Рентгеновские телескопы: от Солнца к тайнам Вселенной

Введение

Телескоп, предназначенный для наблюдения удалённых объектов путём регистрации рентгеновского излучения.

Рентгеновский телескоп (XRT) – это телескоп, разработанный для наблюдения удалённых объектов в рентгеновском спектре. Рентгеновские лучи поглощаются атмосферой Земли, поэтому приборы для их регистрации должны быть выведены на большую высоту с помощью воздушных шаров, зондирующих ракет и спутников. Основными элементами телескопа являются оптическая система (фокусирующая или коллимирующая), собирающая входящее излучение, и детектор, на котором это излучение регистрируется и измеряется. Для этих элементов используются различные конструкции и технологии. Многие рентгеновские телескопы на спутниках состоят из нескольких небольших детекторных телескопических систем, чьи возможности суммируются или дополняют друг друга, а также дополнительных фиксированных или съёмных элементов (фильтров, спектрометров), расширяющих функциональность прибора.

История рентгеновских телескопов

Рентгеновские телескопы впервые были использованы в астрономии для наблюдения за Солнцем, которое было единственным источником в небе, достаточно ярким в рентгеновском диапазоне для обнаружения этими ранними телескопами. Поскольку Солнце настолько ярко в рентгеновском диапазоне, ранние рентгеновские телескопы могли использовать небольшой фокусирующий элемент, а рентгеновские лучи регистрировались на фотопленке. Первый рентгеновский снимок Солнца с ракетного телескопа был сделан Джоном В. Линдсей из NASA Goddard Space Flight Center и его коллегами в 1963 году. Первый орбитальный рентгеновский телескоп был выведен на Skylab в начале 1970-х годов и зафиксировал более 35 000 изображений полного диска Солнца за 9 месяцев. Первый специализированный рентгеновский спутник «Ухуру» был запущен NASA в 1970 году. За 2,5 года работы было обнаружено 339 источников рентгеновского излучения. Обсерватория «Эйнштейн», запущенная в 1978 году, стала первой рентгеновской обсерваторией, формирующей изображение. Она получила рентгеновские изображения высокого разрешения в энергетическом диапазоне от 0,1 до 4 кэВ звезд всех типов, остатков сверхновых, галактик и скоплений галактик. Другим крупным проектом был ROSAT (активный с 1990 по 1999 год) – тяжелая рентгеновская космическая обсерватория с фокусирующей рентгеновской оптикой, а также европейский EXOSAT. Он был выведен на орбиту 27 июня 2009 года в 22:51 GMT со стартового комплекса 37B на авиабазе мыса Канаверал. Китайский телескоп модуляции жесткого рентгеновского излучения был запущен 15 июня 2017 года для наблюдения черных дыр, нейтронных звезд, активных галактических ядер и других явлений на основе их рентгеновского и гамма-излучения. Спутник рентгеновского излучения «Глаз лобстера» был запущен 25 июля 2020 года CNSA, став первым орбитальным телескопом, использующим технологию формирования изображения «глаз лобстера» с ультрашироким полем зрения для поиска сигналов темной материи в рентгеновском диапазоне энергий. Lobster Eye Imager for Astronomy был запущен 27 июля 2022 года в качестве демонстратора технологии для зонда «Эйнштейн», запущенного 9 января 2024 года, предназначенного для изучения астрофизики высоких энергий в области временных изменений. Обсерватория Space Variable Objects Monitor, запуск которой запланирован на июнь 2024 года, будет направлена на изучение взрывов массивных звезд и анализ гамма-всплесков. На борту метеорологического спутника GOES 13, запущенного с помощью Delta IV с площадки LC37B на мысе Канаверал 24 мая 2006 года, установлен телескоп для получения изображений Солнца в мягком рентгеновском диапазоне. Однако снимков GOES 13 SXI после декабря 2006 года не поступало. Российско-германский проект Spektr RG несет на себе телескопы eROSITA и ART XC. Он был запущен Роскосмосом 13 июля 2019 года с Байконура и начал сбор данных в октябре 2019 года.

X ray telescopes were first used for astronomy to observe the Sun, which was the only source in the sky bright enough in X rays for those early telescopes to detect. Because the Sun is so bright in X rays, early X ray telescopes could use a small focusing element and the X rays would be detected with photographic film. The first X ray picture of the Sun from a rocket borne telescope was taken by John V. Lindsay of the NASA Goddard Space Flight Center and collaborators in 1963. The first orbiting X ray telescope flew on Skylab in the early 1970s and recorded more than 35,000 full disk images of the Sun over a 9 month period. First specialised X ray satellite, Uhuru, was launched by NASA in 1970. It detected 339 X ray sources in its 2.5 year lifetime. The Einstein Observatory, launched in 1978, was the first imaging X ray observatory. It obtained high resolution X ray images in the energy range from 0.1 to 4 keV of stars of all types, supernova remnants, galaxies, and clusters of galaxies. Another large project was ROSAT (active from 1990 to 1999), which was a heavy X ray space observatory with focusing X ray optics, and European EXOSAT. It was launched into orbit on June 27, 2009, at 22:51 GMT from Space Launch Complex 37B at the Cape Canaveral Air Force Station. The Chinese Hard X ray Modulation Telescope was launched on June 15, 2017 to observe black holes, neutron stars, active galactic nuclei and other phenomena based on their X ray and gamma ray emissions. The Lobster Eye X ray Satellite was launched on 25 July 2020 by CNSA making it is the first in orbit telescope to utilize the lobster eye imaging technology of ultra large field of view imaging to search for dark matter signals in the x ray energy range. Lobster Eye Imager for Astronomy was launched on 27 July 2022 as a technology demonstrator for Einstein Probe, launched on January 9, 2024, dedicated to time domain high energy astrophysics. The Space Variable Objects Monitor observatory scheduled for launch in June 2024 will be directed at studying the explosions of massive stars and analysis of gamma ray bursts. A soft X ray solar imaging telescope is on board the GOES 13 weather satellite launched using a Delta IV from Cape Canaveral LC37B on May 24, 2006. However, there have been no GOES 13 SXI images since December 2006. The Russian German Spektr RG carries the eROSITA telescope array as well as the ART XC telescope. It was launched by Roscosmos on 13 July 2019 from Baikonur and began collecting data in October 2019.

Оптическая

Наиболее распространенными методами, используемыми в рентгеновской оптике, являются зеркала с пологим углом падения и коллимированные апертуры. Известны лишь три геометрии, использующие отражение рентгеновских лучей для формирования рентгеновских изображений: система Вольтера, система Киркпатрика — Баэса и оптика типа "глаз лобстера".

Обнаружение и визуализация рентгеновских лучей

Рентгеновские лучи имеют огромный диапазон длины волны (~8 нм – 8 пм), частоты (~50 ПГц – 50 ЭГц) и энергии (~0,12 – 120 кэВ). В пересчете на температуру, 1 эВ = 11 604 К. Таким образом, рентгеновские лучи (0,12–120 кэВ) соответствуют 1,39 × 10⁶ – 1,39 × 10⁹ К. В диапазоне от 10 до 0,1 нанометра (нм) (около 0,12–12 кэВ) они классифицируются как мягкие рентгеновские лучи, а от 0,1 нм до 0,01 нм (около 12–120 кэВ) – как жесткие рентгеновские лучи. Ближе к видимой области электромагнитного спектра находится ультрафиолетовое излучение. Проект стандарта ISO по определению солнечной радиации (ISO DIS 21348) описывает ультрафиолетовый диапазон как простирающийся от ~10 нм до ~400 нм. Часть этого диапазона, наиболее близкая к рентгеновским лучам, часто называют «экстремальным ультрафиолетом» (EUV или XUV). При поглощении фотона EUV генерируются фотоэлектроны и вторичные электроны посредством ионизации, подобно тому, как это происходит при поглощении рентгеновских лучей или электронных пучков веществом. Разграничение между рентгеновскими и гамма-лучами изменилось в последние десятилетия. Изначально электромагнитное излучение, испускаемое рентгеновскими трубками, имело большую длину волны, чем излучение, испускаемое радиоактивными ядрами (гамма-лучи). Поэтому в старой литературе различие между рентгеновским и гамма-излучением проводилось на основе длины волны, при этом излучение короче некоторой произвольной длины волны, например, 10⁻¹¹ м, определялось как гамма-лучи. Однако, с обнаружением источников непрерывного спектра «рентгеновских лучей» с более короткой длиной волны, таких как линейные ускорители, и источников «гамма-лучей» с большей длиной волны, полосы длин волн в значительной степени перекрылись. В настоящее время эти два типа излучения обычно различаются по их происхождению: рентгеновские лучи испускаются электронами вне ядра, а гамма-лучи – ядром. Хотя более энергичные рентгеновские лучи, фотоны с энергией более 30 кэВ (4800 аДж), могут проникать в атмосферу Земли, по крайней мере, на несколько метров, атмосфера Земли достаточно плотна, чтобы практически ни один из них не мог проникнуть из космоса до поверхности Земли. Рентгеновские лучи в диапазоне от 0,5 до 5 кэВ (80–800 аДж), где большинство небесных источников излучают основную часть своей энергии, могут быть остановлены несколькими листами бумаги; 90% фотонов в пучке рентгеновских лучей с энергией 3 кэВ (480 аДж) поглощаются при прохождении через всего 10 см воздуха.

X rays has a huge span in wavelength (~8 nm 8 pm), frequency (~50 PHz 50 EHz) and energy (~0.12 120 keV). In terms of temperature, 1 eV = 11,604 K. Thus X rays (0.12 to 120 keV) correspond to 1.39 × 106 to 1.39 × 109 K. From 10 to 0.1 nanometers (nm) (about 0.12 to 12 keV) they are classified as soft X rays, and from 0.1 nm to 0.01 nm (about 12 to 120 keV) as hard X rays. Closer to the visible range of the electromagnetic spectrum is the ultraviolet. The draft ISO standard on determining solar irradiances (ISO DIS 21348) describes the ultraviolet as ranging from ~10 nm to ~400 nm. That portion closest to X rays is often referred to as the "extreme ultraviolet" (EUV or XUV). When an EUV photon is absorbed, photoelectrons and secondary electrons are generated by ionization, much like what happens when X rays or electron beams are absorbed by matter. The distinction between X rays and gamma rays has changed in recent decades. Originally, the electromagnetic radiation emitted by X ray tubes had a longer wavelength than the radiation emitted by radioactive nuclei (gamma rays). So older literature distinguished between X and gamma radiation on the basis of wavelength, with radiation shorter than some arbitrary wavelength, such as 10−11 m, defined as gamma rays. However, as shorter wavelength continuous spectrum "X ray" sources such as linear accelerators and longer wavelength "gamma ray" emitters were discovered, the wavelength bands largely overlapped. The two types of radiation are now usually distinguished by their origin: X rays are emitted by electrons outside the nucleus, while gamma rays are emitted by the nucleus. Although the more energetic X rays, photons with an energy greater than 30 keV (4,800 aJ), can penetrate the Earth's atmosphere at least for distances of a few meters, the Earth's atmosphere is thick enough that virtually none are able to penetrate from outer space all the way to the Earth's surface. X rays in the 0.5 to 5 keV (80 to 800 aJ) range, where most celestial sources give off the bulk of their energy, can be stopped by a few sheets of paper; 90% of the photons in a beam of 3 keV (480 aJ) X rays are absorbed by traveling through just 10 cm of air.

Пропорциональные счетчики

Пропорциональный счетчик — это тип газового ионизационного детектора, который регистрирует частицы ионизирующего излучения и измеряет их энергию. Он работает по тому же принципу, что и счетчик Гейгера-Мюллера, но использует более низкое рабочее напряжение. Все рентгеновские пропорциональные счетчики состоят из газовой камеры с окном. Часто эта камера разделена на несколько зон с низким и высоким электрическим полем с помощью определенной конфигурации электродов. Пропорциональные счетчики использовались на EXOSAT, на американской части миссии «Аполлон-Союз» (июль 1975 года) и во французском приборе TOURNESOL.

Рентгеновский монитор

Мониторинг обычно означает отслеживание состояния системы. Устройство, отображающее или передающее сигнал для отображения рентгеновского излучения от источника рентгеновских лучей, чтобы контролировать состояние источника, называется рентгеновским монитором в космических приложениях. Например, на "Аполлоне-15", находящемся на орбите вокруг Луны, использовался рентгеновский монитор для отслеживания возможных изменений интенсивности и спектрального состава солнечного рентгеновского излучения при картографировании лунной поверхности с целью определения ее химического состава за счет генерации вторичного рентгеновского излучения. Рентгеновский монитор Solwind, обозначенный как NRL 608 или XMON, был разработан в результате сотрудничества между Военно-морской исследовательской лабораторией и Лос-Аламосской национальной лабораторией. Монитор состоял из двух коллимированных пропорциональных счетчиков на основе аргона.

Детэктор сцинтилляции

Сцинтиллятор – это материал, проявляющий люминесценцию при возбуждении ионизирующим излучением. Люминесцентные материалы, при попадании на них частицы, такой как фотон рентгеновского излучения, поглощают ее энергию и сцинтиллируют, то есть переизлучают поглощенную энергию в виде кратковременной вспышки света, обычно в видимом диапазоне. Сцинтилляционные детекторы рентгеновского излучения использовались на Vela 5A и его двойнике Vela 5B; рентгеновский телескоп на борту OSO 4 состоял из единого тонкого сцинтилляционного кристалла NaI(Tl) и фотоэлектронного умножителя, заключенных в антисовпадение CsI(Tl). OSO 5 нес сцинтиллятор из кристаллов CsI. Центральный кристалл имел толщину 0,635 см, чувствительную площадь 70 см² и просматривался сзади парой фотоумножителей. PHEBUS был оснащен двумя независимыми детекторами, каждый из которых состоял из кристалла германата висмута (BGO) диаметром 78 мм и толщиной 120 мм. SAS 3 использовал модуляционные коллиматоры (2 11 кэВ) и коллиматоры типа Slat и Tube (1 до 60 кэВ). На борту обсерватории "Гранат" находились четыре прибора WATCH, способные локализовать яркие источники в диапазоне энергий от 6 до 180 кэВ с точностью до 0,5° с помощью коллиматора вращательной модуляции. В совокупности три поля зрения приборов охватывали приблизительно 75% неба. Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI), Explorer 81, создает изображения солнечных вспышек в диапазоне от мягких рентгеновских лучей до гамма-лучей (~3 кэВ до ~20 МэВ). Его способность к визуализации основана на методе преобразования Фурье с использованием набора из 9 коллиматоров вращательной модуляции.

Рентгеновский спектрометр

На борту ОСО-8 находился рентгеновский спектрометр с графитовым кристаллом, с энергетическим диапазоном 2-8 кэВ и угловым полем зрения (FOV) 3°. Рентгеновский спектрометр Granat ART S охватывал энергетический диапазон от 3 до 100 кэВ, FOV 2° × 2°. Прибор состоял из четырех детекторов на основе спектроскопических MWPC, обеспечивающих эффективную площадь 2400 см² при 10 кэВ и 800 см² при 100 кэВ. Временное разрешение составляло 200 микросекунд. Рентгеновский спектрометр на борту ISEE 3 был предназначен для изучения как солнечных вспышек, так и космических гамма-всплесков в энергетическом диапазоне 5-228 кэВ. Эксперимент состоял из двух цилиндрических рентгеновских детекторов: пропорционального счетчика, заполненного ксеноном, с диапазоном 5-14 кэВ, и сцинтиллятора NaI(Tl) с диапазоном 12-1250 кэВ.

CCD

Большинство существующих рентгеновских телескопов используют детекторы CCD, подобные тем, что применяются в камерах видимого света. В видимом свете один фотон может генерировать один электрон заряда в пикселе, а изображение формируется путем накопления множества таких зарядов от многих фотонов в течение времени экспозиции. Когда рентгеновский фотон попадает в CCD, он создает достаточное количество заряда (от сотен до тысяч электронов, пропорциональное его энергии), что позволяет измерять энергию каждого отдельного рентгеновского луча при считывании данных.

Микрокалориметры

Микрокалориметры способны регистрировать рентгеновские фотоны по одному (но при этом измерять энергию каждого из них).

Датчики переходных краев

Переходные краевые датчики – следующий шаг в микрокалориметрии. По сути, это сверхпроводящие металлы, поддерживаемые как можно ближе к температуре перехода в сверхпроводящее состояние. Это температура, при которой эти металлы становятся сверхпроводниками и их сопротивление падает до нуля. Эти температуры перехода обычно всего на несколько градусов превышают абсолютный ноль (обычно менее 10 К).