rendgenski snimak teleskop - teleskop, dizajniran za posmatranje udaljenih objekata u rendgenskom spektru. Za rad takvih teleskopa obično je potrebno da budu podignuti iznad Zemljine atmosfere, koja je neprozirna za rendgenske zrake. Stoga se teleskopi postavljaju na rakete ili satelite na velikim visinama.
Optički dizajn
Zbog svoje velike energije, rendgenski kvanti se praktično ne prelamaju u materiji (dakle, teško je napraviti sočiva) i ne reflektuju se ni pod kojim upadnim uglom osim u najplićem (oko 90 stepeni).
Rentgenski teleskopi mogu koristiti nekoliko metoda za fokusiranje zraka. Najčešće korišteni teleskopi su Voltaireovi teleskopi (sa zrcalima upadanja), kodiranje otvora blende i modulacijski (oscilirajući) kolimatori.
Ograničene karakteristike Rendgenska optika rezultira užim vidnim poljem u odnosu na teleskope koji rade u UV i vidljivom svjetlu.
Priča
Pronalazak prvog teleskopa često se pripisuje Hansu Lipperschleiu iz Holandije, 1570-1619, ali on gotovo sigurno nije bio otkrivač. Najvjerovatnije je njegova zasluga što je prvi učinio novi teleskop popularnim i traženim. On je takođe 1608. godine podnio zahtjev za patent za par sočiva smještenih u cijevi. Napravu je nazvao špijunskim staklom. Međutim, njegov patent je odbijen jer se njegov uređaj činio previše jednostavnim.
Mnogo prije njega, Thomas Digges, astronom, pokušao je 1450. godine povećati zvijezde koristeći konveksno sočivo i konkavno ogledalo. Međutim, nije imao strpljenja da finalizira uređaj, a poluizum je ubrzo zaboravljen. Danas je Digges upamćen po svom opisu heliocentričnog sistema.
Do kraja 1609. mali teleskopi, zahvaljujući Lipperschleiu, postali su uobičajeni širom Francuske i Italije. U avgustu 1609. Thomas Harriot je poboljšao i poboljšao izum, omogućavajući astronomima da vide kratere i planine na Mjesecu.
Veliki proboj je uslijedio kada je talijanski matematičar Galileo Galilei saznao za pokušaj jednog Holanđanina da patentira cijev sočiva. Inspiriran otkrićem, Halley je odlučio napraviti takav uređaj za sebe. U avgustu 1609. Galileo je napravio prvi potpuni teleskop na svijetu. U početku je to bio samo nišan – kombinacija naočara, danas bi se zvao refraktor. Prije Galilea, najvjerovatnije, malo ljudi je razmišljalo o korištenju ove cijevi za zabavu u korist astronomije. Zahvaljujući uređaju, sam Galileo je otkrio planine i kratere na Mjesecu, dokazao sferičnost Mjeseca, otkrio četiri satelita Jupitera, prstenove Saturna i napravio mnoga druga korisna otkrića.
Današnjoj osobi teleskop Galileo neće izgledati posebno ni jedno desetogodišnje dijete moglo bi lako napraviti mnogo bolji instrument koristeći moderna sočiva. Ali teleskop Galileo bio je jedini pravi teleskop tog dana sa povećanjem od 20x, ali sa malim vidnim poljem, malo mutnom slikom i drugim nedostacima. Upravo je Galileo otvorio doba refraktora u astronomiji - 17. vijek.
Vrijeme i razvoj nauke omogućili su stvaranje moćnijih teleskopa koji su omogućili da se vidi mnogo više. Astronomi su počeli da koriste sočiva sa većim žižnim daljinama. Sami teleskopi su se pretvorili u velike, teške cijevi veličine i, naravno, nisu bili zgodni za korištenje. Tada su za njih izmišljeni tronošci. Teleskopi su se postepeno poboljšavali i usavršavali. Međutim, njegov maksimalni promjer nije prelazio nekoliko centimetara - nije bilo moguće proizvesti velika sočiva.
Do 1656. godine Christian Huyens je napravio teleskop koji je uvećao posmatrane objekte 100 puta, njegova veličina je bila više od 7 metara, sa otvorom od oko 150 mm. Već se smatra da je ovaj teleskop na nivou današnjih amaterskih teleskopa za početnike. Do 1670-ih godina već je izgrađen teleskop od 45 metara, koji je dodatno uvećavao objekte i pružao širi ugao gledanja.
Ali čak i običan vjetar mogao bi poslužiti kao prepreka za dobivanje jasne i kvalitetne slike. Teleskop je počeo da raste u dužinu. Otkrivači, pokušavajući da izvuku maksimum iz ovog uređaja, oslanjali su se na ono što su otkrili optički zakon- smanjenje hromatske aberacije sočiva se javlja sa povećanjem njegove žižne daljine. Kako bi eliminirali kromatske smetnje, istraživači su napravili teleskope nevjerovatnih dužina. Ove cijevi, koje su se tada zvale teleskopi, dosezale su 70 metara u dužinu i uzrokovale su mnogo neugodnosti u radu s njima i njihovom postavljanju. Nedostaci refraktora natjerali su velike umove da traže rješenja za poboljšanje teleskopa. Odgovori i novi način pronađeno: prikupljanje i fokusiranje zraka počelo se provoditi pomoću konkavnog ogledala. Refraktor je ponovo rođen u reflektor, potpuno oslobođen hromatizma.
Ova zasluga u potpunosti pripada Isaaku Newtonu, on je bio taj koji je mogao dati novi život teleskopi koji koriste ogledalo. Njegov prvi reflektor imao je prečnik od samo četiri centimetra. I napravio je prvo ogledalo za teleskop prečnika 30 mm od legure bakra, kalaja i arsena 1704. godine. Slika je postala jasna. Inače, njegov prvi teleskop još uvijek se brižno čuva u Astronomskom muzeju u Londonu.
Ali dugo vremena optičari nisu mogli napraviti punopravna ogledala za reflektore. Godinom rođenja novog tipa teleskopa smatra se 1720., kada su Britanci izgradili prvi funkcionalni reflektor promjera 15 centimetara. Bio je to proboj. U Evropi postoji potražnja za prenosivim, gotovo kompaktnim teleskopima dužine dva metra. Počeli su zaboravljati na refraktorske cijevi od 40 metara.
Sistem sa dva ogledala u teleskopu je predložio Francuz Cassegrain. Cassegrain nije bio u mogućnosti da u potpunosti implementira svoju ideju zbog nedostatka tehničke sposobnosti da izmisli potrebna ogledala, ali danas su njegovi crteži implementirani. Upravo se teleskopi Newtonian i Cassegrain smatraju prvim “modernim” teleskopima, izumljenim krajem 19. stoljeća. Inače, svemirski teleskop Hubble radi upravo na principu Cassegrainovog teleskopa. A fundamentalni princip Newton koji koristi jedno konkavno ogledalo koristi se u Specijalnoj astrofizičkoj opservatoriji u Rusiji od 1974. godine. Procvat refraktorske astronomije dogodio se u 19. stoljeću, kada se promjer akromatskih sočiva postepeno povećavao. Ako je 1824. promjer još uvijek bio 24 centimetra, onda se 1866. njegova veličina udvostručila, 1885. promjer je postao 76 centimetara (Pulkovska opservatorija u Rusiji), a do 1897. izumljen je refraktor Ierka. Može se izračunati da se tokom 75 godina sočivo povećavalo brzinom od jednog centimetra godišnje.
Krajem 18. stoljeća, kompaktni, praktični teleskopi su zamijenili glomazne reflektore. Metalna ogledala također se pokazala ne baš praktičnima - skupa su za proizvodnju i vremenom izblijede. Do 1758. godine, pronalaskom dvije nove vrste stakla: laganog - krunskog i teškog - kremenog, postalo je moguće stvoriti sočiva s dva sočiva. Ovo je uspešno iskoristio naučnik J. Dollond, koji je napravio sočivo sa dva sočiva, kasnije nazvano Dollond sočivo.
Nakon pronalaska ahromatskih sočiva, pobjeda refraktora je bila apsolutna samo da se poboljšaju teleskopi sa sočivima. Zaboravili su na konkavna ogledala. Vratili su ih u život ruke astronoma amatera. William Herschel, engleski muzičar koji je otkrio planetu Uran 1781. Njegovo otkriće nije bilo ravno u astronomiji od davnina. Štaviše, Uran je otkriven pomoću malog domaćeg reflektora. Uspjeh je podstakao Herschela da počne s proizvodnjom većih reflektora. Sam Herschel je u svojoj radionici spajao ogledala od bakra i kalaja. Glavno djelo njegovog života bio je veliki teleskop sa ogledalom prečnika 122 cm. To je prečnik njegovog najvećeg teleskopa. Otkrića nisu dugo čekala zahvaljujući ovom teleskopu, Herschel je otkrio šesti i sedmi satelit planete Saturn. Drugi, ništa manje poznati, astronom amater, engleski zemljoposjednik Lord Ross, izumio je reflektor sa ogledalom promjera 182 centimetra. Zahvaljujući teleskopu, otkrio je niz nepoznatih spiralnih maglina. Teleskopi Herschel i Ross imali su mnoge nedostatke. Metalna sočiva ogledala su se pokazala preteška, odbijala su samo mali dio svjetlosti koja je padala na njih i postajala su zatamnjena. Bio je potreban novi savršeni materijal za ogledala. Ispostavilo se da je ovaj materijal staklo. Francuski fizičar Leon Foucault pokušao je 1856. da ubaci ogledalo od posrebrenog stakla u reflektor. I iskustvo je bilo uspješno. Već 90-ih godina amaterski astronom iz Engleske napravio je reflektor za fotografska posmatranja sa staklenim ogledalom prečnika 152 centimetra. Još jedan napredak u konstrukciji teleskopa bio je očigledan.
Ovaj proboj se ne bi mogao dogoditi bez učešća ruskih naučnika. I'M IN. Bruce je postao poznat po razvoju specijalnih metalnih ogledala za teleskope. Lomonosov i Herschel, nezavisno jedan od drugog, izmislili su potpuno novi dizajn teleskopa u kojem se primarno ogledalo naginje bez sekundarnog, čime se smanjuje gubitak svjetlosti.
Njemački optičar Fraunhofer stavio je proizvodnju i kvalitetu sočiva na pokretnu traku. A danas u opservatoriji Tartu postoji teleskop sa netaknutim, funkcionalnim Fraunhoferovim sočivom. Ali refraktori njemačke optike također nisu bili bez mana - hromatizma.
Tek krajem 19. stoljeća izumljena je nova metoda za proizvodnju sočiva. Staklene površine počele su se tretirati srebrnim filmom, koji se nanosio na stakleno ogledalo izlaganjem grožđanog šećera soli srebrnog nitrata. Ova fundamentalno nova sočiva su reflektovala do 95% svjetlosti, za razliku od starih bronzanih sočiva, koja su reflektirala samo 60% svjetlosti. L. Foucault je stvorio reflektore sa paraboličnim ogledalima, mijenjajući oblik površine ogledala. Krajem 19. veka, Krosli, astronom amater, skrenuo je pažnju na aluminijumska ogledala. Konkavno stakleno parabolično ogledalo prečnika 91 cm koje je kupio odmah je umetnuto u teleskop. Danas su teleskopi sa tako ogromnim ogledalima ugrađeni u moderne opservatorije. Dok se rast refraktora usporavao, razvoj reflektirajućeg teleskopa je dobio zamah. Od 1908. do 1935. različite opservatorije širom svijeta izgradile su više od deset i po reflektora sa sočivom većom od Yerkovog. Najveći teleskop postavljen je u opservatoriji Mount Wilson, njegov promjer je 256 centimetara. Čak će se i ova granica uskoro udvostručiti. Američki džinovski reflektor postavljen je u Kaliforniji danas star više od petnaest godina.
Prije više od 30 godina, 1976. godine, naučnici SSSR-a su izgradili 6-metarski BTA teleskop - Veliki azimutalni teleskop. Do kraja 20. veka, BTA je smatran najvećim teleskopom na svetu. Danas se ove inovacije koriste u gotovo svim džinovskim teleskopima. Početkom 21. veka, BTA je gurnut među deset velikih teleskopa u svetu. A postepena degradacija ogledala tokom vremena - danas je njegov kvalitet pao za 30% njegove prvobitne vrednosti - pretvara ga samo u istorijski spomenik nauke.
Nova generacija teleskopa uključuje dva velika 10-metarska dvostruka teleskopa KECK I i KECK II za optička infracrvena posmatranja. Instalirani su 1994. i 1996. godine u SAD. Prikupljeni su uz pomoć fondacije W. Keck, po kojoj su i dobili ime. Za njihovu izgradnju obezbijedio je više od 140.000 dolara. Ovi teleskopi su veličine osmospratnice i svaki teži više od 300 tona, ali rade s najvećom preciznošću. Princip rada je glavno ogledalo prečnika 10 metara, koje se sastoji od 36 heksagonalnih segmenata, koji rade kao jedno reflektirajuće ogledalo. Ovi teleskopi su postavljeni na jednom od optimalnih mjesta na Zemlji za astronomska posmatranja - na Havajima, na padini ugašenog vulkana Manua Kea visine 4.200 m. Do 2002. godine, ova dva teleskopa, smještena na udaljenosti od 85 m jedan od drugog, počeo da radi u interferometarskom režimu, dajući istu ugaonu rezoluciju kao teleskop od 85 metara. Historija teleskopa je prešla dug put - od italijanskih proizvođača stakla do modernih džinovskih satelitskih teleskopa. Savremene velike opservatorije odavno su kompjuterizovane. Međutim, amaterski teleskopi i mnogi uređaji kao što je Hubble i dalje su zasnovani na principima rada koje je izumio Galileo.
Letovi svemirskih letjelica otvorili su za astronome neviđene mogućnosti koje zemaljska astronomija nikada nije imala niti je mogla imati. Za proučavanje nebeskih tijela solarni sistem, naša Galaksija i brojni vangalaktički objekti, specijalizovane astronomske opservatorijske stanice opremljene najnovijim fizičkim instrumentima sada su lansirani u svemir. Oni hvataju nevidljivo zračenje koje apsorbira atmosfera i ne dopire zemljine površine. Kao rezultat, sve vrste elektromagnetno zračenje dolazi iz svemirskih dubina. Slikovito rečeno, ako smo ranije svemir posmatrali u jednoj, crno-beloj boji, danas nam se on pojavljuje u svim „bojama“ elektromagnetnog spektra. Ali za primanje nevidljivog zračenja potrebni su posebni teleskopi. Kako i uz koju pomoć možete uhvatiti i proučavati nevidljive zrake?
Kada čuju riječ "teleskop", svi imaju ideju o astronomskoj cijevi sa sočivima ili ogledalima, odnosno o optici. Zaista, donedavno su se nebeski objekti proučavali isključivo uz pomoć optičkih instrumenata. Ali da bi se uhvatilo nevidljivo zračenje, koje se jako razlikuje od svjetlosti vidljive oku, potrebni su posebni uređaji za prijem. I uopšte nije neophodno da vaš izgled ličili su na nama poznati teleskop.
Kratkotalasni prijemnici su potpuno drugačiji od optičkih teleskopa. A ako kažemo npr. "RTG teleskop" ili "gama-teleskop", onda ove nazive treba shvatiti kao: prijemnik rendgenskih zraka ili prijemnik gama zraka.
Čitava poteškoća primanja kratkotalasnog zračenja leži u činjenici da su za elektromagnetno zračenje s talasnom dužinom manjom od 0,2 mikrona, konvencionalni refrakcioni (leća) i reflektujući (ogledalo) sistemi potpuno neprikladni.
Dakle, X-zraci, a posebno gama zraci, toliko su energični da mogu lako "probiti" sočiva napravljena od bilo kojeg materijala: izvorni smjer kretanja ovih zraka i kvanta se ne mijenja. Drugim riječima, ne mogu se fokusirati! Ali kako ih onda proučavati? Kako dizajnirati teleskop za njih?
Rečeno jezikom fizičara, kratkotalasno zračenje je tvrdo zračenje! To znači da su fotoni rendgenskih i gama zraka slični po svojim svojstvima visokoenergetskim česticama kosmičkih zraka (alfa čestice, protoni) koje dolaze na Zemlju iz svemirskih dubina. Ali onda će možda brojači čestica poput onih koji se koriste za proučavanje kosmičkih zraka biti prikladni za snimanje tvrdih kvanta? Upravo ovi brojači se koriste kao prijemni uređaji u rendgenskim i gama-teleskopima. Da bi se otkrilo odakle dolaze rendgenski zraci, brojač je zatvoren u masivnu metalnu cijev. A ako je brojač prekriven filmovima različitih sastava, onda će različiti brojači prihvatiti kvante različite tvrdoće. Rezultat je neka vrsta rendgenskog spektrografa, koji omogućava određivanje sastava rendgenskog zračenja.
Ali takav teleskop je još uvijek vrlo nesavršen. Njegov glavni nedostatak je preniska rezolucija. Brojač bilježi zračenje koje ulazi u cijev. I dolazi iz nekoliko kvadratnih stepeni neba, gdje su hiljade zvijezda vidljive kroz običan teleskop. Koji emituju rendgenske zrake? Nije uvijek moguće saznati. Pa ipak, uz pomoć rendgenskih i gama-teleskopa koji rade na svemirskim orbitalnim stanicama, već je dobijeno mnogo zanimljivih informacija o izvorima nevidljivog kratkotalasnog zračenja.
Jedan takav izvor je naše Sunce. Davne 1948. godine, uz pomoć fotografskih ploča podignutih raketom V-2 na visinu od oko 160 km (SAD, Mornarička laboratorija), otkriveno je rendgensko zračenje velike zvijezde. A 1962. godine, zamijenivši fotografsku ploču s Geigerovim brojačem, astronomi su otkrili drugi izvor rendgenskih zraka daleko izvan Sunčevog sistema. Ovo je najsjajniji izvor rendgenskih zraka u sazviježđu Škorpion, nazvan Škorpion X-1. Treći objekat rendgenske astronomije 1963. godine bila je čuvena Rakova maglina u sazvežđu Bika - Bik X-1.
Najvažnija faza u razvoju rendgenske astronomije bilo je lansiranje prvog američkog rendgenskog satelita na svijetu, Uhuru, 1970. godine i prvog reflektirajućeg teleskopa X-zraka, Einsteina, 1978. godine. Uz njihovu pomoć otkrivene su rendgenske dvostruke zvijezde, rendgenski pulsari, aktivna galaktička jezgra i drugi izvori rendgenskog zračenja.
Do danas su na zvjezdanom nebu poznate hiljade izvora rendgenskog zračenja. Generalno, rendgenski teleskopi imaju pristup oko milion takvih izvora, odnosno onoliko koliko i najbolji radio teleskopi. Kako izgleda rendgensko nebo?
Na rendgenskim zracima, svemir izgleda potpuno drugačije od onoga što se vidi u optičkim teleskopima. S jedne strane, dolazi do povećanja koncentracije izvora svijetle radijacije kako se približavaju srednjoj ravni Mliječni put- pripadaju našoj galaksiji. S druge strane, postoji ujednačena distribucija brojnih ekstragalaktičkih izvora rendgenskih zraka po cijelom nebu. Mnoga nebeska tijela ukrašavaju nebo Zemlja, - Mjesec a planete se ne vide na rendgenskim zracima.
Astronomija gama zraka takođe je rođen zajedno sa raketnom tehnologijom. Kao što je poznato, kosmičko gama zračenje nastaje kao rezultat fizičkih procesa u kojima učestvuju čestice visoke energije - procesa koji se odvijaju unutar atomska jezgra. Međutim, najintenzivniji izvor gama zraka je proces anihilacije, odnosno interakcija čestica i antičestica (na primjer, elektrona i pozitrona), praćena transformacijom materije (čestica) u tvrdo zračenje. Shodno tome, proučavanjem gama zraka, astrofizičar bi jednog dana mogao postati svjedok teoretski moguće interakcije s tijelima našeg običnog svijeta tijela. antiworld, koji se sastoji isključivo od antimaterija.
U našoj galaksiji, difuzno (raspršeno) gama zračenje je koncentrisano uglavnom u galaktičkom disku; intenzivira se prema centru Galaksije. Osim toga, otkriveni su diskretni (tačkasti) izvori gama zraka, kao što su Rak (Rakova maglina u Biku), Hercules X-1, Geminga (u sazviježđu Blizanci) i neki drugi. Stotine diskretnih izvora ekstragalaktičkih gama zraka rasute su bukvalno po nebu. Bilo je moguće primiti gama zračenje koje je izlazilo iz aktivnih područja Sunca tokom sunčevih baklji.
Na granici s vidljivim spektrom, lijevo od ljubičastih zraka, nalazi se nevidljivi ultraljubičasto zračenje. Počevši od talasne dužine od 0,29 mikrona, Zemljina atmosfera u potpunosti apsorbuje kosmičko ultraljubičasto zračenje, možda "na najzanimljivijem mestu"...
S početkom svemirskih istraživanja počela su se vršiti i opažanja u ultraljubičastom opsegu talasnih dužina. 23. marta 1983. godine u našoj zemlji, Astronomska stanica je lansirana u visoko eliptičnu orbitu oko Zemlje (visina u perigeju 2000 km, u apogeju 200 hiljada km). Ovo je bila prva domaća stanica opremljena opremom za rendgensko i ultraljubičasto posmatranje.
Sada su uređaji koji detektuju ultraljubičaste zrake instalirani na mnogim svemirskim letjelicama. A kada bismo zvjezdano nebo mogli gledati kroz “ultraljubičaste naočale”, onda bi nam ono postalo potpuno neprepoznatljivo, kao, uostalom, i druge nevidljive zrake spektra. Tako bi se, na primjer, za stanovnike sjeverne Zemljine hemisfere na nebu posebno isticala zvijezda Zeta Orion - krajnje lijevo svjetlo u svom "pojasu". Neke druge zvijezde, posebno one vrele, također bi izgledale neobično sjajno.
Ono što je iznenađujuće je da na ultraljubičastom nebu postoji mnogo ogromnih, blistavih maglina. Čuvena Orionova maglina, koju je oko teško razaznati u obliku sićušne maglovite tačke, zauzela bi čitavo sazvežđe „nebeskog lovca“. Ogromna ultraljubičasta maglina obavija glavna zvijezda sazviježđe Djevica - sjajna Špica. Ova maglina je vrlo svijetla i gotovo kružna. Njegov prividni prečnik je otprilike 50 puta veći od prividnog prečnika punog Mjeseca. Ali sama Spica nije vidljiva golim okom: pokazalo se da je njeno ultraljubičasto zračenje vrlo slabo.
U opsegu talasnih dužina od 22 mikrona do 1 mm (desno od crvenih zraka vidljivog spektra), Zemljina atmosfera snažno apsorbuje infracrveno (termalno) zračenje nebeska tela Osim toga, sam zrak je izvor toplotnih zraka, što ometa opažanja u infracrvenom opsegu valnih dužina. Ove prepreke su savladane tek kada su prijemnici infracrvenog zračenja počeli da se postavljaju van atmosfere - na svemirske letelice.
Infracrvena tehnologija omogućila je dobijanje najtačnijih podataka o topografiji planeta, otvorila je istraživačima svemira zavjesu prašine koja je skrivala jezgro naše Galaksije od ljudskih očiju, pomogla astrofizičarima da pogledaju u zvjezdane "kolijevke" - magline gasa i prašine i "dodiruju" tajne rađanja zvijezda.
Tako je uklanjanje astrofizičkih instrumenata u svemir otvorilo nove horizonte za astronomiju: počela je da se stvara ultraljubičasta, rendgenska i infracrvena astronomija, a 70-ih godina počela su posmatranja u gama opsegu. Danas istraživači svemira imaju priliku da pregledaju nebo u gotovo cijelom rasponu elektromagnetnog spektra - od ultra kratkih gama zraka do ultra dugih radio valova. Astronomija je postala nauka o svim talasima. Bogata naučna "žetva" prikupljena sa kosmičkih "polja" izazvala je pravu revoluciju u astrofizici i preispitivanje naših ideja o Velikom svemiru.
Glavna svrha teleskopa je prikupiti što je moguće više zračenja od nebeskog tijela. Ovo vam omogućava da vidite nejasne objekte. Drugo, teleskopi se koriste za gledanje objekata iz velikog ugla ili, kako kažu, za povećanje. Razrješavanje malih detalja je treća svrha teleskopa. Količina svjetlosti koju prikupljaju i dostupna rezolucija detalja uvelike ovise o području glavnog dijela teleskopa - njegovog sočiva. Objektivi dolaze u vrstama ogledala i sočiva.
Teleskopi sa sočivima.
Objektivi, na ovaj ili onaj način, uvijek se koriste u teleskopu. Ali u refrakcijskim teleskopima, sočivo je glavni dio teleskopa – njegov cilj. Setimo se da je refrakcija prelamanje. Leća sočiva lomi svjetlosne zrake i sakuplja ih u tački koja se zove žarište sočiva. U ovom trenutku se konstruiše slika predmeta proučavanja. Da biste ga vidjeli, koristite drugo sočivo - okular. Postavljen je tako da se fokusi okulara i sočiva poklapaju. Budući da je vid ljudi različit, okular je napravljen pomičnim tako da je moguće postići jasnu sliku. Ovo zovemo oštrenje. Svi teleskopi imaju neprijatne karakteristike - aberacije. Aberacije su izobličenja koja nastaju kada svjetlost prođe kroz optički sistem teleskopa. Glavne aberacije su povezane s nesavršenošću sočiva. Teleskopi sa sočivima (i teleskopi općenito) pate od nekoliko aberacija. Navedimo samo dva od njih. Prvi je zbog činjenice da se zraci različitih valnih dužina malo drugačije lome. Zbog toga postoji jedan fokus za plave zrake, a drugi za crvene zrake, koji se nalazi dalje od sočiva. Zraci drugih talasnih dužina sakupljaju se svaki na svom mestu između ova dva žarišta. Kao rezultat, vidimo slike objekata u duginim bojama. Ova aberacija se naziva hromatska. Druga jaka aberacija je sferna aberacija. To je zbog činjenice da sočivo, čija je površina dio sfere, zapravo ne prikuplja sve zrake u jednoj tački. Zrake koje dolaze na različitim udaljenostima od centra sočiva sakupljaju se na različitim tačkama, zbog čega slika postaje nejasna. Ova aberacija ne bi postojala da sočivo ima paraboloidnu površinu, ali takav dio je teško izraditi. Da bi se smanjile aberacije, napravljeni su složeni, nikako sistemi sa dva sočiva. Uvedeni su dodatni dijelovi za ispravljanje aberacija sočiva. Vodstvo među teleskopima sa sočivima dugo drži teleskop opservatorije Yerkes sa sočivom prečnika 102 centimetra.
Zrcalni teleskopi.
U jednostavnim zrcalnim teleskopima, reflektirajućim teleskopima, sočivo je sferno ogledalo koje prikuplja svjetlosne zrake i odbija ih uz pomoć dodatnog ogledala prema okularu – sočivu u čijem fokusu nastaje slika. Refleks je refleksija. Zrcalni teleskopi ne pate od hromatskih aberacija, jer se svjetlost u sočivu ne lomi. Ali reflektori imaju izraženiju sfernu aberaciju, koja, inače, uvelike ograničava vidno polje teleskopa. Zrcalni teleskopi također koriste složene strukture, zrcalne površine koje nisu sferne i tako dalje.
Zrcalne teleskope je lakše i jeftinije napraviti. Zato se njihova proizvodnja ubrzano razvija posljednjih decenija, dok se novi teleskopi sa velikim sočivima nisu pravili jako dugo. Najveći reflektirajući teleskop ima složeno sočivo sa više ogledala, što je ekvivalentno cijelom ogledalu prečnika 11 metara. Najveći monolitni SLR objektiv meri nešto više od 8 metara. Najveći optički teleskop u Rusiji je 6-metarski reflektirajući teleskop BTA (Big Azimuth Telescope). Teleskop je dugo bio najveći na svijetu.
Karakteristike teleskopa.
Teleskopsko uvećanje. Uvećanje teleskopa je jednako omjeru žižnih daljina sočiva i okulara. Ako je, recimo, žižna daljina sočiva dva metra, a okular 5 cm, onda će povećanje takvog teleskopa biti 40 puta. Ako promijenite okular, možete promijeniti uvećanje. To rade astronomi, na kraju krajeva, zaista ne možete promijeniti ogromno sočivo?!
Izlazni učenik. Slika koju okular stvara za oko može, općenito, biti ili veća od zjenice oka ili manja. Ako je slika veća, dio svjetlosti neće doći do oka, pa se teleskop neće koristiti 100%. Ova slika se naziva izlazna zenica i izračunava se po formuli: p=D:W, gde je p izlazna zenica, D je prečnik sočiva, a W je uvećanje teleskopa sa datim okularom. Ako uzmemo da je veličina očne zjenice 5 mm, onda je lako izračunati minimalno povećanje koje je razumno koristiti sa datim teleskopskim sočivom. Uzmimo ovu granicu za objektiv od 15 cm: 30x.
Rezolucija teleskopa
Budući da je svjetlost val, a valove karakterizira ne samo prelamanje, već i difrakcija, čak ni najnapredniji teleskop ne može snimiti točkastu zvijezdu u obliku tačke. Idealna slika zvijezde izgleda kao disk s nekoliko koncentričnih (sa zajedničkim centrom) prstenova, koji se nazivaju difrakcijskim prstenovima. Veličina difrakcionog diska ograničava rezoluciju teleskopa. Sve što pokriva ovaj disk ne može se vidjeti ovim teleskopom. Ugaona veličina difrakcionog diska u lučnim sekundama za dati teleskop određuje se iz jednostavnog omjera: r=14/D, gdje se prečnik D sočiva mjeri u centimetrima. Teleskop od petnaest centimetara koji je gore spomenut ima maksimalnu rezoluciju od nešto manje od sekunde. Iz formule slijedi da rezolucija teleskopa u potpunosti ovisi o promjeru njegovog sočiva. Ovo je još jedan razlog za izgradnju što većih teleskopa.
Relativna rupa. Odnos prečnika sočiva i njegove žižne daljine naziva se relativni otvor blende. Ovaj parametar određuje omjer otvora teleskopa, odnosno, grubo govoreći, njegovu sposobnost da prikazuje objekte kao svijetle. Objektivi sa relativnim otvorom blende od 1:2 – 1:6 nazivaju se brzi objektivi. Koriste se za fotografisanje objekata slabog sjaja, kao što su magline.
Teleskop bez oka.
Jedan od najnepouzdanijih delova teleskopa oduvek je bilo oko posmatrača. Svaka osoba ima svoje oko, sa svojim karakteristikama. Jedno oko vidi više, drugo - manje. Svako oko drugačije vidi boje. Ljudsko oko i njegovo pamćenje nisu u stanju da sačuvaju celokupnu sliku koju teleskop nudi za kontemplaciju. Stoga, čim je to postalo moguće, astronomi su počeli zamjenjivati oko instrumentima. Ako spojite kameru umjesto okulara, slika dobivena objektivom može se snimiti na fotografsku ploču ili film. Fotografska ploča je sposobna da se akumulira svetlosnog zračenja, i to je njegova neosporna i važna prednost u odnosu na ljudsko oko. Fotografije duge ekspozicije mogu prikazati neuporedivo više nego što osoba može vidjeti kroz isti teleskop. I naravno, fotografija će ostati kao dokument koji se može više puta pozivati u budućnosti. Čak i više savremenim sredstvima su CCD kamere sa polarnom spregom naboja. Riječ je o fotoosjetljivim mikro krugovima koji zamjenjuju fotografsku ploču i prenose nagomilane informacije u kompjuter, nakon čega mogu napraviti novu sliku. Spektri zvijezda i drugih objekata proučavaju se pomoću spektrografa i spektrometara pričvršćenih na teleskop. Nijedno oko nije sposobno tako jasno razlikovati boje i izmjeriti udaljenosti između linija u spektru, kao što to lako rade gorepomenuti uređaji, koji ujedno čuvaju sliku spektra i njegove karakteristike za naredne studije. Konačno, niko ne može jednim okom gledati kroz dva teleskopa u isto vrijeme. Moderni sistemi dva ili više teleskopa, spojenih jednim kompjuterom i razmaknutih, ponekad na desetinama metara udaljenosti, omogućavaju postizanje nevjerovatno visokih rezolucija. Takvi sistemi se nazivaju interferometri. Primjer sistema od 4 teleskopa je VLT. Nije slučajno što smo u jednu podsekciju spojili četiri tipa teleskopa. Zemljina atmosfera dozvoljava da prođu odgovarajuće dužine elektromagnetnih talasa nevoljko, pa imaju tendenciju da uzimaju teleskope da proučavaju nebo u ovim rasponima u svemir. Razvoj ultraljubičastih, rendgenskih, gama i infracrvenih grana astronomije u direktnoj je vezi sa razvojem astronautike.
Radio teleskopi.
Objektiv radioteleskopa je najčešće metalna posuda paraboloidnog oblika. Signal koji prikuplja prima antena koja se nalazi u fokusu sočiva. Antena je povezana sa kompjuterom, koji obično obrađuje sve informacije, konstruišući slike u lažnim bojama. Radio teleskop, kao i radio prijemnik, može istovremeno primiti samo određenu talasnu dužinu. U knjizi B. A. Voroncova-Veljaminova "Eseji o svemiru" nalazi se vrlo zanimljiva ilustracija koja je direktno povezana sa temom našeg razgovora. U jednoj opservatoriji gosti su zamoljeni da dođu do stola i uzmu komad papira sa njega. Osoba je uzela komad papira i na poleđini je pročitala nešto poput sljedećeg: „Uzevši ovaj komad papira, potrošili ste više energije nego što su primili svi radio-teleskopi na svijetu tokom čitavog postojanja radio astronomije.“ Ako pročitate ovaj odjeljak (a trebali biste), možda ćete se sjetiti da radio valovi imaju najduže valne dužine od svih vrsta elektromagnetnog zračenja. To znači da fotoni koji odgovaraju radio talasima nose vrlo malo energije. Da bi prikupili prihvatljivu količinu informacija o zvijezdama u radio zracima, astronomi grade ogromne teleskope. Stotine metara - ovo je ne tako iznenađujuća prekretnica za prečnike sočiva koja je dostignuta moderna nauka. Srećom, sve na svijetu je međusobno povezano. Konstrukcija gigantskih radio-teleskopa ne uključuje iste poteškoće u obradi površine sočiva koje su neizbježne u konstrukciji optičkih teleskopa. Dozvoljene greške površine proporcionalne su valnoj dužini, stoga ponekad metalne posude radioteleskopa nisu glatka površina, već jednostavno rešetka, a to ni na koji način ne utječe na kvalitetu prijema. Duga talasna dužina takođe omogućava izgradnju velikih interferometarskih sistema. Ponekad u takvim projektima učestvuju teleskopi sa različitih kontinenata. Projekti uključuju interferometre kosmičke skale. Ako se ostvare, radio astronomija će dostići granice bez presedana u rješavanju nebeskih objekata. Pored prikupljanja emitovanih nebeska tela energije, radio teleskopi mogu da „osvetle“ površinu tela Sunčevog sistema radio zracima. Signal poslan, recimo, sa Zemlje na Mjesec, odrazit će se od površine našeg satelita i primit će ga isti teleskop koji je poslao signal. Ova metoda istraživanja se naziva radar. Pomoću radara možete puno naučiti. Po prvi put, astronomi su saznali da se Merkur rotira oko svoje ose upravo na ovaj način. Udaljenost do objekata, brzina njihovog kretanja i rotacije, njihov reljef, neki podaci o hemijski sastav površine - ovo je važna informacija koja se može odrediti radarskim metodama. Najambiciozniji primjer takvog istraživanja je kompletno mapiranje površine Venere, koje je izvršila svemirska letjelica Magellan na prijelazu iz 80-ih u 90-e. Kao što možda znate, ova planeta krije svoju površinu od ljudskog oka iza guste atmosfere. Radio talasi prolaze kroz oblake bez prepreka. Sada znamo o topografiji Venere bolje nego o topografiji Zemlje (!), jer na Zemlji pokrivač okeana sprječava proučavanje većine čvrste površine naše planete. Nažalost, brzina širenja radio talasa je velika, ali nije neograničena. Osim toga, s udaljenosti radioteleskopa od objekta povećava se disperzija poslanog i reflektiranog signala. Na udaljenosti Jupiter-Zemlja već je teško primiti signal. Radar je, po astronomskim standardima, hladno oružje.
X-zrake su opseg elektromagnetnog zračenja sa talasnom dužinom od 0,01 do 10 nm, između ultraljubičastog i gama zraka. Budući da fotoni u ovom opsegu imaju veliku energiju, karakteriše ih visoka jonizujuća i prodorna sposobnost, što određuje obim njihove praktične upotrebe. Ova ista svojstva ih čine veoma opasnim za žive organizme. Zemljina atmosfera nas štiti od rendgenskih zraka koji dolaze iz svemira. Međutim, sa stanovišta astronoma, oni su od posebnog interesa, jer nose važne informacije o materiji zagrijanoj na ultravisoke temperature (reda miliona kelvina) i procesima koji dovode do takvog zagrijavanja.
Kao iu slučaju UV opsega, prvi pokušaji fotografisanja nebeska sfera u rendgenskom spektru napravljene su opremom instaliranom na visinskim geofizičkim raketama. Glavni problem Poenta je ovdje bila da su "konvencionalne" metode fokusiranja - korištenjem sočiva ili konkavnih ogledala - neprihvatljive za visokoenergetske zrake, pa je morala biti korištena složena tehnologija "incidencije ispaše". Takvi sistemi fokusiranja imaju znatno veće mase i dimenzije od optičkih instrumenata, a morala su se pojaviti i dovoljno moćna lansirna vozila da bi rendgenski teleskopi konačno ušli u orbite niske Zemlje.
Prvi takav uspješan pokušaj bio je američki satelit Uhuru (Explorer 42), koji je radio od 1970. do 1973. Također je vrijedno pomena i prva holandska svemirska letjelica ANS (Astronomical Netherlands Satellite), lansirana u avgustu 1974., i dva svemirska NEAO (NASA) opservatorije - druga od njih, lansirana u orbitu 13. novembra 1978. godine, dobila je ime po Albertu Ajnštajnu. Japan je 21. februara 1979. lansirao Hakucho aparat (CORSA-b), koji je posmatrao “rendgensko nebo” do 1985. Više od osam godina, od 1993. do 2001. godine, drugi japanski visokoenergetski teleskop ASCA (ASTRO- D) operisan. Evropska svemirska agencija se u tom pravcu „označila“ sa satelitima EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite, 1983-1986) i BeppoSAX (1996-2003). Početkom 2012. godine zaustavljen je rad jednog od "kosmičkih dugovječnih ljudi" - orbitalnog teleskopa Rossi X-ray Timing Explorer, lansiranog 30. decembra 1995. godine.
Treći od velike četvorke
Rendgenski teleskop Chandra, dostavljen u orbitu 23. jula 1999. na brodu Columbia za višekratnu upotrebu (misija STS-93), postao je treća od četiri velike NASA opservatorije lansirane između 1990. i 2003. godine. Ime je dobio u čast američkog fizičara i astrofizičar indijskog porijekla Subramanian Chandrasekhar.
Geocentrična orbita sa visinom apogeja od 139 hiljada km i perigejem od oko 16 hiljada km omogućava kontinuirano posmatranje u trajanju do 55 sati, što je znatno više u poređenju sa istim pokazateljem za Zemljine satelite u niskoj orbiti. Izbor orbite je također zbog činjenice da rendgensko zračenje primjetno apsorbiraju čak i razrijeđeni plinovi koji se nalaze u najvišim slojevima Zemljine atmosfere - na visinama na kojima djeluje većina umjetnih satelita. Orbitalni period je 64,2 sata, a Chandra provodi 85% ovog vremena izvan Zemljinog radijacionog pojasa. Nedostatak takve orbite je, posebno, nemogućnost slanja tima za popravku na teleskop (kao što je više puta učinjeno u slučaju Hubble opservatorije).
 |
|
TEHNIČKE KARAKTERISTIKE TELESKOPA CHANDRA
> Težina: 4620 kg GLAVNI NAUČNI CILJEVI: > Proučavanje crnih rupa u centrima galaksija |
| SPACE TELESCOPE |
Rentgenski teleskop ima prilično usku specijalizaciju. Dizajniran je da posmatra zračenje veoma vrućih objekata u svemiru - kao što su zvezde koje eksplodiraju, jata galaksija i materija u blizini crnih rupa. Međutim, može otkriti i visokoenergetska zračenja koja na ovaj ili onaj način nastaju u atmosferama i na površinama različitih tijela u Sunčevom sistemu. Prvobitno je planirano da Chandra radi u svemiru 5 godina, ali s obzirom na dobro stanje njenih sistema na brodu, njen rad je već nekoliko puta produžen (posljednji put 2012. godine).
Prvo posmatranje teleskopom
Galaktički ostaci eksplozija supernove izvor su vrijednih informacija o Univerzumu, o čemu svjedoče rezultati analize opservacija sa teleskopa Chandra. Konkretno, uz njegovu pomoć, detaljno je detaljno razrađena struktura ostatka Kasiopeje A, napravljena je mapa svih ulaznih i izlaznih tokova materije i udarnih valova, prostorno su razdvojeni odljevi međuzvjezdane i cirkumzvjezdane tvari prije eksplozije Supernove, a područja akceleracije kosmičkih zraka su lokalizirane. Ništa manje važni rezultati bili su pouzdana detekcija jakih širokih emisionih linija ostatka u spektroskopskom modu ultra-visoke prostorne rezolucije i mapiranje raspodjele elemenata od ugljika do željeza u emisijama tvari. Starost ostatka utvrđena ovim opažanjima je otprilike 140 godina, što je gotovo identično procjenama napravljenim drugim metodama. Upoređivanje starosti i linearnih veličina drugih ostataka supernove pokazalo je Chandrinu sposobnost da mjeri njihove radijalne stope širenja na gotovo mikroskalama: na primjer, tokom 22 godine, veličina ostatka Supernove SN 1987A u Velikom Magelanovom oblaku6 promijenila se za samo 4 lučne sekunde.
Maglina koju pokreće pulsar
Mnogi astronomi primjećuju da je jedna od najupečatljivijih prednosti teleskopa Chandra njegova sposobnost proučavanja fine strukture takozvanih pleriona (Pulsar Wind Nebulae - PWN) - maglina koje se "hrane" pulsarnom materijom, čija je karakteristika njegova izuzetno male veličine - reda veličine nekoliko lučnih sekundi. Chandra je bio posebno uspješan u proučavanju takvog objekta u sazviježđu Vela - pulsara Vela. Trenutno je ovo najproučavaniji plerion.
Ova Chandra slika kompaktne magline oko pulsara Vela pokazuje zanimljivu strukturu koja se sastoji od dva lučna udarna talasa. Nastali su kada se oblak gasa koji okružuje pulsar sudario sa materijalom magline dok se kretao kroz njega. Mlazovi koje emituje pulsar vidljivi su kao svijetli ravni segmenti okomiti na lukove. Njihov smjer se praktički poklapa sa smjerom kretanja supergustog objekta. Vjeruje se da nastaju zbog njene rotacije, kao i interakcije materije sa snažnim električnim i magnetskim poljima u njenoj blizini.
 |
| Promjene u obliku i svjetlini mlaza. |
| SPACE TELESCOPE |
Ponovno fotografisanje pulsara Vela od strane rendgenske opservatorije Chandra otkrilo je primjetne promjene u obliku i svjetlini mlazova u relativno kratkim vremenskim periodima. Ovdje su predstavljene četiri od njegovih 13 slika, snimljenih tokom dvije i po godine. Dužina mlaznica dostiže pola svjetlosne godine (oko 5 triliona km), a njihova širina ostaje gotovo konstantna u cijelom i ne prelazi 200 milijardi km, što se može objasniti prisustvom "držača" u njima magnetno polje. Brzina materije koju izbaci pulsar je skoro polovina brzine svjetlosti. U takvim relativističkim tokovima nabijenih čestica trebale bi nastati nestabilnosti koje su već uočene u eksperimentima na specijalnim akceleratorima. Sada su mogli biti registrirani na primjeru pravog astrofizičkog objekta. Rendgensko zračenje u ovom slučaju nastaje interakcijom ultra brzih elektrona i pozitrona sa linijama magnetnog polja.
Naučnici očekuju da će pronaći sličnu nestabilnost u mlazovima koje emituju supermasivne crne rupe u centrima galaksija, ali njena vremenska skala bi trebala biti mnogo veća (reda stotina i hiljada godina).
Rakova maglina (Ml) je ostatak jedne od najsjajnijih eksplozija Supernove u ljudskoj istoriji, uočene 1054. godine. Podaci o njoj nalaze se u japanskim, kineskim, a takođe i nekim arapskim hronikama.
|
1. Mlade zvijezde nalik suncu. Dugoročna posmatranja zvezdanih jata u maglini Orion (M42) pokazala su da mlade zvezde solarne mase, starosti od 1 do 10 miliona godina, pokazuju veliku aktivnost baklji, posebno uočljivu u rendgenskom području, dok je učestalost baklji i njihova energija gotovo za red veličine veća od sličnih procesa uočenih na našem Suncu, čije starost je blizu 4,6 milijardi godina. Ovo može značajno uticati na formiranje planeta i naseljivih zona oko takvih zvijezda. 2. Supernove i ostaci supernove. Slike i spektri supernova dobiveni teleskopom Chandra omogućili su proučavanje dinamike udarnih valova nastalih eksplozijama masivne zvezde kao i mehanizme ubrzanja elektrona i protona do brzina blizu svjetlosti, određuju količinu i distribuciju teških elemenata nastalih tokom baklji i proučavaju mehanizme samih baklji. 3. Prstenovi oko pulsara i mlazova. Chandra slike Rakovine magline i drugih ostataka supernove pokazuju zapanjujuće prstenove i mlaze - izbacivanja visokoenergetskih čestica koje emituju zvijezde koje se brzo rotiraju. neutronske zvijezde. To ukazuje da oni mogu poslužiti kao moćni generatori takvih čestica. 4. Crne rupe zvjezdanih masa. Otkriće dvije crne rupe (BH), čije mase premašuju 15 solarnih masa, poslužilo je kao polazna tačka za reviziju ideja o mogućim mehanizmima njihove evolucije. 5. Strijelac A* je crna rupa u centru Mliječnog puta. Teleskop Chandra izmjerio je izlaznu energiju i brzinu gubitka materije u radio izvoru Strijelac A*, supermasivna crna rupa smještena u centru naše Galaksije (u smjeru sazviježđa Strijelac). Ovi podaci omogućili su astronomima da zaključe da trenutni nizak nivo njegove aktivnosti nije direktna posljedica nedostatka rezervi "goriva" u njegovoj blizini. 6. Dvostruke crne rupe. U jednoj galaksiji Chandra je otkrio dvije supermasivne crne rupe, koje će se, prema proračunima, uskoro spojiti. Moguće je da upravo tako rastu crne rupe u centrima galaksija. 7. Crne rupe koje izbacuju materiju. Chandra slike klastera galaksija pružaju posmatračima dramatične dokaze dugotrajne, ponavljajuće eksplozivne aktivnosti povezane sa rotirajućim supermasivnim crnim rupama. Ova aktivnost rezultira visoko efikasnom konverzijom gravitacione energije materije koja pada na crnu rupu u tokove visokoenergetskih čestica. Dakle, crne rupe iz "ponora" postaju moćni izvori energije, zbog čega igraju ključnu ulogu u evoluciji masivnih galaksija. 8. “Popis” crnih rupa. Prilikom obrade rezultata opservacije u okviru programa Chandra Deep Field, otkrivene su stotine supermasivnih crnih rupa, akrecijski diskovi u čijoj blizini emituju rendgenske zrake tokom rotacije. Postojanje ovih izvora može objasniti gotovo sav difuzni rendgenski "sjaj" neba, otkriven prije više od 40 godina i tek sada dobio adekvatno objašnjenje. “Popis” supermasivnih crnih rupa pruža uvid u vrijeme nastanka ovih objekata i njihovu evoluciju. Stručnjaci također govore o mogućem otkriću takozvanih "crnih rupa srednje mase" - u stvari, nove kategorije objekata ove klase. 9. Tamna materija. Posmatranja klastera Bullet i niza drugih galaktičkih jata, koje je izvršio teleskop Chandra u kombinaciji sa nekoliko optičkih teleskopa, pružila su neosporan dokaz da je većina materije u svemiru u obliku tamne materije. Njegovo prisustvo se manifestuje kroz gravitacioni uticaj na "normalnu" materiju - elektrone, protone i neutrone, koji čine "obične" atome. Međutim, direktna detekcija ove komponente svemira nije moguća (bar u naše vrijeme). Istraživanja mnogih klastera galaksija potvrdila su da Univerzum sadrži pet puta više tamne materije od "obične" materije. 10. Tamna energija. Opservacijski podaci dobiveni teleskopom Chandra o brzini rasta galaktičkih jata pokazali su da se širenje svemira ubrzava - uglavnom zbog prevlasti tvari u svemiru koja se zove "tamna energija". Ova nezavisna potvrda otkrića napravljenog analizom optičkih opažanja udaljenih supernova isključuje bilo kakve alternative Opća teorija Relativnost i pooštravanje ograničenja prirode tamne energije. Od drugih naučna dostignuća najuspješniji rendgenski teleskop, treba napomenuti da su detaljne spektralne studije aktivnosti supermasivnih crnih rupa u centrima galaksija (uključujući otkriće supermasivnih crnih rupa dvostruko aktivnije od ranijih procjena), novi podaci o procesima formiranja klastera galaksija i njihovu evoluciju, kao i stvaranje opšteg kataloga izvora Chandra (CSC), koji sadrži preko 250 hiljada izvora rendgenskih zraka koji pokrivaju 1% ukupne površine neba i koristeći podatke iz 10 hiljada pojedinačnih posmatranja mnogih izvora različite vrste (zvijezde u neposrednoj blizini centra Mliječnog puta, galaktičke i ekstragalaktičke rendgenske binarne, jezgre aktivne galaksije itd.). |
| TOP 10 NAUČNIH DOSTIGNUĆA ČANDRE |
Više od 900 godina nakon eksplozije sjajne Supernove u sazviježđu Bika, na njenom mjestu vidljiva je gasna maglina koja se širi, u čijem se središtu nalazi super gusta neutronska zvijezda - pulsar. Nastavlja da zrači energiju i emituje tokove visokoenergetskih čestica. Unatoč činjenici da se može vidjeti samo kroz velike teleskope, ukupno oslobađanje energije ovog objekta je 100 hiljada puta veće od snage zračenja Sunca.
Visokoenergetski elektroni koji emituju X-zrake brže gube energiju i nemaju vremena da „odlete“ daleko od centra magline odakle su izbačeni, tako da je prividna veličina područja koje emituje u dužem opsegu talasnih dužina mnogo veća od plerion snimljen teleskopom Chandra.
Rakova maglina se gotovo konstantno prati pomoću zemaljskih i svemirskih instrumenata, sa izuzetkom vremenskih perioda kada je Sunce nedaleko od nje na nebu. Bez pretjerivanja, ovaj objekt se može nazvati jednom od najproučavanijih nebeskih "atrakcija".
Rentgenski teleskop(eng. X-ray telescope, XRT) - teleskop dizajniran za posmatranje udaljenih objekata u rendgenskom spektru. Za rad takvih teleskopa obično je potrebno da budu podignuti iznad Zemljine atmosfere, koja je neprozirna za rendgenske zrake. Stoga se teleskopi postavljaju na rakete na velikim visinama ili na umjetne Zemljine satelite.
Optički dizajn
Zbog svoje velike energije, rendgenski kvanti se praktično ne lome u materiji (dakle, teško je napraviti sočiva) i ne reflektuju se ni pod kojim upadnim uglom osim u najravnijem (88-89 stepeni u odnosu na normalu).
Rentgenski teleskopi mogu koristiti nekoliko metoda za fokusiranje zraka. Najčešće korišteni teleskopi su Voltaireovi teleskopi (sa zrcalima upadanja), kodiranje otvora blende i modulacijski (oscilirajući) kolimatori. Ograničene mogućnosti rendgenske optike rezultiraju užim vidnim poljem u odnosu na teleskope koji rade u UV i vidljivom svjetlu.
Ogledala
Upotreba rendgenskih ogledala za ekstrasolarnu astronomiju zahtijeva istovremeno:
- sposobnost određivanja početnog smjera rendgenskog fotona pomoću dvije koordinate i
- dovoljna efikasnost detekcije.
Ogledala mogu biti izrađena od keramičke ili metalne folije. Najčešće korišćeni materijali za rendgenska ogledala su zlato i iridijum. Kritični ugao refleksije jako zavisi od energije fotona. Za zlato i energiju od 1 keV, kritični ugao je 3,72°.
Kodiranje otvora blende
Mnogi rendgenski teleskopi koriste kodiranje otvora za proizvodnju slika. U ovoj tehnologiji, maska u obliku rešetke naizmjeničnih prozirnih i neprozirnih elemenata na poseban način se postavlja ispred matričnog detektora (na primjer, kvadratna maska u obliku Hadamardove matrice). Ovaj element za fokusiranje i snimanje teži je manje od druge rendgenske optike (zbog čega se često koristi na satelitima), ali zahtijeva više naknadne obrade da bi se dobila slika.
Teleskopi
Exosat
Exosat nosi dva niskoenergetska Wolter I rendgenska teleskopa sa mogućnostima snimanja. Može se instalirati fokalna ravan
Tvrdi rendgenski teleskopi
Vidi OSO 7 OSO 7)On board Sedma orbitirajuća solarna opservatorija(OSO 7) je bio rendgenski teleskop tvrdog dometa. Karakteristike: energetski opseg 7 - 550 keV, vidno polje 6,5° efektivna površina ~64 cm²
Teleskop FILIN
Teleskop FILIN instaliran na stanici Salyut-4 sastojao se od tri plinska proporcionalna brojača ukupne radne površine 450 cm², energetskog opsega 2-10 keV, i jednog sa radnom površinom od 37 cm², energetskog opsega 0,2- 2 keV. Vidno polje je ograničeno proreznim kolimatorom poluširine 3° x 10°. Instrumenti su uključivali fotoćelije postavljene izvan stanice zajedno sa senzorima. Mjerni moduli i napajanje bili su smješteni unutar stanice.
Kalibracija senzora prema zemaljskim izvorima vršena je paralelno sa letećim operacijama u tri načina: inercijalna orijentacija, orbitalna orijentacija i snimanje. Podaci su prikupljeni u četiri energetska opsega: 2-3,1 keV, 3,1-5,9 keV, 5,9-9,6 keV i 2-9,6 keV na velikim detektorima. Mali senzor je imao limitere postavljene na nivoe od 0,2, 0,55, 0,95 keV.
Teleskop SIGMA
SIGMA tvrdi rendgenski i niskoenergetski teleskop gama zraka pokriva opseg 35-1300 keV sa efektivnom površinom od 800 cm² i maksimalnim vidnim poljem osjetljivosti od ~5° × 5°. Maksimalna ugaona rezolucija 15 lučnih minuta Energetska rezolucija - 8% na 511 keV. Kombinacijom otvora za kodiranje i senzora osjetljivih na poziciju zasnovanih na principima kamere Anger, teleskop je sposoban za snimanje.
Rentgenski teleskop ART-P
Fokusirajući rendgenski teleskop
Širokopojasni rendgenski teleskop (BBXRT) lansiran je u orbitu od strane Space Shuttlea Columbia (STS-35) kao dio ASTRO-1 korisnog tereta. BBXRT je bio prvi fokusni teleskop koji je radio u širokom energetskom opsegu od 0,3-12 keV sa prosječnom energetskom rezolucijom od 90 eV na 1 keV i 150 eV na 6 keV. Dva ko-direkciona teleskopa sa segmentiranim Si(Li) spektrometrom u čvrstom stanju (detektori A i B), koji se sastoje od pet piksela. Ukupno vidno polje je 17,4' u prečniku, vidno polje centralnog piksela je 4' u prečniku. Ukupna površina: 765 cm² na 1,5 keV, 300 cm² na 7 keV.
HEAO-2
Prva svjetska orbitalna opservatorija sa ogledalima sa reflektirajućim rendgenskim fotonima. Lansiran 1978. godine. Efektivna površina je oko 400 sq.cm pri energiji od 0,25 keV i oko 30 sq.cm pri energiji od 4 keV.
Chandra
XMM-Newton
Spectr-RG
XRT na svemirskoj letjelici Swift (misija MIDEX)
Teleskopska cijev prečnika 508 mm izrađena je od dva dijela grafitnih vlakana i cijanidnih estera. Vanjski sloj grafitnih vlakana je dizajniran da smanji uzdužni koeficijent toplinske ekspanzije, dok je unutrašnja složena cijev iznutra obložena parnom barijerom od aluminijske folije kako bi se spriječilo da vodena para ili zagađivači epoksida uđu u teleskop. XRT sadrži prednji deo, okružen ogledalima i drži sklop zatvarača i nebesku navigacionu jedinicu, i zadnji deo, koji drži kameru u fokalnoj ravni i unutrašnji optički ekran.
Modul ogledala sadrži 12 ugniježđenih Wolter I upadnih ogledala postavljenih na prednje i stražnje poprečne dijelove. Pasivno grijana ogledala su pozlaćene niklovane školjke dužine 600 mm i prečnika od 191 do 300 mm.
Rendgenski snimač ima efektivnu površinu od 120 cm2 na 1,15 keV, vidno polje od 23,6 x 23,6 lučnih minuta i ugaonu rezoluciju (θ) od 18 lučnih sekundi pri prečniku pola snage (HPD). Osetljivost detektora je 2⋅10 −14 erg cm −2 s −1 10 4 sekunde. Funkcija širenja tačke (PSF) ogledala - 15 lučnih sekundi HPD u fokusu (1,5 keV). Ogledalo je blago defokusirano za ujednačeniji PSF u cijelom vidnom polju, što rezultira instrumentalnim PSF-om od 18 lučnih sekundi.
Rentgenski teleskop normalne incidencije
Istorija rendgenskih teleskopa
Prvi rendgenski teleskop korišten je za posmatranje Sunca. Prva slika Sunca u rendgenskom spektru dobijena je 1963. godine pomoću teleskopa postavljenog na raketu.
Vidi također
Bilješke
- X-ray teleskopi(engleski) . NASA (2013). Pristupljeno 10. avgusta 2018.
- Hoff H. A. Exosat - nova ekstrasolarna rendgenska opservatorija (nedefinirano) // J Brit Interplan Soc (Space Chronicle).. - 1983. - kolovoz (sv. 36, br. 8). - str. 363-367.