اشعه ایکس تلسکوپ -- تلسکوپ، برای رصد اجسام دور در طیف اشعه ایکس طراحی شده است. برای به کار انداختن چنین تلسکوپ‌هایی معمولاً باید آنها را بالاتر از جو زمین قرار داد که در برابر اشعه ایکس مات است. بنابراین، تلسکوپ ها بر روی موشک ها یا ماهواره ها در ارتفاع بالا قرار می گیرند.
طراحی نوری
کوانتومهای پرتو ایکس به دلیل انرژی زیادشان عملاً در ماده شکست نمی‌شوند (بنابراین ساختن عدسی‌ها دشوار است) و در هیچ زاویه‌ای به جز کم عمق (حدود 90 درجه) منعکس نمی‌شوند.
تلسکوپ های اشعه ایکس می توانند از چندین روش برای تمرکز پرتوها استفاده کنند. متداول‌ترین تلسکوپ‌های مورد استفاده تلسکوپ‌های ولتر (با آینه‌های فرودنده)، کدگذاری دیافراگم و کولیماتورهای مدولاسیونی (نوسانی) هستند.
فرصت های محدوداپتیک اشعه ایکس در مقایسه با تلسکوپ هایی که در محدوده نور مرئی و فرابنفش کار می کنند، میدان دید باریک تری ایجاد می کند.
داستان
اختراع اولین تلسکوپ اغلب به Hans Lipperschlei از هلند، 1570-1619 نسبت داده می شود، اما تقریباً به طور قطع او کاشف نبود. به احتمال زیاد، شایستگی او این است که اولین کسی بود که دستگاه تلسکوپ جدید را محبوب و مورد تقاضا کرد. همچنین او بود که در سال 1608 برای یک جفت لنز قرار داده شده در یک لوله برای ثبت اختراع درخواست داد. او این دستگاه را جاسوسی نامید. با این حال، حق اختراع او رد شد زیرا دستگاه او بسیار ساده به نظر می رسید.
مدت ها قبل از او، توماس دیگز، ستاره شناس، در سال 1450 با استفاده از یک عدسی محدب و یک آینه مقعر سعی در بزرگنمایی ستارگان داشت. با این حال، او حوصله نهایی کردن دستگاه را نداشت و نیمه اختراع به زودی به راحتی فراموش شد. امروزه دیگز را به خاطر توصیفش از منظومه ی خورشید مرکزی به یاد می آورند.
در پایان سال 1609، تلسکوپ های کوچک، به لطف Lipperschlei، در سراسر فرانسه و ایتالیا رایج شدند. در آگوست 1609، توماس هریوت این اختراع را اصلاح و بهبود بخشید و به اخترشناسان اجازه داد دهانه ها و کوه های روی ماه را مشاهده کنند.
پیشرفت بزرگ زمانی رخ داد که ریاضیدان ایتالیایی گالیله گالیله از تلاش یک هلندی برای ثبت اختراع یک لوله عدسی مطلع شد. هالی با الهام از این کشف تصمیم گرفت چنین وسیله ای را برای خود بسازد. در آگوست 1609، این گالیله بود که اولین تلسکوپ تمام عیار جهان را ساخت. در ابتدا، این فقط یک محدوده لکه بینی بود - ترکیبی از عدسی های عینک، امروز آن را یک انکسار می نامند. پیش از گالیله، به احتمال زیاد، تعداد کمی از مردم به فکر استفاده از این لوله سرگرمی به نفع ستاره شناسی بودند. به لطف این دستگاه، خود گالیله کوه ها و دهانه های روی ماه را کشف کرد، کروی بودن ماه را ثابت کرد، چهار ماهواره مشتری، حلقه های زحل را کشف کرد و بسیاری اکتشافات مفید دیگر انجام داد.
برای انسان امروزی تلسکوپ گالیله خاص به نظر نمی رسد؛ هر کودک ده ساله ای به راحتی می تواند با استفاده از لنزهای مدرن ابزار بسیار بهتری بسازد. اما تلسکوپ گالیله تنها تلسکوپ واقعی روز با بزرگنمایی 20 برابر بود، اما با میدان دید کمی، تصویر کمی تار و سایر کاستی ها. این گالیله بود که عصر انکسار را در نجوم - قرن هفدهم - باز کرد.
زمان و پیشرفت علم امکان ساخت تلسکوپ های قوی تری را فراهم کرد که امکان دیدن خیلی بیشتر را فراهم کرد. ستاره شناسان شروع به استفاده از لنزهایی با فواصل کانونی بیشتر کردند. خود تلسکوپ ها به لوله های بزرگ و سنگین در اندازه تبدیل شدند و البته استفاده از آنها راحت نبود. سپس سه پایه برای آنها اختراع شد. تلسکوپ ها به تدریج بهبود و اصلاح شدند. با این حال، حداکثر قطر آن از چند سانتی متر تجاوز نمی کرد - امکان تولید لنزهای بزرگ وجود نداشت.
در سال 1656، کریستین هوینس تلسکوپی ساخت که اجسام مشاهده شده را 100 برابر بزرگنمایی می کرد؛ اندازه آن بیش از 7 متر و با دیافراگم حدود 150 میلی متر بود. این تلسکوپ در حال حاضر در سطح تلسکوپ های آماتور امروزی برای مبتدیان به حساب می آید. در دهه 1670، یک تلسکوپ 45 متری ساخته شده بود که اجسام را بیشتر بزرگ می کرد و زاویه دید وسیع تری ایجاد می کرد.
اما حتی باد معمولی نیز می تواند مانعی برای به دست آوردن تصویری واضح و با کیفیت باشد. طول تلسکوپ شروع به رشد کرد. کاشفان که سعی می کردند بیشترین بهره را از این دستگاه ببرند، بر آنچه کشف کرده بودند تکیه کردند قانون نوری- کاهش انحراف رنگی یک لنز با افزایش فاصله کانونی آن اتفاق می افتد. برای از بین بردن تداخل رنگی، محققان تلسکوپ هایی با طول های باورنکردنی ساختند. طول این لوله ها که در آن زمان تلسکوپ نامیده می شد به 70 متر می رسید و باعث ناراحتی های زیادی در کار با آنها و راه اندازی آنها می شد. کاستی های انکسارها ذهن های بزرگ را وادار کرد تا به دنبال راه حل هایی برای بهبود تلسکوپ باشند. پاسخ دهید و راه جدیدپیدا شد: جمع آوری و تمرکز پرتوها با استفاده از یک آینه مقعر شروع شد. رفرکتور دوباره به یک بازتابنده تبدیل شد که کاملاً از رنگ‌آمیزی رها شده بود.
این شایستگی کاملاً متعلق به اسحاق نیوتن است ، او بود که توانست ببخشد زندگی جدیدتلسکوپ با استفاده از آینه اولین بازتابنده او فقط چهار سانتی متر قطر داشت. و اولین آینه را برای تلسکوپ به قطر 30 میلی متر از آلیاژ مس، قلع و آرسنیک در سال 1704 ساخت. تصویر واضح شد. به هر حال، اولین تلسکوپ او هنوز با دقت در موزه نجوم لندن نگهداری می شود.
اما برای مدت طولانی، بینایی‌شناسان نمی‌توانستند آینه‌های تمام عیار برای بازتابنده‌ها بسازند. سال تولد نوع جدیدی از تلسکوپ ها را سال 1720 می دانند، زمانی که انگلیسی ها اولین بازتابنده کاربردی را با قطر 15 سانتی متر ساختند. این یک پیشرفت بود. در اروپا تقاضا برای تلسکوپ های قابل حمل و تقریبا جمع و جور دو متری وجود دارد. آنها شروع به فراموش کردن لوله های شکست 40 متری کردند.
سیستم دو آینه ای در تلسکوپ توسط کاسگرن فرانسوی پیشنهاد شد. کاسگرین به دلیل نداشتن توانایی فنی برای اختراع آینه های لازم، نتوانست ایده خود را به طور کامل پیاده کند، اما امروزه نقشه های او اجرا شده است. این تلسکوپ های نیوتنی و کاسگرین بودند که اولین تلسکوپ های "مدرن" در نظر گرفته می شوند که در پایان قرن نوزدهم اختراع شدند. به هر حال، تلسکوپ فضایی هابل دقیقاً بر اساس اصل تلسکوپ کاسگرین کار می کند. و اصل بنیادی نیوتن با استفاده از یک آینه مقعر از سال 1974 در رصدخانه ویژه اخترفیزیک روسیه استفاده شده است. اوج شکوفایی نجوم در قرن نوزدهم رخ داد، زمانی که قطر عدسی های آکروماتیک به تدریج افزایش یافت. اگر در سال 1824 قطر هنوز 24 سانتی متر بود ، در سال 1866 اندازه آن دو برابر شد ، در سال 1885 قطر آن به 76 سانتی متر شد (رصدخانه پولکوو در روسیه) و تا سال 1897 انکسارگر ایرکا اختراع شد. می توان محاسبه کرد که در طول 75 سال لنز به میزان یک سانتی متر در سال افزایش یافته است.
در پایان قرن هجدهم، تلسکوپ‌های فشرده و راحت جایگزین بازتابنده‌های حجیم شدند. آینه های فلزی نیز معلوم شد که چندان کاربردی نیستند - تولید آنها گران است و همچنین با گذشت زمان محو می شوند. تا سال 1758، با اختراع دو نوع شیشه جدید: سبک - تاج و سنگین - سنگ چخماق، امکان ایجاد لنزهای دو عدسی فراهم شد. این با موفقیت توسط دانشمند J. Dollond که یک عدسی دو عدسی ساخت که بعداً لنز Dollond نامیده شد، مورد استفاده قرار گرفت.
پس از اختراع عدسی های آکروماتیک، پیروزی انکسار مطلق بود؛ تنها چیزی که باقی ماند بهبود تلسکوپ های عدسی بود. آینه های مقعر را فراموش کردند. آنها توسط ستاره شناسان آماتور به زندگی بازگردانده شدند. ویلیام هرشل، موسیقیدان انگلیسی که سیاره اورانوس را در سال 1781 کشف کرد. کشف او از زمان های قدیم در نجوم برابر نبوده است. علاوه بر این، اورانوس با استفاده از یک بازتابنده کوچک خانگی کشف شد. این موفقیت هرشل را بر آن داشت تا شروع به ساخت بازتابنده های بزرگتر کند. هرشل خود آینه هایی از مس و قلع را در کارگاهش ذوب می کرد. کار اصلی زندگی او یک تلسکوپ بزرگ با آینه ای به قطر 122 سانتی متر بود که این قطر بزرگترین تلسکوپ او است. اکتشافات دیری نپایید؛ به لطف این تلسکوپ، هرشل ششمین و هفتمین ماهواره سیاره زحل را کشف کرد. یک ستاره شناس آماتور دیگر، نه کمتر معروف، زمیندار انگلیسی، لرد راس، یک بازتابنده با آینه ای به قطر 182 سانتی متر اختراع کرد. به لطف تلسکوپ، او تعدادی سحابی مارپیچی ناشناخته را کشف کرد. تلسکوپ های هرشل و راس معایب زیادی داشتند. لنزهای فلزی آینه بسیار سنگین بودند، فقط بخش کوچکی از نوری که روی آنها می افتاد را منعکس می کردند و کم نور شدند. یک ماده جدید و عالی برای آینه مورد نیاز بود. معلوم شد که این ماده شیشه ای است. لئون فوکو، فیزیکدان فرانسوی، در سال 1856 تلاش کرد آینه ای ساخته شده از شیشه نقره ای را در یک بازتابنده قرار دهد. و این تجربه موفقیت آمیز بود. قبلاً در دهه 90 ، یک ستاره شناس آماتور از انگلیس یک بازتابنده برای مشاهدات عکاسی با یک آینه شیشه ای به قطر 152 سانتی متر ساخت. پیشرفت دیگری در ساخت تلسکوپ آشکار بود.
این پیشرفت بدون مشارکت دانشمندان روسی امکان پذیر نبود. من هستم. بروس به دلیل ساخت آینه های فلزی ویژه برای تلسکوپ ها مشهور شد. لومونوسوف و هرشل، مستقل از یکدیگر، یک طرح تلسکوپ کاملاً جدید اختراع کردند که در آن آینه اولیه بدون آینه ثانویه کج می شود و در نتیجه از دست دادن نور را کاهش می دهد.
اپتیک آلمانی Fraunhofer تولید و کیفیت لنزها را بر روی تسمه نقاله قرار داد. و امروز در رصدخانه تارتو تلسکوپی با عدسی سالم و کارآمد فراونهوفر وجود دارد. اما انکسارهای بینایی شناس آلمانی نیز بدون نقص نبودند - کروماتیسم.
تنها در اواخر قرن نوزدهم بود که روش جدیدی برای تولید لنز ابداع شد. سطوح شیشه ای شروع به درمان با یک فیلم نقره ای کردند که با قرار دادن شکر انگور در معرض نمک های نیترات نقره روی یک آینه شیشه ای اعمال می شد. این لنزهای اساساً جدید تا 95 درصد نور را منعکس می کردند، برخلاف لنزهای برنزی قدیمی که تنها 60 درصد نور را منعکس می کردند. L. Foucault بازتابنده هایی با آینه های سهموی ایجاد کرد و شکل سطح آینه ها را تغییر داد. در اواخر قرن نوزدهم، کراسلی، یک ستاره شناس آماتور، توجه خود را به آینه های آلومینیومی معطوف کرد. آینه سهموی شیشه ای مقعر با قطر 91 سانتی متر که او خریداری کرده بود بلافاصله وارد تلسکوپ شد. امروزه تلسکوپ هایی با چنین آینه های عظیمی در رصدخانه های مدرن نصب می شوند. در حالی که رشد انکسار کند شد، توسعه تلسکوپ بازتابی شتاب گرفت. از سال 1908 تا 1935، رصدخانه های مختلف در سراسر جهان بیش از یک و نیم دوجین بازتابنده با عدسی بزرگتر از یرک ساختند. بزرگترین تلسکوپ در رصدخانه مونت ویلسون نصب شده است که قطر آن 256 سانتی متر است. و حتی این حد به زودی دو برابر خواهد شد. یک بازتابنده غول پیکر آمریکایی در کالیفرنیا نصب شد؛ امروز بیش از پانزده سال از عمر آن می گذرد.
بیش از 30 سال پیش در سال 1976، دانشمندان اتحاد جماهیر شوروی یک تلسکوپ 6 متری BTA - تلسکوپ بزرگ آزیموتال - ساختند. تا پایان قرن بیستم، BTA بزرگترین تلسکوپ جهان به حساب می آمد. مخترعان BTA مبتکران راه حل های فنی اصلی، مانند نصب آلت آزیموت با هدایت کامپیوتری بودند. امروزه تقریباً در تمام تلسکوپ های غول پیکر از این نوآوری ها استفاده می شود. در آغاز قرن بیست و یکم، BTA به دومین ده تلسکوپ بزرگ جهان منتقل شد. و تخریب تدریجی آینه در طول زمان - امروزه کیفیت آن 30٪ از ارزش اصلی خود کاهش یافته است - آن را تنها به یک اثر تاریخی برای علم تبدیل می کند.
نسل جدید تلسکوپ ها شامل دو تلسکوپ دوقلوی بزرگ 10 متری KECK I و KECK II برای رصدهای مادون قرمز نوری است. آنها در سال 1994 و 1996 در ایالات متحده آمریکا نصب شدند. آنها به لطف کمک بنیاد W. Keck جمع آوری شدند و نام آنها به این نام گرفته شد. او بیش از 140000 دلار برای ساخت آنها فراهم کرد. این تلسکوپ ها به اندازه یک ساختمان هشت طبقه هستند و هر کدام بیش از 300 تن وزن دارند، اما با بالاترین دقت عمل می کنند. اصل کار یک آینه اصلی با قطر 10 متر است که از 36 بخش شش ضلعی تشکیل شده است که به عنوان یک آینه بازتابنده کار می کند. این تلسکوپ ها در یکی از مکان های بهینه روی زمین برای رصدهای نجومی - در هاوایی، در دامنه آتشفشان خاموش Manua Kea به ارتفاع 4200 متر نصب شده اند. تا سال 2002، این دو تلسکوپ که در فاصله 85 متری از یکدیگر قرار دارند، شروع به کار در حالت تداخل سنج کرد و همان وضوح زاویه ای را به یک تلسکوپ 85 متری داد. تاریخچه تلسکوپ راه طولانی را طی کرده است - از سازندگان شیشه ایتالیایی تا تلسکوپ های ماهواره ای غول پیکر مدرن. رصدخانه های بزرگ مدرن مدت هاست که کامپیوتری شده اند. با این حال، تلسکوپ های آماتور و بسیاری از دستگاه ها مانند هابل هنوز بر اساس اصول عملیاتی اختراع شده توسط گالیله هستند.
پرواز فضاپیماها امکانات بی‌سابقه‌ای را برای اخترشناسان ایجاد کرده است که نجوم زمینی هرگز نداشته یا نمی‌توانست داشته باشد. برای مطالعه اجرام آسمانی منظومه شمسی، کهکشان ما و اجرام برون کهکشانی متعدد، ایستگاه های رصدخانه تخصصی نجومی مجهز به جدیدترین ابزار فیزیکی اکنون به فضا پرتاب شده اند. آنها تشعشعات نامرئی را جذب می کنند که توسط جو جذب می شود و به آن نمی رسد سطح زمین. در نتیجه همه انواع تابش الکترومغناطیسیاز اعماق فضا می آید به بیان تصویری، اگر قبلاً جهان را در یک رنگ سیاه و سفید مشاهده می کردیم، امروز در تمام "رنگ های" طیف الکترومغناطیسی برای ما ظاهر می شود. اما برای دریافت تشعشعات نامرئی به تلسکوپ های مخصوص نیاز است. چگونه و با چه کمکی می توان پرتوهای نامرئی را گرفت و مطالعه کرد؟
با شنیدن کلمه "تلسکوپ"، همه تصوری از یک لوله نجومی با عدسی یا آینه دارند، یعنی تصوری از اپتیک. در واقع، تا همین اواخر، اجرام آسمانی منحصراً با کمک ابزارهای نوری مورد مطالعه قرار می گرفتند. اما برای گرفتن تشعشعات نامرئی که بسیار متفاوت از نور قابل مشاهده با چشم است، به دستگاه های گیرنده خاصی نیاز است. و اصلاً لازم نیست که ظاهر آنها شبیه تلسکوپی باشد که ما به آن عادت کرده ایم.
گیرنده های موج کوتاه با تلسکوپ های نوری کاملا متفاوت هستند. و اگر مثلاً بگوییم "تلسکوپ اشعه ایکس" یا "تلسکوپ پرتو گاما"، پس این نام ها را باید به این صورت فهمید: گیرنده اشعه ایکس یا گیرنده اشعه گاما.
تمام دشواری دریافت تابش موج کوتاه در این واقعیت نهفته است که برای تابش الکترومغناطیسی با طول موج کمتر از 0.2 میکرون، سیستم های انکساری معمولی (عدسی) و بازتابی (آینه ای) کاملاً نامناسب هستند.
بنابراین، پرتوهای ایکس و به ویژه پرتوهای گاما آنقدر پرانرژی هستند که می توانند به راحتی لنزهای ساخته شده از هر ماده ای را سوراخ کنند: جهت اصلی حرکت این پرتوها و کوانتوم ها تغییر نمی کند. به عبارت دیگر نمی توان آنها را متمرکز کرد! اما چگونه می توان آنها را مطالعه کرد؟ چگونه برای آنها تلسکوپ طراحی کنیم؟
به زبان فیزیکدانان تابش موج کوتاه تابش سخت است! این بدان معنی است که فوتون های پرتوهای ایکس و پرتوهای گاما از نظر خواص مشابه با ذرات پر انرژی پرتوهای کیهانی (ذرات آلفا، پروتون) هستند که از اعماق فضا به زمین می آیند. اما شاید شمارشگرهای ذرات، مانند آنهایی که برای مطالعه پرتوهای کیهانی استفاده می‌شوند، برای ثبت کوانتومهای سخت مناسب باشند؟ این شمارنده ها هستند که به عنوان دستگاه های دریافت کننده در تلسکوپ های اشعه ایکس و گاما استفاده می شوند. برای اینکه بفهمیم اشعه ایکس از کجا می آید، شمارنده در یک لوله فلزی عظیم محصور می شود. و اگر شمارنده با فیلم هایی با ترکیبات مختلف پوشانده شود، شمارنده های مختلف کوانتایی با سختی متفاوت را می پذیرند. نتیجه نوعی طیف نگار پرتو ایکس است که به فرد امکان می دهد ترکیب تابش اشعه ایکس را تعیین کند.
اما چنین تلسکوپی هنوز بسیار ناقص است. نقطه ضعف اصلی آن رزولوشن بسیار پایین آن است. شمارنده تابش ورودی به لوله را ثبت می کند. و از چندین درجه مربع از آسمان می آید، جایی که هزاران ستاره از طریق یک تلسکوپ معمولی قابل مشاهده هستند. کدام یک از آنها اشعه ایکس ساطع می کنند؟ همیشه نمی توان فهمید. و با این حال، با کمک تلسکوپ های پرتو ایکس و پرتو گاما که در ایستگاه های مداری فضایی کار می کنند، اطلاعات جالب زیادی در مورد منابع تابش موج کوتاه نامرئی به دست آمده است.
یکی از این منابع خورشید ما است. در سال 1948، با کمک صفحات عکاسی که توسط یک موشک V-2 به ارتفاع حدود 160 کیلومتری (ایالات متحده، آزمایشگاه نیروی دریایی) بلند شد، تابش اشعه ایکس از ستاره بزرگ کشف شد. و در سال 1962، اخترشناسان با جایگزینی صفحه عکاسی با شمارنده گایگر، دومین منبع پرتو ایکس را بسیار فراتر از منظومه شمسی کشف کردند. این درخشان ترین منبع پرتو ایکس در صورت فلکی عقرب به نام Scorpius X-1 است. سومین شی نجوم پرتو ایکس در سال 1963 سحابی معروف خرچنگ در صورت فلکی ثور - Taurus X-1 بود.
مهمترین مرحله در توسعه نجوم پرتو ایکس پرتاب اولین ماهواره پرتو ایکس آمریکا به نام اوهورو در سال 1970 و اولین تلسکوپ بازتاب دهنده پرتو ایکس به نام انیشتین در سال 1978 بود. با کمک آنها، ستاره های دوگانه پرتو ایکس، تپ اخترهای پرتو ایکس، هسته های فعال کهکشانی و سایر منابع تابش پرتو ایکس کشف شدند.
تا به امروز، هزاران منبع تابش اشعه ایکس در آسمان پرستاره شناخته شده است. به طور کلی، تلسکوپ های اشعه ایکس به حدود یک میلیون منبع از این دست دسترسی دارند، یعنی به تعداد بهترین تلسکوپ های رادیویی. آسمان اشعه ایکس چگونه است؟
در پرتوهای ایکس، جهان کاملاً متفاوت از آنچه در تلسکوپ های نوری دیده می شود، به نظر می رسد. از یک طرف، با نزدیک شدن به صفحه میانی، غلظت منابع تشعشع روشن افزایش می یابد راه شیری- آنها متعلق به کهکشان ما هستند. از سوی دیگر، توزیع یکنواخت منابع پرتو ایکس فراکهکشانی متعددی در سراسر آسمان وجود دارد. بسیاری از اجرام آسمانی که آسمان زمین را تزئین می کنند - ماه و سیارات - در اشعه ایکس قابل مشاهده نیستند.
نجوم پرتو گاماهمچنین همراه با فناوری موشک متولد شد. همانطور که شناخته شده است، تشعشعات گامای کیهانی در نتیجه فرآیندهای فیزیکی که در آن ذرات پرانرژی شرکت می کنند - فرآیندهایی که در داخل هسته اتم اتفاق می افتد، به وجود می آیند. با این حال، شدیدترین منبع اشعه گاما است فرآیند نابودی، یعنی برهمکنش ذرات و پادذرات (مثلاً الکترون ها و پوزیترون ها) که با تبدیل ماده (ذرات) به تابش سخت همراه است. در نتیجه، با مطالعه پرتوهای گاما، یک اخترفیزیکدان ممکن است روزی شاهد برهمکنش احتمالی نظری با اجسام دنیای معمولی اجسام ما باشد. ضد جهان، منحصراً شامل ضد ماده.
در کهکشان ما، تابش گامای پراکنده (پراکنده) عمدتاً در دیسک کهکشانی متمرکز است. به سمت مرکز کهکشان تشدید می شود. علاوه بر این، منابع پرتو گامای گسسته (نقطه ای) مانند خرچنگ (سحابی خرچنگ در ثور)، هرکول X-1، جمینگا (در صورت فلکی جوزا) و برخی دیگر کشف شده است. صدها منبع مجزا از پرتوهای گامای فراکهکشانی به معنای واقعی کلمه در سراسر آسمان پراکنده شده اند. دریافت تشعشعات گامای ساطع شده از نواحی فعال خورشید در طول شعله های خورشیدی امکان پذیر بود.
در مرز با طیف مرئی، در سمت چپ پرتوهای بنفش، نامرئی قرار دارد اشعه ماوراء بنفش. با شروع از طول موج 0.29 میکرون، جو زمین به طور کامل تابش فرابنفش کیهانی را جذب می کند، شاید "در جالب ترین مکان"...
با شروع تحقیقات فضایی، مشاهدات در محدوده طول موج فرابنفش نیز آغاز شد. در 23 مارس 1983، در کشور ما، ایستگاه نجومی Astron به مدار نزدیک زمین بسیار بیضی شکل (ارتفاع در حضیض 2000 کیلومتر، در اوج 200 هزار کیلومتر) پرتاب شد. این اولین ایستگاه داخلی بود که مجهز به تجهیزات برای مشاهدات اشعه ایکس و فرابنفش بود.
اکنون دستگاه هایی که پرتوهای فرابنفش را تشخیص می دهند بر روی بسیاری از فضاپیماها نصب شده اند. و اگر بتوانیم از طریق "عینک های فرابنفش" به آسمان پرستاره نگاه کنیم، آنگاه برای ما کاملاً غیرقابل تشخیص می شود، در واقع، در سایر پرتوهای نامرئی طیف. بنابراین، به عنوان مثال، برای ساکنان نیمکره شمالی زمین، ستاره زتا شکارچی به ویژه در آسمان برجسته می شود - سمت چپ ترین نور در "کمربند" آن. برخی دیگر از ستارگان، به ویژه ستاره های داغ، به طور غیرعادی درخشان به نظر می رسند.
آنچه شگفت آور است این است که سحابی های عظیم و درخشان زیادی در آسمان فرابنفش وجود دارد. سحابی معروف شکارچی که به شکل یک لکه مه آلود کوچک تشخیص آن برای چشم دشوار است، کل صورت فلکی "شکارچی آسمانی" را اشغال می کند. یک سحابی غول پیکر فرابنفش ستاره اصلی صورت فلکی سنبله - اسپایکای درخشان را در بر گرفته است. این سحابی بسیار روشن و تقریبا دایره ای شکل است. قطر ظاهری آن تقریباً 50 برابر قطر ظاهری ماه کامل است. اما خود Spica با چشم غیرمسلح قابل مشاهده نیست: تابش فرابنفش آن بسیار ضعیف است.
در محدوده طول موج از 22 میکرون تا 1 میلی متر (در سمت راست پرتوهای قرمز طیف مرئی)، جو زمین به شدت جذب می شود. تابش مادون قرمز (حرارتی).اجرام آسمانی علاوه بر این، هوا خود منبع پرتوهای گرمایی است که با مشاهدات در محدوده طول موج مادون قرمز تداخل دارد. این موانع تنها زمانی برطرف شدند که گیرنده های تشعشع مادون قرمز شروع به قرار دادن خارج از جو - روی فضاپیماها کردند.
فناوری مادون قرمز به دست آوردن دقیق ترین داده ها در مورد توپوگرافی سیارات را ممکن ساخته است، پرده غباری که هسته کهکشان ما را از چشم انسان پنهان می کرد، برای محققان جهان باز کرد و به اخترفیزیکدانان کمک کرد تا به "گهواره های" ستاره ای نگاه کنند - سحابی های گاز و غبار و "لمس" رازهای تولد ستاره ها.
بنابراین، حذف ابزارهای اخترفیزیکی در فضا افق های جدیدی را برای نجوم باز کرد: نجوم فرابنفش، اشعه ایکس و مادون قرمز شروع به ایجاد کرد و در دهه 70 مشاهدات در محدوده گاما آغاز شد. امروزه، محققان کیهان این فرصت را دارند که آسمان را تقریباً در کل طیف طیف الکترومغناطیسی - از پرتوهای گامای بسیار کوتاه تا امواج رادیویی فوق‌العاده بلند، بررسی کنند. ستاره شناسی به یک علم تمام موج تبدیل شده است. "برداشت" غنی علمی جمع آوری شده از "میدان های" کیهانی باعث یک انقلاب واقعی در اخترفیزیک و تجدید نظر در ایده های ما در مورد جهان بزرگ شد.
هدف اصلی تلسکوپ ها جمع آوری هر چه بیشتر تابش از یک جرم آسمانی است. این به شما امکان می دهد اجسام کم نور را ببینید. ثانیاً، تلسکوپ ها برای مشاهده اجسام از زاویه بزرگ یا به قول خودشان برای بزرگنمایی استفاده می شوند. حل جزئیات کوچک سومین هدف تلسکوپ ها است. مقدار نوری که آنها جمع آوری می کنند و وضوح موجود جزئیات به شدت به مساحت قسمت اصلی تلسکوپ - عدسی آن بستگی دارد. لنزها در انواع آینه ای و عدسی عرضه می شوند.
تلسکوپ های عدسی
عدسی ها، به هر شکلی، همیشه در تلسکوپ استفاده می شوند. اما در تلسکوپ های شکستی، عدسی بخش اصلی تلسکوپ - هدف آن است. به یاد داشته باشیم که شکست، شکست است. یک عدسی پرتوهای نور را شکسته و در نقطه ای به نام نقطه کانونی عدسی جمع می کند. در این مرحله، تصویری از موضوع مورد مطالعه ساخته می شود. برای مشاهده آن، از یک لنز دوم - یک چشمی استفاده کنید. طوری قرار می گیرد که فوکوس چشمی و عدسی بر هم منطبق باشد. از آنجایی که دید افراد متفاوت است، چشمی متحرک ساخته می شود تا بتوان به تصویری واضح دست یافت. ما این را تیز کردن می نامیم. همه تلسکوپ ها دارای ویژگی های ناخوشایند هستند - انحرافات. انحرافات، اعوجاج هایی هستند که هنگام عبور نور از سیستم نوری تلسکوپ رخ می دهند. انحرافات اصلی مربوط به ناقص بودن لنز است. تلسکوپ های لنز (و به طور کلی تلسکوپ ها) از چندین انحراف رنج می برند. بیایید فقط دو مورد از آنها را نام ببریم. اولین مورد به این دلیل است که پرتوهای با طول موج های مختلف کمی متفاوت شکسته می شوند. به همین دلیل، یک کانون برای پرتوهای آبی و دیگری برای پرتوهای قرمز وجود دارد که دورتر از لنز قرار دارد. پرتوهایی با طول موج های دیگر هر کدام در جای خود بین این دو کانون جمع آوری می شوند. در نتیجه ما تصاویر رنگین کمانی از اجسام را می بینیم. این انحراف رنگی نامیده می شود. دومین انحراف قوی، انحراف کروی است. این به این دلیل است که عدسی، که سطح آن بخشی از یک کره است، در واقع تمام پرتوها را در یک نقطه جمع نمی کند. پرتوهایی که در فواصل مختلف از مرکز عدسی می آیند در نقاط مختلف جمع آوری می شوند، به همین دلیل است که تصویر نامشخص است. اگر لنز دارای سطح پارابولوئید بود، این انحراف وجود نداشت، اما ساخت چنین قطعه ای دشوار است. برای کاهش انحرافات، سیستم های پیچیده و نه دو عدسی ساخته می شوند. قطعات اضافی برای اصلاح انحرافات لنز معرفی شده است. تلسکوپ رصدخانه یرکس با عدسی به قطر 102 سانتی متر پیشتاز طولانی مدت در میان تلسکوپ های عدسی است.
تلسکوپ های آینه ای
در تلسکوپ‌های آینه‌ای ساده، تلسکوپ‌های بازتابی، عدسی آینه‌ای کروی است که پرتوهای نور را جمع‌آوری می‌کند و با کمک یک آینه اضافی به سمت چشمی - عدسی که در کانون آن تصویر ساخته شده است، منعکس می‌شود. رفلکس بازتاب است. تلسکوپ های آینه ای از انحراف رنگی رنج نمی برند، زیرا نور در عدسی شکست نمی خورد. اما بازتابنده ها دارای انحراف کروی بارزتری هستند که اتفاقاً میدان دید تلسکوپ را بسیار محدود می کند. تلسکوپ های آینه ای نیز از ساختارهای پیچیده، سطوح آینه ای غیر از کروی و غیره استفاده می کنند.
ساخت تلسکوپ های آینه ای آسان تر و ارزان تر است. به همین دلیل است که تولید آنها در دهه های اخیر به سرعت در حال توسعه بوده است، در حالی که تلسکوپ های عدسی بزرگ جدید برای مدت طولانی ساخته نشده اند. بزرگترین تلسکوپ بازتابی دارای یک عدسی چند آینه پیچیده است که معادل یک آینه کامل با قطر 11 متر است. بزرگترین لنز SLR یکپارچه چیزی بیش از 8 متر اندازه دارد. بزرگترین تلسکوپ نوری در روسیه تلسکوپ بازتابی 6 متری BTA (تلسکوپ بزرگ آزیموت) است. این تلسکوپ برای مدت طولانی بزرگترین تلسکوپ در جهان بود.
ویژگی های تلسکوپ ها
بزرگنمایی تلسکوپ بزرگنمایی یک تلسکوپ برابر است با نسبت فاصله کانونی عدسی و چشمی. اگر مثلاً فاصله کانونی عدسی دو متر و چشمی 5 سانتی متر باشد، بزرگنمایی چنین تلسکوپی 40 برابر خواهد بود. اگر چشمی را تغییر دهید، می توانید بزرگنمایی را تغییر دهید. این کاری است که ستاره شناسان انجام می دهند، بالاخره شما واقعا نمی توانید یک عدسی بزرگ را تغییر دهید؟!
مردمک خروجی تصویری که چشمی برای چشم ایجاد می کند، به طور کلی می تواند بزرگتر از مردمک چشم یا کوچکتر باشد. اگر تصویر بزرگتر باشد، مقداری از نور به چشم نمی رسد، بنابراین تلسکوپ در ۱۰۰ درصد استفاده نخواهد شد. این تصویر مردمک خروجی نامیده می شود و با فرمول p=D:W محاسبه می شود که p مردمک خروجی، D قطر عدسی و W بزرگنمایی تلسکوپ با یک چشمی معین است. اگر اندازه مردمک چشم را 5 میلی متر در نظر بگیریم، محاسبه حداقل بزرگنمایی که برای استفاده با یک عدسی تلسکوپ معقول است آسان است. بیایید این حد را برای یک لنز 15 سانتی متری دریافت کنیم: 30x.
وضوح تلسکوپ
از آنجایی که نور یک موج است و امواج نه تنها با انکسار، بلکه با پراش مشخص می شوند، حتی پیشرفته ترین تلسکوپ نیز نمی تواند یک ستاره نقطه ای را به صورت نقطه ای تصویر کند. یک تصویر ایده آل از یک ستاره شبیه یک دیسک با چندین حلقه متحدالمرکز (با یک مرکز مشترک) است که به آنها حلقه های پراش می گویند. اندازه دیسک پراش وضوح تلسکوپ را محدود می کند. هر چیزی که این دیسک را می پوشاند با این تلسکوپ قابل مشاهده نیست. اندازه زاویه ای دیسک پراش در ثانیه قوسی برای یک تلسکوپ معین از یک نسبت ساده تعیین می شود: r=14/D، که در آن قطر D عدسی بر حسب سانتی متر اندازه گیری می شود. تلسکوپ پانزده سانتی متری که دقیقاً در بالا ذکر شد حداکثر وضوح کمی کمتر از یک ثانیه دارد. از این فرمول نتیجه می شود که وضوح یک تلسکوپ کاملاً به قطر عدسی آن بستگی دارد. این یکی دیگر از دلایل ساخت تلسکوپ های بزرگ تا حد ممکن است.
سوراخ نسبی نسبت قطر لنز به فاصله کانونی آن را دیافراگم نسبی می گویند. این پارامتر نسبت دیافراگم تلسکوپ را تعیین می کند، به عنوان مثال، به طور کلی، توانایی آن برای نمایش اشیا به صورت روشن. لنزهایی با دیافراگم نسبی 1:2 تا 1:6 لنزهای سریع نامیده می شوند. آنها برای عکاسی از اجسامی که از نظر روشنایی ضعیف هستند، مانند سحابی ها استفاده می شود.
تلسکوپ بدون چشم
یکی از غیر قابل اعتمادترین بخش های تلسکوپ همیشه چشم ناظر بوده است. هر فردی چشم خاص خود را دارد، با ویژگی های خاص خود. یک چشم بیشتر می بیند، دیگری - کمتر. هر چشمی رنگ ها را متفاوت می بیند. چشم انسان و حافظه او قادر به حفظ کل تصویر ارائه شده توسط تلسکوپ برای تفکر نیستند. بنابراین، به محض اینکه ممکن شد، ستاره شناسان شروع به جایگزینی چشم با ابزار کردند. اگر دوربین را به جای چشمی وصل کنید، تصویر به دست آمده توسط لنز را می توان روی صفحه یا فیلم عکاسی گرفت. صفحه عکاسی قابلیت انباشتن تابش نور را دارد و این مزیت انکارناپذیر و مهم آن نسبت به چشم انسان است. عکس‌های با نوردهی طولانی می‌توانند به‌طور غیرقابل مقایسه بیشتر از چیزی که یک فرد از طریق یک تلسکوپ ببیند، نمایش دهد. و البته عکس به عنوان سندی باقی خواهد ماند که در آینده می توان به دفعات به آن مراجعه کرد. حتی بیشتر وسایل مدرندوربین های CCD با کوپلینگ شارژ قطبی هستند. اینها ریزمدارهای حساس به نور هستند که جایگزین صفحه عکاسی می شوند و اطلاعات انباشته شده را به رایانه منتقل می کنند و پس از آن می توانند عکس جدیدی بگیرند. طیف ستارگان و سایر اجرام با استفاده از طیف نگارها و طیف سنج های متصل به تلسکوپ مورد مطالعه قرار می گیرند. هیچ چشمی قادر به تشخیص رنگ ها به وضوح و اندازه گیری فواصل بین خطوط در طیف نیست، همانطور که دستگاه های فوق به راحتی انجام می دهند، که همچنین تصویر طیف و ویژگی های آن را برای مطالعات بعدی ذخیره می کند. در نهایت، هیچ فردی نمی تواند همزمان از طریق دو تلسکوپ با یک چشم نگاه کند. سیستم های مدرندو یا چند تلسکوپ، که توسط یک کامپیوتر متحد شده اند و گاهی اوقات در فواصل ده ها متری فاصله دارند، دستیابی به وضوح فوق العاده بالایی را ممکن می سازد. چنین سیستم هایی تداخل سنج نامیده می شوند. نمونه ای از سیستم 4 تلسکوپ VLT است. تصادفی نیست که ما چهار نوع تلسکوپ را در یک زیربخش ترکیب کرده ایم. جو زمین با اکراه طول موج های مربوط به امواج الکترومغناطیسی را ارسال می کند، بنابراین تلسکوپ هایی برای مطالعه آسمان در این محدوده ها تمایل دارند به فضا برده شوند. توسعه شاخه های نجوم فرابنفش، اشعه ایکس، گاما و مادون قرمز ارتباط مستقیمی با توسعه فضانوردی دارد.
تلسکوپ های رادیویی
عدسی یک تلسکوپ رادیویی اغلب یک کاسه فلزی پارابولوئید شکل است. سیگنال جمع آوری شده توسط آن توسط یک آنتن واقع در کانون لنز دریافت می شود. آنتن به یک کامپیوتر متصل است که معمولاً تمام اطلاعات را پردازش می کند و تصاویر را با رنگ های کاذب می سازد. یک تلسکوپ رادیویی، مانند یک گیرنده رادیویی، تنها می تواند طول موج خاصی را در یک زمان دریافت کند. در کتاب B.A. Vorontsov-Velyaminov "مقالات در مورد جهان" تصویر بسیار جالبی وجود دارد که مستقیماً با موضوع گفتگوی ما مرتبط است. در یکی از رصدخانه ها، از مهمانان خواسته شد که به کنار یک میز بیایند و یک تکه کاغذ از آن بردارند. آن شخص یک تکه کاغذ برداشت و پشتش چیزی شبیه به زیر را خواند: "با برداشتن این تکه کاغذ، انرژی بیشتری از آنچه که تمام تلسکوپ های رادیویی در جهان در طول کل وجود نجوم رادیویی دریافت می کردند، خرج کردید." اگر این بخش را بخوانید (و باید) پس ممکن است به یاد داشته باشید که امواج رادیویی طولانی ترین طول موج را در بین انواع پرتوهای الکترومغناطیسی دارند. این بدان معناست که فوتون های مربوط به امواج رادیویی انرژی بسیار کمی را حمل می کنند. اخترشناسان برای جمع آوری مقدار قابل قبولی از اطلاعات در مورد ستارگان در پرتوهای رادیویی، تلسکوپ های عظیمی می سازند. صدها متر - این نقطه عطف نه چندان شگفت انگیز برای قطر لنز است که به آن رسیده است علم مدرن. خوشبختانه همه چیز در دنیا به هم مرتبط است. ساخت تلسکوپ های رادیویی غول پیکر شامل همان مشکلاتی در پردازش سطح عدسی نیست که در ساخت تلسکوپ های نوری اجتناب ناپذیر است. خطاهای مجاز سطح متناسب با طول موج است، بنابراین گاهی اوقات، کاسه های فلزی تلسکوپ های رادیویی سطح صافی نیستند، بلکه صرفاً یک توری هستند و این به هیچ وجه بر کیفیت دریافت تأثیر نمی گذارد. طول موج بلند همچنین ساخت سیستم های تداخل سنج بزرگ را ممکن می سازد. گاهی اوقات تلسکوپ هایی از قاره های مختلف در چنین پروژه هایی شرکت می کنند. این پروژه ها شامل تداخل سنج در مقیاس فضا هستند. اگر آنها محقق شوند، نجوم رادیویی به محدودیت های بی سابقه ای در حل اجرام آسمانی خواهد رسید. علاوه بر جمع آوری منتشر شده اجرام آسمانیانرژی، تلسکوپ های رادیویی می توانند سطح اجرام منظومه شمسی را با پرتوهای رادیویی "روشن" کنند. سیگنالی که مثلاً از زمین به ماه ارسال می شود، از سطح ماهواره ما منعکس می شود و توسط همان تلسکوپی که سیگنال را ارسال می کند، دریافت می شود. این روش تحقیق رادار نامیده می شود. با استفاده از رادار می توانید چیزهای زیادی یاد بگیرید. برای اولین بار، ستاره شناسان دریافتند که عطارد دقیقاً به همین شکل به دور محور خود می چرخد. فاصله تا اجسام، سرعت حرکت و چرخش آنها، تسکین آنها، برخی اطلاعات در مورد ترکیب شیمیاییسطوح - این اطلاعات مهمی است که می توان با روش های راداری تعیین کرد. جاه طلبانه ترین نمونه از چنین تحقیقاتی، نقشه برداری کامل از سطح زهره است که توسط فضاپیمای ماژلان در اواخر دهه 80 و 90 انجام شد. همانطور که می دانید، این سیاره سطح خود را از چشم انسان در پشت جوی متراکم پنهان می کند. امواج رادیویی بدون هیچ مانعی از میان ابرها عبور می کنند. اکنون ما توپوگرافی ناهید را بهتر از توپوگرافی زمین می دانیم (!)، زیرا روی زمین، پوشش اقیانوس ها مانع از مطالعه بیشتر سطح جامد سیاره ما می شود. افسوس که سرعت انتشار امواج رادیویی زیاد است، اما بی حد و حصر نیست. علاوه بر این، با فاصله گرفتن تلسکوپ رادیویی از جسم، پراکندگی سیگنال ارسالی و منعکس شده افزایش می یابد. در فاصله مشتری-زمین، دریافت سیگنال در حال حاضر دشوار است. رادار، طبق استانداردهای نجومی، یک سلاح سرد است.
پرتوهای ایکس طیفی از تشعشعات الکترومغناطیسی با طول موج 0.01 تا 10 نانومتر، حد واسط بین طیف فرابنفش و پرتوهای گاما هستند. از آنجایی که فوتون های این محدوده دارای انرژی بالایی هستند، توانایی یونیزاسیون و نفوذ بالایی دارند که محدوده استفاده عملی آنها را مشخص می کند. همین خواص آنها را برای موجودات زنده بسیار خطرناک می کند. جو زمین از ما در برابر اشعه ایکس که از فضا می آید محافظت می کند. با این حال، از دیدگاه اخترشناسان، آنها مورد توجه خاص هستند، زیرا آنها اطلاعات مهمی را در مورد ماده گرم شده تا دمای بسیار بالا (در حد میلیون ها کلوین) و فرآیندهایی که منجر به چنین گرمایی می شود، حمل می کنند.
همانند برد UV، اولین تلاش ها برای عکاسی از کره آسمانی در طیف پرتو ایکس با تجهیزات نصب شده بر روی موشک های ژئوفیزیکی در ارتفاع بالا انجام شد. مشکل اصلینکته در اینجا این بود که روش‌های متمرکز «متعارف» - با استفاده از عدسی‌ها یا آینه‌های مقعر - برای پرتوهای پرانرژی غیرقابل قبول هستند، بنابراین باید از فناوری پیچیده «تعداد چرا» استفاده می‌شد. چنین سیستم‌های فوکوس‌کننده‌ای دارای جرم و ابعاد بسیار بزرگ‌تری نسبت به ابزارهای اپتیکی هستند و وسایل پرتاب به اندازه کافی قدرتمند باید ظاهر می‌شدند تا تلسکوپ‌های اشعه ایکس در نهایت وارد مدارهای پایین زمین شوند.
اولین تلاش موفق از این دست، ماهواره آمریکایی اوهورو (کاوشگر 42) بود که از سال 1970 تا 1973 فعالیت کرد. همچنین اولین فضاپیمای هلندی ANS (ماهواره نجومی هلند) که در آگوست 1974 پرتاب شد و دو فضاپیمای NEAO (NASA) قابل ذکر است. رصدخانه ها - دومین آنها، که در 13 نوامبر 1978 به مدار زمین پرتاب شد، به نام آلبرت انیشتین نامگذاری شد. در 21 فوریه 1979، ژاپن دستگاه Hakucho (CORSA-b) را به فضا پرتاب کرد که تا سال 1985 "آسمان پرتو ایکس" را رصد می کرد. برای بیش از هشت سال، از سال 1993 تا 2001، دومین تلسکوپ ژاپنی پرانرژی ASCA (ASTRO-). د) عمل کرد. آژانس فضایی اروپا با ماهواره های EXOSAT (ماهواره رصدخانه اشعه ایکس اروپا، 1983-1986) و BeppoSAX (1996-2003) خود را در این جهت مشخص کرد. در آغاز سال 2012، عملکرد یکی از "کبدهای بلند کیهانی" - تلسکوپ مداری کاوشگر زمان بندی اشعه ایکس Rossi، که در 30 دسامبر 1995 پرتاب شد، متوقف شد.
سوم از چهار بزرگ
تلسکوپ پرتو ایکس چاندرا، که در 23 ژوئیه 1999 با فضاپیمای قابل استفاده مجدد کلمبیا (ماموریت STS-93) به مدار تحویل شد، سومین رصدخانه بزرگ ناسا بود که بین سال‌های 1990 و 2003 پرتاب شد. این تلسکوپ به افتخار این فیزیکدان آمریکایی نامگذاری شد. و اخترفیزیکدان هندی الاصل سوبرامانی چاندراسهکار.
مدار زمین مرکزی با ارتفاع اوج 139 هزار کیلومتری و حضیض حدود 16 هزار کیلومتر امکان جلسات رصد مداوم تا 55 ساعت را فراهم می کند که در مقایسه با همین شاخص برای ماهواره های زمینی در مدار پایین بسیار بیشتر است. انتخاب مدار همچنین به این دلیل است که تابش اشعه ایکس حتی توسط گازهای کمیاب موجود در بالاترین لایه های جو زمین - در ارتفاعاتی که اکثر ماهواره های مصنوعی در آن کار می کنند - به طور قابل توجهی جذب می شود. دوره مداری 64.2 ساعت است که چاندرا 85 درصد از این زمان را خارج از کمربندهای تشعشعی زمین می گذراند. عیب چنین مداری به ویژه عدم امکان اعزام تیم تعمیر به تلسکوپ است (همانطور که بارها در مورد رصدخانه هابل انجام شده است).
 |
|
ویژگی های فنی تلسکوپ چاندرا
> وزن: 4620 کیلوگرم اهداف علمی اصلی: > مطالعه سیاهچاله ها در مراکز کهکشان ها |
| تلسکوپ فضایی |
تلسکوپ اشعه ایکس تخصص نسبتاً باریکی دارد. این برای مشاهده تابش اجرام بسیار داغ در جهان - مانند ستاره های در حال انفجار، خوشه های کهکشانی، و ماده در مجاورت سیاهچاله ها طراحی شده است. با این حال، همچنین می‌تواند تشعشعات پرانرژی را که به روشی در جو و سطوح اجرام مختلف منظومه شمسی ایجاد می‌شود، شناسایی کند. در ابتدا برنامه ریزی شده بود که چاندرا به مدت 5 سال در فضا کار کند، اما با توجه به شرایط خوب سیستم های داخلی آن، عملکرد آن چندین بار تمدید شده است (آخرین بار در سال 2012).
اولین رصد تلسکوپ
بقایای کهکشانی انفجارهای ابرنواختر منبع اطلاعات ارزشمندی در مورد کیهان است که نتایج تجزیه و تحلیل مشاهدات تلسکوپ چاندرا نشان می دهد. به طور خاص، با کمک آن، ساختار باقیمانده Cassiopeia A به تفصیل توضیح داده شد، نقشه ای از تمام جریان های ورودی و خروجی ماده و امواج ضربه ای ایجاد شد، جریان های خروجی ماده بین ستاره ای و دور ستاره ای قبل از انفجار ابرنواختر از نظر فضایی جدا شدند، و مناطق شتاب پرتو کیهانی محلی شد. نتایج کمتر مهم، تشخیص قابل اعتماد خطوط گسترده انتشار قوی باقیمانده در حالت طیف‌سنجی با وضوح فضایی فوق‌العاده بالا و نقشه‌برداری توزیع عناصر از کربن به آهن در انتشار ماده بود. سن بقایای تعیین شده از این مشاهدات تقریباً 140 سال است که تقریباً مشابه برآوردهای انجام شده توسط روش های دیگر است. مقایسه سن و اندازه خطی سایر بقایای ابرنواختر توانایی تلسکوپ چاندرا را برای اندازه‌گیری سرعت انبساط شعاعی آنها در مقیاس‌های تقریباً خرد نشان داد: برای مثال، در طی 22 سال، اندازه باقیمانده ابرنواختر SN 1987A در ابر ماژلانی بزرگ 6 تغییر کرد. فقط 4 ثانیه قوسی
سحابی که توسط یک تپ اختر سوخت می شود
بسیاری از ستاره شناسان خاطرنشان می کنند که یکی از چشمگیرترین مزایای تلسکوپ چاندرا توانایی آن در مطالعه ساختار ظریف به اصطلاح پلریون ها (سحابی های باد تپنده - PWN) - سحابی هایی است که توسط ماده تپ اختر تغذیه می شوند، که ویژگی آن است. اندازه بسیار کوچک - به ترتیب چند ثانیه قوسی. چاندرا به ویژه در مطالعه چنین جسمی در صورت فلکی ولا - تپ اختر ولا - موفق بود. در حال حاضر، این پلریون بیشترین مطالعه را دارد.
این تصویر چاندرا از سحابی فشرده در اطراف تپ اختر Vela ساختار جالبی متشکل از دو موج ضربه ای قوس دار را نشان می دهد. آنها زمانی تشکیل شدند که ابری از گاز در اطراف تپ اختر با مواد سحابی در حین حرکت در آن برخورد کرد. جت های ساطع شده توسط تپ اختر به صورت قطعات مستقیم روشن و عمود بر کمان قابل مشاهده هستند. جهت آنها عملاً با جهت حرکت جسم فوق متراکم منطبق است. اعتقاد بر این است که آنها به دلیل چرخش آن و همچنین برهمکنش ماده با میدان های الکتریکی و مغناطیسی قدرتمند در مجاورت آن به وجود می آیند.
 |
| تغییر در شکل و روشنایی جت ها. |
| تلسکوپ فضایی |
عکسبرداری مجدد از تپ اختر Vela توسط رصدخانه پرتو ایکس چاندرا تغییرات قابل توجهی را در شکل و روشنایی جت ها در مدت زمان نسبتاً کوتاه نشان داد. در اینجا چهار تصویر از 13 تصویر او ارائه شده است که در طی دو سال و نیم گرفته شده است. طول جت ها به نیم سال نوری (حدود 5 تریلیون کیلومتر) می رسد و عرض آنها تقریباً ثابت می ماند و از 200 میلیارد کیلومتر تجاوز نمی کند که می توان آن را با وجود "هولدینگ" در آنها توضیح داد. میدان مغناطیسی. سرعت ماده پرتاب شده توسط تپ اختر تقریباً نصف سرعت نور است. در چنین جریان‌های نسبیتی ذرات باردار، ناپایداری‌هایی باید ایجاد شود که قبلاً در آزمایش‌ها در شتاب‌دهنده‌های ویژه مشاهده شده‌اند. اکنون آنها توانسته اند با استفاده از نمونه ای از یک شی اخترفیزیکی واقعی ثبت شوند. تابش اشعه ایکس در این مورد از برهمکنش الکترون های فوق سریع و پوزیترون ها با خطوط میدان مغناطیسی ناشی می شود.
دانشمندان انتظار دارند ناپایداری مشابهی را در جت های ساطع شده از سیاهچاله های کلان پرجرم در مراکز کهکشان ها بیابند، اما مقیاس زمانی آن باید بسیار بزرگتر باشد (در حدود صدها و هزاران سال).
سحابی خرچنگ (Ml) بقایای یکی از درخشان ترین انفجارهای ابرنواختر در تاریخ بشر است که در سال 1054 مشاهده شد. اطلاعات مربوط به آن در ژاپنی، چینی و همچنین برخی از تواریخ عرب موجود است.
|
1. ستاره های جوان خورشید مانند.مشاهدات طولانی مدت از خوشه های ستاره ای در سحابی شکارچی (M42) نشان داده است که ستارگان جوان با جرم خورشیدی، با سنی از 1 تا 10 میلیون سال، فعالیت شعله ور در مقیاس بزرگ را نشان می دهند، به ویژه در محدوده پرتو ایکس قابل توجه است، در حالی که فرکانس شراره ها و انرژی آنها تقریباً یک مرتبه بزرگتر از فرآیندهای مشابه مشاهده شده در خورشید ما است که سن آن نزدیک به 4.6 میلیارد سال است. این می تواند به طور قابل توجهی بر شکل گیری سیارات و مناطق قابل سکونت در اطراف چنین ستارگانی تأثیر بگذارد. 2. ابرنواخترها و بقایای ابرنواخترها.تصاویر و طیف های ابرنواختر به دست آمده توسط تلسکوپ چاندرا امکان مطالعه دینامیک امواج ضربه ای ایجاد شده توسط انفجارها را فراهم می کند. ستاره های عظیمو همچنین مکانیسم‌های شتاب الکترون‌ها و پروتون‌ها به سرعت‌های نزدیک به نور، میزان و توزیع عناصر سنگین تشکیل‌شده در جریان شعله‌ها را تعیین کرده و مکانیسم‌های خود شراره‌ها را مطالعه می‌کنند. 3. حلقه های اطراف تپ اخترها و جت ها.تصاویر چاندرا از سحابی خرچنگ و دیگر بقایای ابرنواختر حلقه‌ها و فواره‌های خیره‌کننده را نشان می‌دهند - پرتاب ذرات پرانرژی که از ستارگان به سرعت در حال چرخش ساطع می‌شوند. ستاره های نوترونی. این نشان می دهد که آنها می توانند به عنوان مولدهای قدرتمند چنین ذرات عمل کنند. 4. سیاهچاله های توده های ستاره ای.کشف دو سیاهچاله (BHs)، که جرم آنها بیش از 15 جرم خورشید است، به عنوان نقطه شروعی برای بازنگری ایده ها در مورد مکانیسم های احتمالی تکامل آنها عمل کرد. 5. Sagittarius A* یک سیاهچاله در مرکز کهکشان راه شیری است.تلسکوپ چاندرا خروجی انرژی و سرعت از دست دادن ماده را در منبع رادیویی Sagittarius A* اندازه گیری کرد، سیاهچاله ای عظیم که در مرکز کهکشان ما (در جهت صورت فلکی قوس) واقع شده است. این داده ها به اخترشناسان اجازه می دهد تا به این نتیجه برسند که سطح پایین فعلی فعالیت آن نتیجه مستقیم فقدان ذخایر "سوخت" در مجاورت آن نیست. 6. دو سیاهچاله.در یکی از کهکشان ها، چاندرا دو سیاهچاله بسیار پرجرم را کشف کرد که طبق محاسبات به زودی ادغام خواهند شد. این امکان وجود دارد که سیاهچاله ها دقیقاً در مرکز کهکشان ها رشد کنند. 7. سیاهچاله هایی که ماده را به بیرون پرتاب می کنند.تصاویر چاندرا از خوشه های کهکشانی شواهد چشمگیری از فعالیت انفجاری طولانی مدت و مکرر مرتبط با سیاهچاله های پرجرم در حال چرخش را در اختیار ناظران قرار می دهد. این فعالیت منجر به تبدیل بسیار کارآمد انرژی گرانشی ماده ای که روی سیاهچاله می افتد به جریان هایی از ذرات پرانرژی می شود. بنابراین، سیاهچاله ها از "غرق" به منابع قدرتمند انرژی تبدیل می شوند، به همین دلیل آنها نقش کلیدی در تکامل کهکشان های عظیم دارند. 8. "سرشماری" سیاهچاله ها.هنگام پردازش نتایج رصدی در برنامه میدان عمیق چاندرا، صدها سیاهچاله بسیار پرجرم کشف شد که دیسک های برافزایشی در مجاورت آنها در طول چرخش اشعه ایکس ساطع می کنند. وجود این منابع می تواند تقریباً تمام "درخشش" پرتو ایکس آسمان را توضیح دهد که بیش از 40 سال پیش کشف شد و اکنون توضیح کافی دریافت کرده است. "سرشماری" سیاهچاله های کلان پرجرم بینشی را در مورد زمان شکل گیری این اجرام و تکامل آنها فراهم می کند. کارشناسان همچنین در مورد کشف احتمالی به اصطلاح "سیاهچاله های جرم متوسط" - در واقع دسته جدیدی از اجرام این کلاس صحبت می کنند. 9. ماده تاریک.مشاهدات خوشه گلوله و تعدادی دیگر از خوشه های کهکشانی، که توسط تلسکوپ چاندرا در ارتباط با چندین تلسکوپ نوری انجام شده است، شواهد غیرقابل انکاری ارائه کرده است که بیشتر ماده در کیهان به شکل ماده تاریک است. حضور آن از طریق تأثیر گرانشی بر ماده "عادی" - الکترون ها، پروتون ها و نوترون ها، که اتم های "معمولی" را تشکیل می دهند، آشکار می شود. با این حال، تشخیص مستقیم این جزء از جهان (حداقل در زمان ما) امکان پذیر نیست. مطالعات پیمایشی روی بسیاری از خوشه‌های کهکشانی تأیید کرده است که کیهان دارای ماده تاریک پنج برابر بیشتر از ماده «معمولی» است. 10. انرژی تاریک.داده های رصدی به دست آمده توسط تلسکوپ چاندرا در مورد سرعت رشد خوشه های کهکشانی نشان داد که انبساط کیهان در حال شتاب است - عمدتاً به دلیل غلبه ماده ای در فضا به نام "انرژی تاریک". این تأیید مستقل از کشف، که از طریق تجزیه و تحلیل مشاهدات نوری ابرنواخترهای دوردست انجام شده است، هر گونه جایگزینی برای نسبیت عام را رد می کند و محدودیت ها را بر ماهیت انرژی تاریک تشدید می کند. از دیگران دستاوردهای علمیموفق‌ترین تلسکوپ پرتو ایکس، لازم به ذکر است که مطالعات طیفی دقیق از فعالیت سیاهچالههای پرجرم در مراکز کهکشان‌ها (از جمله کشف سیاهچالههای پرجرم دو برابر تخمین‌های قبلی)، داده‌های جدید در مورد فرآیندهای شکل‌گیری خوشه های کهکشانی و تکامل آنها، و همچنین ایجاد یک کاتالوگ منبع کلی چاندرا (CSC)، حاوی بیش از 250 هزار منبع پرتو ایکس که 1٪ از کل مساحت آسمان را پوشش می دهد و از داده های 10 هزار رصد منفرد از بسیاری از منابع استفاده می کند. انواع مختلف (ستاره های نزدیک به مرکز کهکشان راه شیری، دوتایی های پرتو ایکس کهکشانی و فراکهکشانی، کهکشان های فعال هسته و غیره). |
| 10 دستاورد برتر علمی چاندرا |
بیش از 900 سال پس از انفجار یک ابرنواختر درخشان در صورت فلکی ثور، یک سحابی گازی در حال انبساط در جای خود قابل مشاهده است که در مرکز آن یک ستاره نوترونی فوق متراکم - یک تپ اختر وجود دارد. به تابش انرژی و انتشار جریان هایی از ذرات پر انرژی ادامه می دهد. علیرغم اینکه تنها از طریق تلسکوپ های بزرگ می توان آن را مشاهده کرد، کل انرژی آزاد شده این جسم 100 هزار بار بیشتر از قدرت تابش خورشید است.
الکترون‌های پرانرژی که پرتوهای ایکس ساطع می‌کنند سریع‌تر انرژی خود را از دست می‌دهند و زمانی برای «پرواز» دور از مرکز سحابی از جایی که پرتاب شده‌اند، ندارند، بنابراین اندازه ظاهری ناحیه‌ای که در محدوده طول موج بلندتر ساطع می‌کند، بسیار بزرگتر از پلریون که توسط تلسکوپ چاندرا عکس گرفته شده است.
سحابی خرچنگ تقریباً دائماً توسط ابزارهای زمینی و فضایی رصد می شود، به استثنای دوره هایی از زمانی که خورشید در آسمان از آن دور نیست. بدون اغراق، این شی را می توان یکی از مورد مطالعه ترین "جاذبه های آسمانی" نامید.
تلسکوپ اشعه ایکس(eng. X-ray telescope, XRT) - تلسکوپی که برای رصد اجرام دور در طیف اشعه ایکس طراحی شده است. برای به کار انداختن چنین تلسکوپ‌هایی معمولاً باید آنها را بالاتر از جو زمین قرار داد که در برابر اشعه ایکس مات است. بنابراین، تلسکوپ ها بر روی موشک های ارتفاع بالا یا بر روی ماهواره های مصنوعی زمین قرار می گیرند.
طراحی نوری
به دلیل انرژی زیاد، کوانتوم های پرتو ایکس عملاً در ماده شکسته نمی شوند (بنابراین ساخت عدسی ها دشوار است) و در هیچ زاویه ای به جز صاف ترین (88-89 درجه نسبت به حالت عادی) منعکس نمی شوند.
تلسکوپ های اشعه ایکس می توانند از چندین روش برای تمرکز پرتوها استفاده کنند. متداول‌ترین تلسکوپ‌های مورد استفاده تلسکوپ‌های ولتر (با آینه‌های فرودنده)، کدگذاری دیافراگم و کولیماتورهای مدولاسیونی (نوسانی) هستند. قابلیت‌های محدود اپتیک پرتو ایکس در مقایسه با تلسکوپ‌هایی که در محدوده نور مرئی و فرابنفش کار می‌کنند، باعث ایجاد میدان دید باریک‌تر می‌شود.
آینه
استفاده از آینه های اشعه ایکس برای نجوم فراخورشیدی به طور همزمان نیازمند:
- توانایی تعیین جهت اولیه فوتون اشعه ایکس با استفاده از دو مختصات و
- کارایی تشخیص کافی
آینه ها را می توان از فویل سرامیکی یا فلزی ساخت. متداول‌ترین مواد مورد استفاده برای آینه‌های اشعه ایکس در مراتع طلا و ایریدیوم هستند. زاویه بازتاب بحرانی به شدت به انرژی فوتون بستگی دارد. برای طلا و انرژی 1 کو، زاویه بحرانی 3.72 درجه است.
کدگذاری دیافراگم
بسیاری از تلسکوپ های اشعه ایکس از کدگذاری دیافراگم برای تولید تصاویر استفاده می کنند. در این فناوری، ماسکی به شکل شبکه ای از المان های شفاف و مات متناوب به صورت ویژه در جلوی آشکارساز ماتریس (مثلاً ماسک مربعی به شکل ماتریس هادامارد) نصب می شود. این عنصر فوکوس و تصویربرداری وزن کمتری نسبت به سایر اپتیک‌های اشعه ایکس دارد (به همین دلیل اغلب در ماهواره‌ها استفاده می‌شود)، اما برای تولید یک تصویر به پس پردازش بیشتری نیاز دارد.
تلسکوپ ها
Exosat
Exosat دو تلسکوپ پرتو ایکس Wolter I با انرژی کم با قابلیت تصویربرداری دارد. صفحه کانونی قابل نصب است
تلسکوپ های پرتو ایکس سخت
OSO 7 را ببینید OSO 7)در هیئت مدیره هفتمین رصدخانه خورشیدی در مدار(OSO 7) یک تلسکوپ پرتو ایکس با برد سخت بود. مشخصات: محدوده انرژی 7 - 550 کو، میدان دید 6.5 درجه منطقه موثر ~64 سانتی متر مربع
تلسکوپ FILIN
تلسکوپ FILIN نصب شده در ایستگاه سالیوت-4 شامل سه شمارنده متناسب با گاز با مساحت کار کل 450 سانتی متر مربع، محدوده انرژی 2-10 کو و یکی با مساحت کاری 37 سانتی متر مربع، محدوده انرژی 0.2- بود. 2 کو. میدان دید توسط یک کولیماتور شکافی با نصف عرض 3 درجه در 10 درجه محدود شد. این ابزار شامل فتوسل هایی بود که در خارج از ایستگاه به همراه حسگرها نصب شده بودند. ماژول های اندازه گیری و منبع تغذیه در داخل ایستگاه قرار داشتند.
کالیبراسیون حسگرها در برابر منابع زمینی به موازات عملیات پروازی در سه حالت جهت گیری اینرسی، جهت گیری مداری و بررسی انجام شد. داده ها در چهار محدوده انرژی جمع آوری شد: 2-3.1 کو، 3.1-5.9 کو، 5.9-9.6 کو و 2-9.6 کو در آشکارسازهای بزرگ. سنسور کوچک دارای محدود کننده هایی بود که در سطوح 0.2، 0.55، 0.95 کو تنظیم شده بودند.
تلسکوپ سیگما
تلسکوپ پرتو ایکس سخت و تلسکوپ پرتو گامای کم انرژی SIGMA محدوده 35-1300 کو با مساحت موثر 800 سانتی متر مربع و حداکثر میدان دید 5 درجه × 5 درجه را پوشش می دهد. حداکثر وضوح زاویه ای 15 دقیقه قوسی وضوح انرژی - 8٪ در 511 کو. این تلسکوپ با ترکیب دیافراگم کدگذاری و حسگرهای حساس به موقعیت بر اساس اصول دوربین خشم، قادر به تصویربرداری است.
تلسکوپ اشعه ایکس ART-P
تلسکوپ اشعه ایکس متمرکز
تلسکوپ پرتو ایکس باند پهن (BBXRT) توسط شاتل فضایی کلمبیا (STS-35) به عنوان بخشی از محموله ASTRO-1 به مدار پرتاب شد. BBXRT اولین تلسکوپ متمرکزی بود که در محدوده انرژی وسیع 0.3-12 کو با قدرت تفکیک انرژی متوسط 90 eV در 1 کو و 150 eV در 6 کو ولت کار می کرد. دو تلسکوپ هم جهت با یک طیف‌سنج حالت جامد Si(Li) هر کدام (آشکارگرهای A و B)، متشکل از پنج پیکسل. میدان دید کلی 17.4 اینچ قطر و میدان دید پیکسل مرکزی 4 اینچ قطر است. مساحت کل: 765 سانتی متر مربع در 1.5 کو ولت، 300 سانتی متر مربع در 7 کو.
HEAO-2
اولین رصدخانه مداری جهان با آینه هایی با انعکاس چرای فوتون های اشعه ایکس. در سال 1978 راه اندازی شد. مساحت موثر حدود 400 سانتی متر مربع در انرژی 0.25 کو و حدود 30 سانتی متر مربع در انرژی 4 کو است.
چاندرا
XMM-نیوتن
Spectr-RG
XRT در فضاپیمای سوئیفت (ماموریت MIDEX)
لوله تلسکوپ با قطر 508 میلی متر از دو بخش الیاف گرافیت و استرهای سیانید ساخته شده است. لایه بیرونی الیاف گرافیت برای کاهش ضریب طولی انبساط حرارتی طراحی شده است، در حالی که لوله پیچیده داخلی در داخل با یک مانع بخار فویل آلومینیومی پوشانده شده است تا از ورود بخار آب یا آلاینده های اپوکسی به تلسکوپ جلوگیری کند. XRT شامل یک قسمت جلویی است که توسط آینه‌ها احاطه شده است و مجموعه شاتر و واحد ناوبری آسمانی را نگه می‌دارد، و یک قسمت پشتی که دوربین صفحه کانونی و صفحه نوری داخلی را نگه می‌دارد.
ماژول آینه شامل 12 آینه تصادفی Wolter I تو در تو است که بر روی قطعات متقاطع جلو و عقب نصب شده اند. آینه هایی که به صورت غیرفعال گرم می شوند، پوسته های نیکل اندود طلایی با طول 600 میلی متر و قطر 191 تا 300 میلی متر هستند.
تصویرگر اشعه ایکس دارای مساحت موثر 120 سانتی‌متر مربع در 1.15 کیلو ولت، میدان دید 23.6 x 23.6 دقیقه قوسی و وضوح زاویه‌ای (θ) 18 ثانیه قوسی در قطر نیم‌توان (HPD) است. حساسیت آشکارساز 2⋅10-14 erg cm-2 s-1 104 ثانیه است. عملکرد پخش نقطه ای (PSF) آینه - 15 ثانیه قوس HPD در فوکوس (1.5 کیلو ولت). آینه برای PSF یکنواخت‌تر در کل میدان دید کمی تغییر فوکوس می‌کند، که منجر به یک دستگاه PSF 18 ثانیه‌ای قوس می‌شود.
تلسکوپ اشعه ایکس با بروز معمولی
تاریخچه تلسکوپ های اشعه ایکس
اولین تلسکوپ پرتو ایکس برای رصد خورشید مورد استفاده قرار گرفت. اولین تصویر از خورشید در طیف پرتو ایکس در سال 1963 با استفاده از تلسکوپ نصب شده بر روی یک موشک به دست آمد.
همچنین ببینید
یادداشت
- تلسکوپ های اشعه ایکس(انگلیسی) . ناسا (2013). بازبینی شده در 10 اوت 2018.
- هاف اچ. Exosat - رصدخانه جدید پرتو ایکس فراخورشیدی (تعریف نشده) // J Brit Interplan Soc (Space Chronicle).. - 1983. - اوت (جلد 36، شماره 8). - صص 363-367.