к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Рентгеновская астрономия
Рентгеновская астрономия - раздел экспериментальной (наблюдательной) астрономии, исследующий источники космич. рентг. излучения. Рентг. диапазон определяется интервалом длин волн от 100 A до 0,1 A (энергии фотонов,- от 100 эВ до 100 кэВ). Наблюдения космич. рентг. источников возможны в этом диапазоне вследствие достаточно высокой прозрачности межзвёздной среды для фотонов с> 10^2 эВ. В мягком рентг. диапазоне (= 0,1-30 кэВ) межзвёздная среда (с концентрацией атомов 0,1-1 см^3) прозрачна вплоть до расстояний 10-100 пк, в жёстком (= 30-100 кэВ) - до 10 кпк и более, что даёт возможность наблюдать рентг. излучение на относительно высоких галактич. широтах (b10°) во всём объёме Галактики ,а также исследовать внегалактич. источники. Земная атмосфера полностью непрозрачна для космич. рентг. излучения вследствие его поглощения на высотах от 120 до 40 км. Жёсткое рентг. излучение может исследоваться при помощи баллонов с высок 30-45 км, мягкое - лишь с ракет и ИСЗ с высот св. 100-150 км.

Рентг. излучение Солнца исследуется с 1947 с помощью ракет, хотя его наличие предполагалось и ранее (на основе изучения ионосферы Земли во время солнечных затмений). Рентг. источники несолнечной природы были случайно обнаружены в 1962 группой амер. исследователей под руководством Б. Росси (В. Rossi) и Р. Джаккони (R. Giacconi) при поисках флуоресцентного рентг. излучения Луны, вызванного бомбардировкой её поверхности космич. лучами. Наблюдавшиеся рентг. светимости источников (10^37- 10^38 эрг/с) существенно (на 3-5 порядков) превышали интегральные светимости нормальных звёзд.

Механизмы генерации космич. рентг. излучения. К осн. механизмам эфф. генерации космич. рентг. излучения относятся следующие:

- тормозной механизм, связанный с пролётом свободных электронов вблизи атомных ядер (см. Тормозное излучение ).Этот механизм эффективен для УФ- и рентг. излучения вплоть до энергии фотонов ~ 100 кэВ. Он же является ответственным и за потери энергии электронами в горячей плазме. Для большой оптич. толщины (> 1) в равновесной плазме спектр излучения - планковский, его максимум достигает рентг. диапазона при Т10^е К. Для< 1 интенсивность не зависит от длины волны (плоский спектр); - синхротронный механизм, связанный с движением электронов высоких энергий в магн. поле (см. Синхро-тронное излучение). Для космич. объектов с магн. полем ~ 10^-4Э рентг. излучение начинает испускаться электронами с энергией 10^13 эВ. Как правило, при этом генерируется степенной спектр излучения; - комптоновский механизм, связанный с рассеянием фотонов низких энергий (видимого, ИК- и радиодиапазонов) на релятивистских электронах (см. Комптона эффект;) - механизм, обусловленный связанно-связанными переходами внутренних электронов тяжёлых ионов (линейчатое излучение); - циклотронный механизм, связанный с движением свободных электронов в сильном магн. поле (см. Циклотронное излучение).

Методы регистрации космич. рентг. излучения. Для регистрации космич. рентг. излучения используются детекторы неск. типов, принцип действия к-рых основан на разл. механизмах поглощения рентг. фотонов веществом.

В области= 0,1-40 кэВ в Р. а. наиб. эффективно применяются газонаполненные пропорциональные счётчики, площадь к-рых может достигать 1 м^2. Окнами в таких детекторах являются бериллиевая или алюминиевая фольга толщиной 10-100 мкм либо органич. тонкие (0,5-20 мкм) плёнки (лавсан, полипропилен и др.). В счётчиках с окнами из тонких плёнок приходится непрерывно возобновлять вытекающий газ (газопроточные счётчики). В качестве наполнителя в детекторах этого типа служат тяжёлые инертные газы (Аr, Хе) с небольшими добавками (3-5%) электроотрицат. газов (С0_2, СН_4 и др.), обеспечивающих самогашение разряда после фотоионизации энергичным фотоном. При коэф. усиления ~10^3-10^4 такие счётчики обеспечивают пропорциональность амплитуды электрич. импульса (снимаемого с анода счётчика) энергии регистрируемого фотона. При 30-40 фотоэлектронах на регистрируемый фотон (с 5 кэВ) энергетич. разрешение ~ такого детектора не превышает 15-20% .

В области= 30-100 кэВ обычно используются сцинтилляц. детекторы с кристаллами NaI или CsI, активированные добавками Т1, либо сцинтиллирующие пластики площадью до 300 см^2 и более. Энергетич. разрешение этих детекторов также невелико (!20% при 50 кэВ). Импульсы видимого излучения, возникающие в кристаллах, регистрируются фотоэлектронными умножителями.

Рис. 1. Схема отражательного двухзеркального рентгеновского телескопа косого падения. Для увеличения рабочей площади несколько таких телескопов могут быть вложены один в другой.

В области1 кэВ применяются канальные фотоумножители, микроканальные пластинки или полупроводниковые детекторы. Детекторы этого типа имеют небольшие размеры (1-3 см) и для эфф. регистрации малых потоков рентг. излучения нуждаются в собирающих (концентрирующих) зеркалах. Зеркала косого падения (с углами падения, превышающими 88°), изготовленные из металлов с большими атомными номерами (Аи, Pt), обладают достаточно высоким коэф. отражения (от 0,1 до 0,8). Комбинация двух зеркал (напр., параболоид и гиперболоид вращения) обеспечивает разрешение до 1-2'' при входной апертуре телескопа 10-70 см (рис. 1). В рентг. телескопах такого типа используются координатные детекторы, позволяющие получать изображения рентг. источников с разрешением, близким к разрешению оптич. телескопов.

Разрешение не лучше 1° дают механич. сотовые коллиматоры с размерами ячеек до 1 мм. Существенно лучшее разрешение (до 20'') достигается с помощью моду-ляц. коллиматоров, состоящих из двух и более рядов параллельных нитей диаметром d, расположенных на расстоянии Ld. Диаграмма направленности таких коллиматоров состоит из мн. треугольников с уменьшающимся по мере удаления от центр. максимума пропусканием (рис. 2).

В мягком рентг. диапазоне спектральное разрешение (R = l/Dl) ~ 10^2-10^3 достигается с помощью брэг-говских кристаллич. отражат. спектрометров.

Первым ИСЗ, специально предназначенным для исследований космич. рентг. излучения, был спутник "Ухуру" (США, 1970). Наиб. успешные эксперименты проведены на спутниках "САС-3", "ХЕАО-1", "ХЕАО-2" (США), "АНС" (Нидерланды), "УК-5" (Великобритания), "Хакутё", "Тенма" и "Гинга" (Япония), "Астрон" (СССР), "Экзосат" и "Росат" (Европейское космич. агентство). В Р. а. за единицу потока рентг. излучения принята 1 единица "Ухуру", равная 1,14Y10^-3 фотоновYсм^-2c^-1, или 1,7·10^-11 эргYсм^-2с^-1 в диапазоне = 2-20 кэВ. Так, напр., рентг. телескоп спутника "Астрон" за 1 ч наблюдений мог регистрировать источники с потоком ~ 1 единицы "Ухуру" (в области = 2-25 кэВ), а телескоп ИСЗ "ХЕАО-2" за время экспозиции порядка суток имел предельную чувствительность ~10^-3 единиц "Ухуру" (= 0,1-2 кэВ). 

Рис. 2. Схема модуляционного рентгеновского коллиматора для определения координат и угловых размеров источников.

Объекты и результаты исследований. Рентг. светимость Солнца не превышает 10^27 эргYс^-1 (10^-6-10^-7 полной светимости). Источником рентг. излучения Солнца является его корона с температурой !(1-2)·10^6K. На непрерывный спектр накладываются линии высокоионизованных тяжёлых ионов Fe, Ni, Co и др. (см. Солнце ).Известные рентг. источники, число к-рых превышает 10^3, чётко делятся на галактич. и внегалактические. Первые имеют ярко выраженную концентрацию к галактич. плоскости и к центру Галактики (рис. 3). Рентг. светимость L_X ярких (с потоком св. 10 единиц "Ухуру") источников (ок. 100 шт.) заключена в пределах 3Y10^36 - 3Y10^37 эргYс^-1. Слабые источники с L_X ~ 10^38- 10^34 эргYс^-1 и потоком менее 5 единиц "Ухуру" меньше концентрируются к плоскости и центру Галактики. Обсерватория имени Эйнштейна ("ХЕАО-2") позволила наблюдать ещё ~10^3 галактич. источников с L_X < 10^30эргYс^-1 и менее. Было, наконец. обнаружено рентг. излучение корон нормальных звёзд (см. Короны звёзд ).Лишь небольшая часть галактич. рентг. источников отождествлена с оптич. и радиообъектами. Среди таких источников прежде всего следует выделить тесные пары, состоящие из компактного объекта (нейтронной звезды)и нормальной звезды, как правило голубого или красного гиганта. Высокая рентг. светимость таких объектов (до 10^39 эрг/с) связана с перетеканием вещества через внутр. точку Лагранжа от нормальной на компактную звезду (см. Полость Роша). Далёкая пара, состоящая из вырожденной звезды и красного карлика, наблюдается как барстер. В этом случае реализуется режим звёздного ветра, при к-ром на нейтронную звезду выпадает небольшая часть вещества компаньона. К галактич. источникам рентг. излучения относятся также остатки вспышек сверхновых.

Рис. 3. Распределение рентгеновских источников по небу в галактических координатах (по данным 4-го каталога "Ухуру"). Указаны наиболее яркие источники.

Исследовано св. 100 внегалактич. источников. Часть из них (ок. 50) отождествлена со скоплениями галактик. Их рентг. светимость объясняется наличием в скоплениях горячего газа с температурой 10^7-10^8 К и концентрацией 10^-3-10^-4 см^-3. Обнаружено также рентг. излучение нормальных, активных, сейфертовских галактик и квазаров. В ближайших галактиках (Большое и Малое Магеллановы Облака, М 31, М 33) удалось исследовать рентг. объекты, аналогичные галактическим. Природа наблюдаемого рентг. фонового излучения до конца не ясна. Вероятно, его значит. часть объясняется суммарным излучением неразрешённых слабых внегалактич. источников, находящихся на больших расстояниях.

Литература по 

1. Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 9, М., 1974; Москаленко Е. И., Методы внеатмосферной астрономии, М., 1984; Лонгейр М., Астрофизика высоких энергий, пер. с англ., М., 1984. В. Г. Курт. 

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ