Рентгенівський телескоп - телескоппризначений для спостереження віддалених об'єктів в рентгенівському спектрі Для таких телескопів зазвичай потрібно підняти їх над атмосферою Землі, непрозорої для рентгенівських променів. Тому телескопи розміщують на висотних ракетах чи ШСЗ.
Оптична схема
Через велику енергію рентгенівські кванти практично не заломлюються в речовині (отже, важко виготовити лінзи) і не відбиваються при будь-яких кутах падіння, крім самих пологих (близько 90 градусів).
Рентгенівські телескопи можуть використовувати кілька методів фокусування променів. Найчастіше використовуються телескопи Вольтера (з дзеркалами ковзного падіння), кодування апертури і модуляційні коліматори.
Обмежені можливостірентгенівської оптики призводять до більш вузького поля зору порівняно з телескопами, що працюють у діапазонах УФ та видимого світла.
Історія
Часто винахід першого телескопа приписують Гансу Ліппершлею з Голландії, 1570-1619 роки, проте майже, напевно, він не був першовідкривачем. Швидше за все, його заслуга в тому, що він перший зробив новий пристрій телескоп популярним і затребуваним. А також саме він подав у 1608 заявку на патент на пару лінз, розміщений у трубці. Він назвав пристрій підзорною трубою. Однак його патент був відхилений, оскільки його пристрій здався надто простим.
Задовго до нього Томас Діггес, астроном, в 1450 спробував збільшити зірки за допомогою опуклої лінзи і увігнутого дзеркала. Однак у нього не вистачило терпіння доопрацювати пристрій, і напів-винахід незабаром був забутий. Сьогодні Діггеса пам'ятають за опис геліоцентричної системи.
До кінця 1609 невеликі підзорні труби, завдяки Ліппершлею, стали поширені по всій Франції та Італії. У серпні 1609 року Томас Харріот доопрацював і вдосконалив винахід, що дозволило астрономам розглянути кратери та гори на Місяці.
Великий прорив стався коли італійський математик Галілео Галілей дізнався про спробу голландця запатентувати лінзову трубу. Натхненний відкриттям, Галлей вирішив зробити такий прилад для себе. Торішнього серпня 1609 року саме Галілео виготовив перший світі повноцінний телескоп. Спочатку, це була лише зорова труба - комбінація очкових лінз, сьогодні б її назвали рефрактор. До Галілео, швидше за все, мало хто здогадався використати на користь астрономії цю розважальну слухавку. Завдяки приладу, сам Галілей відкрив гори та кратери на Місяці, довів сферичність Місяця, відкрив чотири супутники Юпітера, кільця Сатурна та зробив багато інших корисних відкриттів.
Сьогоднішній людині телескоп Галілео не здасться особливим, будь-яка десятирічна дитина може легко зібрати кращий прилад з використанням сучасних лінз. Але телескоп Галілео був єдиним реальним працездатним телескопом того дня з 20-кртним збільшенням, але з маленьким полем зору, трохи розмитим зображенням та іншими недоліками. Саме Галілео відкрив вік рефрактора в астрономії – 17 століття.
Час та розвиток науки дозволяло створювати потужніші телескопи, які давали бачити набагато більше. Астрономи почали використовувати об'єктиви з великою фокусною відстанню. Самі телескопи перетворилися на великі непідйомні труби за розміром і, звісно, були зручні у використанні. Тоді їм винайшли штативи. Телескопи поступово покращували, доопрацьовували. Однак його максимальний діаметр не перевищував кількох сантиметрів – не вдавалося виготовляти лінзи великого розміру.
До 1656 Христиан Гюйенс зробив телескоп, що збільшує в 100 разів спостережувані об'єкти, розмір його був понад 7 метрів, апертура близько 150 мм. Цей телескоп вже відносять до рівня сучасних аматорських телескопів для початківців. До 1670-х років було збудовано вже 45-метровий телескоп, який ще більше збільшував об'єкти і давав більший кут зору.
Але навіть звичайний вітер міг бути перешкодою для отримання чіткого та якісного зображення. Телескоп став зростати у довжину. Першовідкривачі, намагаючись вичавити максимум із цього приладу, спиралися на відкритий ними оптичний закон- Зменшення хроматичної аберації лінзи відбувається зі збільшенням її фокусної відстані. Щоб усунути хроматичні перешкоди, дослідники робили телескопи неймовірної довжини. Ці труби, які назвали тоді телескопами, досягали 70 метрів у довжину і завдавали безліч незручностей у роботі з ними та налаштуванні їх. Недоліки рефракторів змусили великі уми шукати рішення поліпшення телескопів. Відповідь і новий спосіб було знайдено: збирання та фокусування променів стала проводиться за допомогою увігнутого дзеркала. Рефрактор переродився на рефлектор, що повністю звільнився від хроматизму.
Ця заслуга цілком і повністю належить Ісааку Ньютону, саме він зумів дати нове життятелескопів за допомогою дзеркала. Його перший рефлектор мав діаметр лише чотири сантиметри. А перше дзеркало для телескопа діаметром 30 мм він зробив зі сплаву міді, олова та миш'яку у 1704 році. Зображення стало чітким. До речі, його перший телескоп бережно зберігається в астрономічному музеї Лондона.
Але ще довгий час оптикам не вдавалося робити повноцінні дзеркала для рефлекторів. Роком народження нового типу телескопа прийнято вважати 1720, коли англійці побудували перший функціональний рефлектор діаметром в 15 сантиметрів. То був прорив. У Європі з'явився попит на зручні, майже компактні телескопи в два метри завдовжки. Про 40-метрові труби рефракторів почали забувати.
Дводзеркальна система у телескопі запропонована французом Кассегреном. Реалізувати свою ідею повною мірою Кассегрен не зміг через відсутність технічної можливості винаходу потрібних дзеркал, але його креслення реалізовані. Саме телескопи Ньютона та Кассегрена вважаються першими "сучасними" телескопами, винайденими наприкінці 19 століття. До речі, космічний телескоп Хаббл працює саме за принципом телескопа Кассегрена. А фундаментальний принцип Ньютона із застосуванням одного увігнутого дзеркала використовувався у Спеціальній астрофізичній обсерваторії у Росії з 1974 року. Розквіт рефракторної астрономії стався у 19 столітті, тоді діаметр ахроматичних об'єктивів поступово зростав. Якщо в 1824 діаметр був ще 24 сантиметри, то в 1866 його розмір зріс вдвічі, в 1885 діаметр став становити 76 сантиметрів (Пулковська обсерваторія в Росії), в 1897 винайдений ієркський рефрактор. Можна вважати, що за 75 років лінзовий об'єктив збільшувався зі швидкістю одного сантиметра на рік.
До кінця 18 століття компактні зручні телескопи прийшли на заміну громіздким рефлекторам. Металеві дзеркала теж виявилися не надто практичні - дорогі у виробництві, а також тьмяніють від часу. До 1758 з винаходом двох нових сортів скла: легкого - крон і важкого - флінта, з'явилася можливість створення дволінзових об'єктивів. Чим благополучно і скористався вчений Дж. Доллонд, який виготовив дволінзовий об'єктив, згодом названий доллондовим.
Після винаходу ахроматичних об'єктивів перемога рефрактора була абсолютна, залишалося лише покращувати лінзові телескопи. Про увігнуті дзеркала забули. Відродити їх до життя вдалося руками астрономів-аматорів. Вільям Гершель, англійський музикант, який у 1781 році відкрив планету Уран. Його відкриття був рівним в астрономії з давнину. Причому Уран було відкрито за допомогою невеликого саморобного рефлектора. Успіх спонукав Гершеля розпочати виготовлення рефлекторів більшого розміру. Гершель власноруч у майстерні сплавляв дзеркала з міді та олова. Головна праця його життя – великий телескоп із дзеркалом діаметром 122 см. Це діаметр його найбільшого телескопа. Відкриття не змусили на себе чекати, завдяки цьому телескопу, Гершель відкрив шостий і сьомий супутники планети Сатурн. Інший, що став не менш відомим, астроном-аматор англійський землевласник лорд Рос винайшов рефлектор із дзеркалом з діаметром 182 сантиметри. Завдяки телескопу він відкрив низку невідомих спіральних туманностей. Телескопи Гершеля і Росса мали безліч недоліків. Об'єктиви з дзеркального металу виявилися надто важкими, відбивали лише малу частину світла, що падає на них, і тьмяніли. Був потрібен новий досконалий матеріал для дзеркал. Цим матеріалом виявилося скло. Французький фізик Леон Фуко в 1856 спробував вставити в рефлектор дзеркалом зі срібного скла. І досвід удався. Вже в 90-х роках астроном-аматор з Англії побудував рефлектор для фотографічних спостережень зі скляним дзеркалом 152 сантиметри в діаметрі. Черговий прорив у телескопобудуванні був очевидним.
Цей прорив не обійшовся без участі російських вчених. Я В. Брюс уславився розробкою спеціальних металевих дзеркал для телескопів. Ломоносов і Гершель, незалежно друг від друга, винайшли зовсім нову конструкцію телескопа, у якій головне дзеркало нахиляється без вторинного, зменшуючи втрати світла.
Німецький оптик Фраунгофер поставив на конвеєр виробництво та якість лінз. І сьогодні в Тартуській обсерваторії стоїть телескоп із цілою лінзою Фраунгофера. Але рефрактори німецького оптика також були не без вади – хроматизму.
І лише до кінця 19 століття винайшли новий спосіб виробництва лінз. Скляні поверхні почали обробляти срібною плівкою, яку наносили на скляне дзеркало шляхом дії виноградного цукру на солі азотнокислого срібла. Ці принципово нові лінзи відбивали до 95% світла, на відміну старовинних бронзових лінз, що відбивали всього 60% світла. Л. Фуко створив рефлектори з параболічним дзеркалом, змінюючи форму поверхні дзеркал. Наприкінці 19 століття Кросслей, астроном-аматор, звернув увагу на алюмінієві дзеркала. Куплене ним увігнуте скляне параболічне дзеркало діаметром 91 см одразу було вставлене у телескоп. Сьогодні телескопи з подібними величезними дзеркалами встановлюються у сучасних обсерваторіях. Коли зростання рефрактора сповільнилося, розробка дзеркального телескопа набирала обертів. З 1908 по 1935 роки різні обсерваторії світу спорудили понад півтора десятка рефлекторів з об'єктивом, що перевищує ієркську. Найбільший телескоп встановлений в обсерваторії Моунт-Внльсон, діаметр 256 сантиметрів. І навіть ця межа сучасно скоро перевищена вдвічі. У Каліфорнії змонтовано американський рефлектор-гігант, на сьогодні його вік понад п'ятнадцять років.
Понад 30 років тому 1976 року вчені СРСР побудували 6-метровий телескоп БТА - Великий Азімутальний Телескоп. До кінця 20 століття БРА вважався найбільшим у світі телескопом. Винахідники БТА були новаторами в оригінальних технічних рішеннях, таких як альт-азимутальна установка з комп'ютерним веденням. Сьогодні це нововведення застосовуються практично у всіх телескопах-гігантах. На початку 21 століття БТА відтіснили до другого десятка великих телескопів світу. А поступова деградація дзеркала від часу – на сьогодні його якість впала на 30% від первісного – перетворює його лише на історичну пам'ятку науці.
До нового покоління телескопів відносяться два великі телескопи 10-метрових близнюків KECK I та KECK II для оптичних інфрачервоних спостережень. Вони були встановлені в 1994 та 1996 році в США. Їх зібрали завдяки допомозі фонду У. Кека, на честь якого вони названі. Він надав понад 140 000 доларів на їхнє будівництво. Ці телескопи розміром з восьмиповерховий будинок та вагою понад 300 тонн кожен, але працюють вони з найвищою точністю. Принцип роботи - головне дзеркало діаметром 10 метрів, що складається з 36 шестикутних сегментів, що працюють як одне дзеркало. Встановлено ці телескопи в одному з оптимальних на Землі місць для астрономічних спостережень - на Гаваях, на схилі згаслого вулкана Мануа Кеа заввишки 4 200 м. До 2002 ці два телескопи, розташованих на відстані 85 м один від одного, почали працювати в режимі інтерферометра, даючи такий самий кутовий дозвіл, як 85-метровий телескоп. Історія телескопа пройшла довгий шлях – від італійських склярів до сучасних гігантських телескопів-супутників. Сучасні великі обсерваторії давно комп'ютеризовано. Проте аматорські телескопи та багато апаратів, типу Хаббл, все ще базуються на принципах роботи, винайдених Галілеєм.
Польоти космічних апаратів відкрили перед астрономами небачені раніше можливості, які наземна астрономія ніколи не мала, та й не могла мати. Для вивчення небесних тіл Сонячної системи, нашої Галактики та численних позагалактичних об'єктів, тепер у космос запускаються спеціалізовані астрономічні станції-обсерваторії, оснащені новітніми фізичними приладами. Вони вловлюють невидимі випромінювання, які поглинаються атмосферою і досягають земної поверхні. В результаті стали доступні для досліджень усі види електромагнітного випромінювання, що надходить з космічних глибин. Образно кажучи, якщо раніше ми спостерігали Всесвіт як би в одному, чорно-білому кольорі, то сьогодні він представляється нам у всіх "кольорах" електромагнітного спектру. Але щоб приймати невидимі випромінювання, потрібні спеціальні телескопи. Яким чином і за допомогою чого можна зловити і дослідити промені-невидимки?
При слові "телескоп" у кожного виникає уявлення про астрономічну трубу з лінзами або дзеркалами, тобто уявлення про оптику. Адже донедавна небесні об'єкти вивчали лише за допомогою оптичних інструментів. Але для уловлювання невидимих випромінювань, які дуже відрізняються від видимого оком світла, потрібні спеціальні прийомні пристрої. І зовсім не обов'язково, щоб своїм зовнішнім виглядом вони скидалися на звичний нам телескоп.
Приймачі короткохвильових випромінювань зовсім не схожі на оптичні телескопи. І якщо ми говоримо, наприклад, "рентгенівський телескоп" або "гамма-телескоп", Під такими назвами слід розуміти: приймач рентгенівського випромінювання або приймач гамма-квантів.
Вся трудність прийому короткохвильового випромінювання полягає в тому, що для електромагнітного випромінювання з довжиною хвилі, меншою за 0,2 мікрона звичайні заломлюючі (лінзові) і відбивні (дзеркальні) системи зовсім не придатні.
Так, рентгенівські промені і особливо гамма-кванти настільки енергійні, що вони просто "пробивають" лінзи, виготовлені з будь-яких матеріалів: початковий напрямок руху цих променів і квантів не змінюється. Інакше кажучи, їх не можна сфокусувати! Але як їх досліджувати? Як сконструювати їм телескоп?
Мовою фізиків короткохвильове випромінювання - жорстке випромінювання! А це означає, що фотони рентгенівських та гамма-променів за своїми властивостями схожі на високоенергійні частки космічних променів (альфа-частинки, протони), що приходять до Землі із глибин космосу. Але тоді для реєстрації жорстких квантів, можливо, будуть придатні лічильники частинок, якими користуються вивчення космічних променів? Саме подібні лічильники використовуються як приймальний пристрій у рентгенівських та гамма-телескопах. Щоб дізнатися, звідки надходить рентгенівське випромінювання, лічильник укладають у масивний металевий тубус. А якщо лічильник покривати ще плівками різного складу, то різні лічильники будуть приймати кванти різної жорсткості. Виходить своєрідний рентгенівський спектрограф, що дозволяє виявити склад рентгенівського випромінювання.
Але такий телескоп ще недосконалий. Головний його недолік - занадто мала роздільна здатність. Лічильник наголошує на випромінюванні, що потрапляє в тубус. А воно надходить із кількох квадратних градусів неба, де у звичайний телескоп видно тисячі зірок. Які з них випромінюють рентгенівське проміння? Дізнатися про це вдається не завжди. І все ж таки за допомогою рентгенівських і гамма-телескопів, що працюють на космічних орбітальних станціях, вже сьогодні видобуто багато цікавих відомостей про джерела невидимого короткохвильового випромінювання.
Одним із таких джерел є наше Сонце. Ще 1948 року за допомогою фотопластинок, піднятих ракетою "Фау-2" на висоту близько 160 км (США, Морська лабораторія), було відкрито рентгенівське випромінювання великого світила. А 1962 року, замінивши фотопластинку лічильником Гейгера, астрономи виявили друге рентгенівське джерело вже далеко за межами Сонячної системи. Це яскраве рентгенівське джерело в сузір'ї Скорпіона, що отримало назву Скорпіон Х-1. Третім об'єктом рентгенівської астрономії в 1963 стала знаменита Крабовидна туманність в сузір'ї Тельця - Телець Х-1.
Найбільш важливим етапом у розвитку рентгенівської астрономії були запуски першого у світі американського рентгенівського супутника "Ухуру" у 1970 році та першого рентгенівського телескопа-рефлектора "Ейнштейн" у 1978 році. З їх допомогою було відкрито рентгенівські подвійні зірки, рентгенівські пульсари, активні ядра галактик та інші джерела рентгенівського випромінювання.
На даний момент на зоряному небі відомі тисячі джерел рентгенівського випромінювання. Загалом рентгенівським телескопам доступно близько мільйона таких джерел, тобто стільки, скільки кращим радіотелескопам. Як виглядає рентгенівське небо?
У рентгенівських променях Всесвіт представляється зовсім інший, ніж він помітний в оптичні телескопи. З одного боку, спостерігається збільшення концентрації яскравих джерел випромінювання з наближенням до середньої площини. Чумацького Шляху– вони належать нашій Галактиці. З іншого боку - рівномірний розподіл численних позагалактичних рентгенівських джерел по всьому небу. Багато небесних тіл, що прикрашають небо Землі, - Місяць і планети - в рентгенівських променях не видно.
Гамма-астрономіятеж народилася разом із ракетною технікою. Як відомо, космічне гамма-випромінювання виникає внаслідок фізичних процесів, у яких беруть участь частки високих енергій,- процесів, які усередині атомних ядер. Однак найінтенсивнішим джерелом гамма-квантів є процес анігіляціїтобто взаємодії частинок і античасток (наприклад, електронів і позитронів), що супроводжується перетворенням матерії (часток) на жорстке випромінювання. Отже, вивчаючи гамма-кванти, астрофізик може стати одного разу свідком взаємодії з тілами нашого звичайного світу тіл теоретично можливого антисвіту, що складаються виключно з антиречовини.
У нашій Галактиці дифузне (розсіяне) гамма-випромінювання зосереджено головним чином галактичному диску; воно посилюється у напрямку до центру Галактики. Крім того, виявлені дискретні (точкові) гамма-джерела, такі як Краб (Крабоподібна туманність у Тельці), Геркулес Х-1, Гемінга (у сузір'ї Близнюків) та деякі інші. Сотні дискретних джерел позагалактичного гамма-випромінювання розкидані буквально по всьому небу. Вдалося прийняти гамма-випромінювання, що виходить із активних областей Сонця під час сонячних спалахів.
На кордоні з видимим спектром, ліворуч від фіолетових променів, розташовується невидиме ультрафіолетове випромінювання. Починаючи з хвилі 0,29 мікрона, земна атмосфера повністю поглинає космічний ультрафіолет, мабуть, "на найцікавішому місці".
З початком космічних досліджень стали проводитись спостереження також в ультрафіолетовому інтервалі довжин хвиль. 23 березня 1983 року у нашій країні високоеліптичну навколоземну орбіту (висота в перигеї 2000 км, в апогеї 200 тис. км) було запущено астрономічна станція " Астрон " . Це була перша вітчизняна станція, забезпечена апаратурою для рентгенівських та ультрафіолетових спостережень.
Тепер прилади, що фіксують ультрафіолетові промені, встановлюють на багатьох космічних апаратах. І якби ми могли подивитися на зоряне небо через "ультрафіолетові окуляри", то воно стало б для нас абсолютно невпізнанним, як, втім, і в інших невидимих променях спектра. Так, наприклад, для жителів Північної півкулі Землі особливо виділялася на небі зірка дзета Оріона - найлівіше світило в його "поясі". Надзвичайно яскравими виглядали б і деякі інші зірки, особливо гарячі.
Дивує те, що на ультрафіолетовому небі багато величезних туманностей, що яскраво світяться. Знаменита туманність Оріона, яку у вигляді крихітної туманної цятки насилу розрізняє око, зайняла б все сузір'я "небесного мисливця". Величезна ультрафіолетова туманність огортає головну зірку сузір'я Діви - сяючу Спіку. Ця туманність дуже яскрава та майже кругла. Її видимий діаметр приблизно в 50 разів більший за видимий діаметр повного Місяця. А ось сама Спіка простим оком не видно: її ультрафіолетове випромінювання виявилося дуже слабким.
У діапазоні хвиль довжиною від 22 мікронів до 1 мм (праворуч від червоних променів видимого спектру) земна атмосфера сильно поглинає інфрачервоне (теплове) випромінюваннянебесних тіл. До того ж повітря є джерелом теплових променів, що заважає спостереженням в інфрачервоному інтервалі довжин хвиль. Обійти ці перешкоди вдалося лише тоді, коли приймачі інфрачервоного випромінювання почали розміщувати поза атмосфери - на космічних апаратах.
Інфрачервона техніка дозволила отримати найточніші дані про рельєф планет, відкрила перед дослідниками Всесвіту пилову завісу, що приховувала від людських поглядів ядро нашої Галактики, допомогла астрофізикам заглянути в зіркові "колиски" - газопилові туманності і "доторкнутися", до тай.
Таким чином, винесення астрофізичних приладів у космос відкрив перед астрономією нові горизонти: почала створюватися ультрафіолетова, рентгенівська та інфрачервона астрономія, а в 70-х роках почалися спостереження у гамма-діапазоні. Сьогодні дослідники Всесвіту мають можливість здійснювати огляд піднебіння практично у всьому діапазоні електромагнітного спектру - від надкоротких гамма-променів до наддовгих радіохвиль. Астрономія стала наукою всехвильовою. Зібрані з космічних "полів" багаті наукові "жнива" викликали справжній переворот в астрофізиці та переосмислення наших уявлень про Великий Всесвіт.
Основне призначення телескопів - зібрати якнайбільше випромінювання від небесного тіла. Це дозволяє бачити неяскраві об'єкти. У другу чергу телескопи є для розгляду об'єктів під великим кутом або, як кажуть, для збільшення. Роздільна здатність дрібних деталей – третє призначення телескопів. Кількість збираного ними світла і доступна роздільна здатність деталей сильно залежить від площі головної деталі телескопа - його об'єктиву. Об'єктиви бувають дзеркальними та лінзовими.
Лінзові телескопи.
Лінзи так чи інакше завжди використовуються в телескопі. Але телескопах-рефракторах лінзою є головна деталь телескопа – його об'єктив. Згадаймо, що рефракція – це заломлення. Лінзовий об'єктив заломлює промені світла, і збирає в точці, іменованої фокусом об'єктива. У цьому точці будується зображення об'єкта вивчення. Щоб його розглянути, використовують другу лінзу – окуляр. Вона розміщується так, щоб фокуси окуляра та об'єктива збігалися. Оскільки зір у людей різний, то окуляр роблять рухливим, щоб було можливо досягти чіткого зображення. Ми це називаємо налаштуванням різкості. Всі телескопи мають неприємні особливості - аберації. Аберації – це спотворення, які виходять під час проходження світла через оптичну систему телескопа. Головні аберації пов'язані з неідеальністю об'єктиву. Лінзові телескопи (та й телескопи взагалі) грішать кількома абераціями. Назвемо лише дві з них. Перша пов'язана з тим, що промені різних довжин хвиль переломлюються трохи по-різному. Через це для синіх променів існує один фокус, а для червоних – інший, розташований далі від об'єктива. Промені інших довжин хвиль збираються кожен у своєму місці між цими двома фокусами. В результаті ми бачимо забарвлені у веселку зображення об'єктів. Така аберація називається хроматичною. Другою сильною аберацією є сферична аберація. Вона пов'язана з тим, що об'єктив, поверхнею якого є частина сфери, насправді не збирає всі промені в одній точці. Промені, що йдуть на різних відстанях від центру об'єктива, збираються в різних точках, через що зображення виходить нечітким. Цій аберації не було б, якби об'єктив мав поверхню параболоїда, але таку деталь складно виготовити. Щоб зменшити аберації, виготовляють складні, зовсім не дволінзові системи. Додаткові частини вводяться для виправлення аберації об'єктива. Давно тримає першість серед лінзових телескопів - телескоп Йєркської обсерваторії з об'єктивом 102 сантиметри діаметром.
Дзеркальні телескопи.
У простих дзеркальних телескопів, телескопів-рефлекторів, об'єктив - це сферичне дзеркало, яке збирає світлові промені та відбиває їх за допомогою додаткового дзеркала у бік окуляра - лінзи, у фокусі якої будується зображення. Рефлекс – це відбиток. Дзеркальні телескопи не грішать хроматичною аберацією, оскільки світло в об'єктиві не заломлюється. Натомість у рефлекторів сильніше виражена сферична аберація, яка, до речі, сильно обмежує поле зору телескопа. У дзеркальних телескопах також використовуються складні конструкції, поверхні дзеркал, відмінні від сферичних та інше.
Дзеркальні телескопи виготовлятимуть легше та дешевше. Саме тому їх виробництво останні десятиліття бурхливо розвивається, тоді як нових великих лінзових телескопів вже дуже давно не роблять. Найбільший дзеркальний телескоп має складний об'єктив із кількох дзеркал, еквівалентний цілому дзеркалу діаметром 11 метрів. Найбільший монолітний дзеркальний об'єктив має розмір трохи більше 8 метрів. Найбільшим оптичним телескопом Росії є 6-ти метровий дзеркальний телескоп БТА (Великий Азімутальний Телескоп). Телескоп довгий час був найбільшим у світі.
Характеристики телескопів
Збільшення телескопа. Збільшення телескопа дорівнює відношенню фокусних відстаней об'єктива та окуляра. Якщо, скажімо, фокусна відстань об'єктива два метри, а окуляри – 5 см, то збільшення такого телескопа буде 40 разів. Якщо поміняти окуляр, можна змінити збільшення. Так астрономи і роблять, адже не міняти ж справді величезний об'єктив?!
Вихідна зіниця. Зображення, яке будує окуляр для ока, може в загальному випадку бути як більше очної зіниці, так і менше. Якщо зображення більше, частина світла в око не потрапить, тим самим, телескоп буде використовуватися не на всі 100%. Це зображення називають вихідною зіницею і розраховують за формулою: p=D:W, де p – вихідна зіниця, D – діаметр об'єктива, а W – збільшення телескопа з цим окуляром. Якщо прийняти розмір очної зіниці рівним 5 мм, легко розрахувати мінімальне збільшення, яке розумно використовувати з даним об'єктивом телескопа. Отримаємо цю межу для об'єктива в 15 см: 30 крат.
Дозвіл телескопів
Зважаючи на те, що світло – це хвиля, а хвилях властиве не тільки заломлення, а й дифракція, ніякий навіть найдосконаліший телескоп не дає зображення точкової зірки у вигляді крапки. Ідеальне зображення зірки виглядає як диск з кількома концентричними (із загальним центром) кільцями, які називають дифракційними. Розміром дифракційного диска обмежується роздільна здатність телескопа. Все, що закриває собою цей диск, на цей телескоп не побачиш. Кутовий розмір дифракційного диска в секундах дуги для даного телескопа визначається простого співвідношення: r=14/D, де діаметр D об'єктива вимірюється в сантиметрах. Згаданий трохи вище п'ятнадцятисантиметровий телескоп має граничну роздільну здатність трохи менше секунди. З формули випливає, що роздільна здатність телескопа повністю залежить від діаметра його об'єктиву. Ось ще одна причина будівництва якомога грандіозніших телескопів.
Відносний отвір. Відношення діаметра об'єктива до його фокусної відстані називається відносним отвором. Цей параметр визначає світлосилу телескопа, тобто грубо кажучи, його здатність відображати об'єкти яскравими. Об'єктиви з відносним отвором 1:2 – 1:6 називають світлосильними. Їх використовують для фотографування слабких за яскравістю об'єктів, таких як туманності.
Телескоп без ока.
Однією з найненадійніших деталей телескопа завжди було око спостерігача. У кожної людини – своє око, зі своїми особливостями. Одне око бачить більше, інше – менше. Кожне око по-різному бачить кольори. Око людини та її пам'ять неспроможні зберегти всю картину, запропоновану споглядання телескопом. Тому, щойно стало можливим, астрономи почали замінювати око приладами. Якщо під'єднати камеру замість окуляра, то зображення, яке отримується об'єктивом, можна відобразити на фотопластині або фотоплівці. Фотопластина здатна накопичувати світлове випромінювання, і в цьому її незаперечна та важлива перевага перед людським оком. Фотографії з великою витримкою здатні відобразити незрівнянно більше, ніж під силу розглянути людині той самий телескоп. Ну і звичайно, фотографія залишиться як документ, до якого неодноразово можна буде звернутися. Ще сучаснішим засобом є ПЗЗ - камери з полярно-зарядним зв'язком. Це світлочутливі мікросхеми, які підмінюють собою фотопластину і передають накопичену інформацію на ЕОМ, після чого можуть робити новий знімок. Спектри зірок та інших об'єктів досліджуються за допомогою приєднаних до телескопа спектрографів та спектрометрів. Жодне око не здатне так чітко розрізняти кольори та вимірювати відстані між лініями в спектрі, як це з легкістю роблять названі прилади, які ще й збережуть зображення спектра та його характеристики для подальших досліджень. Зрештою, жодна людина не зможе подивитися одним оком у два телескопи одночасно. Сучасні системи з двох і більше телескопів, об'єднаних однією ЕОМ і рознесених, часом на відстані в десятки метрів, дозволяють досягти високих дозволів. Такі системи називають інтерферометр. Приклад системи із 4-х телескопів - VLT. Цілих чотири види телескопів ми об'єднали в один підрозділ невипадково. Земна атмосфера пропускає відповідні довжини електромагнітних хвиль неохоче, тому телескопи вивчення неба у цих діапазонах прагнуть винести у космос. Саме з розвитком космонавтики безпосередньо пов'язаний розвиток ультрафіолетової, рентгенівської, гамма та інфрачервоної галузей астрономії.
Радіотелескопи.
Як об'єктив радіотелескопа найчастіше виступає металева чаша параболоїдної форми. Зібраний нею сигнал приймається антеною, що у фокусі об'єктива. Антена пов'язана з ЕОМ, яка зазвичай і обробляє всю інформацію, будуючи зображення в умовних кольорах. Радіотелескоп, як і радіоприймач, здатний одночасно приймати лише якусь довжину хвилі. У книзі Б. А. Воронцова-Вельяминова «Нариси про Всесвіт» є дуже цікава ілюстрація, пов'язана з предметом нашої розмови. В одній обсерваторії гостям пропонували підійти до столу та взяти з нього аркуш паперу. Людина брав листок і на звороті читав приблизно таке: «Взявши цей листок паперу, Ви витратили більше енергії, ніж прийняли радіотелескопи світу за весь час існування радіоастрономії». Якщо Ви ознайомилися з цим розділом (а слід було б), то Ви, мабуть, пам'ятаєте, що радіохвилі мають найбільші довжини хвиль серед усіх видів електромагнітного випромінювання. Це означає, що відповідні радіохвилі фотони переносять зовсім небагато енергії. Щоб зібрати прийнятну кількість інформації про світила у радіопроменях, астрономи будують величезні за розмірами телескопи. Сотні метрів – ось той не такий уже дивовижний рубіж для діаметрів об'єктивів, який досягнуто сучасною наукою. На щастя, у світі все взаємопов'язане. Будівництво гігантських радіотелескопів не супроводжується тими самими складнощами у обробці поверхні об'єктива, які неминучі під час будівництва оптичних телескопів. Допустимі похибки поверхні пропорційні довжині хвилі, тому часом металеві чаші радіотелескопів являють собою не гладку поверхню, а просто грати, і на якості прийому це ніяк не позначається. Велика довжина хвилі дозволяє будувати грандіозні системи інтерферометрів. Часом у таких проектах беруть участь телескопи різних континентів. Проекти мають інтерферометри космічних масштабів. Якщо вони здійсняться, радіоастрономія досягне небачених меж у вирішенні небесних об'єктів. Крім збору енергії, що випромінюється небесними тілами, радіотелескопам доступне «підсвічування» поверхні тіл Сонячної системи радіопроменями. Сигнал, надісланий, скажімо з Землі на Місяць, відобразиться від поверхні нашого супутника і буде прийнятий тим самим телескопом, що й посилав сигнал. Цей метод досліджень називається радіолокацією. За допомогою радіолокації можна багато дізнатися. Вперше астрономи дізналися про те, що Меркурій обертається довкола своєї осі саме у такий спосіб. Відстань до об'єктів, швидкість їх руху та обертання, їх рельєф, деякі дані про хімічний склад поверхні – ось ті важливі відомості, які під силу з'ясувати методами радіолокації. Найграндіозніший приклад таких досліджень – повне картографування поверхні Венери, проведене АМС «Магеллан» на стику 80-х та 90-х років. Як Ви, можливо, знаєте, ця планета ховає від людського ока свою поверхню за щільною атмосферою. Радіохвилі ж безперешкодно проходять крізь хмари. Тепер ми знаємо про рельєф Венери краще, ніж про рельєф Землі (!), адже на Землі покривало океанів заважає проводити вивчення більшої частини твердої поверхні нашої планети. На жаль, швидкість поширення радіохвиль велика, але не безмежна. До того ж, з віддаленістю радіотелескопа від об'єкта зростає розсіювання надісланого і відбитого сигналу. На дистанції Юпітер-Земля сигнал прийняти вже складно. Радіолокація – за астрономічними мірками, зброя ближнього бою.
Рентгенівські промені - діапазон електромагнітного випромінювання з довжиною хвилі від 0,01 до 10 нм, проміжний між ультрафіолетовим діапазоном та гамма-променями. Оскільки фотони цього діапазону мають велику енергію, вони характеризуються високою іонізуючою та проникною здатністю, що визначає сферу їх практичного використання. Ці властивості роблять їх дуже небезпечними для живих організмів. Від рентгенівських променів, що надходять з космосу, нас захищає земна атмосфера. Однак з точки зору астрономів вони становлять особливий інтерес, оскільки несуть важливу інформацію про речовину, розігріту до надвисоких температур (порядку мільйонів кельвінів), і процеси, що ведуть до такого розігріву.
Як і у випадку УФ-діапазону, перші спроби сфотографувати небесну сферу в рентгенівському спектрі були зроблені обладнанням, встановленим на висотних геофізичних ракетах. Головна проблема тут полягала в тому, що «звичайні» методи фокусування – за допомогою лінз чи увігнутих дзеркал – для високоенергетичних променів неприйнятні, тому доводиться застосовувати складну технологію «ковзного падіння». Такі фокусуючі системи мають значно більші маси та габарити, ніж оптичні інструменти, і мали з'явитися досить потужні ракети-носії, щоб рентгенівські телескопи нарешті вийшли на навколоземні орбіти.
Першою такою вдалою спробою став американський супутник Uhuru (Explorer 42), який пропрацював з 1970 по 1973. друга з них, виведена на орбіту 13 листопада 1978, отримала ім'я Альберта Ейнштейна. Японія 21 лютого 1979 р. запустила апарат «Хакучо» (CORSA-b), який спостерігав «рентгенівське небо» до 1985 р. Понад вісім років – з 1993 до 2001 р. – функціонував другий японський високоенергетичний телескоп ASCA (ASTRO-D). Європейське космічне агентство "відзначилося" у цьому напрямку супутниками EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite, 1983-1986) та BeppoSAX (1996-2003). На початку 2012 р. припинено експлуатацію одного з «космічних довгожителів» - орбітального телескопа Rossi X-ray Timing Explorer, запущеного 30 грудня 1995 р.
Третій із «Великої четвірки»
Рентгенівський телескоп Chandra, доставлений на орбіту 23 липня 1999 р. на борту багаторазового корабля Columbia (місія STS-93), став третьою з чотирьох великих обсерваторій NASA, запущених у період з 1990 по 2003 р. Назву він отримав на честь американського фізика індійського походження Субраманіяна Чандрасекара.
Геоцентрична орбіта з висотою апогею 139 тис. км і перигеєм близько 16 тис. км дозволяє проводити безперервні сеанси спостережень тривалістю до 55 годин, що значно більше в порівнянні з аналогічним показником для низькоорбітальних супутників Землі. Вибір орбіти пов'язаний також із тим, що рентгенівське випромінювання помітно поглинається навіть розрідженими газами, які у найвищих шарах земної атмосфери - на висотах, де працює більшість штучних супутників. Період обігу становить 64,2 години, причому 85% цього часу Chandra проводить поза межами радіаційних поясів Землі. Недоліком такої орбіти є, зокрема, неможливість відправлення до телескопу ремонтної бригади (як це неодноразово робилося у разі обсерваторії Hubble).
 |
|
ТЕХНІЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ТЕЛЕСКОПУ ЧАНДРА
> Маса: 4620 кг ОСНОВНІ НАУКОВІ ЗАВДАННЯ: > Дослідження чорних дірок у центрах галактик |
| КОСМІЧНІ ТЕЛЕСКОПИ |
Рентгенівський телескоп має досить тонку спеціалізацію. Він призначений для спостережень випромінювання дуже гарячих об'єктів Всесвіту - таких, як зірки, що вибухають, галактичні кластери, речовина в околицях чорних дірок. Однак він може реєструвати і високоенергетичне випромінювання, що виникає тим чи іншим чином в атмосферах та поверхнях різних тіл Сонячної системи. Спочатку планувалося, що Chandra пропрацює в космосі 5 років, але з урахуванням хорошого стану бортових систем його експлуатація вже кілька разів продовжувалась (останній раз – у 2012 р.).
Перше спостереження телескопа
Галактичні залишки спалахів наднових є джерелом найціннішої інформації про Всесвіт, свідченням чого можуть бути результати аналізу спостережень телескопа Chandra. Зокрема, з його допомогою було деталізовано структуру залишку Кассіопея А, створено карту всіх вхідних та вихідних потоків речовини та ударних хвиль, просторово розділено закінчення міжзоряної та навколозоряної матерії до моменту вибуху Наднової, локалізовано області прискорення космічних променів. Не менш важливим результатом стала надійна реєстрація сильних широких ліній випромінювання залишку в режимі спектроскопії надвисокого просторового дозволу та картування розподілу елементів від вуглецю до заліза у викидах речовини. Визначений із цих спостережень вік залишку дорівнює приблизно 140 років, що майже збігається з оцінками, зробленими іншими методами. Порівняння вікових груп і лінійних розмірів залишків інших наднових продемонструвало здатність телескопа Chandra вимірювати швидкість їхнього радіального розширення практично в мікромасштабах: наприклад, за 22 роки розмір залишку Наднової SN 1987А у Великому Магеллановому Хмарі6 змінився лише на 4 кутових секунди.
Туманність, «підживлювана» пульсаром
Багато астрономів відзначають, що однією з найбільш вражаючих переваг телескопа Chandra є його здатність досліджувати тонку структуру про плеріонів (Pulsar Wind Nebulae - PWN) - туманностей, «підживлюваних» речовиною пульсара, особливістю яких є надзвичайно малі розміри - порядку кількох кутових секунд. Особливо досяг Chandra у вивченні такого об'єкта в сузір'ї Паруса - пульсара Vela. На даний момент це найбільш досліджений плеріон.
Знімок компактної туманності навколо пульсара в сузір'ї Паруса, зроблений телескопом Chandra, демонструє цікаву структуру, що складається з двох дугоподібних ударних хвиль. Вони утворилися при зіткненні хмари газу, що оточує пульсар, з речовиною туманності під час його руху крізь неї. Джети, що випускаються пульсаром, видно як яскраві прямі відрізки, перпендикулярні до дуг. Їхній напрямок практично збігається з напрямком руху надщільного об'єкта. Вважається, що вони виникають завдяки його обертанню, а також взаємодії речовини з потужними електричними та магнітними полями на його околицях.
 |
| Зміни форми та яскравості джетів. |
| КОСМІЧНІ ТЕЛЕСКОПИ |
Повторне фотографування пульсара Vela рентгенівською обсерваторією Chandra виявило помітні зміни форми та яскравості джетів на порівняно коротких відрізках часу. Тут представлено чотири із 13 його зображень, отриманих протягом двох з половиною років. Довжина джетів досягає половини світлового року (близько 5 трлн км), а їх ширина залишається практично постійною на всьому протязі і не перевищує 200 млрд км, що можна пояснити наявністю в них магнітного поля, що «утримує». Швидкість речовини, що викидається пульсаром, дорівнює майже половині швидкості світла. У таких релятивістських потоках заряджених частинок мають виникати нестабільності, які вже спостерігалися в експериментах на спеціальних прискорювачах. Наразі їх вдалося зареєструвати на прикладі реального астрофізичного об'єкта. Рентгенівське випромінювання у разі виникає при взаємодії надшвидких електронів і позитронів з магнітними силовими лініями.
Схожу нестабільність вчені очікують виявити у джетів, що випускаються надмасивними чорними дірками в центрах галактик, проте її тимчасовий масштаб має бути набагато більшим (близько сотень і тисяч років).
Крабовидна туманність (Ml) - залишок одного з найяскравіших спалахів Наднової в історії людства, що спостерігалася в 1054 р. Інформація про неї міститься в японських, китайських, а також деяких арабських хроніках.
|
1. Молоді сонцеподібні зірки.Тривалі спостереження зоряних скупчень у Туманності Оріону (М42) показали, що молоді зірки сонячних мас, що мають вік від 1 до 10 млн років, демонструють великомасштабну спалахову активність, особливо помітну в рентгенівському діапазоні, при цьому частота спалахів та їх енергетика майже на порядок перевищують подібного роду, що спостерігаються на нашому Сонці, вік якого близький до 4,6 млрд років. Це може суттєво впливати на формування планет та зон проживання навколо таких зірок. 2. Наднові та залишки наднових.Зображення та спектри наднових, отримані телескопом Chandra, дозволили вивчити динаміку ударних хвиль, що генеруються вибухами масивних зірока також механізми прискорення електронів і протонів до навколосвітлових швидкостей, визначити кількість та розподіл важких елементів, що утворюються при спалахах, та дослідити механізми самих спалахів. 3. Кільця навколо пульсарів та Джети.Отримані телескопом Chandra зображення Крабовидної туманності та інших залишків наднових демонструють дивовижної краси кільця та джети - викиди високоенергетичних частинок, що випромінюються нейтронними зірками, що швидко обертаються. Це свідчить про те, що вони можуть бути потужними генераторами таких частинок. 4. Чорні дірки зоряних мас.Відкриття двох чорних дірок (ЧД), маси яких перевищують 15 мас Сонця, послужило відправним пунктом для перегляду уявлень про можливі механізми їхньої еволюції. 5. Стрілець А* - чорна дірка у центрі Чумацького шляху.Телескоп Chandra виміряв енергетичний вихід та темпи зменшення кількості речовини в радіоджерелі Sagittarius А* - надмасивної чорної дірки, розташованої в центрі нашої Галактики (у напрямку сузір'я Стрільця). Ці дані дозволили астрономам зробити висновок, що сучасний низький рівень її активності не є прямим наслідком відсутності запасів палива в її околицях. 6. Подвійні чорні дірки.В одній галактиці Chandra відкрив дві надмасивні чорні дірки, які, за розрахунками, незабаром зіллються. Не виключено, що саме таким чином зростають ЧД у центрах галактик. 7. Чорні дірки, що викидають речовину.Отримані телескопом Chandra зображення скупченні галактик надають спостерігачам драматичні свідчення довготривалої вибухової активності, що повторюється, пов'язаної з надмасивними ЧД, що обертаються. Ця активність має наслідком високоефективну конверсію гравітаційної енергії речовини, що випадає на ЧД, в потоки високоенергетичних частинок. Таким чином, чорні діри з поглиначів стають потужними джерелами енергії, за рахунок чого відіграють ключову роль в еволюції масивних галактик. 8. «Перепис» чорних дірок.При обробці результатів спостережень у рамках програми Chandra Deep Field було відкрито сотні надмасивних ЧД, акреційні диски на околицях яких при обертанні випускають рентгенівські промені. Існуванням цих джерел можна пояснити практично все дифузне рентгенівське «сяйво» неба, виявлене понад 40 років тому і лише в наші дні отримав адекватне пояснення. «Перепис» надмасивних ЧД дає уявлення про час формування цих об'єктів та про їхню еволюцію. Фахівці також говорять про можливе відкриття так званих «чорних дірок проміжних мас» – фактично нової категорії об'єктів цього класу. 9. Темна матерія.Результати спостережень скупчення «Куля» та інших галактичних скупчень, проведених телескопом Chandra разом із кількома оптичними телескопами, стали безперечним доказом те, що більшість речовини у Всесвіті перебуває у вигляді темної матерії. Її наявність проявляється у вигляді гравітаційного на «нормальну» матерію - електрони, протони і нейтрони, у тому числі складаються «звичні» атоми. Однак пряме детектування цієї компоненти світобудови неможливо (принаймні, в наш час). Проведені оглядові дослідження багатьох скупчень галактик підтвердили, що Всесвіт містить у п'ять разів більше темної матерії, ніж «звичайної». 10. Темна енергія.Отримані телескопом Chandra наглядові дані про швидкість зростання скупчень галактик показали, що розширення Всесвіту прискорюється - головним чином через переважання в просторі субстанції, що отримала назву "темна енергія". Це незалежне підтвердження відкриття, зробленого завдяки аналізу оптичних спостережень віддалених наднових, унеможливлює будь-які альтернативи Загальної Теорії Відносності та посилює обмеження на природу темної енергії. З інших наукових досягнень найбільш успішного рентгенівського телескопа необхідно відзначити проведення детальних спектральних досліджень активності надмасивних чорних дірок у центрах галактик (у тому числі виявлення надмасивних ЧД удвічі активніших у порівнянні з більш ранніми оцінками), нові дані про процеси формування скупчень галактик та їх еволюції, а також створення загального каталогу Chandra Source Catalog (CSC), що містить понад 250 тис. рентгенівських джерел на 1% загальної площі неба та використовує дані 10 тис. окремих спостережень безлічі джерел різних типів (зірок у безпосередній близькості до центру Чумацького Шляху, галактичних та позагалактичних) рентгенівських подвійних, ядер активних галактик та ін.). |
| ТОП-10 НАУКОВИХ ДОСЯГНЕНЬ ЧАНДРА |
Через 900 з лишком років після спалаху яскравої Наднової в сузір'ї Тельця на її місці видно газову туманність, що розширюється, в центрі якої знаходиться надщільна нейтронна зірка - пульсар. Він продовжує випромінювати енергію та випускати потоки високоенергетичних частинок. Незважаючи на те, що побачити його можна лише у великі телескопи, сумарне енерговиділення цього об'єкта у 100 тис. разів перевищує потужність випромінювання Сонця.
Високоенергетичні електрони, що випускають рентгенівські промені, втрачають енергію швидше і не встигають «відлетіти» далеко від центру туманності, звідки вони були викинуті, тому видимий розмір області випромінює більш довгохвильовому діапазоні, значно більше плеріону, сфотографованого телескопом Chandra.
Моніторинг Крабовидної туманності наземними і космічними інструментами ведеться майже завжди, крім періодів часу, коли неподалік неї на небі знаходиться Сонце. Цей об'єкт без перебільшення можна назвати однією з найбільш вивчених небесних пам'яток.
Рентгенівський телескоп(англ. X-ray telescope, XRT) - телескоп, призначений для спостереження віддалених об'єктів у рентгенівському спектрі. Для таких телескопів зазвичай потрібно підняти їх над атмосферою Землі, непрозорої для рентгенівських променів. Тому телескопи розміщують на висотних ракетах чи штучних супутниках Землі.
Оптична схема
Через велику енергію рентгенівські кванти практично не заломлюються в речовині (отже, важко виготовити лінзи) і не відбиваються при будь-яких кутах падіння, крім найпологих (88-89 градусів до нормалі).
Рентгенівські телескопи можуть використовувати кілька методів фокусування променів. Найчастіше використовуються телескопи Вольтера (з дзеркалами ковзного падіння), кодування апертури і модуляційні коліматори. Обмежені можливості рентгенівської оптики призводять до більш вузького поля зору порівняно з телескопами, що працюють у діапазонах УФ та видимого світла.
Дзеркала
Використання рентгенівських дзеркал для позасонячної астрономії вимагає одночасно:
- можливість визначити вихідний напрямок рентгенівського фотона за двома координатами та
- достатню ефективність детектування.
Дзеркала можуть бути виготовлені з кераміки чи металевої фольги. Найчастіше для рентгенівських дзеркал ковзного падіння використовуються золото та іридій. Критичний кут відбиття сильно залежить від енергії фотонів. Для золота та енергії в 1 кеВ, критичний кут становить 3,72°.
Кодування апертури
Багато рентгенівських телескопів використовують кодування апертури для отримання зображень. У цій технології перед матричним детектором встановлюється маска у вигляді решітки з прозорих і непрозорих елементів, що особливим чином чергуються (наприклад, квадратна маска у вигляді матриці Адамара). Даний елемент для фокусування та отримання зображень важить менше, ніж інші варіанти рентгенівської оптики (тому часто використовується на супутниках), але при цьому вимагає більшої обробки для отримання зображення.
Телескопи
Exosat
На борту Exosat розміщено два низькоенергетичні рентгенівські телескопи типу Wolter I з можливістю отримання зображень. У фокальній площині можуть бути встановлені
Телескопи жорсткого рентгенівського діапазону
Див. OSO 7 (англ. OSO 7)На борту Сьомий орбітальної сонячної обсерваторії(OSO 7) був рентгенівський телескоп жорсткого діапазону. Характеристики: діапазон енергій 7 - 550 кеВ, поле зору 6,5 ° ефективна площа ~64 см ²
Телескоп Філін
Телескоп Філін, встановлений на станції Салют-4, складався з трьох газових пропорційних лічильників із загальною робочою площею 450 см², діапазон енергій 2-10 кеВ, і одного з робочою площею 37 см², діапазон енергій 0,2-2 кеВ. Поле зору було обмежено щілинним коліматором напівшириною 3 x 10 °. Інструменти включали фотоелементи, змонтовані поза станцією разом із датчиками. Вимірювальні модулі та живлення були розташовані всередині станції.
Калібрування датчиків за наземними джерелами проводилося паралельно з польотними операціями у трьох режимах: інерційна орієнтація, орбітальна орієнтація та огляд. Дані збиралися в чотирьох енергетичних діапазонах: 2-3,1 кеВ, 3,1-5,9 кеВ, 5,9-9,6 кеВ та 2-9,6 кеВ на великих детекторах. Малий датчик мав обмежувачі, що встановлюються на рівні 0,2, 0,55, 0,95 кеВ.
Телескоп SIGMA
Телескоп жорсткого рентгенівського та низькоенергетичного гамма-діапазону SIGMA покриває діапазон 35-1300 кеВ з ефективною площею 800 см² та полем зору максимальної чутливості ~5° × 5°. Максимальна кутова роздільна здатність 15 хвилин дуги Енергетична роздільна здатність - 8% при 511 кеВ. Завдяки поєднанню апертури, що кодує, і позиційно-чутливих датчиків на основі принципів камери Ангера, телескоп здатний будувати зображення.
Рентгенівський телескоп АРТ-П
Рентгенівський телескоп, що фокусує
Широкосмуговий рентгенівський телескоп (BBXRT) було виведено на орбіту шаттлом Колумбія (STS-35) як частину корисного навантаження ASTRO-1. BBXRT був першим фокусуючим телескопом, що діє в широкому енергетичному діапазоні 0,3-12 кеВ із середнім енергетичним дозволом 90 еВ при 1 кеВ і 150 еВ при 6 кеВ. Два співспрямовані телескопи з сегментованим твердотільний спектрометр Si(Li) кожен (детектори A і B), що складається з п'яти пікселів. Загальне поле зору 17.4' у діаметрі, поле зору центрального пікселя 4' у діаметрі. Загальна площа: 765 см при 1,5 кеВ, 300 см при 7 кеВ.
HEAO-2
Перша у світі орбітальна обсерваторія із дзеркалами із ковзним відображенням рентгенівських фотонів. Запущена у 1978 році. Ефективна площа близько 400 кв.см на енергії 0.25 кеВ та близько 30 кв.см на енергії 4 кеВ.
Чандра
XMM-Newton
Спектр-РГ
XRT на КА Swift (місія MIDEX)
Труба телескопа діаметром 508 мм виготовлена з двох секцій графітових волокон і ціанових ефірів. Зовнішній шар з графітових волокон створений зменшити поздовжній коефіцієнт теплового розширення, тоді як внутрішня складна труба фанерована зсередини парозахисним бар'єром (vapor barrier) з алюмінієвої фольги від проникнення всередину телескопа водяної пари або епоксидних забруднювачів. XRT містить передню частину, оточену дзеркалами і тримає затвору і астронавігаційний блок, і задню, що тримає камеру фокальної площини (focal plane camera) і внутрішній оптичний екран.
Дзеркальний модуль містить 12 вкладених дзеркал ковзного падіння типу Wolter I, закріплених на передніх та задніх хрестовинах. Дзеркала, що пасивно нагріваються - позолочені нікелеві оболонки довжиною 600 мм і діаметром від 191 до 300 мм.
X-ray imager має ефективну площу 120 см2 на 1,15 кеВ, поле зору 23,6 x 23,6 кутових хвилин і кутова роздільна здатність (θ) 18 секунд дуги на діаметрі половинної потужності (HPD, half-power diameter). Чутливість детектора - 2⋅10 -14 ерг см -2 з -1 10 4 секунд. Функція розсіювання точки (PSF, point spread function) дзеркала - 15 секунд HPD дуги у фокусі (1,5 кеВ). Дзеркало трохи розфокусоване для більш рівномірної PSF по всьому полю, як наслідок, PSF інструменту 18 секунд дуги.
Рентгенівський телескоп нормального падіння
Історія рентгенівських телескопів
Перший рентгенівський телескоп використовувався спостережень Сонцем. Перше зображення Сонця в рентгенівському спектрі було отримано у 1963 році за допомогою телескопа, встановленого на ракеті.
Див. також
Примітки
- X-ray Telescopes(англ.). NASA (2013). Дата звернення 10 серпня 2018 року.
- Hoff H. A. Exosat - новий extrasolar x-ray observatory (неопр.) // J Brit Interplan Soc (Space Chronicle).. - 1983. - August (т. 36, № 8). - С. 363-367.