Рентгеновская астрономия Открытие: В.К. Рентген, 1895 г. Рентген В 1894 г., когда Рентген был избран ректором университета, он приступил к экспериментальным исследованиям электрического разряда в стеклянных вакуумных трубках. В 1853 г. французский физик Антуан-Филибер Массон заметил, что высоковольтный разряд между электродами в стеклянной трубке, содержащей газ при очень низком давлении, порождает красноватое свечение (такие трубки явились первыми предшественниками современных неоновых трубок). Английский физик Уильям Крукс показал, что лучи испускает отрицательный электрод. В 1897 г. Дж.Дж. Томсон установил природу частиц в катодных лучах. Эти частицы получили название электронов.

8 ноября 1895 г. профессор университета баварского города Вюрцбурга на юге Германии Вильгельм Конрад Рентген (1845– 1923) впервые наблюдал неизвестные ранее лучи, проникающие через непрозрачные преграды. 27 ноября того же года шведский изобретатель и промышленник Альфред Бернхард Нобель (1833–1896) подписал в Париже завещание. Этим судьбоносным событиям довелось встретиться через пять лет.

– в 1914 г., за открытие дифракции рентгеновских лучей (М. фон Лауэ); – в 1915 г., за изучение структуры кристаллов с помощью рентгеновских лучей (отцу и сыну Брэггам); – в 1917 г., за открытие характеристического рентгеновского излучения (Ч.Баркла); – в 1924 г., за исследования спектров в диапазоне рентгеновских лучей (К.Сигбану); – в 1927 г., за открытие рассеяния рентгеновских лучей на свободных электронах вещества (А.Комптону); – в 1936 г., за вклад в изучение молекулярных структур с помощью дифракции рентгеновских лучей и электронов (П.Дебаю); – в 1979 г., за разработку метода осевой (рентгеновской) томографии (А.Кормаку и Г.Хаунсфилду).

Спектральный диапазон РИ от 500 до.1 А. Мягое - от до 1 кэВ Классическое от 1 до 20 кэВ Жесткое РИ – от 20 до 100 кэВ Энергия оптических фотонов заключена в диапазоне 1 10 эв, ультрафиолетовых эв Согласно закону смещения Вина max=0.29/T см Мягкому рентгену соответствует ~10 -6 см или Т~ oK.

Механизмы генерации РИ a) Тормозное излучение возникает в результате резкого изменения скорости электронов при столкновении с ядрами атомов.

Спектральная мощность РИ см 3 плазмы Кулоновские столкновения электронов с ионами

б). Излучение при свободно-связанных переходах и линейчатое излучение тяжелых элементов. Наиболее заметными здесь являются: 1). Рентгеновская линия нейтрального железа на энергии 6.4 кэВ, образующаяся при переходе электрона с L на К оболочку. Предварительно электрон должен быть выбит с этой оболочки рентгеновским квантом. Таким образом, эта линия является флуоресцентной, и образуется при прохождении рентгеновского излучения через оптически тонкое облако нейтрального вещества, или при отражении рентгеновского излучения от оптически толстой нейтральной среды. 2). Рентгеновская линия водородоподобного Fe XXVI железа на энергии 6.97 кэВ и гелия подобного железа Fe XXV на энергии 6.7 кэВ. Излучаются горячей плазмой.

в). Обратное комптоновское рассеяние (фотон на электроне)

г). Синхротронное излучение Мощность потерь на излучение электрона в магнитном поле.

Линейчатый спектр РИ В спектре РИ Her X-1 наблюдается линия, соответствующая энергии h =58 Кэв (582, Гц), B~3, , = Гс.

Поглощение РИ Поглощение можно аппроксимировать выражением Lg N H ~2,5 Lg E +14. Здесь N H [см -2 ] – число атомов водорода в столбе между излучателем и приемником сечением см 2, которое способно уменьшить энергию фотона E[эв] в e раз.

Эддингтоновская светимость На каждый электрон, расположенный на расстоянии R от центра звезды со светимостью L, действует сила радиационного давления F rad ;

Приборы рентгеновской астрономии Два основных типа детекторов рентгеновских квантов: пропорциональный газоразрядный счетчик и сцинтилляционный счетчик. Пропорциональный газовый счетчик работает на основе фотоэффекта в газах и представляет собой плоскую коробку, заполненную тяжелым инертным газом (Ar, Xe) и метаном (или CO 2 ) под давлением 1-3 атмосферы. Квантовая эффективность счетчика может достигать 90%.

В сцинтилляционных детекторах каждый рентгеновский квант вызывает вспышку ультрафиолетового и оптического излучения. Эта вспышка затем регистрируется фото- умножителем. В мягкой рентгеновской области в качестве детекторов могут использоваться ПЗС матрицы.

Коллиматоры Пластинчатый коллиматор Разрешающая способность 0.5 o

Модуляционный двухрешеточный коллиматор

F x - поток РИ измеряется в единицах "число фотонов см -2 с -1 кэВ -1.

Телескопы и спектрографы

Для исследования спектральных характеристик РИ используется несколько методов. В области мягкого рентгена используют несколько газоразрядных детекторов с различным газовым составом, чувствительных к рентгеновским квантам определенных энергий. Детектор рентгеновского телескопа обсерватории "Эйнштейн" имел 32 канала в области от 0.1 до 4.5 кэВ. Для более жесткого излучения возможно использование дифракционных решеток косого падения из Брэгговских кристаллов. Брэгговский кристалл отражает рентгеновские кванты в узком спектральном диапазоне.

Отражение от Брэгговского кристалла

История Первый приём космического излучения был произведён в 1948 г. американскими исследователями. Помещенная на борту ракеты (высота до 200 км) фотопластинка почернела. Через год РИ Солнца было зарегистрировано счетчиком фотонов, помещенном на ракете. Светимость Солнца была оценена как эрг/с, т.е на 10 порядков ниже оптической светимости. На карте неба появился первый источник РИ.

В 1960 г. состоялась первая конференция по рентгеновской астрономии. Выводы пессимистические: рентгеновская астрономия – дело далекого будущего. Б. Росси и Р. Джиаккони провели в 1962 г. ракетные наблюдения рентгеновского излучения с помощью счетчиков Гейгера. Цель: РИ Солнца и Луны. Обнаружен источник вне направления на С или Л. ~28±1.2 фотон/см 2 с Фон неба с интенсивностью ~1,7 фотон/см 2 с.

1963 г. Уточняется положение неизвестного источника - в созвездии Скорпиона назван Sco X-1. Обнаружен новый источник в созвездии Тельца вблизи Крабовидной туманности, названный Tau X-1. Светимость этих источников в ~10 15 раз превосходит рентгеновскую светимость спокойного Солнца. Необходим рентгеновский телескоп на спутниках!

История UhuruIn the early 1970's, NASA's Uhuru X-ray satellite, equipped with a relatively simple instrument - a sensitive X-ray detector similar to a Geiger counter attached to a viewing pipe to locate the source -- made some astounding discoveries.

Запуск – г. До лета 1973 г. Масса кг. Рентген. Счётчики 70 кг Орбита: км, наклон 3 о Т rot =12 min Two sets of proportional counters 2-20 keV m 2 First comprehensive and uniform all sky survey with a sensitivity of the Crab intensity. The 339 X-ray sources detected are binaries, supernova remnants, Seyfert galaxies and cluster of galaxies Discovery of the diffuse X-ray emission from clusters of galaxies

Skylab The first large focussing X- ray telescope was the Apollo Telescope Mount aboard Skylab in the early 1970's. This pioneering telescope used two pairs of concentric mirrors to make stunning X-ray images of the Sun.

Einstein--the First Imaging X-Ray Observatory Launched in 1978, was the first large X-ray telescope with mirrors. It made the first X-ray images of shock waves from exploded stars, and images of hot gas in galaxies and clusters of galaxies. Located over 7000 X-ray sources

ROSAT Germany, the United Kingdom and the United States, carried an even larger X-ray telescope into orbit in It has expanded the number of known X-ray sources to more than 60,000 and has proved to be especially valuable for investi- gating the multi-million degree gas present in the upper atmospheres of many stars.

The Ulysses

The Ulysses mission is a joint mission with NASA and ESA to explore the solar environment at high ecliptic latitudes. It was launched 6 October 1990, and reached Jupiter for its "gravitational slingshot" in February It passed the south solar pole in June 1994 and crossed the ecliptic equator in February In addition to its solar environment instruments, Ulysses also carries plasma instruments to study the interstellar and Jovian regions, as well as two instruments for studying X-rays and gamma-rays of both solar and cosmic origins.

ASCA (Advanced Satellite for Cosmology) The ASCA X-ray observatory,(Japan and US) launched in 1993, was especially designed to study the detailed distribution of X-rays with energy, which provide important information about the elements that make up the hot X-ray emitting gas.

The Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) is a NASA mission which was launched in December Although RXTE does not have focusing X-ray mirrors,it has the unique capability to study rapid time variability in the emission of cosmic X-ray sources over a wide band of X-ray energies, and is expected to make valuable contributions to our understanding of neutron stars and black holes.

BeppoSAX was a program of the Italian Space Agency with participation of the Netherlands Agency for Aerospace Programs. It was launched on April 30, 1996 from Cape Canav- eral, and was the first X-ray mission with a scientific payload covering more than three decades of energy – from 0.1 to 300 keV, with moderate imaging capa- bility. BeppoSAX proved to be useful for X-ray imaging sources associated with Gamma-ray bursts

XMM Launched, ( X-ray Multi-Mirror satellite. XMM's three huge telescope barrels each hold 58 concentric cylindrical mirrors

The Classification of X-ray Solar Flares

The Yohkoh Satellite On August 30, 1991 a satellite was launched into space from the Kagoshima Space Center (KSC) in Southern Japan. This satellite, known as Yohkoh ("Sunbeam"), is a project of the Japanese Institute of Space and Astronautical Science (ISAS). The scientific objective has been to observe the energetic phenomena taking place on the Sun, specifically solar flares in x-ray and gamma- ray emissions.

the Bragg Crystal Spectrometer (BCS) the Wide Band Spectrometer (WBS) the Soft X-Ray Telescope (SXT) the Hard X-Ray Telescope (HXT).

The Soft X-ray Telescope, YOHKOH

Активные области, выбросы,

A Flaring Loop at the Solar Limb as Seen by Yohkoh

L10\Ультрамощные рентгеновские источники.htmL10\Ультрамощные рентгеновские источники.htm L10\Рентгеновские звезды в 47 Тукана.htmL10\Рентгеновские звезды в 47 Тукана.htm L10\Рентгеновская горячая сверхновая в галактике M81.htmL10\Рентгеновская горячая сверхновая в галактике M81.htm