптичний телескоп(англ. UVOT (UltraViolet / Optical Telescope)), призначений для отримання зображення і спектральних характеристик гамма-сплесків, працює в діапазоні довжин хвиль 170—650 нм. Діаметр дзеркала телескопа складає 0,3 м.

Місія

  • Визначити походження ГРС (Гамма-Рентгенівські Сплески)
  • Використовувати гамма-сплески, щоб розширити розуміння молодого Всесвіті
  • Провести огляд всього неба, який буде більш чутливим, ніж будь-який попередній, і значно додати до наукового знання астрономічних джерел рентгенівського випромінювання
  • Слугувати платформою для обсерваторії загального призначення для досліджень космічного гамма-випромінювання і в рентгенівському / оптичному діапазонах.
image
Рентгенівська і гамма обсерваторія Suzaku

Suzaku

 — японський космічний рентгенівський телескоп. У 2000 році був проведений запуск Astro-E ракетою-носієм «Мю-5», який виявився невдалим: супутник впав в воду. 10 липня 2005 року з японського космодрому Утіноура ракетою-носієм «Мю-5» був запущений апарат Astro-EII, перейменований потім в «Suzaku». Це рентгенівський і гамма-телескоп, призначений для вивчення чорних дір і наднових зірок.

До моменту запуску на орбіті вже знаходилося два рентгенівських телескопа — XMM-Newton і Чандра. Однак новий телескоп принципово відрізняється від них: в той час як в останніх застосовуються рентгенівські призми, в Suzaku використовуються дзеркала. Але головна відмінність в тому, що електроніка фіксує найменшу зміну температури датчика, що відбувається при поглинанні їм фотонів рентгенівського і гамма-спектра. Для реалізації цього датчик був охолоджений до температури 0,06 градусів вище абсолютного нуля. Це стало можливим після застосування багатошарової ізоляції: перший шар — рідкий гелій, другий — неоновий лід. Вся конструкція поміщена в спеціальний термос. Передбачалося, що дана ізоляція зможе діяти протягом 2-3 років. Це повинно було забезпечувати роботу головного інструменту Astro-EII — XRS (рентгенівський спектрометр). Після цього терміну XRS повинен був завершити роботу, але фотокамера (XIS) і детектор високоенергетичних рентгенівських променів (HXD) продовжать роботу. За розрахунками чутливість і дозвіл телескопа в 10 разів перевершують значення цих показників у попередників.

Характеристика Suzaku

Suzaku здійснює спектроскопію високої роздільної здатності. На ньому встановлені інструменти дуже широкої енергетичної зони для виявлення сигналів в діапазоні від м'якого рентгенівського випромінювання до гамма-випромінювання (0.3-600 кеВ). Спектроскопії високої роздільної здатності є найважливішими методами фізично досліджувати високоенергетичні астрономічні явища, такі як чорні діри і наднові. Прибори обсерваторії Suzaki:

  • Рентгенівський телескоп (XRT)
  • Рентгенівський спектрометр (РРС)
  • Рентгенівський спектрометр з формуванням зображення (XIS)
  • Жорсткий рентгенівський детектор (HXD)

GLAST

Докладніше: GLAST

NuSTAR

Докладніше: NuSTAR

Плани на майбутнє

Представники Європейського космічного агентства (ESA) планують вивести на орбіту Землі новий космічний телескоп — (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics). Апарат стане найбільшою за всю історію орбітальною рентгенівською обсерваторією, яка буде вивчати рентгенівські спалахи, випромінювані чорними дірами і інші явища в цьому діапазоні. Запуск телескопа Athena, вартість якого складе близько 1 мільярда євро, призначений на 2028 рік.

image Athena зробить революцію в нашому баченні природи чорних дір та інших космічних структур, оточених розпеченим газом. Саме цих знань нам не вистачає до більш просунутого рівня розуміння Всесвіту» image

— Пол Нандра (Paul Nandra), директор Інституту космічної фізики товариства Макса Планка, ESA

В першу чергу дослідники планують використовувати телескоп для вивчення процесу формування надмасивних чорних дір і впливу цих об'єктів на галактики, що їх оточують. Як астрономи підрахували, більша частина звичайної матерії припадає як раз на нитки гарячого газу, розтягнуті між галактиками. Вчені будуть використовувати спектрометр для визначення хімічного складу гарячого газу, а також ефект Доплера — для напрямку його руху.

Проект Athena виник в ESA після розпаду співпраці європейців з NASA і японським космічним агентством JAXA, які спільно планували побудувати Міжнародну рентгенівську обсерваторію. Конструкція Athena була знову розглянута в 2013 році на засіданні ESA, а в 2014 році агентство оголосило про свої плани реалізувати цей проект.

Ще в листопаді 2013 року астрономи Європейського космічного агентства визначили дві головні мети дослідження в довгостроковій перспективі — «гарячий та енергетичний Всесвіт» («The hot and energetic universe»), яку вивчатимуть з 2028 року, і «гравітаційний Всесвіт» («gravitational universe»), вивчення якої почнеться в 2034 році. Основним інструментом для досліджень «гарячого» Всесвіту як раз і стане телескоп Athena.

Порівняно з рентгенівськими обсерваторіями, які працюють сьогодні — «Чандра» і XMM-Newton — Athena буде дійсно величезним апаратом: одні тільки його спеціалізовані дзеркала буду в 30 разів більші, ніж у сучасних пристроїв. Він також буде будувати зображення більш високої роздільної здатності і мати значно більш просунуту здатність аналізувати рентгенівські спектри. Дзеркала Athena будуть виконані з величезної кількості дрібних кремнієвих стрічок, виготовлених з використанням методик з напівпровідникової промисловості. Розробники відзначають, що це абсолютно новий спосіб конструювання телескопів.

Нова космічна обсерваторія буде відкритою для всіх учених: будь-який астроном зможе скористатися даними Athena для проведення своїх досліджень. Затвердження дизайну і бюджету телескопа повинні будуть відбутися в найближчі роки, так як старт будівництва запланований на 2019 рік.

Примітки

  1. Rob Petre. X-ray Imaging Systems. NASA.(англ.)
  2. Wolter, H. (1952). Glancing Incidence Mirror Systems as Imaging Optics for X-rays. Annalen der Physik. 10: 94. Bibcode:1952AnP...445...94W. doi:10.1002/andp.19524450108.(англ.)
  3. Wolter, H. (1952). A Generalized Schwarschild Mirror Systems For Use at Glancing Incidence for X-ray Imaging. Annalen der Physik. 10: 286. Bibcode:1952AnP...445..286W. doi:10.1002/andp.19524450410.(англ.)
  4. Pikuz, T.A.; Faenov, A.Ya.; Fraenkel, M.; Zigler, A.; Flora, F.; Bollanti, S.; Di Lazzaro, P.; Letardi, T.; Grilli, A.; Palladino, L.; Tomassetti, G.; Reale, A.; Reale, L.; Scafati, A.; Limongi, T.; Bonfigli, F.; Alainelli, L.; Sanchez del Rio, M. (2000). 10.1109/PLASMA.2000.854969. Proceedings of the 27th IEEE International Conference on Plasma Science. Plasma Science. с. 183. Using spherically bent crystals for obtaining high-resolution, large-field, monochromatic X-ray backlighting imaging for wide range of Bragg angles
  5. Kumakhov, MA (1990). Channeling of photons and new X-ray optics. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section B. 48 (1–4): 283—286. Bibcode:1990NIMPB..48..283K. doi:10.1016/0168-583X(90)90123-C.(англ.)
  6. Dabagov, SB (2003). Channeling of neutral particles in micro- and nanocapillaries. Physics-Uspekhi. 46 (10): 1053—1075. Bibcode:2003PhyU...46.1053D. doi:10.1070/PU2003v046n10ABEH001639.(англ.)
  7. An introduction to X-Ray Optics(англ.)
  8. . Архів оригіналу за 4 грудня 2013. Процитовано 14 травня 2016.(англ.)
  9. Тугай, 2012, с. 4.
  10. Тугай, 2012, с. 6.
  11. Космос-журнал: Телескоп RXTE завершил работу(рос.)
  12. EUD: X-ray Programs: RXTE: PCA(англ.)
  13. . Архів оригіналу за 4 вересня 2007. Процитовано 20 квітня 2016.(англ.)
  14. MIT X-Ray Timing Explorer Project(англ.)
  15. . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 1998. Архів оригіналу за 12 січня 2014. Процитовано 9 серпня 2019.
  16. (Пресреліз). NASA. 12 грудня 2000. Release 00-195. Архів оригіналу за 10 травня 2013. Процитовано 15 квітня 2013.
  17. XMM-Newton: Objectives. European Space Agency. 8 липня 2011. Процитовано 5 лютого 2016.
  18. Working life extensions for ESA's science missions. European Space Agency. 20 листопада 2014. Процитовано 5 лютого 2016.
  19. . European Space Agency. Архів оригіналу за 13 грудня 2015. Процитовано 5 лютого 2016.
  20. Тугай, 2012, с. 5.
  21. Athena to study the hot and energetic Universe, стаття з сайту ESA.

Посилання

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Rentgenivskij teleskop teleskop priznachenij dlya sposterezhennya astronomichnih ob yektiv u rentgenivskomu spektri Atmosfera Zemli ye neprozoroyu dlya rentgenivskogo viprominyuvannya tomu rentgenivski teleskopi povinni buti vstanovleni u vidkritomu kosmosi kudi yih pidijmayut raketami povitryanimi kulyami abo shtuchnimi suputnikami Zemli Proekt najbilshoyi rentgenivskoyi observatoriyiIstoriyaUsi vidomosti pro kosmichni ob yekti prinosyat na Zemlyu rizni viprominyuvannya elektromagnitni hvili i potoki chastok Krabopodibna tumannist u riznih diapazonah viprominennya Dlya korotkohvilovogo viprominyuvannya zemna atmosfera ye neprozoroyu Take viprominyuvannya stalo dostupnim dlya vivchennya lishe pislya poyavi raketnoyi i kosmichnoyi tehniki Za dopomogoyu rentgenivskih teleskopiv vstanovlenih na bortu kosmichnih aparativ zareyestrovano rentgenivske viprominyuvannya velikoyi kilkosti riznih kosmichnih ob yektiv viyavleno mizhgalaktichnij gaz useredini skupchen galaktik i rentgenivske viprominyuvannya vsogo neba svoyeridnij Rentgenivski optichni sistemiOsnovnim elementom teleskopa ye optika yaka zbiraye viprominyuvannya sho vhodit v teleskop i detektor na yakomu zbirayut i vimiryuyut viprominyuvannya Bezlich riznih konstrukcij i tehnologij buli vikoristani dlya cih elementiv Bagato z isnuyuchih rentgenivskih teleskopiv obladnuyutsya dekilkoma kopiyami abo variaciyami sistemi detektora teleskopa ce dodaye suputnikam funkcionalnosti ta multizadachnosti Sistemi yaki vikoristovuyutsya v rentgenivskih teleskopah dlya pozasonyachnoyi astronomiyi vimagayut odnochasno mozhlivist viznachiti vihidnij napryamok rentgenivskogo fotona po dvoh koordinatah i dostatnyu efektivnist detektuvannya Dzerkala mozhut buti vigotovleni z keramiki abo metalevoyi folgi Najbilsh chasto dlya rentgenivskih dzerkal kovzayuchogo padinnya vikoristovuyutsya zoloto i iridij Kritichnij kut vidbittya silno zalezhit vid energiyi fotoniv Dlya zolota i energiyi v 1 keV kritichnij kut skladaye 3 72 Osnovnimi metodami reyestraciyi rentgenivskogo viprominennya ye refrakciya vidobrazhennya difrakciya ta interferenciya 3 tipi teleskopa Voltera Refrakciya Osnovna ideya polyagaye v vidobrazhenni puchka rentgenivskogo viprominyuvannya vid dzerkala i vimiryuvanni intensivnosti rentgenivskih promeniv vidbitih v napryamku matrici kut vidobrazhennya rivnij kutu padinnya Bulo dokazano sho tilki vidobrazhennya vid parabolichnogo dzerkala a potim giperbolichnogo dzerkala mozhe privesti do fokusuvannya rentgenivskogo viprominyuvannya Oskilki vhidni rentgenivski promeni povinni vdariti po nahilenij poverhni dzerkala plosha zbirannya mala Vona odnak mozhe buti zbilshena shlyahom gnizdovih roztashuvan dzerkal useredini odin odnogo Vidnoshennya intensivnosti vidbitogo do intensivnosti padayuchogo viprominennya ye rentgenivska vidbivna zdatnist dlya poverhni Yaksho dzerkala ne ye idealno gladkimi intensivnist vidbitogo bude vidhilyatisya vid dijsnosti za Teleskop Voltera Dokladnishe Teleskop Voltera Teleskop Voltera optichna sistema rentgenivskogo teleskopa sho vikoristovuye tilki dzerkala kosogo padinnya Koeficiyent vidobrazhennya rentgenivskih promeniv pri normalnomu padinni na mezhu rozdilu seredovish duzhe malij velika chastina viprominyuvannya prosto prohodit cherez material abo poglinayetsya v nomu Tomu zvichajni dzerkala ne mozhut zastosovuvatisya v rentgenivskij optici Zvichajni linzi tezh ne godyatsya tomu sho yih koeficiyent zalomlennya duzhe blizkij do odinici Dlya fokusuvannya rentgenivskih promeniv povinni vikoristovuvatisya inshi priladi Odin z nih rentgenivske dzerkalo kosogo padinnya na yake rentgenivskij promin padaye pid duzhe malim kutom i yak bi kovzaye uzdovzh poverhni V principi dlya fokusuvannya dosit bulo b vikoristovuvati odne parabolichne dzerkalo Ale vono malo b dva nedoliki zanadto velikij fokus i bulo b piddano komi U 1952 roci nimeckim fizikom Gansom Volterom buli zaproponovani tri optichni sistemi v yakih koma pomitno oslablena Vsi voni skladayutsya z dvoh poverhon drugogo poryadku i nazivayutsya teleskopami Voltera I II i III tipu vidpovidno paraboloyid giperboloyid paraboloyid giperboloyid z zovnishnim vidobrazhennyam paraboloyid iz zovnishnim vidobrazhennyam elipsoyid Kozhna z cih sistem maye svoyi perevagi i nedoliki Najbilshe poshirennya nabuli optichni sistemi I tipu Taka sistema ye u teleskopiv EXOSAT ROSAT XMM Newton Swift XRT ta in Simetrichno roztashovani atomi viklikayut pidsilennya rentgenivskih promeniv v konkretnih napryamkah de yih riznicya dovzhini shlyahu 2d sin 8 dorivnyuye cilomu chislu kratnomu dovzhini hvili l Difrakciya U rentgenivskij difrakciyi puchok chastinok potraplyaye na kristal i difrakcyuye v bagatoh konkretnih napryamkah Kuti i intensivnosti difrakcijnih puchkiv vkazuyut na trivimirnu shilnist elektroniv v kristali Rentgenivski promeni utvoryuyut difrakcijnu model tomu sho yih dovzhina hvili yak pravilo maye toj zhe poryadok velichini 0 1 10 0 nm yak vidstan mizh atomnimi ploshinami v kristali Kozhen atom povtorno viprominyuye malu chastinu energiyi yaka peredayetsya u viglyadi sferichnoyi hvili Yaksho atomi roztashovani simetrichno yak ce maye misce v kristali z vidstannyu d ci sferichni hvili budut sinhronizovani tilki v napryamkah de yih riznici hodu 2d sin 8 budut dorivnyuvati cilomu chislu kratnomu dovzhini hvili l Vhidnij puchok vidhilyayetsya na kut 28 stvoryuyuchi plyamu vidobrazhennya difrakcijnoyi modeli Rentgenivska difrakciya ye formoyu pruzhnogo rozsiyuvannya Vihidni rentgenivski promeni mayut odnakovu energiyu i takim chinom tu zh dovzhinu hvili sho nadhodyat do teleskopa vid rentgenivskogo viprominyuvannya tilki zi zminenim napryamkom Na protivagu comu nepruzhne rozsiyuvannya vidbuvayetsya koli energiya peredayetsya vid rentgenivskogo elektrona vnutrishnoyi obolonki atoma na bilsh visokij energetichnij riven Take rozsiyuvannya prizvodit do zmenshennya energiyi abo zbilshuye dovzhinu hvili vihidnogo promenya Nepruzhne rozsiyannya korisno dlya doslidzhennya takogo elektronnogo zbudzhennya ale ne u viznachenni rozpodilu atomiv v kristali Podibni difrakcijni modeli mozhut buti otrimani shlyahom rozsiyuvannya elektroniv abo nejtroniv Rentgenivski fotoni yak pravilo ne vidbivayutsya vid atomnih yader Sproshenij princip diyi geksagonalnoyi maski kodovanoyi aperturi Hura vikoristanoyi v instrumenti SPI kosmichnogo teleskopa INTEGRAL Kolimatorna apertura Dlya koduvannya aperturi bagatoh rentgenivskih teleskopiv vikoristovuyut koduvannya aperturi dlya otrimannya zobrazhen U cij tehnologiyi pered matrichnim detektorom vstanovlyuyetsya maska u viglyadi reshitki z cherguvannyam osoblivim chinom prozorih i neprozorih elementiv napriklad kvadratna maska u viglyadi matrici Adamara Danij element dlya fokusuvannya i otrimannya zobrazhen vazhit menshe nizh inshi varianti rentgenivskoyi optiki tomu chasto vikoristovuyetsya na suputnikah ale pri comu vimagaye bilshoyi post obrobki dlya otrimannya zobrazhennya Interferenciya Rentgenivska interferenciya ye dopovnyuyuchoyu superpoziciyeyu dvoh abo bilshe rentgenivskih hvil sho prizvodit do novoyi modeli hvili Rentgenivska interferenciya zazvichaj vidnositsya do vzayemodiyi hvil sho spivvidnosyatsya abo kogerentni mizh soboyu abo tomu sho voni vihodyat z togo zh dzherela abo tomu sho voni mayut odnakovu abo majzhe tu zh chastotu Dvi rentgenivski hvili tilki todi povnistyu kogerentni odna z odnoyu koli voni obidvi mayut tochno takij zhe diapazon dovzhin hvil i ti zh riznici faz na kozhnij zi skladovih dovzhin hvil Zagalna riznicya faz vivoditsya z sumi yak riznici hodu i pochatkovoyi riznici faz yaksho rentgenivski hvili generuyutsya z dvoh abo bilshe riznih dzherel Todi mozhna zrobiti visnovok pro te sho rentgenivski hvili sho dosyagayut tochki znahodyatsya u fazi abo ne v fazi Tehnologiyi Optichni shemi cherez veliku energiyu rentgenivskih kvantiv praktichno ne perelomlyuyetsya v rechovini otzhe vazhko vigotoviti linzi i ne vidobrazhayetsya pri bagatoh kutah padinnya krim samih malih blizko 90 gradusiv Rentgenivski teleskopi mozhut vikoristovuvati kilka metodiv dlya fokusuvannya promeniv Najbilsh chasto vikoristovuyutsya teleskopi Voltera z dzerkalami kovzayuchogo padinnya koduyucha maska i modulyacijni hitni kolimatori Obmezheni mozhlivosti rentgenivskoyi optiki prizvodyat do bilsh vuzkogo polyu zoru v porivnyanni z teleskopami pracyuyuchimi v diapazonah UF i vidimogo svitla Ale vse zh isnuye bezlich metodiv yaki vikoristovuyutsya dlya reyestraciyi rentgenivskih fotoniv u vidpovidnomu misci na detektori rentgenivskogo teleskopa Dzerkala kovzayuchogo padinnya v teleskopi Voltera abo rentgenivskij teleskop vidobrazhennya Kirkpatrik Baeza Vignuti kristali Dzerkala normalnogo vidobrazhennya z vikoristannyam bagatosharovih pokrittiv Mikrostrukturyuvannya optichnih masiviv a same kapilyarni polikapillyarni optichni sistemi Kolimatorna appertura Rentgenivski kontrolyuvachi hvil Bilshist optichnih elementiv rentgenivskih teleskopiv za vinyatkom dzerkal zminnogo padinnya duzhe mali i povinni buti rozrobleni dlya konkretnogo kuta padinnya i energiyi tim samim obmezhuyuchi yih zastosuvannya Nezvazhayuchi na te sho tehnologiyi shvidko rozvivayutsya zastosuvannya teleskopiv rentgenivskogo viprominennya vse she obmezheni Prikladi rentgenivskih teleskopivHarakteristiki priladiv na bortu rentgenivskih observatorij V duzhkah vkazanij rik zapusku suputnika a dlya EXOSAT ROSAT i ASCA rik zakinchennya roboti Efektivna plosha navedena dlya energiyi 1 keV dlya priladiv Suzaku XRS i XIS 1 5 keV HXD GSO 100 keV i HXD PIN 15 keV Optichni priladi XMM OM i INTEGRAL OMC mayut diametr vidpovidno 30 i 5 sm Prilad rik zapusku Diapazon viprominyuvannya keV Efektivna plosha detektora sm Energetichne rozdilennya Pole zoru Kutove rozdilennya EXOSAT 1983 1986 LE 0 05 2 10 2 h2 CMA 0 05 2 0 0 4 10 2 h2 18 ME 1 50 45 GS 2 20 100 4 5 6keV ROSAT 1990 1999 PSPC 0 1 2 5 240 dE E 0 43 2 h2 HRI 0 1 2 5 80 38 x38 2 WFC 0 062 0 206 5 h5 ASCA 1993 2001 GIS 0 8 12 50 8 5 9keV 50 x50 0 5 SIS 0 4 12 105 2 5 9keV 22 x22 30 RXTE 1995 PCA 2 60 6500 HEXTE 15 250 2h800 ASM 2 10 Chandra 1999 ACIS I 0 2 10 144 E dE 20 50 4x 16 x16 ACIS S 0 2 10 196 E dE 9 35 6x 8 x48 HRC I 0 1 10 225 30 x30 0 5 HRC S 7 x97 HETG 0 5 10 E dE 60 1000 LETG 0 08 6 E dE 30 2000 XMM 1999 MOS 0 1 15 922 E dE 20 50 33 x33 7 PN 0 1 15 1227 E dE 20 50 27 5 x27 5 7 RGS 0 35 2 5 185 E dE 200 800 5 x5 2 5 OM 180 650 nm d 30 l Dl 250 17 x17 1 INTEGRAL 2002 SPI 20 8000 500 E dE 500 1MeV 16 x16 2 IBIS 15 10000 2600 3100 9keV 100keV 9 x9 12 JEM X 3 35 500 1 2keV 10keV 4 8 h4 8 3 OMC 500 850 nm d 5 5 x5 25 Swift 2004 BAT 15 150 5240 1 4 steradian 4 XRT 0 2 10 110 23 6 x23 6 5 UVOT 170 650 nm 17 x17 0 3 Suzaku 2005 XRS 0 3 12 190 6 5eV 6keV 32 pikseli XIS 0 2 12 3h340 390 130eV 6keV 18 HXD GSO 30 600 315 3keV 4 5 x4 5 gt 100keV HXD PIN 10 60 145 3keV 34 x34 HMM i Chandra mayut podibni harakteristiki i obidva ye teleskopami novogo pokolinnya v porivnyanni z ROSAT i ASCA yaki pracyuvali pered nimi Bilsh konkretno HMM maye nastupni perevagi Visoka chutlivist pri sposterezhenni protyazhnih dzherel Visokorozdilna spektroskopiya RGS z odnochasnim otrimannyam zobrazhen i spektriv pomirnogo rozdilennya na ERIS i optichnimi ultrafioletovimi sposterezhennyami OM Visoka chutlivist na energiyah do 15 keV Chudova chutlivist pri perehodi do nizhchih energij azh do 150 eV Visoke chasove rozdilennya kamer ERIS Osnovna vidminnist vikoristannya HMM i Chandra polyagaye u tomu sho vsi instrumenti HMM mozhut pracyuvati odnochasno v toj chas yak instrumenti Chandra pracyuyut po cherzi XMM i Chandra ye najbilsh universalnimi suchasnimi teleskopami Voni mozhut odnochasno otrimuvati yakisni zobrazhennya krivi blisku i spektri dzherel u m yakomu i serednomu rentgenivskomu diapazonah Inshi suchasni rentgenivski teleskopi specializovani a same RXTE priznachenij dlya pobudovi rentgenivskih krivih blisku INTEGRAL rozrahovanij na sposterezhennya u zhorstkomu rentgenivskomu i m yakomu gamma diapazonah vishe 20 keV Osnovnoyu metoyu Swift ye sposterezhennya gamma spalahiv i yih rentgenivskih komponentiv Na suputniku Suzaku vikoristovuyetsya nova eksperimentalna tehnologiya rentgenivskogo mikrokalorimetra Rentgenivska observatoriya EXOSAT EXOSAT EXOSAT angl European X ray Observatory SATellite pochatkova nazva HELIOS angl Highly Eccentric Lunar Occultation Satellite orbitalna rentgenivska observatoriya Yevropejskogo kosmichnogo agentstva Pracyuvala na navkolozemnij orbiti v period z travnya 1983 roku po kviten 1986 roku Za cej chas observatoriya provela 1780 sposterezhen ob yektiv rentgenivskogo neba riznih klasiv 6 kvitnya 1986 roku zbij v sistemi oriyentaciyi suputnika prizviv do vtrati keruvannya 6 travnya 1986 roku v rezultati postupovoyi degradaciyi orbiti suputnik uvijshov v shilni shari atmosferi i zgoriv Harakteristika EXOSAT Observatoriya nesla na sobi chotiri osnovni instrumenti dva rentgenivskih teleskopa kosogo padinnya CMA CMA ta LE velikoyi ploshi ME Medium Energy experiment i GSPC Gas Scintillation Proportional Counter Dva odnakovih rentgenivskih teleskopi kosogo padinnya CMA skladalisya z dvoh vstavlenih odnu v odnu trub zroblenih za shemoyu Voltera I tipu sho vidbivayut rentgenivski promeni v diapazoni energij 0 04 2 keV Fokusna vidstan teleskopiv 1 1 m diametr vhidnoyi aperturi 30 sm Kutova rozdilna zdatnist teleskopiv na optichnij osi 24 kutovi sekundi z pogirshennyam do 4 kutovih minut na vidstani 1 gradusa vid optichnoyi osi U fokalnij ploshini teleskopiv mogli buti vstanovleni abo detektori CMA Channel Multiplier Array mikrokanalna kamera abo detektori PSD Position Sensitive Detector gazovij lichilnik Za kozhnim z teleskopiv mozhna bulo vistavlyati difrakcijnu reshitku spektr pislya yakoyi mig buti znyatij za dopomogoyu detektoriv CMA Difrakcijna gratka odnogo teleskopa mala 500 shtrihiv na mm LE2 CMA2 8 400A inshogo 1000 shtrihiv na mm LE1 CMA1 8 200A sho davalo spektralnu rozdilnu zdatnist 2A i 1A vidpovidno na energiyah gt 0 25 keV i 5A na dovzhini hvili 304A dlya oboh teleskopiv Instrument ME skladavsya z vosmi proporcijnih lichilnikiv iz zagalnoyu plosheyu 1600 sm i polem zoru 45 kut hvilin shirina na pivvisoti obmezhenih kolimatorom Energetichnij diapazon instrumentu 1 50 keV Verhnya chastina lichilnika zapovnyuvalasya argonom nizhnya ksenonom Kozhen lichilnik buv obladnanij naborom tokozjomnih zvolikan yaki zabezpechuvali energetichnu rozdilnu zdatnist 21 na energiyi 6 keV dlya argonovoyi kameri i 18 na 22 keV dlya ksenonovoyi Podiyi zareyestrovani v kamerah zapisuvalisya v 128 energetichnih kanalah v diapazoni energij 1 20 keV i 5 50 keV vidpovidno gazovij scintilyacijnij lichilnik GSPC mav energetichne rozdilennya 4 5 na energiyi 6 keV sho bulo v razi krashe nizh na instrumenti ME Efektivna plosha instrumentu 100 sm Energetichna informaciya pro podiyi zapisuvalasya v 256 kanaliv Zapusk rentgenivskoyi observatoriyi ROSAT ROSAT ROSAT nim Rontgensatellit nimecka kosmichna rentgenivska observatoriya Nazvana na chest Vilgelma Rentgena Zapusk vidbuvsya 1 chervnya 1990 za dopomogoyu raketi Delta 2 z misu Kanaveral Observatoriya pracyuvala do 12 lyutogo 1999 Harakteristika ROSAT Ye spilnim astrofizichnim proektom Nimechchini SShA i Angliyi Na bortu suputnika perebuvav stvorenij v Nimechchini rentgenivskij teleskop z mozhlivistyu otrimannya zobrazhen X ray Telescope XRT u fokalnij ploshini yakogo perebuvalo 3 priladi dva nimeckih Position Sensitive Proportional Counters PSPC i amerikanskij prilad otrimannya visokoyakisnih zobrazhen High Resolution Imager HRI Teleskop vikoristovuvav 4 vkladenih odin v odnogo teleskopi Voltera 1 go tipu na osnovi rentgenivskih dzerkal z kosim padinnyam promeniv Apertura teleskopa dosyagala 84 sm u diametri fokusna vidstan 240 sm Na polovinnomu rivni energiyi kutova rozdilna zdatnist bula menshe 5 kutovih sekund Ustanovka XRT pracyuvala v diapazoni energij vid 0 1 do 2 keV Anglijskij teleskop mav shirokokutnu kameru Wide Field Camera WFC i pracyuvav u dalekomu ultrafioleti extreme ultraviolet XUV vid 0 042 do 0 21 keV Unikalnimi osoblivostyami ROSAT bula visoka prostorova rozdilna zdatnist u m yakomu rentgenivskomu diapazoni Suputnik ROSAT vikoristovuvav stabilizaciyu po troh osyah i mav zmogu robiti yak tochkovi sposterezhennya tak i provoditi krugove skanuvannya v ploshini perpendikulyarnij ekliptici Misiya ROSAT Misiya ROSAT bula podilena na tri fazi Dvomisyachne kalibruvannya j perevirka na orbiti Shestimisyachne sposterezhennya vsiyeyi nebesnoyi sferi v rentgenivskih promenyah za dopomogoyu PSPC sho znahoditsya u fokusi XRT i v dvoh ultrafioletovih diapazonah XUV bands za dopomogoyu WFC Sposterezhennya provodilisya v skanuyuchomu rezhimi Ostannya faza trivala do zakinchennya misiyi i bula prisvyachena tochkovim sposterezhennyami Spochatku misiya ROSAT mala trivalist 18 misyaciv Rentgenivska observatoriya ASCA ASCA ASCA vid angl Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics Vdoskonalenij suputnik dlya kosmologiyi j astrofiziki nazva do zapusku ASTRO D chetverta orbitalna rentgenivska observatoriya Yaponiyi i druga v yaku znachnij vnesok zrobili SShA Observatoriya stvorena proektnoyu grupoyu pid kerivnictvom Minoru Oda v Instituti kosmichnih nauk i astronavtiki ISAS yap 宇宙 科学 研究所 spilno z NASA Observatoriya bula zapushena 20 lyutogo 1993 roku yaponskoyi raketoyu nosiyem M 3S II Cherez 8 rokiv roboti pislya geomagnitnogo shtormu kontrol nad suputnikom buv zagublenij 14 lipnya 2000 roku pislya chogo naukovi sposterezhennya bilsh ne provodilisya Suputnik uvijshov v shilni shari atmosferi i zrujnuvavsya 2 bereznya 2001 roku Harakteristika ASCA ASKA nis chotiri velikoyi ploshi rentgenivskih teleskopa U fokusi dvoh teleskopiv znahodivsya z formuvannyam zobrazhennya GIS v toj chas yak z formuvannyam zobrazhennya SIS znahoditsya u fokusi dvoh inshih Misiya ASCA buv pershoyu misiyeyu rentgenivskoyi astronomiyi yaka mala ob yednati mozhlivosti obrobki zobrazhen z shirokim propusknoyu zdatnistyu horoshim spektralnim dozvolom i velikoyu efektivnoyu plosheyu Misiya takozh bulo vivesti na orbitu Zemli pershij suputnik shob vikoristovuvati CCDs dlya rentgenivskoyi astronomiyi Z cimi vlastivostyami pervinna naukova meta ASCA ye rentgenivska spektroskopiya astrofizichnoyi plazmi osoblivo analiz diskretnih funkcij takih yak emisijni linij i kraya poglinannya Tehnichna pidgotovka aparatu RXTE RXTE angl Rossi X ray Timing Explorer orbitalna rentgenivska observatoriya Priznachena dlya vivchennya timchasovih i shirokosmugovih energetichnij diapazon 3 250 keV spektralnih harakteristik astrofizichnih sistem z chornimi dirami nejtronnimi zirkami i bilimi karlikami Osnovnoyu perevagoyu observatoriyi RXTE nad usima inshimi orbitalnimi observatoriyami ye velika efektivna plosha jogo osnovnogo spektrometra PCA blizko 6500 sm na energiyi 6 keV Observatoriya pripinila robotu 5 sichnya 2012 Observatoriya bula nazvana v chest odnogo z pioneriv rentgenivskoyi astronomiyi Bruno Rossi Harakteristika RXTE Spektrometr yavlyaye kompleks z p yati odnakovih gazovih detektoriv zapovnenih sumishshyu ksenonu i argonu pomishenih pid kolimator z polem zoru priblizno 1 gradus Kozhen detektor maye zahist Efektivnij robochij diapazon detektoriv 3 30 keV Verhnij shar zahistu yakij vikoristovuyetsya v osnovnomu dlya filtraciyi zaryadzhenih elektroniv mozhe buti vikoristanij dlya reyestraciyi fotoniv energiyi 1 3 keV Spektrometr provedenij v Centri kosmichnih polotiv imeni Goddarda Spektrometr yavlyaye soboyu kompleks z 8 odnakovih tverdotilnih detektoriv zroblenih za shemoyu fosvich NaI Tl CsI Na pomishenih pid kolimator rozmirom priblizno 1 gradus Z oglyadu na znachne perevishennya instrumentalnogo fonu detektora HEXTE nad praktichno bud yakim astrofizichnih signalom pri sposterezhenni spektrometrom HEXTE neobhidno maksimalno tochno vrahuvati vnesok cogo instrumentalnogo fonu Dlya cogo detektori ob yednani v tak zvani klasteri yaki rozmisheni na povorotnih platformah i po cherzi sposterigayut astrofizichnij ob yekt i majdanchik na nebi poruch z nim tak zvani hitni sposterezhennya Spektrometr provedenij v Kalifornijskomu universiteti u San Diyego All Sky Monitor ASM priznachenij dlya dovgotrivalogo monitoruvannya potokiv riznih astrofizichnih ob yektiv Prilad maye 3 nezalezhnih modulya yaki spilno pokrivayut blizko 70 neba v kozhen moment chasu Kutovij dozvil priladu zabezpechuyetsya principom modulyuyuchogo kolimatora Robochij diapazon ASM 1 12 keV Prilad zroblenij v Massachusetskomu tehnologichnomu instituti Rezultati Za bilsh nizh 12 rokiv uspishnoyi roboti na orbiti buv otrimanij velikij masiv danih pro timchasovi i spektralni harakteristiki astrofizichnih ob yektiv yakij dozvoliv serjozno prosunuti rozuminnya fiziki akreciyi na kompaktni ob yekti mehanizmi formuvannya viprominyuvannya navkolo nih Krim togo zvazhayuchi na nadzvichajno uspishne modelyuvannya instrumentalnogo fonu detektora RXTE PCA vdalosya virishiti ryad zavdan dlya yakih observatoriya RXTE spochatku ne priznachalasya pobudova kart Rentgenivska observatoriya Chandra Chandra Kosmichna rentgenivska observatoriya Chandra angl Chandra X ray Observatory kosmichnij teleskop Chandra kosmichna observatoriya zapushena NASA 23 lipnya 1999 za dopomogoyu shatla Kolumbiya dlya doslidzhennya kosmosu u rentgenivskomu diapazoni Nazvana na chest amerikanskogo fizika ta astrofizika indijskogo pohodzhennya Chandrasekara yakij vikladav u universiteti mista Chikago z 1937 do svoyeyi smerti 1995 roku i buv vidomij perevazhno svoyimi robotami pro bilih karlikiv Harakteristika teleskopa Chandra Kamera visokoyi rozdilnoyi zdatnosti HRC maye shiroke pole zoru i visoku rozdilnu zdatnist Prilad ye rozvitkom reyestruyuchogo detektora sho pracyuye na observatoriyi HEAO 2 Kutova prostorova rozdilna zdatnist instrumentu stanovit blizko 0 2 kutovoyi sekundi sho trohi krashe nizh yakist zobrazhennya stvoryuvana rentgenivskimi dzerkalami observatoriyi 0 3 0 4 kutovoyi sekundi Dodatkovoyu perevagoyu prijmacha HRC ye jogo zdatnist reyestruvati bagato fotoniv za sekundu sho duzhe vazhlivo dlya sposterezhennya neyaskravih ob yektiv takih yak chorni diri abo nejtronni zirki u nashij Galaktici Spektrometri ACIS AXAF CCD Imaging Spectrometer priznacheni dlya pobudovi zobrazhen rentgenivskih ob yektiv z odnochasnim viznachennyam energiyi kozhnogo fotona Princip roboti spektrometriv zasnovanij na priladah iz zaryadnim zv yazkom PZS CCD Priladi ye rozvitkom PZS fotometriv rozroblenih u Massachusetskomu tehnologichnomu instituti ta vpershe zapushenih u Dlya virishennya zavdan spektroskopiyi visokoyi rozdilnoyi zdatnosti na observatoriyi vikoristovuyutsya difrakcijni grati yaki vidhilyayut rentgenivski promeni na rizni kuti zalezhno vid yih energiyi Vidhileni rentgenivski promeni potim reyestruyutsya detektorami HRC S Visoka energetichna rozdilna zdatnist sho dosyagayetsya za dopomogoyu difrakcijnih reshitok dozvolyaye u detalyah doslidzhuvati napriklad vlastivosti mizhzoryanogo seredovisha u nashij ta inshih galaktikah Rezultati Vdalosya viyaviti rentgenivske viprominyuvannya nadmasivnoyi chornoyi diri u centri Chumackogo Shlyahu Novij tip chornih dir bulo viyavleno v galaktici M82 Vcheni pidozryuyut sho ce promizhna lanka mizh chornimi dirami zoryanih mas i nadmasivnimi chornimi dirami Uchni serednoyi shkoli za dopomogoyu stanciyi viyavili nejtronnu zoryu v Tumannosti Meduzi Z yasovano sho majzhe vsi zori golovnoyi poslidovnosti ye dzherelami rentgenivskogo viprominyuvannya Utochneno stalu Gabbla U 2006 vidkrito dokazi isnuvannya temnoyi materiyi pid chas sposterezhennya zitknen nadskupchen galaktik Rentgenivskij teleskop XMM Newton XMM XMM Newton takozh vidomij yak Misiya Rentgeno spektroskopiyi Visokoyi Propusknoyi Zdatnosti angl High Throughput X ray Spectroscopy Mission i Rentgenivskij Bagatodzerkalnij Monitor angl X ray Multi Mirror Mission ye kosmichna rentgenivska observatoriya zapushena Yevropejskim kosmichnim agentstvom v grudni 1999 roku na raketi Ariane 5 Ce druga misiya Horizon programi YeKA 2000 Nazvanij po imeni fizika i astronoma sera Isaaka Nyutona kosmichnomu aparatu bula postavlena zadacha dosliditi mizhzoryani dzherela rentgenivskogo viprominyuvannya vikonuyuchi vuzko i shirokogo diapazonu spektroskopiyu a takozh vikonannya pershoyi odnochasnoyi vizualizaciyi ob yektiv yak v rentgenivskoyi tak i v optichnij vidimij i ultrafioletovij oblasti dovzhini hvil Spochatku namichenij na dvoh rokovu misiyu kosmichnij aparat zalishayetsya v horoshomu stani i otrimav rozshirennya misiyi do 2016 roku Stanom na lyutij 2016 roku ponad 4300 statej ta naukovih robit buli opublikovani po sposterezhennyam XMM Newton Harakteristika XMM Newton Zapushenij 1999 roku XMM Newton odna z najdovershenishih ta uspishnih rentgenivskih observatorij v istoriyi na osnovi danih yakoyi nakopichenih za roki bezdogannoyi roboti napisano tisyachi naukovih statej HMM osnashenij troma kamerami ERIS spektrometrom RGS i optichnim monitorom Kozhna z kamer ERIS MOS1 MOS2 i PN skladayetsya z PZZ chipiv sho rozmisheni na kinci bagatosharovoyi metalichnoyi trubi yaka fokusuye fotoni u diapazoni 0 2 12 keV zavdyaki yavishu povnogo vnutrishnogo vidbivannya Teleskopi HMM mayut najbilshu efektivnu ploshu sered usih fokusuyuchih rentgenivskih teleskopiv 3 teleskopi po 1550 sm na energiyi 1 5 keV tobto vsogo 4650 sm Visoka chutlivist HMM dosyagayetsya vikoristannyam 58 koncentrichnih dzerkalnih shariv u kozhnomu rentgenivskomu teleskopi Rezultuyucha funkciya rozsiyannya maye povnu shirinu na polovini maksimumu blizko 6 50 energiyi tochkovogo dzherela zoseredzhuyetsya u kruzhku diametrom 15 PZZ kameri ERIS mayut serednye spektralne rozdilennya z rozdilnoyu siloyu E E v diapazoni 20 50 Spektrometri RGS mayut nabagato bilshe z rozdilnoyu siloyu v intervali vid 200 do 800 Mizhnarodna gamma observatoriya INTEGRAL INTEGRAL INTEGRAL angl INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory buv vtilenij v zhittya Yevropejskim kosmichnim agentstvom u spivrobitnictvi iz Rosijskim kosmichnim agentstvom i NASA Zapushenij v 2002 roci z kosmodromu Bajkonur v Kazahstani Prijmaye viprominyuvannya v diapazoni vid 15 KeV do 10 MeV Na bortu mistit taki priladi spektrometr SPI kamera IBIS sho pracyuye na principi koduyuchoyi maski rentgenivskij monitor JEM X optichnij monitor OMC Na suputniku INTEGRAL provodyatsya sposterezhennya aktivnih yader galaktik kompaktnih ob yektiv i antirechovini v centri nashoyi galaktiki Harakteristika suputnika INTEGRAL INTEGRAL unikalnij suputnik rozrahovanij na astronomichni sposterezhennya v diapazoni vid 15 keV do 10 MeV zhorstkij rentgenivskij i m yakij gamma diapazon Fokusuvannya fotoniv takih energij nemozhlive tomu dlya pobudovi zobrazhen vikoristovuyetsya tak zvanij princip koduyuchoyi maski Vin polyagaye u tomu sho apertura teleskopa perekrita gratkoyu skladnoyi formi vid yakoyi gamma dzherela stvoryuyut tin na PZZ detektori Specialne programne zabezpechennya OSA Offline Scientific Analysis Software vikoristovuyetsya dlya vidnovlennya za zobrazhennyam tini kilkosti yaskravosti i koordinat dzherel Ce skladna matematichna zadacha tomu za ves chas roboti z 2002 roku INTEGRAL viyaviv vsogo blizko 500 dzherel yaki za ridkisnimi viklyuchennyami rozglyadayutsya yak tochkovi Rezultati Pobudova karti oblasti Centru Galaktiki v zhorstkomu rentgenivskomu diapazoni z duzhe visokoyu chutlivistyu Vidkrittya cilogo naboru galaktichnih dzherel zhorstkogo rentgenivskogo viprominyuvannya prihovanih poglinannyam pilu v inshih diapazonah energij napriklad standartnomu rentgenivskomu 1 10 keV abo optichnomu Vidkrittya novoyi zhorstkoyi rentgenivskoyi komponenti v viprominyuvanni tak zvanih anomalnih rentgenivskih pulsariv i magnitariv Priroda viniknennya ciyeyi komponenti ne do kincya zrozumila Vimiryuvannya z visokoyu tochnistyu formi spektra anigilyacijnogo viprominyuvannya pozitroniv z galaktichnogo centru Vpershe vimiryano viprominyuvannya hrebta Galaktiki na energiyah vishe 20 keV Pokazano sho do energij 50 60 keV vono stvoryuyetsya sumarnim viprominyuvannyam velikoyi kilkosti akrecuyuchih bilih karlikiv Provedeno pidrahunki dzherel zhorstkogo rentgenivskogo viprominyuvannya na vsomu nebi Za rezultatami cih pidrahunkiv vimiryani statistichni harakteristiki galaktichnih i pozagalaktichnih dzherel u blizhnij Vsesvitu Rentgenivskij i gamma teleskop Swift Swift Swift angl Swift Gamma Ray Burst Mission orbitalna observatoriya spilnij proekt SShA Italiyi ta Velikoyi Britaniyi Priznachena dlya reyestraciyi ta sposterezhennya kosmichnih gamma spleskiv Zapushena 20 listopada 2004 z kosmodromu mis Kanaveral za dopomogoyu raketi nosiya Delta 2 Oriyentaciya i shvidki rozvoroti suputnika vikonuyutsya za dopomogoyu girodiniv Harakteristika Swift Monitor gamma spleskiv angl BAT Burst Alert Telescope priznachenij dlya viyavlennya i viznachennya koordinat gamma spleskiv Monitor pracyuye v rentgenivskomu diapazoni 15 150 keV Multidetektor plosheyu 5200 sm skladayetsya z masivu 32 768 okremih napivprovidnikovih detektoriv z teluridu kadmiyu ta cinku CdZnTe Zavdyaki vikoristannyu koduvannya aperturnoyu maskoyu z 52 000 svincevih elementiv sho perekrivaye pole zoru dosyagayetsya visoka kutova rozdilna zdatnist gamma teleskopa 17 kutovih hvilin Oglyadaye tilesnij kut 60 100 abo blizko 1 4 steradian 1 9 vid vsiyeyi nebesnoyi sferi Rentgenivskij teleskop angl XRT X ray Telescope priznachenij dlya viznachennya spektru gamma spleskiv i otrimannya yih zobrazhennya v rentgenivskomu diapazoni 0 3 10 keV Ultrafioletovij optichnij teleskop angl UVOT UltraViolet Optical Telescope priznachenij dlya otrimannya zobrazhennya i spektralnih harakteristik gamma spleskiv pracyuye v diapazoni dovzhin hvil 170 650 nm Diametr dzerkala teleskopa skladaye 0 3 m Misiya Viznachiti pohodzhennya GRS Gamma Rentgenivski Spleski Vikoristovuvati gamma spleski shob rozshiriti rozuminnya molodogo Vsesviti Provesti oglyad vsogo neba yakij bude bilsh chutlivim nizh bud yakij poperednij i znachno dodati do naukovogo znannya astronomichnih dzherel rentgenivskogo viprominyuvannya Sluguvati platformoyu dlya observatoriyi zagalnogo priznachennya dlya doslidzhen kosmichnogo gamma viprominyuvannya i v rentgenivskomu optichnomu diapazonah Rentgenivska i gamma observatoriya Suzaku Suzaku yaponskij kosmichnij rentgenivskij teleskop U 2000 roci buv provedenij zapusk Astro E raketoyu nosiyem Myu 5 yakij viyavivsya nevdalim suputnik vpav v vodu 10 lipnya 2005 roku z yaponskogo kosmodromu Utinoura raketoyu nosiyem Myu 5 buv zapushenij aparat Astro EII perejmenovanij potim v Suzaku Ce rentgenivskij i gamma teleskop priznachenij dlya vivchennya chornih dir i nadnovih zirok Do momentu zapusku na orbiti vzhe znahodilosya dva rentgenivskih teleskopa XMM Newton i Chandra Odnak novij teleskop principovo vidriznyayetsya vid nih v toj chas yak v ostannih zastosovuyutsya rentgenivski prizmi v Suzaku vikoristovuyutsya dzerkala Ale golovna vidminnist v tomu sho elektronika fiksuye najmenshu zminu temperaturi datchika sho vidbuvayetsya pri poglinanni yim fotoniv rentgenivskogo i gamma spektra Dlya realizaciyi cogo datchik buv oholodzhenij do temperaturi 0 06 gradusiv vishe absolyutnogo nulya Ce stalo mozhlivim pislya zastosuvannya bagatosharovoyi izolyaciyi pershij shar ridkij gelij drugij neonovij lid Vsya konstrukciya pomishena v specialnij termos Peredbachalosya sho dana izolyaciya zmozhe diyati protyagom 2 3 rokiv Ce povinno bulo zabezpechuvati robotu golovnogo instrumentu Astro EII XRS rentgenivskij spektrometr Pislya cogo terminu XRS povinen buv zavershiti robotu ale fotokamera XIS i detektor visokoenergetichnih rentgenivskih promeniv HXD prodovzhat robotu Za rozrahunkami chutlivist i dozvil teleskopa v 10 raziv perevershuyut znachennya cih pokaznikiv u poperednikiv Harakteristika Suzaku Suzaku zdijsnyuye spektroskopiyu visokoyi rozdilnoyi zdatnosti Na nomu vstanovleni instrumenti duzhe shirokoyi energetichnoyi zoni dlya viyavlennya signaliv v diapazoni vid m yakogo rentgenivskogo viprominyuvannya do gamma viprominyuvannya 0 3 600 keV Spektroskopiyi visokoyi rozdilnoyi zdatnosti ye najvazhlivishimi metodami fizichno doslidzhuvati visokoenergetichni astronomichni yavisha taki yak chorni diri i nadnovi Pribori observatoriyi Suzaki Rentgenivskij teleskop XRT Rentgenivskij spektrometr RRS Rentgenivskij spektrometr z formuvannyam zobrazhennya XIS Zhorstkij rentgenivskij detektor HXD GLAST Dokladnishe GLAST NuSTAR Dokladnishe NuSTARPlani na majbutnyePredstavniki Yevropejskogo kosmichnogo agentstva ESA planuyut vivesti na orbitu Zemli novij kosmichnij teleskop Advanced Telescope for High Energy Astrophysics Aparat stane najbilshoyu za vsyu istoriyu orbitalnoyu rentgenivskoyu observatoriyeyu yaka bude vivchati rentgenivski spalahi viprominyuvani chornimi dirami i inshi yavisha v comu diapazoni Zapusk teleskopa Athena vartist yakogo sklade blizko 1 milyarda yevro priznachenij na 2028 rik Athena zrobit revolyuciyu v nashomu bachenni prirodi chornih dir ta inshih kosmichnih struktur otochenih rozpechenim gazom Same cih znan nam ne vistachaye do bilsh prosunutogo rivnya rozuminnya Vsesvitu Pol Nandra Paul Nandra direktor Institutu kosmichnoyi fiziki tovaristva Maksa Planka ESA V pershu chergu doslidniki planuyut vikoristovuvati teleskop dlya vivchennya procesu formuvannya nadmasivnih chornih dir i vplivu cih ob yektiv na galaktiki sho yih otochuyut Yak astronomi pidrahuvali bilsha chastina zvichajnoyi materiyi pripadaye yak raz na nitki garyachogo gazu roztyagnuti mizh galaktikami Vcheni budut vikoristovuvati spektrometr dlya viznachennya himichnogo skladu garyachogo gazu a takozh efekt Doplera dlya napryamku jogo ruhu Proekt Athena vinik v ESA pislya rozpadu spivpraci yevropejciv z NASA i yaponskim kosmichnim agentstvom JAXA yaki spilno planuvali pobuduvati Mizhnarodnu rentgenivsku observatoriyu Konstrukciya Athena bula znovu rozglyanuta v 2013 roci na zasidanni ESA a v 2014 roci agentstvo ogolosilo pro svoyi plani realizuvati cej proekt She v listopadi 2013 roku astronomi Yevropejskogo kosmichnogo agentstva viznachili dvi golovni meti doslidzhennya v dovgostrokovij perspektivi garyachij ta energetichnij Vsesvit The hot and energetic universe yaku vivchatimut z 2028 roku i gravitacijnij Vsesvit gravitational universe vivchennya yakoyi pochnetsya v 2034 roci Osnovnim instrumentom dlya doslidzhen garyachogo Vsesvitu yak raz i stane teleskop Athena Porivnyano z rentgenivskimi observatoriyami yaki pracyuyut sogodni Chandra i XMM Newton Athena bude dijsno velicheznim aparatom odni tilki jogo specializovani dzerkala budu v 30 raziv bilshi nizh u suchasnih pristroyiv Vin takozh bude buduvati zobrazhennya bilsh visokoyi rozdilnoyi zdatnosti i mati znachno bilsh prosunutu zdatnist analizuvati rentgenivski spektri Dzerkala Athena budut vikonani z velicheznoyi kilkosti dribnih kremniyevih strichok vigotovlenih z vikoristannyam metodik z napivprovidnikovoyi promislovosti Rozrobniki vidznachayut sho ce absolyutno novij sposib konstruyuvannya teleskopiv Nova kosmichna observatoriya bude vidkritoyu dlya vsih uchenih bud yakij astronom zmozhe skoristatisya danimi Athena dlya provedennya svoyih doslidzhen Zatverdzhennya dizajnu i byudzhetu teleskopa povinni budut vidbutisya v najblizhchi roki tak yak start budivnictva zaplanovanij na 2019 rik PrimitkiRob Petre X ray Imaging Systems NASA angl Wolter H 1952 Glancing Incidence Mirror Systems as Imaging Optics for X rays Annalen der Physik 10 94 Bibcode 1952AnP 445 94W doi 10 1002 andp 19524450108 angl Wolter H 1952 A Generalized Schwarschild Mirror Systems For Use at Glancing Incidence for X ray Imaging Annalen der Physik 10 286 Bibcode 1952AnP 445 286W doi 10 1002 andp 19524450410 angl Pikuz T A Faenov A Ya Fraenkel M Zigler A Flora F Bollanti S Di Lazzaro P Letardi T Grilli A Palladino L Tomassetti G Reale A Reale L Scafati A Limongi T Bonfigli F Alainelli L Sanchez del Rio M 2000 10 1109 PLASMA 2000 854969 Proceedings of the 27th IEEE International Conference on Plasma Science Plasma Science s 183 Using spherically bent crystals for obtaining high resolution large field monochromatic X ray backlighting imaging for wide range of Bragg angles Kumakhov MA 1990 Channeling of photons and new X ray optics Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section B 48 1 4 283 286 Bibcode 1990NIMPB 48 283K doi 10 1016 0168 583X 90 90123 C angl Dabagov SB 2003 Channeling of neutral particles in micro and nanocapillaries Physics Uspekhi 46 10 1053 1075 Bibcode 2003PhyU 46 1053D doi 10 1070 PU2003v046n10ABEH001639 angl An introduction to X Ray Optics angl Arhiv originalu za 4 grudnya 2013 Procitovano 14 travnya 2016 angl Tugaj 2012 s 4 Tugaj 2012 s 6 Kosmos zhurnal Teleskop RXTE zavershil rabotu ros EUD X ray Programs RXTE PCA angl Arhiv originalu za 4 veresnya 2007 Procitovano 20 kvitnya 2016 angl MIT X Ray Timing Explorer Project angl Harvard Smithsonian Center for Astrophysics 1998 Arhiv originalu za 12 sichnya 2014 Procitovano 9 serpnya 2019 Presreliz NASA 12 grudnya 2000 Release 00 195 Arhiv originalu za 10 travnya 2013 Procitovano 15 kvitnya 2013 XMM Newton Objectives European Space Agency 8 lipnya 2011 Procitovano 5 lyutogo 2016 Working life extensions for ESA s science missions European Space Agency 20 listopada 2014 Procitovano 5 lyutogo 2016 European Space Agency Arhiv originalu za 13 grudnya 2015 Procitovano 5 lyutogo 2016 Tugaj 2012 s 5 Athena to study the hot and energetic Universe stattya z sajtu ESA PosilannyaTugaj A V Rentgenivska astronomiya Kiyivskij nacionalnij universitet imeni Tarasa Shevchenka Kiyiv 2012 http www cosmos esa int web xmm newton Kosmichna observatoriya XMM Newton na sajti ESA http heasarc gsfc nasa gov docs exosat exosat html Kosmichnij teleskop EXOSAT

Дата публікації:
Топ