Инфрачервени телескопи. Физически енциклопедичен речник - Рентгенов телескоп Основни обсерватории и най-големи телескопи в света
Наземните наблюдения в прозрачни прозорци се извършват с помощта на конвенционални оптични телескопи и специални инфрачервени телескопи. Специалните IR телескопи имат по-малко присъщо излъчване и са оборудвани с осцилиращо вторично огледало и се инсталират във високи планински райони. Четири специални инфрачервени телескопа са монтирани на върха на изгасналия вулкан Мауна Кеа. (Хавайски острови). На надморска височина 4200 m: френски с диаметър на огледалото D = 375 cm; Английски език, D = 360 см; телескоп на Националното управление по астронавтика и изследване на космоса на САЩ - NASA, D = 300 cm; телескоп на Хавайския университет, D = 224 cm.
Рентгенови (ri) телескопи
RI детектори:
През 1978 г. на спътника HEAO-B (Айнщайнова обсерватория) в САЩ е изстрелян рентгенов телескоп с косо падане с разделителна способност 2". Няколко хиляди получени рентгенови източника (до 1986 г.)
Гама телескопи.
В района мека гама радиация(GI), използвани сцинтилационен телескоп.
В района твърд GI– телескоп с песендетектор. Записва се траекторията на всяка образувана при поглъщането заредена частица – фотони. Детекторът може да бъде искрова камера и дрейфова камера.В искрова камера се развива искров пробив по траекторията на частица, която йонизира атомите. Верига от искри възпроизвежда траекторията на частица. В дрейфовата камера позицията на траекторията се определя от времето на дрейфа на електрона от пистата на частицата към съседните електроди.
В района междинен ГИ –ефективността на сцинтилационните и следовите детектори намалява.
В района ултра висок GI– чрез записване на лъчение на Черенков, което се генерира от електрони и позитрони на поток от частици, съпътстващи поглъщането на фотон със свръхвисока енергия в атмосферата.
Забележка: радиация на Черенков - Вавилов(1934) – излъчване на електромагнитни вълни от движещ се със скорост носител на електрически заряд , превишаване на фазата " U» скорост на електромагнитните вълни в материята. . Ефектът на Черенков–Вавилов възниква, ако n> 1;
Неутрино телескопи
В СССР: в Кавказ в Баксанската неутринна обсерватория; в солна мина в Артемовск на дълбочина 600 м воден еквивалент; в Италия, САЩ.
Принцип на регистрация: течни сцинтилационни детектори - регистрира получените позитрони, чието движение е придружено от светкавица.
Основни обсерватории и най-големи телескопи в света
ОБСЕРВАТОРИЯ(от лат. observator - наблюдател), специализирана научна институция, оборудвана за провеждане на астрономически, физически, метеорологични и др. изследвания. В момента в света има повече от 500 обсерватории, повечето от които в северното полукълбо на Земята.
Таблица 2. Основни обсерватории в света.
|
Обсерватория |
Кратка информация |
|
Астрофизична обсерватория Абастумани |
Основан през 1932 г. на планината Канобили (1650 м) близо до Абастумани в Грузия. През 1937 г. започват наблюдения на първия съветски 33-сантиметров рефлектор (наблюденията се извършват върху него от 1932 г. в старата кула) с първия съветски фотометър. Първият директор беше Евгений Кирилович Харадзе. В началото на 50-те години са инсталирани 70-сантиметров менискус телескоп и други инструменти. През 1980 г. в обсерваторията е инсталиран най-големият 125-сантиметров напълно автоматизиран рефлекторен телескоп. |
|
Обсерватория Алгонкин |
Астрономическа радиообсерватория в Онтарио (Канада). Основният инструмент е 46-метров телескоп с напълно управляема антена. |
|
Обсерватория Алегени |
Изследователска обсерватория на Университета в Питсбърг в Пенсилвания (САЩ). Модерните сгради на обсерваторията са построени през 1912 г., но работата по нейното създаване започва през 1858 г. от няколко бизнесмени от Питсбърг. Окуражени от гледката на кометата Донати през същата година, те създадоха Асоциацията на телескопите Алегени и закупиха 33-сантиметров рефрактор. През 1867 г. и телескопът, и обсерваторията са прехвърлени на Западния университет на Пенсилвания, предшественика на Университета на Питсбърг. Първият директор на пълен работен ден беше Самуел Пиърпонт Лангли, който беше наследен от Джеймс Е. Кийлър, един от основателите на Astrophysical Journal и по-късно директор на обсерваторията Лик. През 1912 г. в сградата на обсерваторията са монтирани три телескопа. Първият 33 cm рефрактор сега се използва предимно за образователни цели и за тестване. Другите два (76 cm Tau Refractor и 79 cm Keeler Memorial Refractor) продължават да се използват за научни изследвания. |
|
Англо-австралийска обсерватория (AAO) |
Обсерваторията, разположена съвместно с обсерваторията Siding Spring (Нов Южен Уелс, Австралия), се финансира съвместно от правителствата на Австралия и Обединеното кралство. Обсерваторията се управлява от Дирекцията за англо-австралийски телескоп (DAAT), която е създадена в началото на 70-те години на миналия век, когато е построен 3,9-метровият англо-австралийски телескоп с екваториална инсталация. Рутинните наблюдения започват през 1975 г. Това е първият телескоп с компютърно управление. Заедно с този универсален телескоп се използват много различни инструменти, които доведоха до важни научни открития и направиха възможно получаването на зрелищни снимки на южното небе.През 1988 г. DAAT получи на свое разположение английския 1,2-метров телескоп Schmidt (въведен в експлоатация през 1973 г. и за известно време под юрисдикцията на Кралската единбургска обсерватория), която започна да се използва от много астрономи. Популярните телескопи Schmidt създават висококачествени широкоформатни снимки (6,4° × 6,4°). По-голямата част от работното време на телескопа е посветено на дългосрочни проучвания на небето. |
|
Обсерватория Аресиб |
Радиоастрономическа обсерватория в Пуерто Рико. Ямата с диаметър 305 м се вписва добре в естествената гънка на хълмистата местност южно от Аресибо. Телескопът, чиято конструкция е завършена през 1963 г., се управлява от Националния йоносферен и астрономически център към университета Корнел (САЩ). Отражателната повърхност не може да се движи, но радиоизточниците могат да бъдат проследявани чрез преместване на фокалния приемник по специална опорна конструкция. През 1997 г. този телескоп е модернизиран. Отпечатъкът на телескопа е по-голям от всички други радиотелескопи в света взети заедно. С такава голяма повърхност, телескопът може да открие по-слаби сигнали от всеки друг радиотелескоп |
|
Астрофизична обсерватория Доминион |
Обсерватория на Националния изследователски съвет на Канадския център за оптична астрономия, разположена близо до Виктория (Британска Колумбия). Той е част от Института по астрофизика на името на. Херцберг. Основан е от J.S. Пласкет, а през 1918 г. там започва да работи 1,85-метров телескоп, към който през 1962 г. е добавен 1,2-метров телескоп. През 1988 г. там е създаден Канадският център за астрономически данни. |
|
Военноморска обсерватория на САЩ |
Обсерваторията притежава астрографски телескопи, разположени в Маунт Андерсън, близо до Флагстаф, Аризона, в Блек Бърч, Нова Зеландия и във Вашингтон. Обсерваторията е основана през 1830 г. и получава сегашното си име през 1842 г. В продължение на петдесет години се намира в това, което сега е Мемориал на Линкълн. През 1893 г. обсерваторията е преместена на сегашното си място (до официалната резиденция на вицепрезидента). Най-големият телескоп, намиращ се тук, е 66-сантиметров рефрактор, работещ от 1873 г., с помощта на който Асаф Хол открива спътниците на Марс Фобос и Деймос през 1877 г. Други инструменти включват 30 см рефрактор на Елван Кларк, два 61 см рефлектора и 15 см меридианен кръг. Най-големият телескоп, притежаван от обсерваторията, е 1,5-метровият астрометричен рефлектор във Флагстаф. Използвайки този инструмент, Джеймс Кристи откри спътника на Плутон Харон през 1978 г. На мястото си в Аризона обсерваторията разполага с оптичен интерферометър, Експериментален морски оптичен интерферометър, който беше най-големият телескоп от този тип, когато влезе в експлоатация през 1995 г. Военноморската обсерватория на Съединените щати съхранява една от най-богатите астрономически библиотеки в света. Обсерваторията съставя и издава астрономически годишници за флота, авиацията и международния справочник „Видими места на фундаменталните звезди“. |
|
Височинна обсерватория |
Слънчева физическа обсерватория и изследователски институт в Колорадо, САЩ. Основан през 1940 г. под егидата на Обсерваторията на Харвардския колеж и сега клон на Националния център за атмосферни изследвания. Оборудване за изучаване на Слънцето има и в други наземни центрове и на сателити. |
|
Главна астрономическа обсерватория на Академията на науките на Украйна |
Основан през 1944 г. (12 км южно от Киев, h=180 м надморска височина). Отворен през 1949г Съставен е консолидиран каталог с координати на няколко хиляди опорни точки от видимата повърхност на Луната, има наблюдателна астрономическа база в района на Елбрус на връх Терскол (h=3100m) с 40 cm, 80 cm и 2-. метрови телескопи. Основни инструменти: 19 cm голям вертикален кръг, двоен широкоъгълен 12 cm астрограф, 70 cm рефлекторен телескоп (1959), 44 cm слънчев хоризонтален телескоп (1965) и други инструменти. От 1985 г. Обсерваторията издава научното списание „Кинематика и физика на небесните тела“, а от 1953 г. издава „Известия на Държавния административен окръг на Академията на науките на Украинската ССР“. Първият директор е Александър Яковлевич Орлов (1880-1954) през 1944-1948 и 1950-1951. |
|
Европейска южна обсерватория (ESO) |
Европейската изследователска организация е основана през 1962 г. Членове на ESO са осем държави - Белгия, Дания, Франция, Германия, Италия, Холандия, Швеция и Швейцария. Седалището на организацията е в Гархинг близо до Мюнхен в Германия, а обсерваторията й е в Ла Сила в Чили. |
|
Кримска астрофизична обсерватория (CrAO) |
Украинска обсерватория, разположена в Крим близо до Симеиз. Основана през 1908 г. близо до Симеиз като клон на Пулковската обсерватория, но напълно разрушена с избухването на войната през 1941 г. С Указ на правителството на СССР от 30 юни 1945 г. тя е преобразувана в самостоятелна научна институция - Кримската астрофизична обсерватория на Академията на науките на СССР. През 1946 г. започва изграждането на обсерваторията на ново, по-удобно място в село Мангуш (село Научен, на 12 км от Бахчисарай). Първият голям инструмент е астрограф с 40 см обектив, инсталиран през лятото на 1946 г. в Симеизм, където продължават наблюденията. Първият директор беше G.A. Шайн (1892-1956), след това през 1952 г. той е заменен от А. Б. Северни (1913-1987). Пуснат в експлоатация през 1950г. Тук през 1961 г. е монтиран най-големият телескоп в Европа с 264 cm огледало, F = 10 m, а през 1981 г. е монтиран 125 cm телескоп за фотографски наблюдения. Тук през 1954 г. е монтиран и един от най-добрите кулови слънчеви телескопи в света, а през 1966 г. е монтиран мощен 22-метров радиотелескоп с милиметрови вълни. |
|
Национална радиоастрономическа обсерватория (NRAO) |
Асоциация на организации, извършващи радиоастрономическа работа в Съединените щати под егидата на частен консорциум от университети, Associated Universities Inc. Асоциацията получава финансиране по споразумение за консорциум с Националната научна фондация на САЩ. Телескопите, използвани от NRAO, са разположени на три различни места. Това е "Много голяма решетка" (VLA - съкр. Very Large Array. Радиотелескоп, състоящ се от 27 антени, всяка с диаметър 25 m, работещи с помощта на метода на синтез на апертурата, базиран на въртенето на земята. Намира се в Сокоро, Ню Мексико , този телескоп е най-големият в света телескоп за синтез на апертура. Този масив от антени е подреден във формата на "Y", всяко рамо от което е с дължина 21 km. Антените са електронно свързани помежду си, в резултат на което масивът работи като единна система от 351 радиоинтерферометъра, които провеждат едновременни наблюдения. Максималната налична разделителна способност на радиотелескоп при дължина на вълната от 1,3 cm е 0,05 дъгови секунди. Въпреки това, на практика повечето наблюдения се правят при дължина на вълната от 6 cm с разделителна способност от една дъгова секунда, тъй като това значително намалява времето, необходимо за конструиране на радиокарти), телескопът с милиметрови вълни в Кит Пийк, както и 42-метровата антена и интерферометър на телескопа Green Bank, разположен в Green Bank (Западна Вирджиния). Построен през 1962 г. 92-метровата антена е напълно излязла от строя до 1988 г. Конструкцията на неговия "наследник" - 100-метровия телескоп е завършена през 1998 г. Това е най-голямата в света параболична антена с напълно автоматизирано управление. 43-метровата параболична антена, пусната през 1965 г., все още е най-големият екваториален телескоп в света. Има и радиоинтерферометър, състоящ се от три 26-метрови параболични антени, две от които могат да се движат по трасе с дължина 1,6 km). NRAO е със седалище в Шарлотсвил, Вирджиния. |
|
Обсерватория Пулково |
Обсерваторията близо до Санкт Петербург в Русия, организирана през 1718 г. като Обсерватория в Санкт Петербург и Академия на науките в Санкт Петербург, има единствената обсерватория, построена в центъра на града през 1760 г. В Пулково е от 1835 г. На 19 август 1839 г. Пулковската обсерватория влиза в експлоатация на Пулковските височини (75 м над морското равнище). Строителството започва на 21 юни 1835 г. на 70 км южно от Санкт Петербург по проект на A.P. Брюлов (1798-1877), разработен през 1834г. На 3 юли 1835 г. е положена сградата на Главната обсерватория. 02.07.1838 г. - създаване на Пулковската обсерватория към Академията на науките. Историята на обсерваторията е свързана по-специално с историята на семейство Струве, шестима членове на които станаха известни астрономи. Василий Яковлевич Струве е директор на обсерваторията от 1839 до 1862 г., а неговият син Ото Василиевич Струве е от 1862 до 1889 г., който построява астрофизична лаборатория през 1886 г., а през 1890-1895 г. Ф. А. Бредихин засилва астрофизичните изследвания в обсерваторията и я оборудва с подходящи инструменти. Обсерваторията стана „астрономическата столица на света“ за създаването на най-точните звездни каталози на фундаментални звезди: 1865, 1885, 1905 и 1930 г., точно измерване на позицията на 8700 двойки двойни звезди и определяне на основните астрономически константи. От самото начало обсерваторията съдържаше по онова време най-големия в света 38 см (15 инча) пречупващ телескоп, направен от учениците на Й. Флаунхофер – Мерц и Малер, а през 1888 г. и най-големия в света 30 инчов (76 см) пречупващ телескоп. телескоп, направен от американския оптик А. Кларк. Именно Пулковската обсерватория е една от първите, които използват фотографията в астрометрията. През 1920 г. е организирана служба за точно време, а през 1924 г. към обсерваторията е създаден международен комитет за служба на времето. През 1932 г. е организирана Слънчевата служба. Сградите от онова време са разрушени по време на Втората световна война, но впоследствие са възстановени в оригиналния си вид през 1954 г. Откриването е на 21 май 1954 г. Обсерваторията беше значително разширена и оборудвана с най-новите инструменти. Монтиран е 65 cm рефракторен телескоп (F=10,4m), най-големият в СССР. Наблюдателни бази в Кавказ и Памир, Кисловодска планинска астрономическа станция, в Благовещенск (широтна лаборатория на Амур), експедиция в Боливия (от 1983 г.). Научни изследвания: астрометрия, радиоастрономия, астрономическа апаратура, извънатмосферна астрономия и др. Обсерваторията издава „Трудове” (от 1893 г.), „Известия” (от 1907 г.), „Слънчеви данни” (от 1954 г.) и др. |
Фигура 46. Обсерватория Пулково
Вече разгледахме основните рентгенови детектори: пропорционални броячи за енергии по-долу и сцинтилационни броячи за енергии до. Проблемът е необходимостта да се изключат космическите лъчи, които също причиняват йонизация в рамките на броячите. За тази цел се използват три метода.
Първият метод е да се използват детектори против съвпадения. В този случай рентгеновите броячи са заобиколени от сцинтилиращо вещество (пластмасов сцинтилатор или сцинтилираща течност) и всички събития, които карат брояча и сцинтилиращата субстанция да работят, се отхвърлят като причинени от заредена частица (фиг. 7.10а).
Вторият метод е да се анализира формата на електронния импулс като функция на времето. Бърза частица, независимо дали е нискоенергийна частица от космически лъчи или бърз електрон, избит от брояча от такава частица, създава йонизирана следа, която причинява широк импулс на изхода. От друга страна, фотон с енергия около води до локална йонизация и полученият импулс е къс, особено неговият преден фронт. Обхватът на електроните, избити от аргоновите атоми от космическите рентгенови лъчи, например, обикновено е по-малък от 0,132 см. Този метод за разграничаване на космическите лъчи от рентгеновите лъчи се нарича дискриминация по време на нарастване или форма на импулс (фиг. 7.10, b и c).
Третият метод, използван за твърди рентгенови лъчи и меки рентгенови лъчи, включва детектори, наречени слоести фосфори. Те се състоят от слоеве от различни сцинтилиращи материали, които имат различна ефективност за откриване на фотони и заредени частици. Един компонент на такава двойка може да бъде детектор, направен от цезиев йодид, който е чувствителен към фотони и се използва като стандартен брояч на сцинтилационни фотони, а другият компонент може да бъде направен от пластмасов сцинтилатор, който не е чувствителен към фотони. Следователно фотоните ще дадат сигнал само в първия детектор, докато заредените частици преминават през
Ориз. 7.10. Разграничаване между рентгенови лъчи (b) и космически лъчи (c) по време на нарастване (или форма на импулса).
детектор, причиняват светлинни мигания и в двата материала. Сцинтилаторите, използвани в слоестите луминофори, са избрани по такъв начин, че да имат различни времена на светкавицата, така че заредена частица, проникваща в устройството, дава две светлинни светкавици, разделени от интервал от време.Фотонът причинява само един светкавец, така че светлинните светкавици могат да бъдат записани чрез един фотоумножител, свързан с електронната система, способен да разпознава космическите лъчи по характерни признаци и да ги елиминира. Въз основа на интензитета на светлинната светкавица, причинена от фотон, се определя неговата енергия, докато за енергиите, характерни за -лъчение, е възможно да се постигне енергийна разделителна способност от порядъка на 10% или по-добра.
Необходимо е да се ограничи зрителното поле на рентгеновия телескоп, което често се прави с помощта на механичен колиматор. В най-простия случай колиматорът се състои от кухи тръби с правоъгълно напречно сечение. Диаграмата на излъчване на такъв колиматор има формата на триъгълник, тъй като може да се приеме, че рентгеновото лъчение се разпространява праволинейно, т.е. в съответствие със законите на геометричната оптика. Единственото изключение е случаят, когато лъчът пада под голям ъгъл спрямо нормалата върху повърхността на силно проводимо вещество, като мед. Тогава може да възникне отражение на падане на паша. За фотони с по-малка енергия се наблюдава отражение, когато ъгълът между посоката на лъча и повърхността на материала не е
Ориз. 7.11. Диаграма на прост рентгенов телескоп. Телескопи от този тип са инсталирани на сателитите Uhuru и Ariel-5.
надхвърля няколко градуса. Този процес на отражение е подобен на отклонението на радиовълните в йонизирана плазма, при което плазмената честота нараства с дълбочина. Въпреки че отражението се случва само при много малки ъгли, това е достатъчно за разработване на телескопи с наклонени огледала на падане, които създават изображение на небето във фокалната равнина (раздел 7.3.2).
Така че можете да сглобите прост рентгенов телескоп според диаграмата, показана на фиг. 7.11. Нека отбележим още веднъж, че важна роля играят съвременните електронни схеми на амплитудни анализатори, дискриминатори и схеми против съвпадения, които трябва да бъдат включени в такива телескопи. Телескопи от този тип са работили с голям успех на борда на орбиталната рентгенова обсерватория Ухуру.
7.3.1. Рентгенов спътник "Ухуру". Рентгеновият сателит Uhuru беше изстрелян от бреговете на Кения през декември 1970 г. Научното оборудване, инсталирано на сателита, включваше два пропорционални брояча с берилиеви прозорци, всеки с полезна площ от Те бяха насочени в противоположни посоки перпендикулярно към оста на въртене и са оборудвани с механични колиматори, които ограничават зрителното поле (пълна ширина на половин височина) (фиг. 7.12). Периодът на въртене на спътника около оста му е 10 минути. Пропорционалните броячи бяха чувствителни в зоната
Чувствителност на телескопа. Границата на чувствителност на телескопа се определя от фоновата радиация. Има два вида фонова радиация.
1. Броят на броенето в секунда е свързан с недостатъчно изключване на -квантите и космическите лъчи. Тази стойност варира от телескоп до телескоп и за детекторите на борда на Uhuru беше около
2. Космическо рентгеново фоново лъчение, чиято яркост е много висока.Това фоново лъчение е изотропно; предполага се, че има космологичен произход. Измерение в енергийния диапазон на телескопа. Границата на чувствителност на телескопа се определя статистически. Ако вземем като критерий за откриване на дискретен рентгенов източник сигнал от поне три пъти
Ориз. 7.12. Рентгенов спътник "Ухуру". а - подреждане на инструменти; b - ориентация на рентгеновия телескоп.
по-голямо от стандартното отклонение, свързано с шума (в този случай статистически шум), тогава може да се покаже, че най-слабият откриваем рентгенов точков източник трябва да има плътност на потока
където е телесният ъгъл, равен на зрителния ъгъл на телескопа, времето на наблюдение на източника. Рентгеновото фоново лъчение в енергийната област е еднакво и има спектър на интензитет, приблизително къде се измерва в Можем да използваме тези данни, за да покажем, че за колиматор фоновото лъчение от двата типа е приблизително еднакво, докато за по-малко поле от важно е да видите само фона поради заредените частици. Космическото рентгеново фоново лъчение като източник на шум става незначително, ако зрителното поле е по-малко от няколко градуса.
В нормален режим сателитът сканира една ивица от небето над много орбити. Опитайте се да изчислите най-слабия откриваем източник за един ден на наблюдения и го сравнете с действителната граница на плътността на потока "Uhuru", взета от каталозите "Uhuru", "Uhuru" в диапазона Колко време отне сканирането на цялото небе, за да се постигне това ниво на чувствителност?
Времеви вариации. Най-забележителното откритие, направено от Ухуру, са пулсиращите рентгенови източници. Телескоп
Ориз. 7.13. Фрагмент от регистриране на данни за източника. Хистограмата показва броя на пробите в последователни секунди. Непрекъснатата линия е хармонична крива, която най-добре приближава резултатите от наблюдението, като се вземе предвид променящата се чувствителност на телескопа при сканиране на източника.
с колиматор той записва и предава данни за рентгеновия поток към Земята на всеки 0,096 s. Средната плътност на потока от източника е равна на и периодът е 1,24 s. Колко над нивото на шума е бил източникът, когато са открити неговите пулсации? Оказва се, че през периода източникът на сигнал не надвишава значително нивото на шума, но използването на методите за анализ на Фурие (или спектър на мощност), ако се прилага за обработка на данни за по-дълъг период от време, позволява откриването на пулсации на много по-нисък интензитет. Фрагмент от записа е показан на фиг. 7.13.
7.3.2. Рентгенова обсерватория на Айнщайн. Най-значимите постижения след наблюденията на Ухуру, които предизвикаха революция в рентгеновата астрономия, са свързани с полета на рентгеновия сателит, наричан още рентгеновата обсерватория на Айнщайн. Тази обсерватория разполагаше с много уникално оборудване на борда, включително телескоп с наклонен наклон, който създава изображения с висока ъглова разделителна способност.
Рентгеновите лъчи се отразяват само от повърхността на проводимите материали при големи ъгли на падане. При енергии на отражение се получава, ако ъгълът между повърхността и посоката на падане на лъчението е от порядъка на няколко градуса; Колкото по-голяма е енергията на фотона, толкова по-малък трябва да бъде този ъгъл. Следователно, за да фокусирате рентгенови лъчи от небесен източник, ви е необходим параболичен рефлектор с
Ориз. 7.14. Фокусиране на рентгенов лъч с помощта на комбинация от параболични и хиперболични наклонени огледала на падане. Тази комбинация се използва в рентгеновата обсерватория на Айнщайн.
много голямо фокусно разстояние и централната част на рефлектора може да не се използва. Фокусното разстояние на телескопа може да бъде намалено за сметка на площта на събирателната повърхност чрез въвеждане на друго събирателно огледало, като предпочитаната конфигурация е комбинация от параболоид и хиперболоид (фиг. 7.14). Такава система фокусира падащите рентгенови лъчи само върху пръстеновидната област, показана на фигурата. За увеличаване на събирателната площ може да се използва комбинация от няколко огледала. Такава система е използвана в телескопа HRI High Disruption на борда на обсерваторията Айнщайн. Това позволи да се получи изображение на небесната сфера в зрително поле с диаметър 25, а ъгловото разрушаване беше по-добро в радиус 5 от центъра на зрителното поле.
Във фокалната равнина трябва да се постави XY детектор със същата ъглова разделителна способност като телескопа. В HRI се състои от две микроканални плочи, монтирани една зад друга. Тези детектори са поредица от много тънки тръби, по дължината на които се поддържа висока потенциална разлика. Електрон, който удря единия край на тръбата, започва да се ускорява и, сблъсквайки се със стените, избива допълнителни електрони, които от своя страна се ускоряват и също избиват електрони и т.н. Както при пропорционалния брояч, целта на този процес е да произведе интензивна електронна светкавица от един електрон. При HRI предната повърхност на първата микроканална плоча е покрита. Рентгенов фотон, падащ върху предната повърхност, нокаутира електрон, което води до детектиране на електрони на изхода на втората плоча. Този изблик на електрони се записва от детектор на заряд с взаимно перпендикулярни решетки, което прави възможно точното измерване на координатите на рентгеновия квант.
За да определите чувствителността на телескопа, трябва да знаете неговата ефективна площ и нивото на фоновите сигнали от детектора. Тъй като отражението на падане на паша е функция на фотонната енергия и тъй като има абсорбция в материала на прозореца на детектора, ефективната
Ориз. 7.15. Ефективна площ на телескоп за изображения с висока разделителна способност като функция на енергията. Кривите показват ефекта от инсталирането на берилиеви и алуминиеви филтри пред детектора.
зона е силно зависима от енергията (фиг. 7.15). Както се очаква, максималната ефективна площ съответства на енергии от около и е равна на приблизително Отговорът на детектора може да се променя чрез въвеждане на филтри в зрителното поле на телескопа (фиг. 7.15), като по този начин се осигурява груба енергийна разделителна способност.
Нивото на шума в детектора, главно поради заредени частици, достига Това означава, че източникът на каталога Uhuru е на границата на чувствителност, т.е. точков източник с плътност на потока от порядъка на Uhuru единици в диапазона може да бъде открит на ниво 5 o с експозиция от 50 000 s.
За да се възползва напълно от високото качество на огледалата на телескопа, космическият кораб трябва да бъде стабилизиран с прецизност - Въпреки това, не е правен такъв опит. Насочването на телескопа се извършва много по-грубо, но във всеки един момент моментната му ориентация спрямо стандартните ярки звезди се определя точно. Следователно, веднага щом наблюденията приключат, картата на небето се реконструира с пълната ъглова разделителна способност, която има телескопът. Пример за качеството на изображенията, получени с помощта на HRI, е показано на фиг. 7.16.
Следните инструменти също бяха инсталирани в обсерваторията на Айнщайн.
Ориз. 7.16. (виж сканиране) Рентгеново изображение на остатък от свръхнова, получено с помощта на телескопа с висока разделителна способност на обсерваторията Айнщайн. Всеки елемент на изображението има време на експозиция от 32 519 s.
Ориз. 7.17. Общо разположение на инструментите на борда на рентгеновата обсерватория на Айнщайн.
1 - козирка, 2 - преден преколиматор, 3 - огледална система, 4 - заден преколиматор, 5 - дифракционен спектрометър, 6 - широколентов спектрометър с филтри, 7 - фокален кристален спектрометър, 8 - детектор за изображения с високо напрежение, 9 - задна изолираща опора, 10 - твърдотелен спектрометър, 11 - многоканален пропорционален брояч, 12 - блокове за електронно оборудване, 13 - оптична пейка, 14 - предна изолационна опора, 15 - контролен пропорционален брояч, 16 - термичен колиматор на контролния пропорционален брояч, 17 - сензорни сенници за ориентация.
положително число, β е ъгълът на падане, разстоянието между отразяващите кристалографски равнини. Рентгеновите лъчи преминават през фокуса и, образувайки разминаващ се лъч, попадат върху кристала. Кристалът е извит така, че отразените рентгенови лъчи се фокусират върху позиционно-чувствителен пропорционален детектор. При енергии енергийната му разделителна способност е от порядъка на 100-1000, а ефективната площ е около обсерваторията в един параграф. Основните постижения от първата година на наблюдения са следните: откриване на рентгеново излъчване от звезди от всички класове на светимост, включително всички звезди от главната последователност, свръхгиганти и бели джуджета; откриването на повече от 80 източника в мъглявината Андромеда и същия брой в Магелановите облаци; Рентгенови изображения с висока разделителна способност на галактически купове, разкриващи широк спектър от различни процеси, които водят до рентгеново излъчване; откриване на рентгенови лъчи от много квазари и активни галактики; регистриране на източници с плътност на потока 1000 пъти по-слаба от най-слабите източници в каталога Uhuru. Наблюденията, направени от обсерваторията на Айнщайн, са оказали значително влияние върху всички области на астрономията. (Значителна част от първите резултати от наблюденията на обсерваторията на Айнщайн е публикувана в Astrophys. J., 234, No. 1, Pt. 2, 1979 г.)
Оптичен дизайн
Поради високата си енергия, рентгеновите кванти практически не се пречупват в материята (следователно е трудно да се направят лещи) и не се отразяват под никакъв ъгъл на падане, освен най-плитък (около 90 градуса).
Рентгеновите телескопи могат да използват няколко метода за фокусиране на лъчи. Най-често използваните телескопи са телескопи Voltaire (с огледала за падане на паша), кодиране на апертура и модулационни (осцилиращи) колиматори. Ограничените възможности на рентгеновата оптика водят до по-тясно зрително поле в сравнение с телескопите, работещи в UV и видимата светлина.
Огледала
Използването на рентгенови огледала за извънслънчева астрономия изисква едновременно:
- способността да се определи първоначалната посока на рентгеновия фотон с помощта на две координати и
- достатъчна ефективност на откриване.
Огледалата могат да бъдат изработени от керамично или метално фолио. Най-често използваните материали за рентгенови огледала са злато и иридий. Критичният ъгъл на отражение силно зависи от енергията на фотона. За златото и енергия от 1 keV критичният ъгъл е 3,72°.
Кодиране на блендата
Много рентгенови телескопи използват кодиране на апертурата за създаване на изображения. При тази технология маска под формата на решетка от редуващи се прозрачни и непрозрачни елементи по специален начин се монтира пред матричния детектор (например квадратна маска под формата на матрица на Адамар). Този елемент за фокусиране и изобразяване тежи по-малко от друга рентгенова оптика (затова често се използва на сателити), но изисква повече последваща обработка, за да се получи изображение.
Енергийни диапазони
Телескопи
Екзосат
Exosat носи два нискоенергийни рентгенови телескопа Wolter I с възможности за изображения. Фокална равнина може да бъде инсталирана
Твърди рентгенови телескопи
Вижте OSO 7 OSO 7 )На борда Седма орбитална слънчева обсерватория(OSO 7) беше рентгенов телескоп с твърд обхват. Характеристики: енергиен диапазон 7 - 550 keV, зрително поле 6,5° ефективна площ ~64 cm²
Телескоп FILIN
Телескопът FILIN, инсталиран на станция Салют-4, се състои от три газови пропорционални брояча с обща работна площ от 450 cm², енергиен диапазон 2-10 keV и един с работна площ от 37 cm², енергиен диапазон 0,2- 2 keV. Зрителното поле е ограничено от прорезен колиматор с полуширочина 3° x 10°. Инструментите включват фотоклетки, монтирани извън станцията заедно със сензори. Измервателните модули и захранването са разположени вътре в станцията.
Калибрирането на сензорите спрямо наземни източници беше извършено паралелно с полетните операции в три режима: инерционна ориентация, орбитална ориентация и проучване. Данните бяха събрани в четири енергийни диапазона: 2-3,1 keV, 3,1-5,9 keV, 5,9-9,6 keV и 2-9,6 keV на големи детектори. Малкият сензор има ограничители, настроени на нива от 0.2, 0.55, 0.95 keV.
Телескоп СИГМА
Твърдият рентгенов и нискоенергиен гама-телескоп SIGMA покрива диапазона 35-1300 keV с ефективна площ от 800 cm² и максимално зрително поле на чувствителност от ~5° × 5°. Максимална ъглова разделителна способност 15 дъгови минути Енергийна разделителна способност - 8% при 511 keV. Чрез комбиниране на кодираща бленда и чувствителни на позиция сензори, базирани на принципите на камерата на Anger, телескопът може да прави изображения.
Рентгенов телескоп АРТ-П
Фокусиращ рентгенов телескоп
Вижте широколентов рентгенов телескоп Широколентов рентгенов телескоп ) и STS-35Широколентовият рентгенов телескоп (BBXRT) беше изстрелян в орбита от космическата совалка Колумбия (STS-35) като част от полезния товар ASTRO-1. BBXRT беше първият фокусиращ телескоп, работещ в широк енергиен диапазон от 0,3-12 keV със средна енергийна разделителна способност от 90 eV при 1 keV и 150 eV при 6 keV. Два ко-насочени телескопа със сегментиран Si(Li) спектрометър в твърдо състояние всеки (детектори A и B), състоящ се от пет пиксела. Общото зрително поле е 17,4' в диаметър, зрителното поле на централния пиксел е 4' в диаметър. Обща площ: 765 cm² при 1,5 keV, 300 cm² при 7 keV.
HEAO-2
Първата в света орбитална обсерватория с огледала с гравиращо отражение на рентгенови фотони. Лансиран през 1978 г. Ефективната площ е около 400 кв.см при енергия 0,25 keV и около 30 кв.см при енергия 4 keV.
Чандра
XRT на космически кораб Swift (мисия MIDEX)
Тръбата на телескопа с диаметър 508 мм е направена от две секции графитни влакна и цианидни естери. Външният слой от графитни влакна е предназначен да намали надлъжния коефициент на топлинно разширение, докато вътрешната сложна тръба е облицована отвътре с пароизолация от алуминиево фолио, за да предотврати навлизането на водна пара или епоксидни замърсители в телескопа. XRT съдържа предна част, заобиколена от огледала и държаща модула на затвора и небесния навигационен блок, и задна част, държаща камерата във фокалната равнина и вътрешния оптичен екран.
Огледалният модул съдържа 12 вложени в себе си огледала за паша Wolter I, монтирани на предните и задните напречни елементи. Огледалата с пасивно отопление са позлатени никелирани черупки с дължина 600 мм и диаметър от 191 до 300 мм.
Рентгеновата камера има ефективна площ от 120 cm2 при 1,15 keV, зрително поле от 23,6 x 23,6 ъглови минути и ъглова разделителна способност (θ) от 18 ъглови секунди при диаметър на половин мощност (HPD). Чувствителността на детектора е 2·10 −14 erg cm −2 s −1 10 4 секунди. Функция за разпространение на точка (PSF) на огледалото - 15 дъгови секунди HPD на фокус (1,5 keV). Огледалото е леко дефокусирано за по-равномерен PSF в цялото зрително поле, което води до инструментален PSF от 18 дъгови секунди.
Рентгенов телескоп с нормално падане
История на рентгеновите телескопи
Първият рентгенов телескоп е използван за наблюдение на Слънцето. Първото изображение на Слънцето в рентгеновия спектър е получено през 1963 г. с помощта на телескоп, монтиран на ракета.
Бележки
Вижте също
- Списък на космически кораби с рентгенови и гама детектори на борда
Фондация Уикимедия. 2010 г.
Рентгеновият телескоп е телескоп, предназначен да наблюдава отдалечени обекти в рентгеновия спектър. За да работят такива телескопи, те обикновено изискват те да бъдат издигнати над земната атмосфера, която е непрозрачна за рентгеновите лъчи. Затова телескопите се поставят на ракети или сателити за голяма надморска височина.
Оптичен дизайн
Поради високата си енергия, рентгеновите кванти практически не се пречупват в материята (следователно е трудно да се направят лещи) и не се отразяват под никакъв ъгъл на падане, освен най-плитък (около 90 градуса).
Рентгеновите телескопи могат да използват няколко метода за фокусиране на лъчи. Най-често използваните телескопи са телескопи Voltaire (с огледала за падане на паша), кодиране на апертура и модулационни (осцилиращи) колиматори.
Ограничените възможности на рентгеновата оптика водят до по-тясно зрително поле в сравнение с телескопи, работещи в UV и видимата светлина.
История
Изобретяването на първия телескоп често се приписва на Ханс Липершлай от Холандия, 1570-1619 г., но почти сигурно той не е откривателят. Най-вероятно неговата заслуга е, че той беше първият, който направи новия телескоп популярен и търсен. Също така той подава молба за патент през 1608 г. за чифт лещи, поставени в тръба. Той нарече устройството шпионка. Патентът му обаче е отхвърлен, тъй като устройството му изглежда твърде просто.
Много преди него астрономът Томас Дигес се опитва да увеличи звездите през 1450 г. с помощта на изпъкнала леща и вдлъбнато огледало. Той обаче нямаше търпението да финализира устройството и полуизобретението скоро беше удобно забравено. Днес Дигес е запомнен с описанието си на хелиоцентричната система.
До края на 1609 г. малките телескопи, благодарение на Lipperschlei, стават обичайни във Франция и Италия. През август 1609 г. Томас Хариот усъвършенства и подобри изобретението, позволявайки на астрономите да наблюдават кратери и планини на Луната.
Големият пробив идва, когато италианският математик Галилео Галилей научава за опита на холандец да патентова тръба за лещи. Вдъхновен от откритието, Халей решава да направи такова устройство за себе си. През август 1609 г. Галилей е този, който прави първия в света пълноценен телескоп. Първоначално това беше просто зрителна тръба - комбинация от лещи за очила, днес би се нарекла рефрактор. Преди Галилей най-вероятно малко хора са се сетили да използват тази развлекателна тръба в полза на астрономията. Благодарение на устройството самият Галилей открива планини и кратери на Луната, доказва сферичността на Луната, открива четири спътника на Юпитер, пръстените на Сатурн и прави много други полезни открития.
За днешния човек телескопът Галилео няма да изглежда специален; всяко десетгодишно дете би могло лесно да построи много по-добър инструмент, използвайки модерни лещи. Но телескопът Галилео беше единственият реално работещ телескоп за деня с 20-кратно увеличение, но с малко зрително поле, леко замъглено изображение и други недостатъци. Галилей откри ерата на рефрактора в астрономията - 17 век.
Времето и развитието на науката направиха възможно създаването на по-мощни телескопи, които направиха възможно да се види много повече. Астрономите започнаха да използват лещи с по-голямо фокусно разстояние. Самите телескопи се превърнаха в големи, тежки тръби и, разбира се, не бяха удобни за използване. Тогава за тях са изобретени стативи. Телескопите постепенно се подобряват и усъвършенстват. Максималният му диаметър обаче не надвишаваше няколко сантиметра - не беше възможно да се произвеждат големи лещи.
До 1656 г. Кристиан Хюенс прави телескоп, който увеличава наблюдаваните обекти 100 пъти; размерът му е повече от 7 метра, с отвор около 150 mm. Този телескоп вече се счита за на нивото на днешните любителски телескопи за начинаещи. През 1670 г. вече е бил построен 45-метров телескоп, който допълнително увеличава обектите и осигурява по-широк зрителен ъгъл.
Но дори обикновен вятър може да послужи като пречка за получаване на ясно и висококачествено изображение. Телескопът започна да расте на дължина. Откривателите, опитвайки се да извлекат максимума от това устройство, разчитаха на открития от тях оптичен закон - намаляването на хроматичната аберация на лещата става с увеличаване на нейното фокусно разстояние. За да премахнат хроматичните смущения, изследователите направиха телескопи с невероятна дължина. Тези тръби, които тогава се наричаха телескопи, достигаха до 70 метра дължина и причиняваха много неудобства при работата с тях и настройката им. Недостатъците на рефракторите принудиха великите умове да търсят решения за подобряване на телескопите. Отговорът и нов метод бяха намерени: събирането и фокусирането на лъчите се извършваше с помощта на вдлъбнато огледало. Рефракторът е прероден в рефлектор, напълно освободен от хроматизъм.
Тази заслуга принадлежи изцяло на Исак Нютон, именно той успя да даде нов живот на телескопите с помощта на огледало. Първият му рефлектор имаше диаметър само четири сантиметра. И той направи първото огледало за телескоп с диаметър 30 mm от сплав от мед, калай и арсен през 1704 г. Изображението стана ясно. Между другото, първият му телескоп все още се съхранява внимателно в Астрономическия музей в Лондон.
Но дълго време оптиците не можеха да направят пълноценни огледала за рефлектори. Годината на раждане на нов тип телескоп се счита за 1720 г., когато британците построиха първия функционален рефлектор с диаметър 15 сантиметра. Това беше пробив. В Европа има търсене на преносими, почти компактни телескопи с дължина два метра. Те започнаха да забравят за 40-метровите рефракторни тръби.
Двуогледалната система в телескопа е предложена от французина Касегрен. Касегрен не успя да осъществи напълно идеята си поради липсата на техническа възможност да измисли необходимите огледала, но днес чертежите му са изпълнени. Телескопите Нютон и Касегрен се считат за първите „модерни“ телескопи, изобретени в края на 19 век. Между другото, космическият телескоп Хъбъл работи точно на принципа на телескопа Касегрен. А фундаменталният принцип на Нютон, използващ едно вдлъбнато огледало, се използва в Специалната астрофизична обсерватория в Русия от 1974 г. Разцветът на рефракторната астрономия настъпва през 19 век, когато диаметърът на ахроматичните лещи постепенно се увеличава. Ако през 1824 г. диаметърът все още е 24 сантиметра, то през 1866 г. размерът му се удвоява, през 1885 г. диаметърът става 76 см (Пулковската обсерватория в Русия), а до 1897 г. е изобретен рефракторът Иерка. Може да се изчисли, че за 75 години лещата се е увеличавала със скорост от един сантиметър на година.
До края на 18-ти век компактните, удобни телескопи идват да заменят обемистите рефлектори. Металните огледала също се оказаха не особено практични - те са скъпи за производство и също избледняват с времето. До 1758 г., с изобретяването на два нови вида стъкло: леко - корона и тежко - кремък, стана възможно създаването на лещи с две лещи. Това беше успешно използвано от учения J. Dollond, който направи леща с две лещи, наречена по-късно леща Dollond.
След изобретяването на ахроматичните лещи победата на рефрактора беше абсолютна; оставаше само да се подобрят телескопите с лещи. Забравиха за вдлъбнатите огледала. Те бяха върнати към живот от ръцете на любители астрономи. Уилям Хершел, английски музикант, открил планетата Уран през 1781 г. Неговото откритие не е равностойно в астрономията от древни времена. Освен това Уран е открит с помощта на малък самоделен рефлектор. Успехът подтиква Хершел да започне да прави по-големи рефлектори. Самият Хершел сплавя огледала от мед и калай в работилницата си. Основното дело на живота му е голям телескоп с огледало с диаметър 122 см. Това е диаметърът на най-големия му телескоп. Откритията не закъсняха, благодарение на този телескоп Хершел откри шестия и седмия спътник на планетата Сатурн. Друг, не по-малко известен, любител астроном, английският земевладелец лорд Рос, изобретил рефлектор с огледало с диаметър 182 сантиметра. Благодарение на телескопа той открива редица неизвестни спираловидни мъглявини. Телескопите Herschel и Ross имаха много недостатъци. Огледалните метални лещи се оказаха твърде тежки, отразяваха само малка част от падащата върху тях светлина и станаха тъмни. Необходим е нов перфектен материал за огледала. Този материал се оказа стъкло. Френският физик Леон Фуко се опитва да вмъкне огледало от посребрено стъкло в рефлектор през 1856 г. И опитът беше успешен. Още през 90-те години любител астроном от Англия построи рефлектор за фотографски наблюдения със стъклено огледало с диаметър 152 сантиметра. Друг пробив в конструкцията на телескопа беше очевиден.
Този пробив не би могъл да се случи без участието на руски учени. АЗ СЪМ В. Брус става известен с разработването на специални метални огледала за телескопи. Ломоносов и Хершел, независимо един от друг, изобретиха напълно нов дизайн на телескопа, в който основното огледало се накланя без второстепенно, като по този начин се намалява загубата на светлина.
Немската оптика Fraunhofer постави производството и качеството на лещите на конвейер. И днес в обсерваторията в Тарту има телескоп с непокътната, работеща леща на Фраунхофер. Но рефракторите на немската оптика също не бяха без недостатък - хроматизъм.
Едва към края на 19 век е изобретен нов метод за производство на лещи. Стъклените повърхности започват да се третират със сребърен филм, който се нанася върху стъклено огледало чрез излагане на гроздова захар на соли на сребърен нитрат. Тези принципно нови лещи отразяват до 95% от светлината, за разлика от старите бронзови лещи, които отразяват само 60% от светлината. Л. Фуко създава рефлектори с параболични огледала, променяйки формата на повърхността на огледалата. В края на 19-ти век Кросли, любител астроном, насочва вниманието си към алуминиевите огледала. Закупеното от него вдлъбнато стъклено параболично огледало с диаметър 91 см веднага е поставено в телескопа. Днес телескопи с такива огромни огледала са инсталирани в модерни обсерватории. Докато растежът на рефрактора се забавя, развитието на рефлекторния телескоп набира скорост. От 1908 до 1935 г. различни обсерватории по света построиха повече от една и половина рефлектори с леща, по-голяма от тази на Yerk. Най-големият телескоп е инсталиран в обсерваторията Маунт Уилсън, диаметърът му е 256 сантиметра. И дори този лимит скоро ще бъде удвоен. В Калифорния беше инсталиран американски гигантски рефлектор, който днес е на повече от петнадесет години.
Преди повече от 30 години през 1976 г. учени от СССР построиха 6-метров телескоп БТА - Големия азимутален телескоп. До края на 20-ти век BTA се смяташе за най-големия телескоп в света.Изобретателите на BTA бяха новатори в оригинални технически решения, като например компютърно управлявана алт-азимутална инсталация. Днес тези иновации се използват в почти всички гигантски телескопи. В началото на 21-ви век БТА беше избутан във втората десетка на големи телескопи в света. А постепенната деградация на огледалото с времето – днес качеството му е паднало с 30% от първоначалната му стойност – го превръща само в исторически паметник на науката.
Новото поколение телескопи включва два големи 10-метрови двойни телескопа KECK I и KECK II за оптични инфрачервени наблюдения. Монтирани са през 1994 и 1996 г. в САЩ. Те са събрани благодарение на помощта на фондация W. Keck, на която са кръстени. Той предостави над 140 000 долара за изграждането им. Тези телескопи са с размерите на осеметажна сграда и тежат повече от 300 тона всеки, но работят с най-висока точност. Принципът на работа е основно огледало с диаметър 10 метра, състоящо се от 36 шестоъгълни сегмента, работещи като едно отразяващо огледало. Тези телескопи са инсталирани на едно от оптималните места на Земята за астрономически наблюдения - в Хавай, на склона на изчезналия вулкан Мануа Кеа с височина 4200 м. До 2002 г. тези два телескопа, разположени на разстояние 85 м един от друг, започна да работи в режим на интерферометър, давайки същата ъглова разделителна способност като 85-метров телескоп. Историята на телескопа измина дълъг път - от италианските производители на стъкло до съвременните гигантски сателитни телескопи. Съвременните големи обсерватории отдавна са компютъризирани. Въпреки това любителските телескопи и много устройства като Хъбъл все още се основават на принципите на работа, изобретени от Галилео.
РЕНТГЕНОВ ТЕЛЕСКОП
Устройство за изследване на време и спектър. св. в изворите на космоса. Рентгенов радиация, както и за определяне на координатите на тези източници и конструиране на техните изображения.
Съществуващите радиовълни работят в енергийния диапазон на e фотони, рентгенови лъчи. радиация от 0,1 до стотни keV, т.е. в диапазона на дължината на вълната от 10 nm до стотни от nm. За извършване на астрономически наблюдения в тази област на дължини на вълните, рентгеновите лъчи се издигат отвъд земната атмосфера на ракети или сателити, тъй като рентгеновите лъчи. радиацията се абсорбира силно от атмосферата. Радиация с e>20 keV може да се наблюдава от височини =30 km от балони.
R.t. позволява:
1) регистрирайте рентгенови лъчи с висока ефективност. фотони;
2) отделни събития, съответстващи на въздействието на фотони с необходимия енергиен диапазон от сигнали, причинени от влиянието на зарядите. h-ts и гама фотони;
3) определете посоката на пристигане на рентгеновите лъчи. радиация.
В R.T. за диапазона от 0,1-30 keV, фотонният детектор е пропорционален брояч, пълен с газова смес (Ar + CH4, Ar + CO2 или Xe + CO2). Рентгенова абсорбция фотон от газов атом се придружава от излъчване на фотоелектрон (виж ФОТОЕЛЕКТРОННА ЕМИСИЯ), Оже електрони (виж Оже ЕФЕКТ) и флуоресцентни фотони (виж ФЛУОРЕСЦЕНЦИЯ). Фотоелектронът и Оже-електронът бързо губят енергията си, за да йонизират газа, а флуоресцентните фотони също могат бързо да бъдат абсорбирани от газа поради фотоелектричния ефект. В този случай общият брой на образуваните електрон-йонни двойки е пропорционален. енергиен рентген фотон. Така рентгеновата енергия се възстановява от токовия импулс в анодната верига. фотон.
Ориз. 1. Рентгенова а-схема. телескоп с прорезен колиматор; b - работа на телескопа в режим на сканиране.
При нормални условия R. t. се облъчва от мощни потоци заряди. h-ts и гама фотони разп. енергии, които рентгеновият детектор записва заедно с рентгеновите лъчи. фотони от изследвания източник на радиация. За подчертаване на рентгенови лъчи. фотони от общия фон се използва методът на антисъвпаденията (вижте МЕТОД НА СЪВПАДАНЕ). Рентген при пристигане фотоните също се записват от формата на електрическия импулс, който създават. ток, тъй като зарядното. h-ts дават сигнали, които са по-дълги във времето от тези, причинени от рентгеновите лъчи. фотони.
За определяне на посоката на рентгеновата снимка. Източникът е устройство, състоящо се от прорезен колиматор и звездообразен сензор, здраво закрепен към него на същата рамка. Колиматор (набор от пластини) ограничава рентгеновото зрително поле и пропуска рентгенови лъчи. фотони, пътуващи само в малък плътен ъгъл (=10-15 квадратни градуса). Рентгенов фотонът, преминаващ през колиматора (фиг. 1,а), се записва отгоре. обем на брояча. Полученият токов импулс е нагоре във веригата. анодът преминава през верига против съвпадения (тъй като няма забранителен сигнал от долния анод) и се подава към анализатора за определяне на времето и енергията. характеристика на фотона. След това информацията се предава чрез телеметрия към Земята. В същото време се предава информация от звездния сензор за най-ярките звезди, които попадат в неговото зрително поле. Тази информация дава възможност да се установи позицията на Rt осите в продукцията в момента на пристигането на фотона.
Когато RT работи в режим на сканиране, посоката към източника се определя като позицията на RT, при която скоростта на броене достига своя максимум. Ъгъл Разделителната способност на RT с прорезен колиматор или подобен клетъчен колиматор е няколко десетки дъгови минути.
Значително по-добър ъгъл. разделителна способност (= няколко десетки секунди) имат RT с модулация. колиматори (фиг. 2, а). Модулен колиматорът се състои от две (или повече) едномерни телени решетки, монтирани между детектора и прорезния колиматор, за който последният се повдига над детектора на височина = 1 m и наблюденията се извършват в двата режима на сканиране (фиг. 1b) или завъртане спрямо оста, перпендикулярно на равнината на окото. Проводниците във всяка колиматорна решетка са монтирани успоредно една на друга на разстояние, равно на диаметъра на жицата. Следователно, когато източникът се движи през зрителното поле на R., сенките отгоре. жиците се плъзгат по дъното. мрежа, падаща или върху проводниците, и тогава скоростта на броене е максимална, или между тях, и тогава е минимална (фон).
Ъгъл разпределение на R.t. скорост на броене с модулация. колиматор (функция за реакция при щракване) е показан на фиг. 2, б. За n-мрежова модулация. колиматорен ъгъл между съседни максимуми q0=2n-1qr, където qr=d/l - угл. резолюция на R. t. В повечето случаи R. t. с модулация. колиматорите осигуряват точна локализация на рентгеновите лъчи. източници, достатъчни за идентифицирането им с небесни обекти, излъчващи в други електромагнитни диапазони. вълни
С модулен Техниката на енкодера започва да се конкурира с колиматорите. бленда, позволяваща получаване на qr 
Ориз. 2. а - рентгенов апарат. телескоп с модулация колиматор; b - ъгъл разпределение на скоростта на броене.
Позиция на рентгеновия източник. радиацията в зрителното поле на RT се определя от позицията на максималната корелация. функции между полученото разпределение на скоростта на броене върху повърхността на детектора и функцията на пропускливост на екрана.
В енергийния диапазон e>15 keV кристалите се използват като RT детектори. сцинтилатори NaI (Tl) (виж БРОЯЧ НА СЦИНТИЛАЦИИ); за потискане на фона на зареждането. h-ts на високи енергии и гама фотони са инсталирани на антисъвпад с първата криста. сцинтилатори CsI(Tl). За ограничаване на зрителното поле в такива RT се използват активни колиматори - цилиндри от сцинтилатори, свързани към антисъвпадение с NaI(Tl) сцинтилатори.
В енергийния диапазон от 0,1 до няколко. Най-ефективни са keV радиационните технологии, при които радиацията, падаща върху фокусиращо огледало, се фокусира под малки ъгли (фиг. 3). Чувствителността на такова излъчване t. е 103 пъти по-висока от тази на други конструкции поради способността му да събира радиация със значителна стойност. площ и се насочва към малък детектор, който значително увеличава съотношението сигнал/шум. Рентгеновият т., построен по тази схема, дава двуизмерно изображение на източника на рентгенови лъчи. радиация, подобна на конвенционалната оптика. телескоп.
Ориз. 3. Диаграма за фокусиране на рентгенови лъчи. телескоп.
За да се конструира изображение във фокусиращ RT, пропорциите, чувствителни към позицията, се използват като детектори. камери, микроканални детектори и устройства със зарядна връзка (CCD). Ъгъл разрешението в първия случай се определя от гл. обр. пространства. разделителна способност на камерата и е = 1", микроканалните детектори и CCD дават 1-2" (за лъчи, близки до оста). Със спектрометрия В изследванията се използват PP детектори и Bragg кристали. спектрометри и дифракция решетки, чувствителни към позицията детектори. пространство Източници на рентгенови лъчи лъченията са много разнообразни. Рентгенов Слънчевата радиация е открита през 1948 г. в САЩ от ракета, която издига броячите на Гайгер до върха. слоеве на атмосферата. През 1962 г. първият източник на рентгенови лъчи е открит от групата на Р. Джакони (САЩ), също от ракета. радиация извън Слънчевата система - “Scorpio X-1”, както и дифузен рентгенов фон, очевидно извънгалактичен. произход. До 1966 г., в резултат на експерименти с ракети, прибл. 30 дискретни рентгенови снимки. източници. С изстрелването в орбита на серия от специални. Сателитни сателити (“UHURU”, “Ariel”, “SAS-3”, “Vela”, “Copernicus”, “HEAO” и др.) с R. t. dec. Открити са стотици рентгени. източници (галактически и извънгалактични, разширени и компактни, стационарни и променливи). Мн. от тези източници все още не са идентифицирани с източници, проявяващи се в оптични и други електромагнитни диапазони радиация. Сред идентифицираните галактики. обекти: близки двойни звездни системи, един от компонентите на които е рентгеновото лъчение. пулсар; единични пулсари (Краб, Вела); остатъци от свръхнови (разширени източници); временни (преходни) източници, които рязко увеличават светимостта на рентгеновите лъчи. диапазон и отново избледняване за период от време, вариращ от няколко. минути до няколко минути месеци; т.нар B r s t e r s са мощни мигащи рентгенови източници. радиация с характерно време на мигане от порядъка на няколко. секунди За идентифицирани извънгалактични. обектите включват близки галактики (Магеланови облаци и мъглявината Андромеда), радиогалактики Дева-A (M87) и Кентавър-A (NGC 5128), квазари (по-специално 3S 273), Сейферт и други галактики с активни ядра; Галактическите купове са най-мощните източници на рентгенови лъчи. радиация във Вселената (при тях за радиацията е отговорен горещ междугалактически газ с температура 50 милиона K). По-голямата част от пространството Рентгенов източници на явления обекти, напълно различни от тези, които са били известни преди началото на рентгеновите лъчи. астрономия и преди всичко се отличават с огромното си енергоотдаване. Светимостта на галактиката Рентгенов източници достига 1036-1038 erg/s, което е 103-105 пъти по-високо от отделянето на енергия на Слънцето в целия диапазон на дължината на вълната. В извънгалактически източници е регистрирана яркост до 1045 erg/s, което показва необичайния характер на механизмите на излъчване, проявени тук. В близки двойни звездни системи, например, като основна. Механизмът на освобождаване на енергия разглежда потока на материята от един компонент (гигантска звезда) към друг (неутронна звезда или черна дупка) - дискова акреция, при която материята, падаща върху звезда, образува диск близо до тази звезда, където поради триене се загрява и започва да излъчва интензивно. Сред вероятните хипотези за произхода на дифузните рентгенови лъчи. фон, заедно с предположението за топлинно излъчване от гореща междугалактика. газ, обратният ефект на Комптон на електроните върху инфрачервените фотони, излъчвани от активни галактики, или върху фотоните на космическото микровълново фоново лъчение се разглежда. Данните от наблюденията от спътника HEAO-B показват значителен принос (>35%) за дифузните рентгенови лъчи. фонът се осигурява от далечни дискретни източници, гл. обр. квазари.
"РЕНТГЕНОВ ТЕЛЕСКОП" в книги
4.2. Рентгенова снимка на електронното залогово досие
От книгата Залогодател. Всичко за банковите обезпечения от първо лице автор Волхин Николай4.2. Рентгенова снимка на електронно залогово досие Възможно е пълно функциониране на системата за ограничаване на работата в мрежата и използване на прогресивен модел на организационна структура при наличие на единно информационно поле във всички отдели
Прилича на рентгенова снимка
От книгата Мистериозни природни феномени автор Понс Педро ПалаоПрилича на рентгенова снимка. Тя не може да прави снимки или да проявява филм. Тя няма нужда от това, защото самата тя е като рентгенов апарат.През 2004 г. в медиите се появиха повече от невероятни новини. Британският всекидневник The
Рентгенов спектър на неоткрити елементи
От книгата За какво разказва светлината автор Суворов Сергей ГеоргиевичРентгенов спектър на неоткрити елементи И накрая, изследването на моделите на рентгеновите спектри доведе до откриването на нови елементи.Виждаме, че чрез честотата на рентгеновото излъчване на серията K на всеки елемент е възможно да определи какъв е ядреният заряд на неговите атоми, в
Телескоп
От книгата Туитове за Вселената от Чаун МаркъсТелескоп 122. Кой е изобретил телескопа? Никой не знае със сигурност. Първите примитивни телескопи може би вече са съществували в края на 16 век, може би дори по-рано. Макар и с много ниско качество. Първото споменаване на телескоп („тръби за виждане надалеч“) е в заявка за патент от 25 септември
27. ТЕЛЕСКОП
От книгата 100 велики изобретения автор Рижов Константин Владиславович27. ТЕЛЕСКОП Подобно на очилата, зрителната тръба е създадена от човек, далеч от науката. Декарт в своята „Диоптрика“ говори за това важно изобретение по следния начин: „За срам на историята на нашите науки, такова забележително изобретение за първи път е направено чисто експериментално и освен това,
рентгенов апарат
автор Авторски колективРентгеновият апарат е устройство, предназначено за изследване (рентгенова диагностика) и лечение на заболявания (рентгенова терапия) с помощта на рентгенови лъчи.Дисциплината, която се занимава с рентгенова диагностика и рентгенова терапия е наречен
Рентгенов гониометър
От книгата Велика енциклопедия на технологиите автор Авторски колективРентгенов гониометър (вижте „Рентгенова камера“, „Рентгенов дифрактометър“) Рентгеновият гониометър е устройство, което записва дифракционна картина върху фотографски филм; използвайки позицията на наблюдаваната проба и детектора, той предизвиква дифракция на рентгенови лъчи.
Рентгенов дифрактометър
От книгата Велика енциклопедия на технологиите автор Авторски колективРентгенов дифрактометър (вижте „Рентгенов гониометър“) Рентгеновият дифрактометър е устройство, което определя интензитета и посоката на рентгеновото лъчение, което дифрактира върху изследвания обект, който има кристална структура. Той измерва
Рентгенов микроскоп
От книгата Велика енциклопедия на технологиите автор Авторски колективРентгенов микроскоп Рентгеновият микроскоп е устройство, което изследва микроскопичната структура и структура на обект с помощта на рентгеново лъчение. Рентгеновият микроскоп има по-висока разделителна способност от светлинния микроскоп, защото
Телескоп
От книгата Велика енциклопедия на технологиите автор Авторски колективТелескоп Телескопът (от гръцки tele - "далеч", "далеч" и scopeo - "гледам") е устройство за изследване на небесните тела. Структурно и според принципа на действие телескопите се делят на оптични, рентгенови, гама-телескопи, ултравиолетови, инфрачервени и радиотелескопи.
Рентгенов апарат На 8 ноември 1895 г. професор Вилхелм Рьонтген от университета във Вюрцбург (Германия), пожелал лека нощ на съпругата си, слязъл в лабораторията си, за да поработи още малко.Когато стенният часовник ударил единадесет, ученият се обърнал от лампата и изведнъж