Мы уже рассмотрели основные детекторы рентгеновского излучения: пропорциональные счетчики для энергий ниже и сцинтилляционные счетчики для энергий до Проблема заключается в необходимости исключить космические лучи, которые также вызывают ионизацию внутри счетчиков. С этой целью применяются три метода.
Первый метод состоит в использовании детекторов антисовпадений. В этом случае рентгеновские счетчики окружаются сцинтиллирующим веществом (пластическим сцинтиллятором, либо сцинтиллирующей жидкостью) и любые события, заставляющие сработать и счетчик, и сцинтиллирующее вещество, отбрасываются как вызванные заряженной частицей (рис. 7.10,а).
Второй метод состоит в анализе формы импульса электронов как функции времени. Быстрая частица, будь то низкоэнергичная частица космических лучей или быстрый электрон, выбитый из стенок счетчика такой частицей, создает ионизованный след, который вызывает широкий импульс на выходе. С другой стороны, фотон с энергией около приводит к локальной ионизации, и импульс в результате этого получается короткий, в особенности его передний фронт. Пробег электронов, выбитых космическими рентгеновскими лучами из атомов аргона, например, обычно меньше 0,132 см. Этот метод различения космических лучей и рентгеновского излучения называется дискриминацией по времени нарастания или по форме импульса (рис. 7.10, б и в).
Третий метод, применяемый для жестких рентгеновских и мягких -квантов, включает детекторы, получившие название слоистые фосфоры. Они состоят из слоев различных сцинтиллирующих материалов, имеющих различные эффективности регистрации фотонов и заряженных частиц. В качестве одного компонента подобной пары может служить детектор, изготовленный из йодистого цезия который чувствителен к фотонам и используется как стандартный сцинтилляционный счетчик фотонов, а другой компонент можно изготовить из пластического сдинтиллятора, который к Фотонам не чувствителен. Следовательно, фотоны дадут сигнал только в первом детекторе, тогда как заряженные честицы, проходящие через
Рис. 7.10. Различение рентгеновского излучения (б) и космических лучей (в) по времени нарастания (или по форме импульса).
детектор, вызывают световые вспышки в обоих материалах. Применяемые в слоистых фосфорах сцинтилляторы подбираются таким образом, утобы они имели различные времена высвечивания, поэтому заряженная частица, пронизывающая прибор, дает две световые вспышки, разделенные интервалом времени Фотон вызывает только одну вспышку, поэтому световые вспышки можно регистрировать одним фотоумножителем, подключенным к электронной системе, способной распознавать космические лучи по характерным признакам и исключать их. По интенсивности световой вспышки, вызванной фотоном, определяется его энергия, при этом для энергий, характерных для -излучения, можно достичь энергетического разрешения порядка 10% и лучше.
Необходимо ограничить поле зрения рентгеновского телескопа, что часто осуществляется с помощью механического коллиматора. В простейшем случае коллиматор состоит из полых трубок прямоугольного сечения. Диаграмма направленности такого коллиматора имеет вид треугольника, поскольку можно считать, что рентгеновское излучение распространяется прямолинейно, т.е. в соответствии с законами геометрической оптики. Единственное исключение составляет случай, когда пучок падает под большим углом к нормали на поверхность вещества высокой электропроводности, такого, как медь. Тогда может происходить отражение при скользящем падении. Для фотонов с энергией меньше - отражение наблюдается, когда угол между направлением луча и поверхностью материала не
Рис. 7.11. Схема простого рентгеновского телескопа. Телескопы такого типа устанавливались на спутниках «Ухуру» и «Ариэль-5».
превышает нескольких градусов. Этот процесс отражения сходен с отклонением радиоволн в ионизованной плазме, в которой плазменная частота возрастает с глубиной. Хотя отражение происходит только при очень малых углах, этого достаточно, чтобы разрабатывать телескопы с зеркалами косого падения, дающие в фокальной плоскости изображение неба (п. 7.3.2).
Итак, можно собрать простой рентгеновский телескоп по схеме, показанной на рис. 7.11. Еще раз отметим, что существенную роль играют современные электронные схемы амплитудных анализаторов, дискриминаторов и схем антисовпадений, которые следует включать в такие телескопы. Такого типа телескопы с большим успехом работали на борту орбитальной рентгеновской обсерватории «Ухуру».
7.3.1. Рентгеновский спутник «ухуру». Рентгеновский спутник «Ухуру» был запущен с побережья Кении в декабре 1970 г. Научная аппаратура, установленная на спутнике, включала два пропорциональных счетчика с бериллиевыми окнами, полезная площадь каждого из них составляла Они были направлены в противоположные стороны перпендикулярно оси вращения и были снабжены механическими коллиматорами, которые ограничивали поле зрения (полная ширина на половине высоты) (рис. 7.12). Период вращения спутника вокруг своей оси составлял 10 мин. Пропорциональные счетчики были чувствительны в области
Чувствительность телескопа. Предел чувствительности телескопа определялся фоновым излучением. Существуют два вида фонового излучения.
1. Число отсчетов в секунду связанное с недостаточным исключением -квантов и космических лучей. Это значение меняется от телескопа к телескопу и для детекторов на борту «Ухуру» оно составляло около
2. Космическое рентгеновское фоновое излучение, яркость которого очень велика Это фоновое излучение изотропно; предполагается, что оно имеет космологическое происхождение. Размерность в энергетическом диапазоне телескопа. Предел чувствительности телескопа определяется статистически. Если принять в качестве критерия обнаружения дискретного рентгеновского источника сигнал, по крайней мере в три раза
Рис. 7.12. Рентгеновский спутник «Ухуру». а - расположение приборов; б - ориентация рентгеновского телескопа .
превышающий стандартное отклонение, связанное с шумом (в данном случае статистический шум), то можно показать, что слабейший точечный рентгеновский источник, доступный обнаружению, должен иметь плотность потока
где телесный угол, равный углу зрения телескопа, время наблюдения источника. Рентгеновское фоновое излучение в области энергий равно и имеет спектр интенсивности, приближенно описываемый соотношением где измеряется в Можно использовать эти данные, чтобы показать, что для коллиматора фоновое излучение обоих типов приблизительно одинаково, тогда как для меньшего поля зрения важен только фон, обусловленный заряженными частицами. Космическое рентгеновское фоновое излучение, как источник шума, становится несущественным, если поле зрения меньше нескольких градусов.
В обычном режиме спутник сканирует одну полосу неба на протяжении многих витков. Попробуйте вычислить слабейший обнаружимый источник за один день наблюдений и сравнить его с действительным пределом «Ухуру» по плотности потока, взятым из каталогов «Ухуру», «Ухуру» в диапазоне Сколько времени надо было сканировать все небо, чтобы добиться такого уровня чувствительности?
Временные вариации. Наиболее выдающимся открытием, сделанным с помощью «Ухуру» были пульсирующие рентгеновские источники. Телескоп
Рис. 7.13. Фрагмент регистрации данных для источника Гистограмма показывает число отсчетов в последовательных -секундных бинах. Непрерывная линия - гармоническая кривая, лучше всего аппроксимирующая результаты наблюдений с учетом изменяющейся чувствительности телескопа при сканировании источника .
с коллиматором регистрировал и каждые 0,096 с передавал на Землю данные о рентгеновском потоке. Средняя плотность потока от источника равна а период 1,24 с. Насколько источник превышал уровень шума, когда были обнаружены его пульсации? Оказывается, в течение периода сигнал источника не сильно превышал уровень шума, но использование методов фурье-анализа (или спектра мощности), если его применить для обработки данных за более продолжительное время, позволяет открыть пульсации значительно меньшей интенсивности. Фрагмент записи показан на рис. 7.13.
7.3.2. Эйнштейновская рентгеновская обсерватория. Самые значительные достижения после наблюдений «Ухуру», вызвавших переворот в рентгеновской астрономии, связаны с полетом рентгеновского спутника называемого также «Эйнштейновской рентгеновской обсерваторией». На борту этой обсерватории было много уникальной аппаратуры, в том числе телескоп косого падения, строящий изображение с высоким угловым разрешением.
Рентгеновские лучи отражаются только от поверхности проводящих материалов при больших углах падения. При энергиях отражений происходит, если угол между поверхностью и направлением падения излучения порядка нескольких градусов; чем больше энергия фотонов, тем меньше должен быть этот угол. Поэтому, чтобы сфокусировать рентгеновские лучи от небесного источника, нужен параболический отражатель с
Рис. 7.14. Фокусировка рентгеновского пучка с помощью комбинации параболического и гиперболического зеркал косого падения. Эта комбинация использована на эйнштейновской рентгеновской обсерватории .
очень большим фокусным расстоянием, причем центральная часть отражателя может не использоваться. Фокусное расстояние телескопа можно уменьшить за счет площади собирающей поверхности, если ввести еще одно собирающее зеркало, при этом предпочтительная конфигурация - комбинация параболоида и гиперболоида (рис. 7.14.) Такая система фокусирует рентгеновские лучи, упавшие только на кольцевую область, показанную на рисунке. Чтобы увеличить собирающую площадь, можно использовать комбинацию из нескольких зеркал. Такая система использовалась в телескопе высокого разрушения HRI, установленном на борту эйнштейновской обсерватории. Она позволяла получать изображение небесной сферы в поле зрения диаметром 25, причем угловое разрушение было лучше в радиусе 5 от центра поля зрения.
В фокальной плоскости следует поместить двухкоординатный детектор с таким же угловым разрешением, как у телескопа. В HRI он состоит из двух микроканальных пластин, установленных друг за другом. Эти детекторы представпяют собой набор очень тонких трубочек, вдоль которых поддерживается высокая разность потенциалов. Электрон, попавший на один конец трубочки, начинает ускоряться и, соударяясь со стенками, выбивает дополнительные электроны, которые в свою очередь ускоряются и также выбивают электроны и т.д. Как и в пропорциональном счетчике, Цель этого процесса - получить от единичного электрона интенсивную электронную вспышку. В HRI передняя поверхность первой микроканальной пластины покрыта Рентгеновский фотон, упавший на переднюю поверхность, выбивает электрон, что приводит к возникновению электронов, регистрируемых на выходе второй пластины. Эта вспышка электронов регистрируется зарядовым детектором с взаимно перпендикулярными сетками, что позволяет точно измерить координаты рентгеновского кванта.
Чтобы определить чувствительность телескопа, нужно знать его эффективную площадь и уровень фоновых сигналов детектора. Поскольку отражение при скользящем падении является функцией энергии фотонов и поскольку имеет место поглощение в материале окна детектора, эффективная
Рис. 7.15. Эффективная площадь телескопа, строящего изображение с высоким разрешением, как функция энергии. Кривые показывают влияние установки перед детектором бериллиевого и алюминиевого фильтров .
площадь сильно зависит от энергии (рис. 7.15). Как и ожидалось, максимальная эффективная площадь соответствует энергиям около и равна примерно Отклик детектора можно изменять, вводя в поле зрения телескопа фильтры (рис. 7.15), таким образом обеспечивается грубое энергетическое разрешение.
Уровень шума в детекторе, в основном обусловленный заряженными частицами, достигает Это означает, что источник каталога «Ухуру» на пределе чувствительности, т.е. точечный источник с плотностью потока порядка единиц «Ухуру» в диапазоне может быть обнаружен на уровне 5 о при экспозиции 50 000 с.
Чтобы в полной мере использовать высокое качество зеркал телескопа, космический аппарат пришлось бы стабилизировать с точностью - Однако такие попытки не предпринимались. Наведение телескопа осуществляется гораздо более грубо, зато в любой момент точно определяется его мгновенная ориентация относительно стандартных ярких звезд. Поэтому, как только наблюдения заканчиваются, карта неба восстанавливается с полным угловым разрешением, которым обладает телескоп. Пример качества изображений, получаемых с помощью HRI, показан на рис. 7.16.
На Эйнштейновской обсерватории были установлены также следующие инструменты.
Рис. 7.16. (см. скан) Рентгеновское изображение остатка сверхновой полученное с помощью телескопа высокого разрешения эйштейновской обсерватории. Каждый элемент изображения имеет размеры время экспозиции равно 32 519 с .
Рис. 7.17. Общая схема расположения приборов на борту Эйнштейновской рентгеновской обсерватории .
1 - козырек, 2 - передний преколлиматор, 3 - система зеркал, 4 - задний преколлиматор, 5 - дифракционный спектрометр, 6 - широкополосный спектрометр с фильтрами, 7 - фокальный кристаллический спектрометр, 8 - отображающий детектор высокрго напряжения, 9 - задняя изолирующая опора, 10 - твердотельный спектрометр, 11 -многоканальный пропорциональный счетчик, 12 - блоки электронной аппаратуры, 13 - оптическая скамья, 14 - передняя изолирующая опора, 15 - контрольный пропорциональный счетчик, 16 - тепловой коллиматор контрольного пропорционального счетчика, 17 - бленды датчиков ориентации.
положительное число, в - угол падения, расстояние между отражающими кристаллографическими плоскостями. Рентгеновские лучи проходят через фокус и, образовав расходящийся пучок, падают на кристалл. Кристалл искривлен так, что отраженное рентгеновское излучение фокусируется на позиционно-чувствительном пропорциональном детекторе. При энергиях энергетическое разрешение его порядка 100-1000, а эффективная площадь составляет около обсерватории в одном параграфе. Основные достижения первого года наблюдений следующие: обнаружение рентгеновского излучения у звезд всех классов светимости, включая все звезды главной последовательности, сверхгиганты и белые карлики; открытие более 80 источников в туманности Андромеды и такого же числа в Магеллановых Облаках; изображения с высоким разрешением в рентгеновском диапазоне скоплений галактик, выявляющие обширный диапазон различных процессов, приводящих к эмиссии рентгеновского излучения; обнаружение рентгеновского излучения от многих квазаров и активных галактик; регистрация источников с плотностью потока в 1000 раз слабее, чем слабейшие источники каталога «Ухуру». Наблюдения, проведенные с Эйнштейновской обсерватории, существенным образом повлияли на все области астрономии. (Значительная часть первых результатов наблюдений Эйнштейновской обсерватории опубликована в Astrophys. J., 234, No. 1, Pt. 2, 1979.)
Полеты космических аппаратов открыли перед астрономами невиданные ранее возможности, которыми наземная астрономия никогда не располагала, да и не могла располагать. Для изучения небесных тел Солнечной системы, нашей Галактики и многочисленных внегалактических объектов теперь в космос запускаются специализированные астрономические станции-обсерватории, оснащенные новейшими физическими приборами. Они улавливают невидимые излучения, которые поглощаются атмосферой и не достигают земной поверхности. В результате стали доступны для исследований все виды электромагнитного излучения, приходящего из космических глубин. Образно говоря, если раньше мы наблюдали Вселенную как бы в одном, черно-белом цвете, то сегодня она представляется нам во всех "цветах" электромагнитного спектра. Но чтобы принимать невидимые излучения, нужны особые телескопы. Каким же образом и с помощью чего можно поймать и исследовать лучи-невидимки?
При слове "телескоп" у каждого возникает представление об астрономической трубе с линзами или зеркалами, то есть представление об оптике. Ведь до недавнего времени небесные объекты изучали исключительно с помощью оптических инструментов. Но для улавливания невидимых излучений, которые сильно отличаются от видимого глазом света, нужны особые приемные устройства. И совсем не обязательно, чтобы своим внешним видом они напоминали привычный нам телескоп.
Приемники коротковолновых излучений совершенно не похожи на оптические телескопы. И если мы говорим, например, "рентгеновский телескоп" или "гамма-телескоп" , то под такими названиями следует понимать: приемник рентгеновского излучения или приемник гамма-квантов.
Вся трудность приема коротковолнового излучения заключается в том, что для электромагнитного излучения с длиной волны, меньшей 0,2 микрона обычные преломляющие (линзовые) и отражательные (зеркальные) системы совершенно не пригодны.
Так, рентгеновские лучи и особенно гамма-кванты настолько энергичны, что они запросто "пробивают" линзы, изготовленные из любых материалов: первоначальное направление движения этих лучей и квантов не меняется. Иными словами, их нельзя сфокусировать! Но как тогда их исследовать? Как сконструировать для них телескоп?
На языке физиков коротковолновое излучение - жесткое излучение! А это значит, что фотоны рентгеновских и гамма-лучей по своим свойствам похожи на высокоэнергичные частицы космических лучей (альфа-частицы, протоны), приходящие к Земле из глубин космоса. Но тогда для регистрации жестких квантов, возможно, будут пригодны счетчики частиц, какими пользуются для изучения космических лучей? Именно подобные счетчики используются в качестве приемного устройства в рентгеновских и гамма-телескопах. Чтобы узнать, откуда приходит рентгеновское излучение, счетчик заключают в массивный металлический тубус. А если счетчик покрывать еще пленками различного состава, то тогда разные счетчики будут принимать кванты различной жесткости. Получается своеобразный рентгеновский спектрограф, позволяющий выявить состав рентгеновского излучения.
Но такой телескоп еще весьма несовершенен. Главный его недостаток - слишком малая разрешающая способность. Счетчик отмечает излучение, попадающее в тубус. А оно поступает с нескольких квадратных градусов неба, где в обычный телескоп видны тысячи звезд. Какие из них излучают рентгеновские лучи? Узнать это удается не всегда. И все же с помощью рентгеновских и гамма-телескопов, работающих на космических орбитальных станциях, уже сегодня добыто много интереснейших сведений об источниках невидимого коротковолнового излучения.
Одним из таких источников является наше Солнце. Еще в 1948 году с помощью фотопластинок, поднятых ракетой "Фау-2" на высоту около 160 км (США, Морская лаборатория), было открыто рентгеновское излучение великого светила. А в 1962 году, заменив фотопластинку счетчиком Гейгера, астрономы обнаружили второй рентгеновский источник уже далеко за пределами Солнечной системы. Это ярчайший рентгеновский источник в созвездии Скорпиона, получивший название Скорпион Х-1. Третьим объектом рентгеновской астрономии в 1963 году стала знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца - Телец Х-1.
Наиболее важным этапом в развитии рентгеновской астрономии были запуски первого в мире американского рентгеновского спутника "Ухуру" в 1970 году и первого рентгеновского телескопа-рефлектора "Эйнштейн" в 1978 году. С их помощью были открыты рентгеновские двойные звезды, рентгеновские пульсары, активные ядра галактик и другие источники рентгеновского излучения.
К настоящему моменту на звездном небе известны тысячи источников рентгеновского излучения. Вообще же рентгеновским телескопам доступно около миллиона таких источников, то есть столько, сколько лучшим радиотелескопам. Как же выглядит рентгеновское небо?
В рентгеновских лучах Вселенная представляется совершенно иной, чем она видна в оптические телескопы. С одной стороны, наблюдается увеличение концентрации ярких источников излучения по мере приближения к средней плоскости Млечного Пути - они принадлежат нашей Галактике. С другой - равномерное распределение многочисленных внегалактических рентгеновских источников по всему небу. Многие небесные тела, украшающие небо Земли,- Луна и планеты - в рентгеновских лучах не видны.
Гамма-астрономия тоже родилась вместе с ракетной техникой. Как известно, космическое гамма-излучение возникает вследствие физических процессов, в которых участвуют частицы высоких энергий,- процессов, происходящих внутри атомных ядер. Однако самым интенсивным источником гамма-квантов является процесс аннигиляции , то есть взаимодействия частиц и античастиц (например, электронов и позитронов), сопровождающийся превращением материи (частиц) в жесткое излучение. Следовательно, изучая гамма-кванты, астрофизик может стать однажды свидетелем взаимодействия с телами нашего обычного мира тел теоретически возможного антимира , состоящих исключительно из антивещества .
В нашей Галактике диффузное (рассеянное) гамма-излучение сосредоточено главным образом в галактическом диске; оно усиливается в направлении к центру Галактики. Кроме того, обнаружены дискретные (точечные) гамма-источники, такие как Краб (Крабовидная туманность в Тельце), Геркулес Х-1, Геминга (в созвездии Близнецов) и некоторые другие. Сотни дискретных источников внегалактического гамма-излучения разбросаны буквально по всему небу. Удалось принять гамма-излучение, исходящее из активных областей Солнца во время солнечных вспышек.
На границе с видимым спектром, слева от фиолетовых лучей, располагается невидимое ультрафиолетовое излучение . Начиная с волны 0,29 микрона земная атмосфера полностью поглощает космический ультрафиолет, пожалуй, "на самом интересном месте"...
С началом космических исследований стали проводиться наблюдения также в ультрафиолетовом интервале длин волн. 23 марта 1983 года в нашей стране на высокоэллиптическую околоземную орбиту (высота в перигее 2000 км, в апогее 200 тыс. км) была запущена астрономическая станция "Астрон". Это была первая отечественная станция, снабженная аппаратурой для рентгеновских и ультрафиолетовых наблюдений.
Теперь приборы, фиксирующие ультрафиолетовые лучи, устанавливают на многих космических аппаратах. И если бы мы могли посмотреть на звездное небо через "ультрафиолетовые очки", то оно стало бы для нас совершенно неузнаваемым, как, впрочем, и в других невидимых лучах спектра. Так, например, для жителей Северного полушария Земли особенно выделялась бы на небе звезда дзета Ориона - самое левое светило в его "поясе". Необычно яркими выглядели бы и некоторые другие звезды, особенно горячие.
Удивляет то, что на ультрафиолетовом небе много огромных, яркосветящихся туманностей. Знаменитая туманность Ориона, которую в виде крохотного туманного пятнышка с трудом различает глаз, заняла бы все созвездие "небесного охотника". Исполинская ультрафиолетовая туманность окутывает главную звезду созвездия Девы - сияющую Спику. Эта туманность очень яркая и почти круглая. Ее видимый поперечник примерно в 50 раз больше видимого диаметра полной Луны. А вот сама Спика простым глазом не видна: ее ультрафиолетовое излучение оказалось очень слабым.
В диапазоне волн длиной от 22 микронов до 1 мм (справа от красных лучей видимого спектра) земная атмосфера сильно поглощает инфракрасное (тепловое) излучение небесных тел. К тому же воздух сам является источником тепловых лучей, что мешает наблюдениям в инфракрасном интервале длин волн. Обойти эти препятствия удалось лишь тогда, когда приемники инфракрасного излучения стали размещать за пределами атмосферы - на космических аппаратах.
Инфракрасная техника позволила получить точнейшие данные о рельефе планет, приоткрыла перед исследователями Вселенной пылевую завесу, скрывавшую от людских взоров ядро нашей Галактики, помогла астрофизикам заглянуть в звездные "колыбели" - газопылевые туманности и "прикоснуться", к тайнам рождения звезд.
Таким образом, вынос астрофизических приборов в космос открыл перед астрономией новые горизонты: стала создаваться ультрафиолетовая, рентгеновская и инфракрасная астрономия, а в 70-х годах начались наблюдения в гамма-диапазоне. Сегодня исследователи Вселенной имеют возможность совершать обзор неба практически во всем диапазоне электромагнитного спектра - от сверхкоротких гамма-лучей до сверхдлинных радиоволн. Астрономия стала наукой всеволновой. Собранная с космических "полей" богатая научная "жатва" вызвала настоящий переворот в астрофизике и переосмысление наших представлений о Большой Вселенной.
«Земля и Вселенная» 1993 №5
ЭТАПЫ РАЗВИТИЯ РЕНТГЕНОВСКОЙ АСТРОНОМИИ
Земная атмосфера непрозрачна для рентгеновских лучей. Поэтому рентгеновская астрономия родилась вместе с ракетной техникой: в 1948 г. с помощью фотопластинок, поднятых ракетой «Фау-2» на высоту около 160 км, Р. Барнайт из Морской лаборатории (США) открыл рентгеновское излучение Солнца. В 1962 г., заменив фотопластинку счетчиком Гейгера, астрономы обнаружили второй рентгеновский источник, на этот раз за пределом Солнечной системы - это был Sco X-1. Принятая в те годы система наименований была проста: «Sco X-1» означает - ярчайший (1) рентгеновский (X-ray) источник в созвездии Скорпиона (Sco). Третьим объектом рентгеновской астрономии, обнаруженным в 1963 г., стала знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца (Tau Х-1).
В 60-е годы рентгеновские детекторы в основном поднимались за пределы атмосферы на геофизических ракетах; их вертикальный полет продолжался лишь несколько минут, так что в этот период на карты рентгеновского неба было нанесено всего около 40 источников. Но в 70-е годы чувствительные рентгеновские детекторы стали размещать на искусственных спутниках Земли, наиболее известные из которых - «Ухуру», «АНС», «Коперник», «ОСО-7», «САС-3». Затем последовал запуск крупных аппаратов - «ХЕАО-1», «Эйнштейн», «Астрон», «Гранат», «Росат», аппаратура на станциях «Салют-4 и -7», «Скайлэб», «Мир». Хотя работа каждого из них принесла интереснейшую астрофизическую информацию, наиболее важными этапами в развитии рентгеновской астрономии стали запуски первого рентгеновского детектора высокой чувствительности «Ухуру» в 1970 г. и первого рентгеновского телескопа-рефлектора «Эйнштейн» в 1978 г. (обладал высокой чувствительностью и высоким угловым разрешением 2-4"). С их помощью были открыты рентгеновские двойные звезды, рентгеновские пульсары и вспыхивающие источники, нормальные звезды с горячими коронами, активные ядра галактик и межгалактический газ в скоплениях галактик. В 80-е и в начале 90-х годов на орбите уже работало немало мощных инструментов, но их характеристики оставались традиционными (Земля и Вселенная, 1989, № 5, с. 30.- Ред.).
Следующий крупный шаг в рентгеновской астрономии ожидается в 1998 г., когда произойдет запуск новой орбитальной обсерватории AXAF - «Advanced X-ray Astrophysics Facility» («Передовое рентгеновское астрофизическое оборудование»).
Еще в 70-х годах американские астрономы задумали создать четыре крупных орбитальных обсерватории, способных перекрыть всю шкалу электромагнитных волн, за исключением радио. В мае 1990 г. был выведен на орбиту HST - «Hubble Space Telescope» (Космический телескоп им. Хаббла), работающий в оптическом и ближнем ультрафиолетовом диапазонах (Земля и Вселенная, 1987, № 4, с. 49). Затем, в апреле 1991 г. была запущена GRO - «Gamma Ray Observatory» (Обсерватория гамма-лучей им. Комптона). На очереди рентгеновская обсерватория AXAF, а за ней должна начать работу инфракрасная обсерватория SIRTF- «Space Infrared Telescope Facility» («Оборудование космического инфракрасного телескопа»).
Однако последние два проекта подвергаются сейчас существенному пересмотру. Дело в том, что изготовление первых обсерваторий стоило очень дорого: HST обошелся в 5,55 млрд долл., a GRO - в 600 млн долл. При этом каждый из спутников был выведен на орбиту с помощью специально организованных экспедиций на кораблях «Спейс Шаттл». Ошибки при изготовлении телескопа HST и общие экономические трудности заставили NASA пересмотреть бюджет перспективных астрофизических проектов. Прежде всего, решено отказаться от «Шаттла» или мощной ракеты «Титан», которые требовались для запуска тяжелых обсерваторий. Орбитальные обсерватории должны стать легче, чтобы их запуск можно было осуществить дешевыми одноразовыми ракетами типа «Атлас».
Для инфракрасной обсерватории SIRTF это означает, что необходимо уменьшить диаметр главного зеркала с 85 до 70 см, размеры спутника почти вдвое и минимальное время его жизни с пяти до трех лет. Правда в последнее время появились новые очень чувствительные детекторы инфракрасного излучения, которые должны скомпенсировать уменьшение площади зеркала телескопа. Ученые NASA надеются, что им удастся осуществить запуск инфракрасной обсерватории до 2000 г.
Еще более радикальные изменения предстоят в проекте AXAF. Сначала обсерватория задумывалась как спутник 17 м в длину и массой 15 т; размах крыльев солнечных батарей должен был составлять 26 м. Теперь же планируется вместо одного большого спутника сделать два поменьше: на основном (14 м в длину и массой около 6 т) разместят главный рентгеновский телескоп, второй будет снабжен рентгеновскими спектрометрами. Первоначально запуск рентгеновской обсерватории планировался на 1987 г. Теперь называют 1998 г. Чего же ожидают астрономы от обсерватории AXAF?
МОЖНО ЛИ ПЛАНИРОВАТЬ ОТКРЫТИЯ?
Оказывается, можно! Особенно, если знаешь, что ищешь. В рентгеновской астрономии сейчас именно такая ситуация: хорошо известно, каковы должны быть параметры рентгеновского телескопа, чтобы с его помощью сделать долгожданные открытия в области космологии и релятивистской астрофизики. Однако создать такой инструмент долгое время не удавалось.
Существуют два принципиально различных типа рентгеновских детекторов: пропорциональные счетчики квантов с коллиматорами и рентгеновские телескопы с фокусирующей системой и детекторами изображения 1 . Первый из них применялся на «Ухуру», второй - на «Эйнштейне».
1 В действительности создано значительно больше всевозможных типов рентгеновских детекторов, но мы хотим показать принципиальное различие между ними.
Пропорциональный счетчик - это современный вариант счетчика Гейгера, т. е. газонаполненная трубка с двумя электродами - положительным и отрицательным. Рентгеновский квант, влетая в трубку через затянутое тонкой пленочкой окно, ионизует газ, а электроды собирают образовавшиеся при этом ионы и электроны. Измеряя возникающий импульс тока, можно определить энергию зарегистрированного кванта: они приблизительно пропорциональны друг другу (отсюда и название счетчика). Пропорциональные счетчики способны регистрировать кванты в широком диапазоне энергии - от 1 до 30 эВ, и имеют неплохое спектральное разрешение, т. е. определяют энергию кванта с точностью в 15- 20 %. Однако сам по себе пропорциональный счетчик подобен фотопластинке без объектива: он регистрирует кванты, приходящие со всех сторон. Если есть сигнал, значит где-то перед счетчиком находится источник рентгеновского излучения, но где именно - неизвестно.
Чтобы определить направление на источник, используют теневые коллиматоры, дающие свободный доступ к счетчику лишь квантам, приходящим с определенного направления, и затеняющие счетчик от всех остальных квантов. Продолжая аналогию с фотопластинкой, можно сказать, что, положив ее на дно глубокого колодца или длинной трубы, мы получаем возможность фиксировать направление на яркие источники, подобные Солнцу: как только они оказываются на оси нашего «коллиматора», пластинка чернеет. Однако изображение объекта таким инструментом не получишь: угловое разрешение у него низкое, да и чувствительность невелика. Ведь он фиксирует все кванты, проходящие через данный «коллиматор» - как кванты от источника, так и фон неба. А в рентгеновском диапазоне небо довольно яркое. Ситуация напоминает дневное наблюдение звезд с поверхности Земли: невооруженным глазом видны лишь яркие источники - Солнце, Луна, Венера, - а звезды меркнут в сиянии дневного неба. Коллиматор тут беспомощен (вспомним: звезды не заметны днем со дна глубокого колодца!), но может помочь оптическая система - телескоп. Он создает изображение кусочка неба и дает возможность наблюдать звезду отдельно от фона.
Рентгеновский объектив, если его изготовить, позволяет счетчику выделить источник из фона. А если разместить в фокусе рентгеновского объектива много маленьких счетчиков, то они, подобно зернам фотоэмульсии, построят картину рентгеновского неба, причем картину «цветную», если эти счетчики будут правильно воспринимать энергию падающих фотонов.
К сожалению, создать рентгеновский объектив очень непросто: жесткие кванты проникают вглубь вещества объектива, ни преломляясь, ни отражаясь. Лишь самые малоэнергичные рентгеновские кванты, падая очень полого на хорошо отполированную металлическую поверхность, отражаются от нее по законам геометрической оптики. Поэтому рентгеновский объектив, представляющий комбинацию параболоида и гиперболоида вращения, очень похож на чуть коническую трубу. Обычно, чтобы перехватить побольше квантов, изготавливают несколько объективов разного диаметра, но с одинаковым фокусным расстоянием и укрепляют их соосно наподобие матрешки. Тогда все изображения складываются в фокальной плоскости и взаимно усиливаются. Размещенный в этой плоскости детектор рентгеновских квантов фиксирует их координаты и передает на ЭВМ, которая синтезирует картинку.
Эффективная площадь и спектральный диапазон главного зеркала телескопа AXAF в сравнении с телескопом космической обсерватории «Эйнштейн»
На обсерватории «Эйнштейн» был установлен телескоп с диаметром зеркала 60 см. Однако эффективная площадь сложного зеркала сильно зависела от энергии приходящих квантов: для квантов мягкого рентгеновского излучения с энергией 0,25 кэВ она составляла 400 см 2 и уменьшалась до 30 см 2 для квантов с энергией 4 кэВ. А для регистрации еще более жестких квантов телескоп был вообще непригоден.
Это очень печально, поскольку именно жесткие кванты несут уникальную информацию. Каждый астроном знает, как важно зафиксировать спектральную линию химического элемента: ее интенсивность указывает на содержание элемента, а положение в спектре говорит о скорости движения источника (доплер-эффект). Однако в рентгеновских спектрах линий почти нет; обычно в спектре горячего межзвездного газа присутствует лишь одна линия железа с энергией квантов около 7 кэВ. Многие астрофизики мечтают получить изображение в ней «своих» объектов. Например, исследователи галактик могли бы по ним определить содержание тяжелых элементов в горячих коронах звездных систем и в межгалактическом газе; они могли бы измерить скорость скоплений галактик и непосредственно определить расстояние до них, что позволило бы уточнить постоянную Хаббла и возраст Вселенной. К сожалению, телескоп обсерватории «Эйнштейн» не способен работать в области 7 кэВ: его чувствительность ограничивается диапазоном 0,1 4-4 кэВ.
Запущенная в июне 1990 г. рентгеновская обсерватория ROSAT («Roentgen Satellite»), созданная в основном специалистами Германии, хотя и имеет более высокую чувствительность, чем «Эйнштейн», но и ее рабочий диапазон относительно невелик: 0,1÷2 кэВ. Угловое разрешение ROSAT (4") примерно такое же, как у «Эйнштейна» (2"÷4").
А вот телескоп обсерватории AXAF будет способен строить изображение в диапазоне 0,14-10 кэВ и при этом даст разрешение как у хорошего оптического телескопа (0,5"). Учитывая к тому же, что его составное зеркало будет иметь диаметр 1,2 м, при наблюдении точечных источников AXAF окажется почти в сто раз более чувствительным, чем «Эйнштейн». Это означает: ему станет доступен почти в тысячу раз больший объем пространства для исследования источников известного типа. А сколько принципиально новых объектов будет открыто? Можно лишь догадываться...
К тому же AXAF будет снабжен кристаллическим брегговским спектрометром высокого разрешения, дающим возможность определять энергию квантов с точностью выше, чем 0,1 %. Принцип работы этого прибора аналогичен оптической дифракционной решетке, но поскольку длина волны рентгеновского излучения очень мала, роль дифракционной решетки для него в брегговском спектрографе играет природный кристалл, расстояние между слоями атомов в котором близко к длине волны рентгеновского излучения.
ТРЕТИЙ ЭТАП РЕНТГЕНОВСКОЙ АСТРОНОМИИ
В книге П. Р. Амнуэля «Небо в рентгеновских лучах» (М.: Наука, 1984) приводится любопытная аналогия между рентгеновской и оптической астрономией. Обзор рентгеновского неба со спутника «Ухуру» был подобен рассматриванию ночного неба невооруженным глазом. Действительно, самый яркий «звездный» объект на небе - Венера - в 10 тыс. раз ярче самой слабой звезды 6т, доступной глазу; таково же отношение потоков от ярчайшего рентгеновского источника Sco X-1 и слабейшего источника, обнаруженного «Ухуру». Запуск телескопа на обсерватории «Эйнштейн» в 100 раз более чувствительного, чем «Ухуру», был эквивалентен появлению оптического телескопа скромного, любительского уровня, в который видны звезды до 11 m . А еще в 100 раз более чувствительный AXAF будет подобен хорошему профессиональному телескопу, для которого доступны звезды до 16 m .
Каждая новая орбитальная обсерватория вносит свой важный вклад в астрономию. Даже инструменты с традиционными параметрами способны собрать большой массив уникальной информации и сделать немало открытий; пример тому - российская обсерватория «Гранат» (Земля и Вселенная, 1993, № 1, с. 17.- Ред .). Еще важнее создать приборы с уникальными характеристиками, каждый из которых даст рывок в науке. Один только пример: до запуска обсерватории GRO в гамма-диапазоне было зафиксировано лишь два пульсара - Crab и Vela - а сейчас их около 500! Поэтому астрофизики с нетерпением ожидают начала работы новых крупных обсерваторий на орбите.
Часто изобретение первого телескопа приписывают Гансу Липпершлею из Голландии, 1570-1619 годы, однако почти наверняка он не являлся первооткрывателем. Скорее всего, его заслуга в том, что он первый сделал новый прибор телескоп популярным и востребованным. А также именно он подал в 1608 году заявку на патент на пару линз, размещенный в трубке. Он назвал устройство подзорной трубой. Однако его патент был отклонен, поскольку его устройство показалось слишком простым.
Рентгеновский телескоп предназначен для наблюдения удаленных космических объектов в рентгеновском спектре. Обычно телескопы размещают на высотных ракетах или на искусственных спутниках, так как атмосфера Земли является весьма серьезной помехой для рентгеновских лучей.
Американский профессор Рикардо Джиаккони вместе с Бруно Росси в далеком 1960 году опубликовали первую в мире схему настоящего рентгеновского телескопа с фокусирующей зеркальной системой. В чем же состоит принципиальное отличие рентгеновского телескопа от других видов телескопов? Дело в том, что рентгеновские кванты из-за своей большой энергии практически не преломляются в веществе, они поглощаются практически при любых углах падения (кроме самых пологих). Именно поэтому было необходимо, чтобы рентгеновские лучи шли почти параллельно отражающему зеркалу. Такое зеркало представляет собой сужающуюся полую трубку с параболической или гиперболической поверхностью, в которую как раз и входит рентгеновский луч. Телескоп Джиаккони и Росси включал в себя несколько вложенных друг в друга трубковидных зеркал с единой центральной осью для того, чтобы максимально увеличить чувствительность прибора. Подобная схема легла в основу всех современных рентгеновских телескопов.
Современные рентгеновские телескопы работают в диапазоне энергий фотонов рентгеновского излучения от от 0,1 до сотен кэВ. Зеркала подобных телескопов изготавливаются из керамики или металлической фольги (часто используется золото и радий). Критический угол отражения будет зависеть от энергии фотонов.
Основная проблема регистрирования рентгеновских лучей связана с тем, что рентгеновский телескоп облучается мощными потоками заряженных частиц и гамма-фотонов различных энергий, которые регистрируются им наравне с рентгеновскими фотонами. Для решения данной проблемы пользуются методом антисовпадений. Для того чтобы точно определить направление на источник рентгеновского излучения, используют устройство, которое состоит из щелевого коллиматора (набора пластин, которые ограничивают поле зрения) и звёздного датчика (регистрирует прошедший через коллиматор рентгеновский фотон). Возникший импульс тока проходит схему антисовпадений, после чего с помощью специального анализатора определяются энергетические характеристики фотона.
Угловое разрешение подобного телескопа со щелевым коллиматором составляет несколько десятков угловых минут. Также в рентгеновских телескопах могут применяться так называемые модуляционные (качающиеся) коллиматоры (здесь угол разрешения составляет несколько десятков секунд). Подобный коллиматор состоит из двух или более проволочных одномерных сеток, которые устанавливаются между детектором и щелевым коллиматором. Наблюдение производится или в режиме сканирования, или либо вращения относительно оси, перпендикулярной плоскости сеток.
Еще одной более совершенной технологией является методика кодирования апертуры для получения изображений. При использовании данной технологии перед матричным детектором устанавливается маска в виде решетки, обладающей неоднородным пропусканием по всей площади (за счет чередования прозрачных и непрозрачных элементов). Такая конструкция весит гораздо меньше и позволяет получить угловое разрешение менее 1". Примером рентгеновского телескопа является космическая рентгеновская обсерватория «Чандра», запущенная НАСА в 1999 году.