Рентгеновская астрономия Открытие: В.К. , Рентген

Рентгеновская астрономия
Открытие: В.К.
Рентген, 1895 г.
В 1894 г., когда Рентген был избран ректором университета, он приступил
к экспериментальным исследованиям электрического разряда в стеклянных
вакуумных трубках.
В 1853 г. французский физик Антуан-Филибер Массон заметил, что высоковольтный разряд
между электродами в стеклянной трубке, содержащей газ при очень низком давлении,
порождает красноватое свечение (такие трубки явились первыми предшественниками
современных неоновых трубок).
Английский физик Уильям Крукс показал, что лучи испускает отрицательный электрод.
В 1897 г. Дж.Дж. Томсон установил природу частиц в катодных лучах. Эти частицы
получили название электронов.
• 8 ноября 1895 г. профессор университета
баварского города Вюрцбурга на юге
Германии Вильгельм Конрад Рентген (1845–
1923) впервые наблюдал неизвестные ранее
лучи, проникающие через непрозрачные
преграды. 27 ноября того же года шведский
изобретатель и промышленник Альфред
Бернхард Нобель (1833–1896) подписал в
Париже завещание. Этим судьбоносным
событиям довелось встретиться через пять
лет.
• – в 1914 г., за открытие дифракции рентгеновских
лучей (М. фон Лауэ);
– в 1915 г., за изучение структуры кристаллов с
помощью рентгеновских лучей (отцу и сыну
Брэггам);
– в 1917 г., за открытие характеристического
рентгеновского излучения (Ч.Баркла);
– в 1924 г., за исследования спектров в диапазоне
рентгеновских лучей (К.Сигбану);
– в 1927 г., за открытие рассеяния рентгеновских
лучей на свободных электронах вещества
(А.Комптону);
– в 1936 г., за вклад в изучение молекулярных
структур с помощью дифракции рентгеновских
лучей и электронов (П.Дебаю);
– в 1979 г., за разработку метода осевой
(рентгеновской) томографии (А.Кормаку и
Г.Хаунсфилду).
Энергия оптических фотонов
заключена в диапазоне
110 эв,
ультрафиолетовых - 10100 эв
Спектральный диапазон РИ от 500 до .1 А.
Мягое - от 0.025 до 1 кэВ
Классическое от 1 до 20 кэВ
Жесткое РИ – от 20 до 100 кэВ
Согласно закону смещения Вина lmax=0.29/T см
-6
Мягкому рентгену соответствует l~10 см или
Т~300 000 oK.
Механизмы генерации РИ
a) Тормозное излучение возникает в
результате резкого изменения скорости
электронов при столкновении с ядрами
атомов.
2
2
dE e | v |


.
3
dt
6 c
Спектральная мощность РИ см3
плазмы
j  6,8 10 38 Z 2 N e N iT 1/ 2 
g ( x) exp(  x), эрг /(см с  Гц ).
3
g ( x)=- 3 ln( x) /  , при x <<1
g ( x)= x , при x >>1;
x  h / kT .
W
1027 Z 2 T N e N i эрг /(см3с).
Кулоновские столкновения электронов
с ионами
б). Излучение при свободно-связанных переходах и
линейчатое излучение тяжелых элементов. Наиболее
заметными здесь являются:
1). Рентгеновская линия
нейтрального железа на
энергии 6.4 кэВ, образующаяся при переходе электрона с
L на К оболочку. Предварительно электрон должен быть
выбит с этой оболочки рентгеновским квантом. Таким
образом, эта линия является флуоресцентной, и
образуется при прохождении рентгеновского излучения
через оптически тонкое облако нейтрального вещества,
или при отражении рентгеновского излучения от
оптически толстой нейтральной среды.
2). Рентгеновская линия
водородоподобного Fe XXVI
железа на энергии 6.97 кэВ и гелиеподобного железа Fe
XXV на энергии 6.7 кэВ. Излучаются горячей плазмой.
в). Обратное комптоновское
рассеяние (фотон на электроне)
г). Синхротронное излучение
3
dE / dt  0.98 10 B ( E / mc ) эв / с.
2

2
Мощность потерь на излучение электрона
в магнитном поле.
 max  4.3 10 B ( E / mc ) , Гц.
6
2 2
Линейчатый спектр РИ
  h L (ms  n  1/ 2),
 L  eB / 2 mc.
В спектре РИ Her X-1 наблюдается линия,
соответствующая энергии
h =58 Кэв (58∙2,4∙1017Гц),
B~3,6∙10-7∙58∙2,4∙1017=5∙1012 Гс.
Поглощение РИ
• Поглощение можно аппроксимировать
выражением Lg NH ~2,5 Lg E +14. Здесь
NH [см-2] – число атомов водорода в
столбе между излучателем и
приемником сечением см2, которое
способно уменьшить энергию фотона
E[эв] в e раз.
Эддингтоновская светимость
• На каждый электрон,
расположенный на
расстоянии R от
Frad   T L / 4 R 2c,
центра звезды со
2
FG  GMm p / R ;
светимостью L,
действует сила
Frad  FG  L  4 GMm p c /  T ,
радиационного
38
L

10
( M / M )эрг/с.
давления Frad;
Приборы рентгеновской
астрономии
• Два основных типа детекторов рентгеновских
квантов: пропорциональный газоразрядный
счетчик и сцинтилляционный счетчик.
• Пропорциональный газовый счетчик
работает на основе фотоэффекта в газах и
представляет собой плоскую коробку,
заполненную тяжелым инертным газом (Ar,
Xe) и метаном (или CO2) под давлением 1-3
атмосферы. Квантовая эффективность
счетчика может достигать 90%.
В сцинтилляционных детекторах каждый
рентгеновский квант вызывает вспышку
ультрафиолетового и оптического излучения.
Эта вспышка затем регистрируется фотоумножителем.
В мягкой рентгеновской области
в качестве детекторов
могут использоваться ПЗС матрицы.
Коллиматоры
Пластинчатый коллиматор
Разрешающая способность 0.5o
Модуляционный двухрешеточный
коллиматор
Fx - поток РИ измеряется в единицах
"число фотонов см-2 с-1 кэВ-1.
Телескопы и спектрографы
Для исследования спектральных характеристик РИ
используется несколько методов. В области мягкого
рентгена используют несколько газоразрядных
детекторов с различным газовым составом,
чувствительных к рентгеновским квантам
определенных энергий. Детектор рентгеновского
телескопа обсерватории "Эйнштейн" имел 32 канала
в области от 0.1 до 4.5 кэВ. Для более жесткого
излучения возможно использование дифракционных
решеток косого падения из Брэгговских
кристаллов. Брэгговский кристалл отражает рентгеновские кванты в узком спектральном диапазоне.
Отражение от Брэгговского
кристалла
История
• Первый приём космического излучения был
произведён в 1948 г. американскими
исследователями. Помещенная на борту
ракеты (высота до 200 км) фотопластинка
почернела. Через год РИ Солнца было
зарегистрировано счетчиком фотонов,
помещенном на ракете. Светимость Солнца
была оценена как 3∙1023эрг/с, т.е на 10
порядков ниже оптической светимости. На
карте неба появился первый источник РИ.
В 1960 г. состоялась первая конференция
по рентгеновской астрономии.
Выводы пессимистические:
рентгеновская астрономия –
дело далекого будущего.
Б. Росси и Р. Джиаккони провели в 1962 г.
ракетные наблюдения рентгеновского
излучения с помощью счетчиков Гейгера.
Цель: РИ Солнца и Луны.
Обнаружен источник вне направления на С
или Л. ~28±1.2 фотон/см2с
Фон неба с интенсивностью
~1,7 фотон/см2с.
1963 г. Уточняется положение
неизвестного источника - в созвездии
Скорпиона назван Sco X-1.
Обнаружен новый источник в
созвездии Тельца вблизи
Крабовидной туманности,
названный Tau X-1. Светимость этих
источников в ~1015 раз превосходит
рентгеновскую светимость спокойного
Солнца.
Необходим рентгеновский телескоп
на спутниках!
История
• UhuruIn the early
1970's, NASA's Uhuru
X-ray satellite, equipped
with a relatively simple
instrument - a sensitive
X-ray detector similar to
a Geiger counter
attached to a viewing
pipe to locate the
source -- made some
astounding discoveries.
Запуск – 12.12.1970 г. До лета 1973 г.
Масса 175.5кг. Рентген. Счётчики 70 кг
Орбита: 520-560 км, наклон 3о
Тrot=12 min
Two sets of proportional counters
2-20 keV 0.084 m2
First comprehensive and uniform all sky survey
with a sensitivity of 10-3 the Crab intensity.
The 339 X-ray sources detected are binaries,
supernova remnants, Seyfert galaxies and
cluster of galaxies
Discovery of the diffuse X-ray emission from
clusters of galaxies
Skylab
• The first large focussing Xray telescope was the
Apollo Telescope Mount
aboard Skylab in the early
1970's. This pioneering
telescope used two pairs of
concentric mirrors to make
stunning X-ray images of
the Sun.
Einstein--the First Imaging X-Ray
Observatory
Launched in 1978, was the
first large X-ray telescope
with mirrors. It made the first
X-ray images of shock
waves from exploded stars,
and images of hot gas
in galaxies and clusters
of galaxies.
Located over 7000 X-ray
sources
ROSAT
Germany, the United Kingdom
and the United States, carried
an even larger X-ray telescope
into orbit in 1990. It has
expanded the number of known
X-ray sources to more than
60,000 and has proved to be
especially valuable for investigating the multi-million degree
gas present in the upper
atmospheres of many stars.
The Ulysses
• The Ulysses mission is a joint mission with
NASA and ESA to explore the solar
environment at high ecliptic latitudes. It was
launched 6 October 1990, and reached Jupiter
for its "gravitational slingshot" in February 1992.
It passed the south solar pole in June 1994 and
crossed the ecliptic equator in February 1995.
In addition to its solar environment instruments,
Ulysses also carries plasma instruments to
study the interstellar and Jovian regions, as well
as two instruments for studying X-rays and
gamma-rays of both solar and cosmic origins.
ASCA (Advanced Satellite for Cosmology)
• The ASCA X-ray
observatory,(Japan and
US) launched in 1993,
was especially designed
to study the detailed
distribution of X-rays with
energy, which provide
important information
about the elements that
make up the hot X-ray
emitting gas.
The Rossi X-ray Timing
Explorer (RXTE) is a
NASA mission which was
launched in December
1995.
Although RXTE does not have focusing X-ray
mirrors,it has the unique capability to study rapid
time variability in the emission of cosmic X-ray
sources over a wide band of X-ray energies, and
is expected to make valuable contributions to our
understanding of neutron stars and black holes.
BeppoSAX was a program
of the Italian Space Agency
with participation of the
Netherlands Agency for
Aerospace Programs.
It was launched on April 30, 1996 from Cape Cana
eral, and was the first X-ray mission with a scientifi
payload covering more than three decades of ener
– from 0.1 to 300 keV, with moderate imaging capa
bility. BeppoSAX proved to be useful for X-ray imag
sources associated with Gamma-ray bursts
XMM Launched,10.12.99 (X-ray Multi-Mirror
satellite. XMM's three huge telescope barrels each
hold 58 concentric cylindrical mirrors
The Classification of X-ray Solar
Flares
The Yohkoh Satellite
• On August 30, 1991 a satellite was launched
into space from the Kagoshima Space Center
(KSC) in Southern Japan. This satellite,
known as Yohkoh ("Sunbeam"), is a project
of the Japanese Institute of Space and
Astronautical Science (ISAS). The scientific
objective has been to observe the energetic
phenomena taking place on the Sun,
specifically solar flares in x-ray and gammaray emissions.
the Bragg Crystal Spectrometer (BCS)
the Wide Band Spectrometer (WBS)
the Soft X-Ray Telescope (SXT)
the Hard X-Ray Telescope (HXT).
The Soft X-ray Telescope, YOHKOH
Активные области, выбросы,
8.06.2000
A Flaring Loop at the Solar Limb
as Seen by Yohkoh
• L10\Ультрамощные рентгеновские
источники.htm
• L10\Рентгеновские звезды в 47
Тукана.htm
• L10\Рентгеновская горячая сверхновая
в галактике M81.htm