Temel X-ışını dedektörlerini zaten ele aldık: aşağıdaki enerjiler için oransal sayaçlar ve 2'ye kadar olan enerjiler için sintilasyon sayaçları Sorun, sayaçların içinde iyonlaşmaya da neden olan kozmik ışınların hariç tutulması ihtiyacıdır. Bu amaçla üç yöntem kullanılmaktadır.
İlk yöntem tesadüf karşıtı dedektörleri kullanmaktır. Bu durumda, X-ışını sayaçları parıldayan bir madde (plastik bir sintilatör veya bir parıldayan sıvı) ile çevrelenir ve hem sayacın hem de parıldayan maddenin çalışmasına neden olan herhangi bir olay, yüklü bir parçacık nedeniyle reddedilir (Şekil 1). 7.10a).
İkinci yöntem ise elektron darbesinin şeklini zamanın bir fonksiyonu olarak analiz etmektir. İster düşük enerjili bir kozmik ışın parçacığı olsun, ister böyle bir parçacık tarafından sayaçtan atılan hızlı bir elektron olsun, hızlı bir parçacık, çıkışta geniş bir darbeye neden olan iyonize bir iz oluşturur. Öte yandan, yaklaşık enerjiye sahip bir foton, yerel iyonlaşmaya yol açar ve ortaya çıkan darbe, özellikle ön kenarı kısadır. Örneğin, kozmik X-ışınları tarafından argon atomlarından ayrılan elektronların aralığı genellikle 0,132 cm'den azdır. Kozmik ışınlar ile X-ışınlarını ayırt etmeye yönelik bu yönteme, yükselme zamanı veya darbe şekli ayrımı adı verilir (Şekil 7.10, b ve c).
Sert x-ışınları ve yumuşak x-ışınları için kullanılan üçüncü yöntem, katmanlı fosfor adı verilen dedektörleri içerir. Fotonları ve yüklü parçacıkları tespit etmek için farklı verimliliklere sahip farklı parıldayan malzeme katmanlarından oluşurlar. Böyle bir çiftin bir bileşeni, fotonlara duyarlı ve standart bir sintilasyon foton sayacı olarak kullanılan sezyum iyodürden yapılmış bir detektör olabilir ve diğer bileşen, fotonlara duyarlı olmayan bir plastik sintilatörden yapılabilir. Sonuç olarak, yüklü parçacıklar geçerken fotonlar yalnızca ilk dedektörde sinyal verecektir.
Pirinç. 7.10. Yükselme süresine (veya darbe şekline) göre X ışınları (b) ile kozmik ışınlar (c) arasında ayrım yapılması.
Dedektör her iki malzemede de ışık yanıp sönmesine neden olur. Katmanlı fosforlarda kullanılan sintilatörler, farklı parlama sürelerine sahip olacak şekilde seçilir, böylece cihaza giren yüklü bir parçacık, bir zaman aralığıyla ayrılmış iki ışık parlaması verir, bir foton yalnızca bir parlamaya neden olur, böylece ışık parlamaları kaydedilebilir. kozmik ışınları karakteristik özelliklerine göre tanıyabilen ve ortadan kaldırabilen elektronik sisteme bağlı bir fotoçoğaltıcı tarafından. Bir fotonun neden olduğu ışık parlamasının yoğunluğuna bağlı olarak enerjisi belirlenirken, -radyasyon özelliği olan enerjiler için %10 veya daha iyi düzeyde bir enerji çözünürlüğü elde etmek mümkündür.
Genellikle mekanik bir kolimatör kullanılarak yapılan X-ışını teleskopunun görüş alanını sınırlamak gerekir. En basit durumda kolimatör dikdörtgen kesitli içi boş tüplerden oluşur. Böyle bir kolimatörün radyasyon modeli bir üçgen şekline sahiptir, çünkü X-ışını radyasyonunun doğrusal olarak yayıldığı varsayılabilir, yani. geometrik optik yasalarına uygun olarak. Bunun tek istisnası, ışının bakır gibi yüksek iletkenliğe sahip bir maddenin yüzeyine normale büyük bir açıyla gelmesi durumudur. Daha sonra otlatma insidansı yansıması meydana gelebilir. Daha az enerjiye sahip fotonlar için, ışının yönü ile malzeme yüzeyi arasındaki açı eşit olmadığında yansıma gözlenir.
Pirinç. 7.11. Basit bir X-ışını teleskopunun şeması. Bu tip teleskoplar Uhuru ve Ariel-5 uydularına kuruldu.
birkaç dereceyi aşıyor. Bu yansıma süreci, plazma frekansının derinlikle birlikte arttığı iyonize bir plazmadaki radyo dalgalarının sapmasına benzer. Yansıma sadece çok küçük açılarda meydana gelse de bu, odak düzleminde gökyüzünün görüntüsünü üreten eğik geliş aynalarına sahip teleskopların geliştirilmesi için yeterlidir (Bölüm 7.3.2).
Böylece, Şekil 2'de gösterilen şemaya göre basit bir X-ışını teleskopunu monte edebilirsiniz. 7.11. Bu tür teleskoplara dahil edilmesi gereken modern elektronik genlik analizör devreleri, ayırıcılar ve tesadüf karşıtı devrelerin önemli bir rol oynadığını bir kez daha belirtelim. Bu tür teleskoplar Uhuru yörüngesel X-ışını gözlemevinde büyük başarıyla çalıştı.
7.3.1. X-ışını uydusu "Uhuru". Uhuru X-ışını uydusu Aralık 1970'te Kenya kıyılarından fırlatıldı. Uyduya kurulan bilimsel ekipman, her biri yararlı bir alana sahip berilyum pencereli iki orantılı sayaç içeriyordu. Bunlar dik olarak zıt yönlere yönlendirilmişti. dönme eksenine göre ve görüş alanını sınırlayan (yarım yükseklikte tam genişlik) mekanik kolimatörlerle donatılmıştı (Şekil 7.12). Uydunun kendi ekseni etrafındaki dönüş süresi 10 dakikaydı. Oransal sayaçlar bölgede hassastı
Teleskop hassasiyeti. Teleskobun hassasiyet sınırı arka plan radyasyonu ile belirlendi. İki tür arka plan radyasyonu vardır.
1. Saniyedeki sayım sayısı, -kuanta ve kozmik ışınların yetersiz dışlanmasıyla ilişkilidir. Bu değer teleskoptan teleskoba değişir ve Uhuru gemisindeki dedektörler için bu değer yaklaşık olarak
2. Parlaklığı çok yüksek olan kozmik X-ışını arka plan radyasyonu. Bu arka plan radyasyonu izotropiktir; kozmolojik bir kökene sahip olduğu varsayılmaktadır. Teleskobun enerji aralığındaki boyut. Teleskobun hassasiyet sınırı istatistiksel olarak belirlenir. Ayrı bir X-ışını kaynağını tespit etmek için bir kriter olarak en az üç kez bir sinyal alırsak
Pirinç. 7.12. X-ışını uydusu "Uhuru". a - aletlerin düzenlenmesi; b - X-ışını teleskopunun yönü.
gürültüyle ilişkili standart sapmadan (bu durumda istatistiksel gürültü) daha büyükse, tespit edilebilen en zayıf X-ışını noktası kaynağının bir akı yoğunluğuna sahip olması gerektiği gösterilebilir.
katı açı nerede, teleskopun görüş açısına, kaynağın gözlem zamanına eşittir. Enerji bölgesindeki X-ışını arka plan radyasyonu eşittir ve ölçülen yere göre yaklaşık bir yoğunluk spektrumuna sahiptir. Bu verileri, bir kolimatör için her iki türün arka plan radyasyonunun yaklaşık olarak aynı olduğunu, oysa daha küçük bir alan için olduğunu göstermek için kullanabiliriz. Yüklü parçacıklar nedeniyle yalnızca arka planı görüntülemek önemlidir. Görüş alanı birkaç dereceden azsa, gürültü kaynağı olarak kozmik X-ışını arka plan radyasyonu önemsiz hale gelir.
Normal modda uydu, gökyüzünün bir şeridini birçok yörüngede tarar. Bir günlük gözlemlerde saptanabilen en zayıf kaynağı hesaplamaya çalışın ve bunu "Uhuru" kataloglarından alınan gerçek "Uhuru" akı yoğunluğu sınırıyla karşılaştırın, "Uhuru" aralığına ulaşmak için tüm gökyüzünü taramak ne kadar sürdü? bu seviyede bir hassasiyet var mı?
Zamansal değişimler. Uhuru'nun yaptığı en dikkat çekici keşif titreşimli X-ışını kaynaklarıydı. Teleskop
Pirinç. 7.13. Kaynak için veri kaydı parçası Histogram, ardışık ikinci kutulardaki örneklerin sayısını gösterir. Sürekli bir çizgi, kaynağı tararken teleskobun değişen hassasiyetini dikkate alarak gözlem sonuçlarına en iyi yaklaşan harmonik bir eğridir.
bir kolimatör ile her 0,096 saniyede bir X-ışını akışına ilişkin verileri kaydedip Dünya'ya iletti. Kaynaktan gelen ortalama akı yoğunluğu eşittir ve periyodu 1,24 s'dir. Titreşimler tespit edildiğinde kaynak gürültü seviyesinin ne kadar üzerindeydi? Dönem boyunca kaynak sinyalinin gürültü seviyesini çok fazla aşmadığı, ancak Fourier analizi (veya güç spektrumu) yöntemlerinin kullanımının, daha uzun bir süre boyunca veri işlemeye uygulanması durumunda, çok daha büyük titreşimlerin keşfedilmesine olanak sağladığı ortaya çıktı. daha düşük yoğunluk. Kaydın bir kısmı Şekil 2'de gösterilmektedir. 7.13.
7.3.2. Einstein X-ışını Gözlemevi. X-ışını astronomisinde bir devrime neden olan Uhuru gözlemlerinden bu yana en önemli başarılar, Einstein X-ışını Gözlemevi olarak da adlandırılan X-ışını uydusunun uçuşuyla ilişkilendirildi. Bu gözlemevinde, yüksek açısal çözünürlüklü görüntüler üreten eğik insidanslı bir teleskop da dahil olmak üzere pek çok benzersiz ekipman bulunuyordu.
X-ışınları yalnızca iletken malzemelerin yüzeyinden geniş geliş açılarıyla yansıtılır. Yansıma enerjilerinde, yüzey ile radyasyonun geliş yönü arasındaki açının birkaç derece olması durumunda meydana gelir; Foton enerjisi ne kadar büyükse bu açı o kadar küçük olmalıdır. Bu nedenle, göksel bir kaynaktan gelen X-ışınlarını odaklamak için parabolik bir reflektöre ihtiyacınız vardır.
Pirinç. 7.14. Parabolik ve hiperbolik eğik geliş aynalarının bir kombinasyonunu kullanarak bir X-ışını ışınını odaklamak. Bu kombinasyon Einstein X-ışını Gözlemevinde kullanılmaktadır.
odak uzaklığı çok uzun olduğundan reflektörün orta kısmı kullanılamayabilir. Teleskobun odak uzaklığı, başka bir toplama aynası eklenerek toplama yüzeyi alanı pahasına azaltılabilir; tercih edilen konfigürasyon paraboloit ve hiperboloidin bir kombinasyonudur (Şekil 7.14). Böyle bir sistem yalnızca gelen X-ışınlarına odaklanır. şekilde gösterilen halkasal bölge üzerinde. Toplama alanını arttırmak için birden fazla aynanın kombinasyonu kullanılabilir. Böyle bir sistem, Einstein Gözlemevi'ndeki HRI Yüksek Bozulma Teleskobu'nda kullanıldı. 25 çaplı bir görüş alanında gök küresinin görüntüsünün elde edilmesini mümkün kıldı ve görüş alanının merkezinden 5 yarıçaplı bir alanda açısal tahribat daha iyi oldu.
Teleskopla aynı açısal çözünürlüğe sahip bir XY dedektörü odak düzlemine yerleştirilmelidir. HRI'da arka arkaya monte edilen iki mikrokanal plakadan oluşur. Bu dedektörler, yüksek potansiyel farkının korunduğu bir dizi çok ince tüptür. Borunun bir ucuna çarpan elektron hızlanmaya başlar ve duvarlara çarparak ek elektronları dışarı atar, bunlar da hızlanır ve ayrıca elektronları vb. devre dışı bırakır. Orantılı bir sayaçta olduğu gibi, bu işlemin amacı tek bir elektrondan yoğun bir elektron parlaması üretmektir. HRI'da, birinci mikrokanallı plakanın ön yüzeyi kaplanmıştır. Ön yüzeye gelen bir X-ışını fotonu, bir elektronu devre dışı bırakır ve bunun sonucunda, ikinci plakanın çıkışında elektronlar tespit edilir. Bu elektron patlaması, X-ışını kuantumunun koordinatlarının doğru bir şekilde ölçülmesini mümkün kılan, karşılıklı dik ızgaralara sahip bir yük detektörü tarafından kaydedilir.
Bir teleskobun hassasiyetini belirlemek için etkili alanını ve dedektörden gelen arka plan sinyallerinin seviyesini bilmeniz gerekir. Otlatma geliş yansıması foton enerjisinin bir fonksiyonu olduğundan ve dedektör penceresi malzemesinde soğurma olduğundan, etkili
Pirinç. 7.15. Enerjinin bir fonksiyonu olarak yüksek çözünürlüklü bir görüntüleme teleskopunun etkili alanı. Eğriler, berilyum ve alüminyum filtrelerin dedektörün önüne takılmasının etkisini göstermektedir.
alan büyük ölçüde enerjiye bağımlıdır (Şekil 7.15). Beklendiği gibi, maksimum etkili alan yaklaşık enerjilere karşılık gelir ve yaklaşık olarak eşittir. Dedektörün tepkisi, teleskopun görüş alanına filtreler yerleştirilerek değiştirilebilir (Şekil 7.15), böylece kaba enerji çözünürlüğü sağlanır.
Dedektördeki gürültü seviyesi, esas olarak yüklü parçacıklardan dolayı şu seviyeye ulaşır: Bu, Uhuru kataloğunun kaynağının hassasiyet sınırında olduğu anlamına gelir; aralıktaki Uhuru birimleri mertebesinde akı yoğunluğuna sahip bir nokta kaynak, 50.000 s'lik bir maruz kalma ile 5o seviyesinde tespit edilebilir.
Teleskobun aynalarının yüksek kalitesinden tam olarak yararlanmak için uzay aracının hassas bir şekilde dengelenmesi gerekir. Ancak böyle bir girişimde bulunulmadı. Teleskopun işaretlenmesi çok daha kaba bir şekilde gerçekleştirilir, ancak herhangi bir anda standart parlak yıldızlara göre anlık yönelimi doğru bir şekilde belirlenir. Bu nedenle gözlemler tamamlanır tamamlanmaz gökyüzü haritası teleskopun sahip olduğu tam açısal çözünürlükle yeniden oluşturulur. HRI kullanılarak elde edilen görüntülerin kalitesinin bir örneği Şekil 1'de gösterilmektedir. 7.16.
Aşağıdaki aletler de Einstein Gözlemevi'ne yerleştirildi.
Pirinç. 7.16. (taramaya bakın) Einstein Gözlemevi'nin yüksek çözünürlüklü teleskopu kullanılarak elde edilen bir süpernova kalıntısının X-ışını görüntüsü. Her görüntü öğesinin pozlama süresi 32.519 saniyedir.
Pirinç. 7.17. Einstein X-ışını Gözlemevi'ndeki cihazların genel düzeni.
1 - vizör, 2 - ön ön kolimatör, 3 - ayna sistemi, 4 - arka ön kolimatör, 5 - kırınım spektrometresi, 6 - filtreli geniş bant spektrometre, 7 - fokal kristal spektrometre, 8 - yüksek voltaj görüntüleme dedektörü, 9 - arka yalıtım desteği, 10 - katı hal spektrometresi, 11 - çok kanallı oransal sayaç, 12 - elektronik ekipman üniteleri, 13 - optik tezgah, 14 - ön yalıtım desteği, 15 - kontrol oransal sayaç, 16 - kontrol orantısal sayacının termal kolimatörü, 17 - yön sensörü başlıkları.
pozitif bir sayı, β geliş açısıdır, yansıtan kristalografik düzlemler arasındaki mesafedir. X ışınları odaktan geçer ve uzaklaşan bir ışın oluşturarak kristalin üzerine düşer. Kristal, yansıyan x-ışınlarının konuma duyarlı oransal bir detektöre odaklanmasını sağlayacak şekilde kavislidir. Enerjilerde enerji çözünürlüğü 100-1000 civarında olup, etkin alan tek paragrafta gözlemevi ile ilgilidir. Gözlemlerin ilk yılındaki ana başarılar şunlardır: tüm ana dizi yıldızları, süperdevler ve beyaz cüceler dahil olmak üzere tüm parlaklık sınıflarındaki yıldızlardan gelen X-ışını emisyonunun tespiti; Andromeda Bulutsusu'nda 80'den fazla kaynağın ve Macellan Bulutları'nda da aynı sayıda kaynağın keşfedilmesi; Gökada kümelerinin yüksek çözünürlüklü X-ışını görüntüleri, X-ışını emisyonuna yol açan çok çeşitli farklı süreçleri ortaya çıkarır; birçok kuasar ve aktif galaksiden gelen X ışınlarının tespiti; Uhuru kataloğundaki en zayıf kaynaklardan 1000 kat daha zayıf akı yoğunluğuna sahip kaynakların kaydı. Einstein Gözlemevi'nden yapılan gözlemler astronominin her alanında önemli bir etki yarattı. (Einstein Gözlemevi'nin ilk gözlem sonuçlarının önemli bir kısmı Astrophys. J., 234, No. 1, Pt. 2, 1979'da yayınlandı.)
Uzay aracı uçuşları, gökbilimciler için, yer tabanlı astronominin asla sahip olmadığı ve asla sahip olamayacağı eşi benzeri görülmemiş olasılıkların önünü açtı. Güneş Sistemi'nin gök cisimlerini, Galaksimizi ve çok sayıda galaksi dışı nesneyi incelemek için, en yeni fiziksel araçlarla donatılmış özel astronomik gözlem istasyonları artık uzaya fırlatılıyor. Atmosfer tarafından emilen ve dünya yüzeyine ulaşmayan görünmez radyasyonu yakalarlar. Bunun sonucunda uzayın derinliklerinden gelen her türlü elektromanyetik radyasyon araştırmaya açık hale geldi. Mecazi anlamda konuşursak, daha önce Evreni tek, siyah ve beyaz renkte gözlemlemiş olsaydık, bugün bize elektromanyetik spektrumun tüm "renklerinde" görünür. Ancak görünmez radyasyonu almak için özel teleskoplara ihtiyaç vardır. Görünmez ışınları nasıl ve hangi yardımla yakalayıp inceleyebilirsiniz?
“Teleskop” kelimesini duyunca herkesin aklına mercekleri veya aynaları olan bir astronomik tüp, yani optik fikri gelir. Nitekim yakın zamana kadar gök cisimleri yalnızca optik aletlerin yardımıyla inceleniyordu. Ancak gözle görülen ışıktan çok farklı olan görünmez radyasyonu yakalamak için özel alıcı cihazlara ihtiyaç vardır. Ve görünümlerinin alışık olduğumuz teleskoplara benzemesi hiç de gerekli değil.
Kısa dalga alıcıları optik teleskoplardan tamamen farklıdır. Ve eğer örneğin şunu söylersek, "X-ışını teleskopu" veya "gama-ışını teleskopu", o zaman bu isimler şu şekilde anlaşılmalıdır: X-ışını alıcısı veya gama ışını alıcısı.
Kısa dalga radyasyonu almanın tüm zorluğu, dalga boyu 0,2 mikrondan az olan elektromanyetik radyasyon için geleneksel kırılma (mercek) ve yansıtıcı (ayna) sistemlerin tamamen uygun olmaması gerçeğinde yatmaktadır.
Bu nedenle, X ışınları ve özellikle gama ışınları o kadar enerjiktir ki, herhangi bir malzemeden yapılmış mercekleri kolayca "delebilirler": bu ışınların ve kuantumların orijinal hareket yönü değişmez. Başka bir deyişle odaklanamazlar! Peki o zaman onları nasıl inceleyeceğiz? Onlar için bir teleskop nasıl tasarlanmalı?
Fizikçilerin dilinde kısa dalga radyasyonu sert radyasyondur! Bu, X ışınlarının ve gama ışınlarının fotonlarının, özellikleri bakımından, uzayın derinliklerinden Dünya'ya gelen yüksek enerjili kozmik ışın parçacıklarına (alfa parçacıkları, protonlar) benzer olduğu anlamına gelir. Peki belki de kozmik ışınları incelemek için kullanılanlar gibi parçacık sayaçları katı kuantaları kaydetmek için uygun olabilir? X-ışını ve gama-ışını teleskoplarında alıcı cihaz olarak kullanılan bu sayaçlardır. X-ışınlarının nereden geldiğini bulmak için sayaç büyük bir metal tüp içine alınır. Ve eğer tezgah farklı bileşimlerdeki filmlerle kaplanmışsa, o zaman farklı tezgahlar farklı sertlikteki miktarları kabul edecektir. Sonuç, X-ışını radyasyonunun bileşiminin belirlenmesine olanak tanıyan bir tür X-ışını spektrografıdır.
Ancak böyle bir teleskop hala çok kusurludur. En büyük dezavantajı çözünürlüğünün çok düşük olmasıdır. Sayaç tüpe giren radyasyonu kaydeder. Ve bu görüntü, sıradan bir teleskopla binlerce yıldızın görülebildiği gökyüzünün birkaç derece karesinden geliyor. Hangileri X-ışınları yayar? Bunu öğrenmek her zaman mümkün değildir. Yine de, uzay yörünge istasyonlarında çalışan X-ışını ve gama ışını teleskoplarının yardımıyla, görünmez kısa dalga radyasyonunun kaynakları hakkında çok ilginç bilgiler elde edilmiştir.
Böyle bir kaynak Güneşimizdir. 1948'de, bir V-2 roketi tarafından yaklaşık 160 km yüksekliğe (ABD, Deniz Laboratuvarı) kaldırılan fotoğraf plakalarının yardımıyla, büyük yıldızdan gelen X-ışını radyasyonu keşfedildi. Ve 1962'de fotoğraf plakasını Geiger sayacıyla değiştiren gökbilimciler, Güneş Sisteminin çok ötesinde ikinci bir X-ışını kaynağı keşfettiler. Bu, Akrep takımyıldızındaki Scorpius X-1 adı verilen en parlak X-ışını kaynağıdır. 1963 yılında X-ışını astronomisinin üçüncü nesnesi Boğa - Boğa X-1 takımyıldızındaki ünlü Yengeç Bulutsusu idi.
X-ışını astronomisinin gelişimindeki en önemli aşama, 1970 yılında dünyanın ilk Amerikan X-ışını uydusu Uhuru'nun ve 1978'de ilk X-ışını yansıtan teleskopu Einstein'ın fırlatılmasıydı. Onların yardımıyla X-ışını çift yıldızları, X-ışını pulsarları, aktif galaktik çekirdekler ve diğer X-ışını radyasyonu kaynakları keşfedildi.
Bugüne kadar yıldızlı gökyüzünde binlerce X-ışını radyasyonu kaynağı bilinmektedir. Genel olarak, X-ışını teleskoplarının bu tür yaklaşık bir milyon kaynağa, yani en iyi radyo teleskoplarının sayısına erişimi vardır. X-ışını gökyüzü neye benziyor?
X-ışınlarında Evren, optik teleskoplarda görüldüğünden tamamen farklı görünür. Bir yandan Samanyolu'nun orta düzlemine yaklaştıkça parlak radyasyon kaynaklarının konsantrasyonunda bir artış var; bunlar Galaksimize ait. Öte yandan, gökyüzünde çok sayıda galaksi dışı X-ışını kaynağının düzgün bir dağılımı var. Dünya'nın gökyüzünü süsleyen pek çok gök cismi (Ay ve gezegenler) X-ışınlarında görülemez.
Gama ışını astronomisi roket teknolojisiyle birlikte doğmuştur. Bilindiği gibi kozmik gama radyasyonu, yüksek enerjili parçacıkların katıldığı fiziksel süreçlerin (atom çekirdeği içinde meydana gelen süreçler) bir sonucu olarak ortaya çıkar. Ancak gama ışınlarının en yoğun kaynağı yok etme süreci yani parçacıkların ve antiparçacıkların (örneğin elektronlar ve pozitronlar) etkileşimi, maddenin (parçacıkların) sert radyasyona dönüşmesiyle birlikte. Sonuç olarak, bir astrofizikçi bir gün gama ışınlarını inceleyerek, sıradan bedenler dünyamızın bedenleriyle teorik olarak mümkün olan etkileşime tanık olabilir. dünya karşıtı münhasıran aşağıdakilerden oluşan antimadde.
Galaksimizde, dağınık (dağınık) gama radyasyonu esas olarak galaktik diskte yoğunlaşmıştır; Galaksinin merkezine doğru yoğunlaşır. Ek olarak, Yengeç (Boğa burcundaki Yengeç Bulutsusu), Herkül X-1, Geminga (İkizler takımyıldızında) ve diğerleri gibi ayrı (nokta) gama ışını kaynakları keşfedilmiştir. Galaksi dışı gama ışınlarının yüzlerce ayrı kaynağı tam anlamıyla gökyüzüne dağılmış durumda. Güneş patlamaları sırasında Güneş'in aktif bölgelerinden yayılan gama radyasyonunu almak mümkündü.
Görünür spektrumun sınırında, mor ışınların solunda görünmez olan bulunur ultraviyole radyasyon. Dünya atmosferi, 0,29 mikron dalga boyundan başlayarak kozmik ultraviyole ışınımı belki de “en ilginç yerde” tamamen emmektedir...
Uzay araştırmalarının başlamasıyla birlikte ultraviyole dalga boyu aralığında da gözlemler yapılmaya başlandı. 23 Mart 1983'te ülkemizde Astron astronomik istasyonu oldukça eliptik bir Dünya'ya yakın yörüngeye (yerberi 2000 km'de yükseklik, 200 bin km'de) fırlatıldı. Bu, X-ışını ve ultraviyole gözlemleri için ekipmanlarla donatılmış ilk yerli istasyondu.
Artık birçok uzay aracına ultraviyole ışınları tespit eden cihazlar kuruluyor. Ve eğer yıldızlı gökyüzüne "ultraviyole gözlüklerle" bakabilseydik, o zaman spektrumun diğer görünmez ışınlarında olduğu gibi bizim için de tamamen tanınmaz hale gelirdi. Bu nedenle, örneğin, Dünya'nın Kuzey Yarımküresinin sakinleri için, Zeta Orion yıldızı özellikle gökyüzünde öne çıkacaktı - "kemerindeki" en soldaki armatür. Diğer bazı yıldızlar, özellikle sıcak olanlar da alışılmadık derecede parlak görünür.
Şaşırtıcı olan şey, ultraviyole gökyüzünde çok sayıda devasa, parlak şekilde parlayan bulutsuların bulunmasıdır. Gözle ayırt edilmesi zor olan küçük sisli bir benek şeklindeki ünlü Orion Bulutsusu, “göksel avcı” takımyıldızının tamamını kaplayacaktı. Devasa bir ultraviyole bulutsusu, Başak takımyıldızının ana yıldızı olan parlayan Başakçı'yı sarar. Bu bulutsu çok parlak ve neredeyse daireseldir. Görünen çapı, dolunay'ın görünen çapının yaklaşık 50 katıdır. Ancak Spica'nın kendisi çıplak gözle görülemiyor: ultraviyole radyasyonunun çok zayıf olduğu ortaya çıktı.
22 mikrondan 1 mm'ye kadar (görünür spektrumun kırmızı ışınlarının sağında) dalga boyu aralığında, dünyanın atmosferi güçlü bir şekilde emer kızılötesi (termal) radyasyon gök cisimleri Ayrıca havanın kendisi de kızılötesi dalga boyu aralığındaki gözlemlere müdahale eden bir ısı ışınları kaynağıdır. Bu engeller ancak kızılötesi radyasyon alıcıları atmosferin dışına, uzay aracına yerleştirilmeye başlandığında aşıldı.
Kızılötesi teknoloji, gezegenlerin topografyası hakkında en doğru verileri elde etmeyi mümkün kıldı, Evren araştırmacılarına Galaksimizin çekirdeğini insan gözünden gizleyen toz perdesini açtı, astrofizikçilerin yıldız "beşiklerine" bakmasına yardımcı oldu - gaz ve toz bulutsuları ve yıldızların doğuşunun sırlarına “dokunmak”.
Böylece astrofizik aletlerin uzaya çıkarılması astronomi için yeni ufuklar açtı: ultraviyole, röntgen ve kızılötesi astronomi yaratılmaya başlandı ve 70'lerde gama aralığında gözlemler yapılmaya başlandı. Bugün Evren araştırmacıları, ultra kısa gama ışınlarından ultra uzun radyo dalgalarına kadar elektromanyetik spektrumun neredeyse tüm aralığında gökyüzünü araştırma fırsatına sahip. Astronomi tüm dalgaları kapsayan bir bilim haline geldi. Kozmik "alanlardan" toplanan zengin bilimsel "hasat", astrofizikte gerçek bir devrime ve Büyük Evren hakkındaki fikirlerimizin yeniden düşünülmesine neden oldu.
"Dünya ve Evren" 1993 Sayı 5
X-RAY ASTRONOMİSİNİN GELİŞİM AŞAMALARI
Dünyanın atmosferi X-ışınlarını geçirmez. Bu nedenle, X-ışını astronomisi roket teknolojisiyle birlikte doğdu: 1948'de, bir V-2 roketi tarafından yaklaşık 160 km yüksekliğe kaldırılan fotoğraf plakalarının yardımıyla, Donanma Laboratuvarı'ndan (ABD) R. Barnight, X-'i keşfetti. Güneş'ten gelen ışın radyasyonu. 1962'de fotoğraf plakasını bir Geiger sayacıyla değiştiren gökbilimciler, bu kez güneş sisteminin ötesinde ikinci bir X-ışını kaynağı keşfettiler; bu, Sco X-1'di. O yıllarda benimsenen adlandırma sistemi basitti: “Sco X-1”, Akrep (Sco) takımyıldızındaki en parlak (1) röntgen (X-ışını) kaynağı anlamına geliyor. X-ışını astronomisinin 1963 yılında keşfedilen üçüncü nesnesi Boğa takımyıldızındaki (Tau X-1) ünlü Yengeç Bulutsusu'ydu.
1960'larda X-ışını dedektörleri çoğunlukla jeofizik roketlerle atmosferin üzerinde taşınıyordu; dikey uçuşları yalnızca birkaç dakika sürdü, dolayısıyla bu süre zarfında X-ışını gökyüzü haritalarında yalnızca 40 kadar kaynak işaretlendi. Ancak 70'li yıllarda, en ünlüleri Uhuru, ANS, Copernicus, OSO-7, SAS-3 olan yapay Dünya uydularına hassas X-ışını dedektörleri yerleştirilmeye başlandı. Bunu, HEAO-1, Einstein, Astron, Granat, Rosat gibi büyük uzay araçlarının, Salyut-4 ve -7, Skylab ve Mir istasyonlarındaki ekipmanların fırlatılması izledi. Her birinin çalışması ilginç astrofizik bilgiler getirse de, X-ışını astronomisinin gelişimindeki en önemli aşamalar, ilk yüksek hassasiyetli X-ışını dedektörü Uhuru'nun 1970 yılında piyasaya sürülmesi ve ilk X-ışını yansıtan teleskopun piyasaya sürülmesiydi. , Einstein, 1978'de (2-4" yüksek hassasiyete ve yüksek açısal çözünürlüğe sahipti). Onların yardımıyla, X-ışını ikili yıldızları, X-ışını pulsarları ve parlama kaynakları, sıcak koronalı normal yıldızlar, aktif galaktik çekirdekler ve galaksiler arası gaz 80'li yıllarda ve 90'lı yılların başında birçok güçlü aygıt zaten yörüngede çalışıyordu, ancak özellikleri geleneksel kaldı (Earth and Universe, 1989, No. 5, s. 30.- Ed.).
X-ışını astronomisindeki bir sonraki büyük ilerlemenin, AXAF'ın yeni yörünge gözlemevi Gelişmiş X-ışını Astrofizik Tesisi'nin 1998'de hizmete girmesiyle bekleniyor.
70'li yıllarda Amerikalı gökbilimciler, radyo hariç elektromanyetik dalgaların tüm ölçeğini kapsayabilen dört büyük yörünge gözlemevi oluşturma fikrini ortaya attılar. Mayıs 1990'da HST, optik ve yakın morötesi aralıklarda çalışan Hubble Uzay Teleskobu yörüngeye fırlatıldı (Earth and Universe, 1987, No. 4, s. 49). Daha sonra Nisan 1991'de GRO - Gama Işını Gözlemevi - fırlatıldı. Sırada AXAF X-ışını gözlemevi ve onu kızılötesi gözlemevi SIRTF (Uzay Kızılötesi Teleskop Tesisi) takip ediyor.
Ancak son iki proje şu anda önemli bir revizyondan geçiyor. Gerçek şu ki, ilk gözlemevlerinin üretimi çok pahalıydı: HST'nin maliyeti 5,55 milyar dolardı, GRO'nun maliyeti ise 600 milyon dolardı. Üstelik uyduların her biri, Uzay Mekiği üzerinde özel olarak organize edilen seferlerin yardımıyla yörüngeye yerleştirildi. HST teleskopunun üretimindeki hatalar ve genel ekonomik zorluklar, NASA'yı gelecek vaat eden astrofizik projeleri için bütçeyi yeniden değerlendirmeye zorladı. Her şeyden önce, ağır gözlemevlerinin fırlatılması için gerekli olan Shuttle'ın veya güçlü Titan roketinin terk edilmesine karar verildi. Yörünge gözlemevlerinin ucuz, harcanabilir Atlas tipi roketlerle fırlatılabilmesi için daha hafif olması gerekiyor.
SIRTF kızılötesi gözlemevi için bu, ana aynanın çapının 85 cm'den 70 cm'ye düşürülmesi, uydunun boyutunun neredeyse yarıya indirilmesi ve minimum ömrünün beş yıldan üç yıla indirilmesi anlamına geliyor. Doğru, son zamanlarda teleskop aynası alanındaki azalmayı telafi etmesi gereken yeni, çok hassas kızılötesi radyasyon dedektörleri ortaya çıktı. NASA bilim adamları, 2000 yılından önce kızılötesi bir gözlemevi başlatabileceklerini umuyorlar.
AXAF projesine daha da radikal değişiklikler geliyor. Gözlemevi başlangıçta 17 m uzunluğunda ve 15 ton ağırlığında bir uydu olarak tasarlandı; güneş panellerinin kanat açıklığının 26 m olması gerekiyordu.Şimdi, bir büyük uydu yerine iki küçük uydu yapılması planlanıyor: ana olanı (14 m uzunluğunda ve yaklaşık 6 ton ağırlığında) ana röntgeni barındıracak. teleskop, ikincisi X-ışını spektrometreleriyle donatılacak. X-ışını gözlemevinin faaliyete geçmesi başlangıçta 1987 yılında planlanmıştı. Şimdi ise 1998 diyorlar. Gökbilimciler AXAF gözlemevinden ne bekleyebilirler?
AÇILIŞLARI PLANLAMAK MÜMKÜN MÜ?
Bunun mümkün olduğu ortaya çıktı! Özellikle ne aradığınızı biliyorsanız. Şu anda X-ışını astronomisindeki durum tam olarak budur: kozmoloji ve göreli astrofizik alanında uzun zamandır beklenen keşiflerin onun yardımıyla yapılabilmesi için bir X-ışını teleskopunun parametrelerinin ne olması gerektiği iyi bilinmektedir. Ancak uzun süre böyle bir araç yaratmak mümkün olmadı.
Temelde iki farklı X-ışını dedektörü türü vardır: kolimatörlü oransal kuantum sayaçları ve odaklama sistemine ve görüntü dedektörlerine sahip X-ışını teleskopları 1 . Bunlardan ilki Uhuru'da, ikincisi ise Einstein'da kullanıldı.
1 Gerçekte çok daha farklı türde X-ışını dedektörleri oluşturulmuştur, ancak biz aralarındaki temel farkı göstermek istiyoruz.
Orantılı sayaç, Geiger sayacının modern bir versiyonudur, yani iki elektrotlu (pozitif ve negatif) gazla dolu bir tüp. İnce bir filmle kaplı bir pencereden tüpün içine uçan bir X-ışını kuantumu, gazı iyonlaştırır ve elektrotlar, ortaya çıkan iyonları ve elektronları toplar. Ortaya çıkan akım darbesini ölçerek kayıtlı kuantumun enerjisini belirlemek mümkündür: bunlar birbirleriyle yaklaşık olarak orantılıdır (dolayısıyla sayacın adı). Orantılı sayaçlar, 1 ila 30 eV arasında geniş bir enerji aralığında kuantumları kaydedebilir ve iyi bir spektral çözünürlüğe sahiptir, yani. bir kuantumun enerjisini% 15-20 doğrulukla belirlerler. Ancak orantısal sayacın kendisi merceksiz bir fotoğraf plakasına benzer: her yönden gelen kuantumları kaydeder. Bir sinyal varsa, bu, tezgahın önünde bir yerde bir X-ışını radyasyonu kaynağı olduğu anlamına gelir, ancak tam olarak nerede olduğu bilinmemektedir.
Kaynağa giden yönü belirlemek için, yalnızca belirli bir yönden gelen kuantumlara sayaca serbest erişim sağlayan ve sayacı diğer tüm kuantumlardan gizleyen gölge kolimatörleri kullanılır. Fotoğraf levhası benzetmesine devam edersek, onu derin bir kuyunun veya uzun bir borunun dibine yerleştirerek Güneş gibi parlak kaynakların yönünü, Güneş eksenine gelir gelmez sabitleyebildiğimizi söyleyebiliriz. “kolimatörümüz”, plaka siyaha döner. Ancak böyle bir araçla bir nesnenin görüntüsünü alamazsınız; açısal çözünürlüğü düşük, hassasiyeti düşüktür. Sonuçta, bu "kolimatörden" geçen tüm kuantumları - hem kaynaktan gelen kuantumları hem de gökyüzü arka planını - kaydeder. Ve X-ışını aralığında gökyüzü oldukça parlaktır. Bu durum, yıldızların Dünya yüzeyinden gündüz gözlemlenmesini anımsatıyor: çıplak gözle yalnızca parlak kaynaklar görülebilir - Güneş, Ay, Venüs - ve yıldızlar gündüz gökyüzünün parlaklığında kaybolur. Kolimatör burada çaresizdir (unutmayın: yıldızlar gün boyunca derin bir kuyunun dibinden görünmez!), ancak optik bir sistem - bir teleskop - yardımcı olabilir. Gökyüzünün bir parçasının görüntüsünü oluşturur ve yıldızın arka plandan ayrı olarak gözlemlenmesini mümkün kılar.
Bir X-ışını merceği, eğer yapılmışsa, sayacın kaynağı arka plandan izole etmesine olanak tanır. Ve bir X-ışını merceğinin odağına çok sayıda küçük sayaç yerleştirirseniz, bunlar, fotografik emülsiyon taneleri gibi, X-ışını gökyüzünün bir resmini ve bu sayaçlar enerjiyi doğru bir şekilde algılarsa "renkli" bir resim oluşturacaktır. olay fotonları.
Ne yazık ki, bir X-ışını merceği oluşturmak çok zordur: Sert kuantumlar, kırılmadan veya yansımadan mercek malzemesinin derinliklerine nüfuz eder. Sadece iyi cilalanmış bir metal yüzeye çok nazikçe düşen en düşük enerjili X-ışını kuantumu, geometrik optik yasalarına göre ondan yansıtılır. Bu nedenle, bir paraboloit ve bir dönme hiperboloitinin birleşimi olan bir X-ışını merceği, hafif konik bir tüpe çok benzer. Genellikle, daha fazla kuantayı yakalamak için, farklı çaplarda, ancak aynı odak uzaklığına sahip birkaç mercek yapılır ve yuva yapan bir oyuncak bebek gibi eş eksenli olarak güçlendirilirler. Daha sonra tüm görüntüler odak düzlemine eklenir ve karşılıklı olarak geliştirilir. Bu düzleme yerleştirilen bir X-ışını kuantum detektörü bunların koordinatlarını kaydeder ve bunları görüntüyü sentezleyen bir bilgisayara iletir.
Einstein Uzay Gözlemevi teleskopuyla karşılaştırıldığında AXAF teleskopunun ana aynasının etkili alanı ve spektral aralığı
Einstein Gözlemevi'ne ayna çapı 60 cm olan bir teleskop kuruldu. Bununla birlikte, karmaşık aynanın etkin alanı büyük ölçüde gelen kuantumun enerjisine bağlıydı: 0,25 keV enerjili yumuşak X-ışını kuantumu için. Enerjisi 4 keV olan kuantum için 400 cm2 ve 30 cm2'ye düştü. Ve teleskop genellikle daha sert kuantaları kaydetmeye uygun değildi.
Bu çok üzücü çünkü benzersiz bilgiler taşıyan zor kuantumlar. Her gökbilimci, bir kimyasal elementin spektral çizgisini kaydetmenin ne kadar önemli olduğunu bilir: yoğunluğu, elementin içeriğini gösterir ve spektrumdaki konumu, kaynağın hareket hızını gösterir (Doppler etkisi). Ancak X-ışını spektrumunda neredeyse hiç çizgi yoktur; Tipik olarak sıcak yıldızlararası gazın spektrumu, kuantum enerjisi yaklaşık 7 keV olan yalnızca bir demir hattı içerir. Pek çok astrofizikçi "kendi" nesnelerinin görüntülerini bu fotoğrafta elde etmenin hayalini kurar. Örneğin galaksi araştırmacıları bunları yıldız sistemlerinin sıcak koronalarındaki ve galaksiler arası gazdaki ağır elementlerin içeriğini belirlemek için kullanabilirler; galaksi kümelerinin hızını ölçebilir ve onlara olan mesafeyi doğrudan belirleyebilirler; bu da Hubble sabitini ve Evrenin yaşını açıklığa kavuşturmayı mümkün kılacaktır. Ne yazık ki Einstein Gözlemevi teleskopu 7 keV bölgesinde çalışma kapasitesine sahip değildir: hassasiyeti 0,1 ila 4-4 keV aralığıyla sınırlıdır.
Haziran 1990'da hizmete giren ROSAT (Röntgen Uydusu) X-ışını gözlemevi, esas olarak Alman uzmanlar tarafından oluşturulmuştur, duyarlılığı Einstein'dan daha yüksek olmasına rağmen, çalışma aralığı nispeten küçüktür: 0,1÷2 keV. ROSAT'ın (4") açısal çözünürlüğü yaklaşık olarak Einstein'ınkiyle (2"÷4") aynıdır.
Ancak AXAF gözlemevinin teleskopu 0,14-10 keV aralığında bir görüntü oluşturabilecek ve aynı zamanda iyi bir optik teleskopun (0,5") çözünürlüğünü verebilecektir. Ayrıca, kompozit aynasının 1,2 m çapa sahip olan AXAF, nokta kaynakları gözlemlerken Einstein'dan neredeyse yüz kat daha hassas olacaktır. Bu, bilinen türden kaynakları incelemek için neredeyse bin kat daha fazla alana erişebileceği anlamına gelir. yeni nesneler keşfedilecek mi?
Ek olarak AXAF, kuantum enerjisinin %0,1'den daha yüksek bir doğrulukla belirlenmesini mümkün kılan yüksek çözünürlüklü kristal Bragg spektrometresi ile donatılacak. Bu cihazın çalışma prensibi optik bir kırınım ızgarasına benzer, ancak X-ışını radyasyonunun dalga boyu çok küçük olduğundan, Bragg spektrografında bunun için bir kırınım ızgarasının rolü doğal bir kristal tarafından oynanır; X-ışını radyasyonunun dalga boyuna yakın olan atom katmanları.
X-RAY ASTRONOMİSİNİN ÜÇÜNCÜ AŞAMASI
P. R. Amnuel'in "X-ışınlarında Gökyüzü" (M.: Nauka, 1984) adlı kitabı, X-ışını ile optik astronomi arasında ilginç bir benzetme sağlar. X-ışını gökyüzünü Uhuru uydusundan izlemek, gece gökyüzünü çıplak gözle izlemeye benziyordu. Nitekim gökyüzündeki en parlak "yıldız" nesnesi - Venüs - gözle görülebilen en sönük 6t yıldızından 10 bin kat daha parlaktır; Bu, en parlak X-ışını kaynağı Sco X-1 ile Uhuru tarafından keşfedilen en sönük kaynaktan gelen akışların oranıyla aynıdır. Uhuru'dan 100 kat daha hassas olan bir teleskopun Einstein Gözlemevi'ne fırlatılması, 11 metreye kadar yıldızları görebilen mütevazı, amatör düzeyde bir optik teleskopun görünümüne eşdeğerdi. Ve 100 kat daha hassas olan diğer bir AXAF, 16 m'ye kadar yıldızların mevcut olduğu iyi bir profesyonel teleskopa benzeyecektir.
Yörüngedeki her yeni gözlemevi astronomiye kendi önemli katkısını sağlıyor. Geleneksel parametrelere sahip cihazlar bile geniş bir dizi benzersiz bilgi toplama ve birçok keşif yapma kapasitesine sahiptir; Bunun bir örneği Rus gözlemevi “Granat”tır (Earth and Universe, 1993, No. 1, s. 17.-) Kırmızı.). Her biri bilimde çığır açacak, benzersiz özelliklere sahip cihazlar yaratmak daha da önemli. Sadece bir örnek: GRO gözlemevinin faaliyete geçmesinden önce, gama ışını aralığında yalnızca iki pulsar (Yengeç ve Vela) kaydedilmişti, ancak şimdi bunlardan yaklaşık 500 tanesi var! Bu nedenle astrofizikçiler yörüngedeki yeni büyük gözlemevlerinin faaliyete geçmesini sabırsızlıkla bekliyorlar.
Çoğu zaman bir buluşİlk teleskopun Hollandalı Hans Lipperschlei'ye (1570-1619) ait olduğu düşünülür, ancak onun kaşif olmadığı neredeyse kesindir. Büyük olasılıkla, onun değeri, yeni teleskop cihazını popüler ve talep gören ilk kişi olmasıdır. Ayrıca 1608 yılında tüp içerisine yerleştirilen bir çift mercek için patent başvurusunda bulunan da oydu. Cihaza dürbün adını verdi. Ancak patenti, cihazının çok basit görünmesi nedeniyle reddedildi.
X-ışını teleskopu, X-ışını spektrumunda uzak uzay nesnelerini gözlemlemek için tasarlanmıştır. Dünya atmosferi X-ışınlarına karşı çok ciddi bir engel oluşturduğundan, tipik olarak teleskoplar yüksek irtifa roketlerine veya yapay uydulara yerleştirilir.
Amerikalı profesör Riccardo Giacconi, Bruno Rossi ile birlikte, 1960 yılında odaklanan ayna sistemine sahip gerçek bir X-ışını teleskopunun dünyanın ilk diyagramını yayınladı. X-ışını teleskopu ile diğer teleskop türleri arasındaki temel fark nedir? Gerçek şu ki, X-ışını kuantumları, yüksek enerjileri nedeniyle pratik olarak madde içinde kırılmazlar; neredeyse her açıda emilirler (en yumuşak olanlar hariç). Bu nedenle X ışınlarının yansıtıcı aynaya neredeyse paralel gitmesi gerekiyordu. Böyle bir ayna, içine X-ışını ışınının girdiği parabolik veya hiperbolik bir yüzeye sahip, sivrilen içi boş bir tüptür. Giacconi ve Rossi'nin teleskopu, cihazın hassasiyetini en üst düzeye çıkarmak için tek bir merkezi eksene sahip, iç içe geçmiş birkaç tüp şeklinde ayna içeriyordu. Benzer bir şema tüm modern X-ışını teleskoplarının temelini oluşturdu.
Modern X-ışını teleskopları, 0,1 ila yüzlerce keV arasındaki X-ışını foton enerji aralığında çalışır. Bu tür teleskopların aynaları seramikten veya metal folyodan yapılmıştır (çoğunlukla altın ve radyum kullanılır). Kritik yansıma açısı fotonların enerjisine bağlı olacaktır.
X-ışınlarını kaydetmenin temel sorunu, X-ışını teleskopunun, X-ışını fotonlarıyla birlikte kendisi tarafından kaydedilen güçlü yüklü parçacık akışları ve çeşitli enerjilerdeki gama fotonları tarafından ışınlanmasıdır. Bu sorunu çözmek için tesadüf karşıtı yöntemi kullanın. X-ışını radyasyonunun kaynağının yönünü doğru bir şekilde belirlemek için, bir yarık kolimatörden (görüş alanını sınırlayan bir dizi plaka) ve bir yıldız sensöründen (X-ışını fotonunu kaydeden) oluşan bir cihaz kullanılır. kolimatörden geçerek). Ortaya çıkan akım darbesi bir tesadüf karşıtı devreden geçer, ardından fotonun enerji özellikleri özel bir analizör kullanılarak belirlenir.
Yarık kolimatörlü böyle bir teleskopun açısal çözünürlüğü birkaç on yay dakikasıdır. Ayrıca, X-ışını teleskopları modülasyonlu (salınımlı) kolimatörleri kullanabilir (burada çözünürlük açısı birkaç on saniyedir). Böyle bir kolimatör, dedektör ile yarık kolimatör arasına yerleştirilen iki veya daha fazla tek boyutlu tel ızgaradan oluşur. Gözlem, tarama modunda veya ızgara düzlemine dik bir eksen etrafında dönerek gerçekleştirilir.
Bir tane daha Daha gelişmiş bir teknoloji, görüntü elde etmek için açıklık kodlama tekniğidir. Bu teknolojiyi kullanırken, matris dedektörünün önüne, tüm alan üzerinde eşit olmayan bir aktarıma sahip olan (alternatif şeffaf ve opak elemanlar nedeniyle) ızgara şeklinde bir maske takılır. Bu tasarım çok daha hafiftir ve 1 inçten daha az açısal çözünürlüğe izin verir. X-ışını teleskopunun bir örneği, 1999 yılında NASA tarafından başlatılan Chandra X-ışını Gözlemevi'dir.