Рентгенівський телескоп — телескоп, призначений для спостереження астрономічних об'єктів у рентгенівському спектрі. Атмосфера Землі є непрозорою для рентгенівського випромінювання, тому рентгенівські телескопи повинні бути встановлені у відкритому космосі, куди їх підіймають ракетами, повітряними кулями або штучними супутниками Землі.
Історія Усі відомості про космічні об'єкти приносять на Землю різні випромінювання — електромагнітні хвилі і потоки часток.
Для короткохвильового випромінювання земна атмосфера є непрозорою. Таке випромінювання стало доступним для вивчення лише після появи ракетної і космічної техніки.
За допомогою рентгенівських телескопів, встановлених на борту космічних апаратів, зареєстровано рентгенівське випромінювання великої кількості різних космічних об'єктів, виявлено міжгалактичний газ усередині скупчень галактик і рентгенівське випромінювання всього неба — своєрідний рентгенівський фон.
Рентгенівські оптичні системи Основним елементом телескопа є оптика, яка збирає випромінювання, що входить в телескоп, і детектор, на якому збирають і вимірюють випромінювання. Безліч різних конструкцій і технологій, були використані для цих елементів.
Багато з існуючих рентгенівських телескопів обладнуються декількома копіями або варіаціями системи детектора-телескопа, це додає супутникам функціональності та мультизадачності.
Системи, які використовуються в рентгенівських телескопах для позасонячної астрономії вимагають одночасно: можливість визначити вихідний напрямок рентгенівського фотона по двох координатах і достатню ефективність детектування. Дзеркала можуть бути виготовлені з кераміки або металевої фольги. Найбільш часто для рентгенівських дзеркал ковзаючого падіння використовуються золото і іридій. Критичний кут відбиття сильно залежить від енергії фотонів. Для золота і енергії в 1 кеВ, критичний кут складає 3,72 °.
Основними методами реєстрації рентгенівського випромінення є рефракція (відображення), дифракція та інтерференція.
Рефракція
Основна ідея полягає в відображенні пучка рентгенівського випромінювання від дзеркала і вимірюванні інтенсивності рентгенівських променів, відбитих в напрямку матриці (кут відображення рівний куту падіння). Було доказано, що тільки відображення від параболічного дзеркала, а потім гіперболічного дзеркала може привести до фокусування рентгенівського випромінювання. Оскільки вхідні рентгенівські промені повинні вдарити по нахиленій поверхні дзеркала, площа збирання мала. Вона, однак, може бути збільшена шляхом гніздових розташувань дзеркал усередині один одного.
Відношення інтенсивності відбитого до інтенсивності падаючого випромінення є рентгенівська відбивна здатність для поверхні. Якщо дзеркала не є ідеально гладкими, інтенсивність відбитого буде відхилятися від дійсності за законом Френеля.
Телескоп Вольтера
Телескоп Вольтера — оптична система рентгенівського телескопа, що використовує тільки дзеркала косого падіння.
Коефіцієнт відображення рентгенівських променів при нормальному падінні на межу розділу середовищ дуже малий — велика частина випромінювання просто проходить через матеріал або поглинається в ньому. Тому звичайні дзеркала не можуть застосовуватися в рентгенівській оптиці. Звичайні лінзи теж не годяться, тому що їх коефіцієнт заломлення дуже близький до одиниці. Для фокусування рентгенівських променів повинні використовуватися інші прилади. Один з них — рентгенівське дзеркало косого падіння, на яке рентгенівський промінь падає під дуже малим кутом, і як би ковзає уздовж поверхні. В принципі для фокусування досить було б використовувати одне параболічне дзеркало. Але воно мало б два недоліки: занадто великий фокус і було б піддано комі.
У 1952 році німецьким фізиком Гансом Вольтером були запропоновані три оптичні системи, в яких кома помітно ослаблена. Всі вони складаються з двох поверхонь другого порядку і називаються телескопами Вольтера I, II і III типу відповідно:
параболоїд + гіперболоїд параболоїд + гіперболоїд з зовнішнім відображенням параболоїд із зовнішнім відображенням + еліпсоїд
Кожна з цих систем має свої переваги і недоліки. Найбільше поширення набули оптичні системи I типу. Така система є у телескопів EXOSAT, ROSAT, XMM-Newton, Swift / XRT та ін.
Дифракція
У рентгенівській дифракції пучок частинок потрапляє на кристал і дифракцює в багатьох конкретних напрямках. Кути і інтенсивності дифракційних пучків вказують на тривимірну щільність електронів в кристалі. Рентгенівські промені утворюють дифракційну модель, тому що їх довжина хвилі, як правило, має той же порядок величини (0,1-10,0 нм) як відстань між атомними площинами в кристалі.
Кожен атом повторно випромінює малу частину енергії, яка передається у вигляді сферичної хвилі. Якщо атоми розташовані симетрично (як це має місце в кристалі) з відстанню d, ці сферичні хвилі будуть синхронізовані тільки в напрямках, де їх різниці ходу 2d sin θ будуть дорівнювати цілому числу, кратному довжині хвилі λ. Вхідний пучок відхиляється на кут 2θ, створюючи пляму відображення дифракційної моделі.
Рентгенівська дифракція є формою пружного розсіювання. Вихідні рентгенівські промені мають однакову енергію і таким чином, ту ж довжину хвилі, що надходять до телескопа від рентгенівського випромінювання, тільки зі зміненим напрямком. На противагу цьому, непружне розсіювання відбувається, коли енергія передається від рентгенівського електрона внутрішньої оболонки атома на більш високий енергетичний рівень. Таке розсіювання призводить до зменшення енергії (або збільшує довжину хвилі) вихідного променя. Непружне розсіяння корисно для дослідження такого електронного збудження, але не у визначенні розподілу атомів в кристалі.
Подібні дифракційні моделі можуть бути отримані шляхом розсіювання електронів або нейтронів. Рентгенівські фотони, як правило, не відбиваються від атомних ядер.
Коліматорна апертура
Для кодування апертури багатьох рентгенівських телескопів використовують кодування апертури для отримання зображень. У цій технології перед матричним детектором встановлюється маска у вигляді решітки з чергуванням особливим чином прозорих і непрозорих елементів (наприклад, квадратна маска у вигляді матриці Адамара). Даний елемент для фокусування і отримання зображень важить менше, ніж інші варіанти рентгенівської оптики (тому часто використовується на супутниках), але при цьому вимагає більшої пост-обробки для отримання зображення.
Інтерференція
Рентгенівська інтерференція є доповнюючою (суперпозицією) двох або більше рентгенівських хвиль, що призводить до нової моделі хвилі. Рентгенівська інтерференція зазвичай відноситься до взаємодії хвиль, що співвідносяться або когерентні між собою, або тому, що вони виходять з того ж джерела, або тому, що вони мають однакову або майже ту ж частоту.
Дві немонохроматичні рентгенівські хвилі тільки тоді повністю когерентні одна з одною, коли вони обидві мають точно такий же діапазон довжин хвиль, і ті ж різниці фаз на кожній зі складових довжин хвиль.
Загальна різниця фаз виводиться з суми, як різниці ходу і початкової різниці фаз (якщо рентгенівські хвилі генеруються з двох або більше різних джерел). Тоді можна зробити висновок про те, що рентгенівські хвилі, що досягають точки знаходяться у фазі (конструктивна інтерференція) або не в фазі (деструктивна інтерференція).
Технології
Оптичні схеми, через велику енергію рентгенівських квантів практично не переломлюється в речовині (отже, важко виготовити лінзи) і не відображається при багатьох кутах падіння, крім самих малих (близько 90 градусів). Рентгенівські телескопи можуть використовувати кілька методів для фокусування променів. Найбільш часто використовуються телескопи Вольтера (з дзеркалами ковзаючого падіння), кодуюча маска і модуляційні (хитні) коліматори. Обмежені можливості рентгенівської оптики призводять до більш вузького полю зору в порівнянні з телескопами, працюючими в діапазонах УФ і видимого світла.
Але все ж, існує безліч методів, які використовуються для реєстрації рентгенівських фотонів у відповідному місці на детекторі рентгенівського телескопа: Дзеркала ковзаючого падіння в телескопі Вольтера, або рентгенівський телескоп відображення Кіркпатрік-Баеза. Зонні пластинки Френеля Вигнуті кристали Дзеркала нормального відображення з використанням багатошарових покриттів Мікроструктурювання оптичних масивів, а саме капілярні / полікапіллярні оптичні системиAn introduction to X-Ray Optics Кодування апертури Коліматорна аппертура Рентгенівські контролювачі хвиль
Більшість оптичних елементів рентгенівських телескопів (за винятком дзеркал змінного падіння) дуже малі, і повинні бути розроблені для конкретного кута падіння і енергії, тим самим обмежуючи їх застосування. Незважаючи на те, що технології швидко розвиваються, застосування телескопів рентгенівського випромінення все ще обмежені.
Приклади рентгенівських телескопів +Характеристики приладів на борту рентгенівських обсерваторій. В дужках вказаний рік запуску супутника, а для EXOSAT, ROSAT i ASCA — рік закінчення роботи. Ефективна площа наведена для енергії 1 кеВ (для приладів Suzaku: XRS i XIS — 1.5 кеВ, HXD/GSO — 100 кеВ і HXD/PIN — 15 кеВ). Оптичні прилади XMM/OM i INTEGRAL/OMC мають діаметр відповідно 30 і 5 см.Прилад (рік запуску)Діапазон випромінювання, кеВ Ефективна площа детектора, см² Енергетичне розділення Поле зору Кутове розділення LE0.05-2 10 2°х2° CMA0.05-2.0 0.4 — 10 2°х2°18"ME1-50 45' GS2-20 100 4,5 %@6keV PSPC0.1-2.5 240 dE/E=0.43 2°х2° HRI 0.1-2.5 80 38'x38' 2"WFC 0.062-0.206 5°х5° GIS 0.8-12 50 8 %@5.9keV 50'x50' 0.5'SIS 0.4-12 105 2 %@5.9keV 22'x22' 30" PCA 2-60 6500 HEXTE 15-250 2х800 ASM 2-10 ACIS-I 0.2-10 144 E/dE=20-50 4x(16'x16') ACIS-S 0.2-10 196 E/dE=9-35 6x(8'x48') HRC-I 0.1-10 225 30'x30' 0.5"HRC-S 7'x97' HETG 0.5-10 E/dE=60-1000 LETG 0.08-6 E/dE=30-2000 MOS 0.1-15 922 E/dE=20-50 33'x33' 7"PN 0.1-15 1227 E/dE=20-50 27.5'x27.5' 7"RGS 0.35-2.5 185 E/dE=200-800 5'x5' 2.5"OM 180-650 нм d=30 λ/Δλ=250 17'x17' 1" SPI 20-8000 500 E/dE=500@1MeV 16°x16° 2°IBIS 15-10000 2600+3100 9keV@100keV 9°x9° 12'JEM-X 3-35 500 1.2keV@10keV 4.8°х4.8° 3'OMC 500-850 нм d=5 5°x5° 25" BAT 15-150 5240 1.4 стерадіан 4'XRT 0.2-10 110 23.6'x23.6' 5"UVOT 170-650 нм 17'x17' 0.3" XRS 0.3-12 190 6.5eV@6keV 32 піксели XIS 0.2-12 3х340+390 130eV@6keV 18' HXD/GSO 30-600 315 3keV 4.5°x4.5°(>100keV) HXD/PIN 10-60 145 3keV 34'x34'
ХММ і Chandra мають подібні характеристики і обидва є телескопами нового покоління в порівнянні з ROSAT i ASCA, які працювали перед ними. Більш конкретно, ХММ має наступні переваги: Висока чутливість при спостереженні протяжних джерел Високороздільна спектроскопія RGS з одночасним отриманням зображень і спектрів помірного розділення на ЕРІС і оптичними/ультрафіолетовими спостереженнями ОМ. Висока чутливість на енергіях до 15 кеВ. Чудова чутливість при переході до нижчих енергій, аж до 150 еВ. Високе часове розділення камер ЕРІС. Основна відмінність використання ХММ і Chandra полягає у тому, що всі інструменти ХММ можуть працювати одночасно, в той час як інструменти Chandra працюють по черзі. XMM i Chandra є найбільш універсальними сучасними телескопами. Вони можуть одночасно отримувати якісні зображення, криві блиску і спектри джерел у м'якому і середньому рентгенівському діапазонах. Інші сучасні рентгенівські телескопи спеціалізовані, а саме: RXTE призначений для побудови рентгенівських кривих блиску. INTEGRAL розрахований на спостереження у жорсткому рентгенівському і м'якому гамма-діапазонах (вище 20 кеВ). Основною метою Swift є спостереження гамма-спалахів і їх рентгенівських компонентів. На супутнику Suzaku використовується нова експериментальна технологія рентгенівського мікрокалориметра.
EXOSAT