Röntgenbereich. Chandra-Teleskop, Nebel, Pulsare, Schwarze Löcher

Optisches Design

Aufgrund der hohen Energie werden Röntgenquanten in Materie praktisch nicht gebrochen (daher ist es schwierig, Linsen herzustellen) und werden in keinem Einfallswinkel reflektiert, außer bei den sanftesten (ca. 90 Grad).

Röntgenteleskope können verschiedene Techniken verwenden, um Strahlen zu fokussieren. Die am häufigsten verwendeten sind Voltaire-Teleskope (mit Spiegeln für streifenden Einfall), Aperturkodierung und Modulations- (schwingende) Kollimatoren. Die eingeschränkten Fähigkeiten der Röntgenoptik führen zu einem engeren Sichtfeld im Vergleich zu Teleskopen, die im UV- und sichtbaren Lichtbereich arbeiten.

Spiegel

Der Einsatz von Röntgenspiegeln für die extrasolare Astronomie erfordert gleichzeitig:

die Fähigkeit, die Anfangsrichtung des Röntgenphotons in zwei Koordinaten zu bestimmen und
ausreichende Detektionseffizienz.

Spiegel können aus Keramik oder Metallfolie bestehen. Die am häufigsten verwendeten Röntgenspiegel mit streifendem Einfall sind Gold und Iridium. Der kritische Reflexionswinkel hängt stark von der Photonenenergie ab. Für Gold und 1 keV Energie beträgt der kritische Winkel 3,72 °.

Blendencodierung

Viele Röntgenteleskope verwenden eine Aperturcodierung, um Bilder aufzunehmen. Bei dieser Technologie wird vor dem Matrixdetektor eine Maske in Form eines Arrays aus transparenten und opaken Elementen in besonderer Weise alternierend (zB eine quadratische Maske in Form einer Hadamard-Matrix) installiert. Dieses Element zum Fokussieren und Abbilden ist leichter als andere Röntgenoptiken (daher häufig auf Satelliten verwendet), erfordert jedoch mehr Nachbearbeitung, um ein Bild zu erhalten.

Energiebereiche

Teleskope

Exosat

Das Exosat trägt zwei niederenergetische Wolter-I-Röntgenteleskope mit Abbildungsfunktionen. In der Brennebene kann installiert werden

Harte Röntgenteleskope

Siehe OSO 7. OSO 7 )

An Bord 7. Orbitierendes Sonnenobservatorium(OSO 7) beherbergte ein Röntgenteleskop mit hartem Bereich. Eigenschaften: Energiebereich 7 - 550 keV, Sichtfeld 6,5° effektive Fläche ~ 64 cm²

FILIN-Teleskop

Das an der Station Saljut-4 installierte FILIN-Teleskop bestand aus drei Gasproportionalzählern mit einer Gesamtarbeitsfläche von 450 cm², einem Energiebereich von 2-10 keV und einem mit einer Arbeitsfläche von 37 cm². einen Energiebereich von 0,2-2 keV. Das Sichtfeld wird durch einen Schlitzkollimator auf eine Halbwertsbreite von 3° x 10° begrenzt. Zu den Instrumenten gehören Fotozellen, die zusammen mit Sensoren außerhalb der Station montiert sind. Messmodule und Netzteil befinden sich im Inneren der Station.

Die Sensoren wurden parallel zum Flugbetrieb in drei Modi gegen bodengestützte Quellen kalibriert: Trägheitsorientierung, Orbitalorientierung und Überprüfung. Die Daten wurden in vier Energiebereichen gesammelt: 2–3,1 keV, 3,1–5,9 keV, 5,9–9,6 keV und 2–9,6 keV auf großen Detektoren. Der kleine Sensor verfügt über Begrenzer, die auf Werte von 0,2, 0,55, 0,95 keV eingestellt sind.

SIGMA-Teleskop

Das SIGMA Hart-Röntgen- und Niedrigenergie-Gammastrahlen-Teleskop deckt den Bereich 35-1300 keV mit einer effektiven Fläche von 800 cm² und einem maximalen Empfindlichkeits-Sichtfeld von ~5° × 5° ab. Maximale Winkelauflösung 15 Bogenminuten Energieauflösung 8% bei 511 keV. Durch die Kombination einer Encoder-Apertur und positionsempfindlichen Sensoren basierend auf Angers Kameraprinzipien ist das Teleskop in der Lage, abzubilden.

Röntgenteleskop ART-P

Fokussierendes Röntgenteleskop

Siehe Breitband-Röntgenteleskop. Breitband-Röntgenteleskop ) und STS-35

Das Breitband-Röntgenteleskop (BBXRT) wurde vom Columbia Shuttle (STS-35) als Teil der Nutzlast ASTRO-1 in die Umlaufbahn gebracht. Das BBXRT war das erste Fokussierteleskop, das über einen weiten Energiebereich von 0,3-12 keV mit einer durchschnittlichen Energieauflösung von 90 eV bei 1 keV und 150 eV bei 6 keV betrieben wurde. Zwei gleichgerichtete Teleskope mit je einem segmentierten Si (Li) Festkörperspektrometer (Detektoren A und B), bestehend aus fünf Pixeln. Das gesamte Sichtfeld beträgt 17,4' im Durchmesser, das Sichtfeld des zentralen Pixels beträgt 4' im Durchmesser. Gesamtfläche: 765 cm² bei 1,5 keV, 300 cm² bei 7 keV.

HEAO-2

Das weltweit erste Orbitalobservatorium mit Spiegeln mit streifender Reflexion von Röntgenphotonen. 1978 ins Leben gerufen. Die wirksame Fläche beträgt etwa 400 cm² bei einer Energie von 0,25 keV und etwa 30 cm² bei einer Energie von 4 keV.

Chandra

XRT auf der Raumsonde Swift (MIDEX-Mission)

Das Teleskoprohr mit einem Durchmesser von 508 mm besteht aus zwei Abschnitten aus Graphitfasern und Cyanidethern. Die äußere Schicht aus Graphitfasern soll den Wärmeausdehnungskoeffizienten in Längsrichtung reduzieren, während das innere Verbundrohr von innen mit einer Dampfsperre aus Aluminiumfolie ausgekleidet ist, um das Eindringen von Wasserdampf oder Epoxid-Verunreinigungen in das Teleskop zu verhindern. Das XRT enthält eine Vorderseite, die von Spiegeln umgeben ist und die Verschlussbaugruppe und die Astronavigationseinheit hält, und eine Rückseite, die eine Brennebenenkamera und eine interne optische Abschirmung hält.

Das Spiegelmodul enthält 12 verschachtelte Wolter I Fallschiebespiegel, die an den vorderen und hinteren Querträgern montiert sind. Passiv beheizte Spiegel - vergoldete Nickelschalen 600 mm lang und 191 bis 300 mm Durchmesser.

Der Röntgen-Imager hat eine effektive Fläche von 120 cm2 bei 1,15 keV, ein Sichtfeld von 23,6 x 23,6 Bogenminuten und eine Winkelauflösung (θ) von 18 Bogensekunden bei Halbwertsdurchmesser (HPD). Die Empfindlichkeit des Detektors beträgt 2 · 10 -14 erg cm -2 s -1 10 4 Sekunden. Punktspreizfunktion (PSF) des Spiegels - 15 Bogensekunden HPD im Fokus (1,5 keV). Der Spiegel ist für eine gleichmäßigere PSF über das gesamte Sichtfeld leicht defokussiert, was zu einer Instrumenten-PSF von 18 Bogensekunden führt.

Röntgenteleskop mit normalem Einfall

Geschichte der Röntgenteleskope

Das erste Röntgenteleskop diente der Beobachtung der Sonne. Das erste Röntgenbild der Sonne wurde 1963 mit einem auf einer Rakete montierten Teleskop aufgenommen.

Notizen (Bearbeiten)

siehe auch

Liste der Raumfahrzeuge mit Röntgen- und Gammadetektoren an Bord

Wikimedia-Stiftung. 2010.

Röntgenteleskop

Instrument zum Studium von Zeit und Spektrum. St. in den Quellen des Kosmos. mieten. Strahlung, sowie die Koordinaten dieser Quellen zu bestimmen und ihre Bilder zu erstellen.

Bestehende radioaktive Geräte arbeiten im Energiebereich e von Röntgenphotonen. Strahlung von 0,1 bis Hundertstel keV, d. h. im Wellenlängenbereich von 10 nm bis Hundertstel nm. Zur Durchführung astronomischer. Beobachtungen in diesem Wellenlängenbereich R. t. auf Raketen oder Satelliten über die Erdatmosphäre hinaus heben, da Röntgenstrahlen. Strahlung wird stark von der Atmosphäre absorbiert. Strahlung mit e> 20 keV kann ab einer Höhe von 30 km von Ballons aus beobachtet werden.

R. t. Ermöglicht:

1) mit hoher Röntgeneffizienz registrieren. Photonen;

2) die Ereignisse, die dem Auftreffen von Photonen des erforderlichen Energiebereichs entsprechen, von den Signalen zu trennen, die durch die Einwirkung der Ladung verursacht werden. ch-c- und Gamma-Photonen;

3) Bestimmen Sie die Ankunftsrichtung von Röntgenstrahlen. Strahlung.

Für den Bereich 0,1–30 keV ist der Photonendetektor ein Proportionalzähler, der mit einem Gasgemisch (Ar + CH4, Ar + CO2 oder Xe + CO2) gefüllt ist. Röntgenabsorption ein Photon eines Gasatoms wird von der Emission eines Photoelektrons (siehe PHOTOELEKTRONISCHE EMISSION), Auger-Elektronen (siehe Auger-EFFEKT) und fluoreszierender Photonen (siehe FLUORESZENZ) begleitet. Photoelektronen und Auger-Elektronen verlieren schnell ihre Energie, um das Gas zu ionisieren, auch fluoreszierende Photonen können aufgrund des photoelektrischen Effekts schnell vom Gas absorbiert werden. In diesem Fall ist die Gesamtzahl der gebildeten Elektron-Ionen-Paare proportional. Energie-Röntgen. Photon. Somit wird die Röntgenenergie durch den Stromimpuls im Anodenkreis wiederhergestellt. Photon.

Reis. 1.A-Diagramm von Röntgenstrahlen. ein Teleskop mit einem Schlitzkollimator; b - Teleskopbetrieb im Scanning-Modus.

Unter normalen Bedingungen wird R. of t. mit starken Ladungsströmen bestrahlt. ch-c und Gammaphotonen dez. Energien, To-Roggen R.'s Detektor von t. registriert zusammen mit Röntgen. Photonen der untersuchten Strahlungsquelle. Röntgenbilder zuordnen. Photonen aus dem allgemeinen Hintergrund wird die Antikoinzidenzmethode angewendet (siehe MATCHING-METHODE). Röntgen ankommen. Photonen sind auch entsprechend der Form des von ihnen erzeugten elektrischen Impulses fixiert. aktuell, da aufgeladen. ch-ts geben Signale, die zeitlich länger dauern als diejenigen, die durch Röntgenstrahlen verursacht werden. Photonen.

Um die Richtung des Röntgenstrahls zu bestimmen. Die Quelle ist ein Gerät, das aus einem Spaltkollimator und einem starr daran befestigten Sternsensor auf demselben Rahmen besteht. Der Kollimator (Plattensatz) begrenzt das Sichtfeld des R. t. und lässt die Röntgenstrahlen durch. Photonen wandern nur in einem kleinen Raumwinkel (= 10-15 Quadratgrad). Röntgen. das Photon, das den Kollimator passiert (Abb. 1, a) wird nach oben registriert. das Volumen des Zählers. Der resultierende Stromimpuls entlang der Schaltung nach oben. die Anode durchläuft die Antikoinzidenzschaltung (da kein Sperrsignal von der unteren Anode vorhanden ist) und wird dem Analysator zur Zeit- und Energiebestimmung zugeführt. har-k-Photon. Anschließend werden die Informationen per Telemetrie zur Erde übertragen. Gleichzeitig werden Informationen des Sternsensors über die hellsten Sterne in seinem Sichtfeld übermittelt. Diese Information ermöglicht es, die Position der R.-Achsen von t. im Raum zum Zeitpunkt der Ankunft des Photons zu bestimmen.

Während des Betriebs von R. t. Im Abtastmodus wird die Richtung zur Quelle als die Position von R. t. bestimmt, bei der die Zählrate ein Maximum erreicht. Winkel Die Auflösung von R. of t. mit einem Schlitzkollimator oder einem ähnlichen Zellkollimator beträgt mehrere zehn Bogenminuten.

Deutlich bessere Ang. Auflösung (= mehrere zehn Sekunden) besitzt R. t. mit Modul. Kollimatoren (Abb. 2, a). Modulator. Der Kollimator besteht aus zwei (oder mehr) eindimensionalen Drahtgittern, die zwischen dem Detektor und dem Schlitzkollimator installiert sind, wobei letzterer über den Detektor auf eine Höhe von = 1 m ragt und die Beobachtungen in beiden Scanning-Modi durchgeführt werden (Abb. 1, b) oder Drehung um die Achse senkrecht zur Maschenebene. Die Drähte in jedem Kollimatornetz sind parallel zueinander in einem Abstand gleich dem Drahtdurchmesser angeordnet. Daher, wenn sich die Quelle über das Sichtfeld von R. t. Schatten von oben bewegt. Drähte gleiten am Boden entlang. Gitter, die Drähte treffen, und dann ist die Zählrate maximal, dann zwischen ihnen und dann minimal (Hintergrund).

Winkel die Verteilung der Zählgeschwindigkeit des R. von t. mit Modulation. ein Kollimator (Funktion des Displays) ist in Abb. 2, geb. Für n-Gitter-Modulation Kollimatorwinkel zwischen benachbarten Maxima q0 = 2n-1qr, wobei qr = d/l - ang. R.s Erlaubnis von t. In den meisten Fällen R. von t. mit modul. Kollimatoren ermöglichen eine genaue Röntgenlokalisierung. Quellen, die für ihre Identifizierung mit Himmelsobjekten ausreichen, die in anderen Bereichen von e-magn emittieren. Wellen.

Mit Modulation Kollimatoren beginnen, mit der Codiertechnik zu konkurrieren. Öffnung erlaubt qr

Reis. 2. a - Röntgengerät. Teleskop mit Modulation Kollimator; b - ang. die Verteilung der Zählrate.

Position der Röntgenquelle Strahlung im Gesichtsfeld von R. von t. wird durch die Lage der maximalen Korrelation bestimmt. die Funktion zwischen der erhaltenen Verteilung der Zählrate über die Detektoroberfläche und der Bildschirmübertragungsfunktion.

Im Energiebereich e > 15 keV werden Kristalle als Detektoren für radioaktive t eingesetzt. Szintillatoren NaI (Tl) (siehe SCINTILLATIONSZÄHLER); um die Hintergrundladung zu unterdrücken. h-ts hoher Energien und Gammaphotonen werden auf Antikoinzidenz mit den ersten Cristae gesetzt. Szintillatoren CsI (Tl). Aktive Kollimatoren werden verwendet, um das Sichtfeld in solchen radioaktiven Tönen zu begrenzen – Zylinder aus Szintillatoren, die für Antikoinzidenzen mit NaI (Tl)-Szintillatoren eingeschaltet sind.

Im Energiebereich von 0,1 bis mehrere. keV sind am effektivsten R. t., bei dem die Fokussierung von Strahlung, die unter kleinen Winkeln auf den Fokussierspiegel einfällt, durchgeführt wird (Abb. 3). Die Empfindlichkeit eines solchen R. von t. In = 103 Mal übertrifft die R. von t. anderer Strukturen aufgrund seiner Fähigkeit, Strahlung aus dem Mittelwert zu sammeln. Fläche und direkt auf einen Detektor mit kleinen Abmessungen, was das Signal-Rausch-Verhältnis deutlich erhöht. R. t., gebaut nach diesem Schema, gibt ein zweidimensionales Bild der Röntgenquelle. Strahlung ist ähnlich wie bei herkömmlichen optischen. Fernrohr.

Reis. 3. Schema der Fokussierung von Röntgenstrahlen. Fernrohr.

Um ein Bild in einem fokussierenden R. von t. aufzubauen, werden positionsempfindliche Proportionen als Detektoren verwendet. Kameras, Mikrokanaldetektoren und ladungsgekoppelte Bauelemente (CCDs). Winkel die Auflösung im ersten Fall wird durch Ch. bestimmt. arr. Räume. die Auflösung der Kamera ist = 1", Mikrokanal-Detektoren und CCDs ergeben 1-2" (für Strahlen nahe der Achse). Mit Spektrometer. Forschung verwendet PP-Detektoren, Bragg-Kristalle. Spektrometer und Beugung. Gitter mit positionssensitivem Detektoren. Kosm. Quellen von Röntgenstrahlen. Strahlungen sind sehr unterschiedlich. Röntgen. Die Sonnenstrahlung wurde 1948 in den USA von einer Rakete entdeckt, die Geigerzähler in die Höhe hob. Schichten der Atmosphäre. 1962 entdeckte die Gruppe um R. Giaconi (USA) auch die erste Röntgenquelle einer Rakete. Strahlung draußen Sonnensystem- "Scorpion X-1", sowie diffuser Röntgenhintergrund, anscheinend extragalaktisch. Ursprung. Bis 1966 wurden aufgrund von Raketenversuchen ca. 30 diskrete Röntgenaufnahmen. Quellen. Mit dem Start in die Umlaufbahn einer Reihe von besonderen. AES ("UHURU", "Ariel", "SAS-3", "Vela", "Copernicus", "HEAO" usw.) mit R. t. Decomp. Typen wurden Hunderte von Röntgenstrahlen gefunden. Quellen (galaktisch und extragalaktisch, ausgedehnt und kompakt, stationär und variabel). Mn. aus diesen Quellen wurden noch nicht mit den Quellen identifiziert, die sich optisch manifestieren. und andere Bereiche von el.-magn. Strahlung. Unter den identifizierten galaktischen. Objekte: nahe Doppelsternsysteme, deren Bestandteil Röntgen ist. Pulsar; einzelne Pulsare (Crab, Vela); Supernova-Überreste (erweiterte Quellen); temporäre (transiente) Quellen, die die Leuchtkraft von Röntgenstrahlen stark erhöhen. Reichweite und sterben im Laufe der Zeit von mehreren wieder ab. Minuten bis mehrere. Monate; t. n. b a rster - leistungsstarke Blitzlichtquellen für Röntgenstrahlen. Strahlung mit charakteristische Zeit Blitze in der Größenordnung von mehreren. Sekunden. Um extragalaktisch zu identifizieren. Objekte umfassen nahe Galaxien (Magellanschen Wolken und Andromedanebel), Radiogalaxien Virgo-A (M87) und Centaurus-A (NGC 5128), Quasare (insbesondere ZC 273), Seyfert und andere Galaxien mit aktiven Kernen; Galaxienhaufen sind die stärksten Quellen von Röntgenstrahlen. Strahlung im Universum (in ihnen ist heißes intergalaktisches Gas mit einer Temperatur von 50 Millionen K für die Strahlung verantwortlich). Die überwiegende Mehrheit des Kosmos. mieten. Quellen yavl. völlig andere Objekte als die, die vor Beginn der Röntgenstrahlen bekannt waren. Astronomie, und vor allem zeichnen sie sich durch eine enorme Energiefreisetzung aus. Leuchtkraft galaktisch. mieten. Quellen erreicht 1036-1038 erg / s, was 103-105 mal höher ist als die Sonnenenergiefreisetzung im gesamten Wellenlängenbereich. Im extragalaktischen. Leuchtstärken von bis zu 1045 erg/s wurden aufgezeichnet, was auf die Ungewöhnlichkeit der hier manifestierten Strahlungsmechanismen hinweist. In engen Doppelsternsystemen zum Beispiel als DOS. der Mechanismus der Energiefreisetzung wird als Überlauf einer Substanz von einer Komponente (einem Riesenstern) zu einer anderen (einem Neutronenstern oder einem schwarzen Loch) angesehen - Scheibenakkretion, bei der die auf den Stern fallende Substanz eine Scheibe in der Nähe dieses Sterns bildet, wo sich die Substanz durch Reibung erwärmt und intensiv zu strahlen beginnt. Zu den wahrscheinlichen Hypothesen für die Entstehung diffuser Röntgenstrahlen. Hintergrund, zusammen mit der Annahme von Wärmestrahlung von heißer intergalaktischer. Gas wird der inverse Compton-Effekt von El-Nons auf IR-Photonen, die von aktiven Galaxien emittiert werden, oder auf Photonen von Reliktstrahlung betrachtet. Beobachtungsdaten der KHEAO-B-Satelliten zeigen, dass ein signifikanter Beitrag (> 35 %) zur diffusen Röntgenstrahlung beiträgt. Hintergrund wird von entfernten diskreten Quellen gegeben, Kap. arr. Quasare.

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Teleskop Teleskop (von griechisch tele - "in die Ferne", "weit weg" und scopeo - "schauen") - ein Gerät zum Studieren Himmelskörper Konstruktiv und nach dem Funktionsprinzip werden Teleskope in optische, Röntgen-, Gammateleskope, Ultraviolett-, Infrarot- und Radioteleskope unterteilt.

Röntgengerät Am 8. November 1895 ging der Professor an der Universität Würzburg (Deutschland) Wilhelm Röntgen, der seiner Frau eine gute Nacht wünschte, in sein Labor, um noch ein wenig zu arbeiten.Als die Wanduhr elf schlug, löschte der Wissenschaftler die Lampe und plötzlich

Bodengestützte Beobachtungen in Durchsichtfenstern werden mit konventionellen optischen Teleskopen und speziellen IR-Teleskopen durchgeführt. Spezielle IR - Teleskope - haben eine geringere Eigenstrahlung und sind mit einem oszillierenden Fangspiegel ausgestattet und werden in Höhenlagen installiert. Auf dem erloschenen Vulkan Mauna Kea sind vier spezielle Infrarot-Teleskope installiert. (Hawaiianische Inseln). Auf einer Höhe von 4200 m über dem Meeresspiegel: Französisch mit einem Spiegeldurchmesser D = 375 cm; Englisch, D = 360 cm; Teleskop der National Astronautics and Space Administration der USA - NASA, D = 300 cm; Teleskop der University of Hawaii, D = 224 cm.

Röntgen (ri) - Teleskope

RI-Detektoren:

1978 wurde ein schräg einfallendes Röntgenteleskop mit einer Auflösung von 2ʺ auf dem Satelliten KHEAO-B (Einstein-Observatorium) in den USA gestartet. Mehrere Tausend Röntgenquellen erhalten (bis 1986)

Gammateleskope.

Im Gebiet weiche Gammastrahlung(GI), gebraucht Szintillationsteleskop.

Im Gebiet hart gi- Teleskop mit Spur Detektor. Die Flugbahn jedes während der Absorption gebildeten geladenen Teilchens - Photonen - wird aufgezeichnet. Der Detektor kann Funkenkammer und Driftkammer. Ein Funkendurchschlag entwickelt sich in der Funkenkammer entlang der Flugbahn des Teilchens, das die Atome ionisiert. Die Funkenkette reproduziert die Flugbahn des Teilchens. In der Driftkammer wird die Lage der Trajektorie durch den Zeitpunkt der Elektronendrift von der Teilchenspur zu den benachbarten Elektroden bestimmt.

Im Gebiet mittlerer GI - die Effizienz von Szintillations- und Spurdetektoren nimmt ab.

Im Gebiet ultrahoher GI- über die Registrierung der Cherenkov-Strahlung, die von Elektronen und Positronen eines Teilchenschauers erzeugt wird und die Absorption eines ultrahochenergetischen Photons in der Atmosphäre begleitet.

Hinweis: Cherenkov - Vavilov-Strahlung(1934) - Strahlung Elektromagnetische Wellen Träger elektrische Ladung mit Geschwindigkeit bewegen , Überschreitung der Phase" U»Die Geschwindigkeit elektromagnetischer Wellen in Materie. ... Der Cherenkov-Vavilov-Effekt tritt auf, wenn n > 1 ist;

Neutrino-Teleskope

In der UdSSR: im Kaukasus am Baksan-Neutrino-Observatorium; in einem Salzbergwerk in Artemovsk in einer Tiefe von 600 m Wasseräquivalent; in Italien, USA.

Registrierungsprinzip: Flüssigszintillationsdetektoren - registrieren die gebildeten Positronen, deren Bewegung von einem Blitz begleitet wird.

Große Observatorien und größte Teleskope der Welt

OBSERVATORIUM(von lat. Observator - Beobachter), eine spezialisierte wissenschaftliche Einrichtung, die für astronomische, physikalische, meteorologische usw. Forschung ausgestattet ist. Derzeit gibt es weltweit mehr als 500 Observatorien, die meisten davon auf der Nordhalbkugel der Erde.

Tabelle 2. Die wichtigsten Observatorien der Welt.

Observatorium	Kurzinfo
Abastumani Astrophysikalisches Observatorium	Gegründet 1932 auf dem Berg Kanobili (1650m) in der Nähe von Abastumani in Georgien. 1937 begannen die Beobachtungen am ersten sowjetischen 33-cm-Reflektor (Beobachtungen wurden seit 1932 im alten Turm durchgeführt) mit dem ersten sowjetischen Photometer. Der erste Regisseur war Evgeny Kirillovich Kharadze. In den frühen 1950er Jahren wurden ein 70-cm-Meniskusteleskop und andere Instrumente installiert. 1980 wurde das größte vollautomatische 125-cm-Spiegelteleskop in der Sternwarte installiert.
Algonquin-Observatorium	Astronomisches Radioobservatorium in Ontario (Kanada). Das Hauptinstrument ist ein 46-Meter-Teleskop mit voll steuerbarer Antenne.
Allegheny-Sternwarte	Forschungsobservatorium der University of Pittsburgh in Pennsylvania (USA). Die modernen Gebäude des Observatoriums wurden 1912 gebaut, aber die Arbeiten an seiner Errichtung begannen 1858 von mehreren Geschäftsleuten aus Pittsburgh. Ermutigt durch das Schauspiel des Kometen Donatis in diesem Jahr gründeten sie die Allegheny Telescope Association und erwarben einen 33-cm-Refraktor. Im Jahr 1867 wurden sowohl das Teleskop als auch das Observatorium an die Western Pennsylvania State University, die Vorgängerin der University of Pittsburgh, übertragen. Der erste Vollzeit-Manager war Samuel Pierpont Langley, dem James E. Keeler folgte, einer der Gründer des Astrophysical Journal und später der Leiter des Leek Observatory. 1912 wurden im Gebäude der Sternwarte drei Teleskope installiert. Der allererste 33-cm-Refraktor wird heute vor allem zu Bildungszwecken und zu Testzwecken eingesetzt. Die anderen beiden (der 76 cm Tau Refraktor und der 79 cm Keeler Memorial Reflektor) werden weiterhin für wissenschaftliche Forschung verwendet.
Anglo-Australisches Observatorium (AAO)	Ein Observatorium, das gemeinsam mit dem Siding Spring Observatory (NSW, Australien) angesiedelt ist und von der australischen und der britischen Regierung kofinanziert wird. Das Observatorium wird vom Anglo-Australian Telescope Directorate (DAAT) betrieben, das Anfang der 1970er Jahre gegründet wurde, als das 3,9-Meter-Anglo-Australian-Teleskop mit äquatorialer Montierung gebaut wurde. Routinebeobachtungen begannen 1975. Es war das erste computergesteuerte Teleskop. Viele verschiedene Instrumente werden mit diesem vielseitigen Teleskop verwendet, was zu wichtigen wissenschaftliche Entdeckungen 1988 erhielt DAAT das britische 1,2-Meter-Schmidt-Teleskop (in Auftrag gegeben 1973 und einige Zeit vom Royal Edinburgh Observatory betrieben), das von vielen Astronomen genutzt wurde. Beliebte Schmidt-Teleskope liefern hochwertige Breitformataufnahmen (6,4° × 6,4°). Die meiste Betriebszeit des Teleskops wird für langfristige Himmelsdurchmusterungen verwendet.
Aresib-Observatorium	Radioastronomie-Observatorium in Puerto Rico. Die Grube mit einem Durchmesser von 305 m fügt sich gut in die natürliche Falte des hügeligen Geländes südlich von Arecibo ein. Das Teleskop, dessen Bau 1963 abgeschlossen wurde, wird vom National Ionosphere and Astronomical Center der Cornell University (USA) betrieben. Die reflektierende Oberfläche kann sich nicht bewegen, aber Funkquellen können verfolgt werden, indem der Empfänger entlang einer speziellen Stützstruktur im Fokus bewegt wird. 1997 wurde dieses Teleskop modernisiert. In seiner Fläche übertrifft das Teleskop alle anderen Radioteleskope der Welt zusammen. Bei einer so großen Oberfläche kann das Teleskop schwächere Signale erkennen als jedes andere Radioteleskop.
Dominion Astrophysikalisches Observatorium	Observatorium des National Research Council des Canadian Centre for Optical Astronomy in der Nähe von Victoria, British Columbia. Ist Teil des Instituts für Astrophysik. Herzberg. Es wurde von J. C. Plaskett, und 1918 begann dort ein 1,85-Meter-Teleskop, das 1962 um ein 1,2-Meter-Teleskop erweitert wurde. 1988 wurde dort das Canadian Center for Astronomical Data gegründet.
Marineobservatorium der Vereinigten Staaten	Das Observatorium besitzt astrographische Teleskope in den Anderson Mountains, in der Nähe von Flagstaff, Arizona, in Blackbirch, Neuseeland und in Washington DC. Die Sternwarte wurde 1830 gegründet und erhielt ihren heutigen Namen 1842. Seit fünfzig Jahren befindet es sich dort, wo heute das Lincoln Memorial steht. 1893 wurde die Sternwarte an ihren heutigen Standort (neben dem Amtssitz des Vizepräsidenten) verlegt. Das größte hier untergebrachte Teleskop ist ein seit 1873 in Betrieb befindlicher 66-Zentimeter-Refraktor, mit dem Asaf Hall 1877 die Monde Mars Phobos und Deimos entdeckte. Weitere Instrumente sind ein Elvan Clarke 30cm Refraktor, zwei 61cm Reflektoren und ein 15cm Meridiankreis. Das größte Teleskop des Observatoriums ist der 1,5 Meter hohe astrometrische Reflektor in Flagstaff. Mit diesem Instrument entdeckte James Christie 1978 Plutos Mond Charon. Das Observatorium verfügt in seiner Außenstelle in Arizona über ein optisches Interferometer (Experimental Marine Optical Interferometer), das 1995 bei seiner Inbetriebnahme das größte Teleskop seiner Art war. Das United States Naval Observatory beherbergt eine der reichsten astronomischen Bibliotheken der Welt. Das Observatorium erstellt und veröffentlicht astronomische Jahrbücher für die Marine, die Luftfahrt und das internationale Nachschlagewerk "Sichtbare Orte fundamentaler Sterne".
Alpenobservatorium	Observatorium und Forschungsinstitut für Sonnenphysik in Colorado, USA. 1940 unter der Schirmherrschaft des Harvard College Observatory gegründet und ist heute eine Abteilung des National Center for Atmospheric Research. Die Ausrüstung zum Studium der Sonne befindet sich auch in anderen Bodenzentren und auf Satelliten.
Astronomisches Hauptobservatorium der Akademie der Wissenschaften der Ukraine	Gegründet 1944 (12 km südlich von Kiew, h = 180 m über dem Meeresspiegel). 1949 eröffnet. Es wurde ein konsolidierter Koordinatenkatalog von mehreren Tausend Kontrollpunkten auf der sichtbaren Oberfläche des Mondes erstellt, der eine astronomische Beobachtungsbasis in der Elbrus-Region am Terskol-Gipfel (h = 3100m) mit 40-cm, 80-cm und 2 . hat -Meter-Teleskope. Grundinstrumente: 19 cm großer Vertikalkreis, Doppel-Weitwinkel 12 cm Astrograph, 70 cm Spiegelteleskop (1959), 44 cm Sonnenhorizontalteleskop (1965) und weitere Instrumente. Seit 1985 gibt das Observatorium die wissenschaftliche Zeitschrift "Kinematics and Physics of Celestial Bodies" und seit 1953 "Izvestia GAO AN UkrSSR" heraus. Der erste Direktor war Alexander Jakowlewitsch Orlow (1880-1954) in den Jahren 1944-1948 und 1950-1951.
Europäische Südsternwarte (ESO)	europäisch Forschungsorganisation 1962 gegründet. ESO-Mitglieder sind acht Staaten - Belgien, Dänemark, Frankreich, Deutschland, Italien, Niederlande, Schweden und die Schweiz. Der Hauptsitz der Organisation befindet sich in Garching bei München in Deutschland und die Sternwarte in La Silla in Chile.
Astrophysikalisches Observatorium der Krim (KrAO)	Ukrainisches Observatorium auf der Krim in der Nähe von Simeiz. 1908 in der Nähe von Simeiz als Außenstelle des Pulkovo-Observatoriums gegründet, bei Kriegsausbruch 1941 jedoch völlig zerstört. Durch das Dekret der Regierung der UdSSR vom 30.06.1945 wurde es in eine unabhängige wissenschaftliche Einrichtung umgewandelt - das Krim Astrophysikalische Observatorium der Akademie der Wissenschaften der UdSSR. Im Jahr 1946 begann der Bau des Observatoriums an einem neuen, günstigeren Ort im Dorf Mangush (Dorf Nauchnyi, 12 km von Bachtschissarai entfernt). Das erste große Instrument war ein Astrograph mit 40-cm-Objektiv, der im Sommer 1946 in Simeizm installiert wurde und in dem die Beobachtungen fortgesetzt wurden. Der erste Regisseur war G. A. Shine (1892-1956), dann wurde er 1952 durch A.B.Severny (1913-1987) ersetzt. 1950 in Auftrag gegeben. Hier wurde 1961 das größte Teleskop Europas mit einem 264-cm-Spiegel, F = 10m, installiert, 1981 ein 125-cm-Teleskop für fotografische Beobachtungen. Hier wurde 1954 eines der besten Turm-Sonnenteleskope der Welt installiert, 1966 ein leistungsstarkes 22-Meter-Millimeterwellen-Radioteleskop.
Nationales Radioastronomie-Observatorium (NRAO)	Eine Allianz von Organisationen, die in den Vereinigten Staaten auf dem Gebiet der Radioastronomie arbeiten, unter der Schirmherrschaft des privaten Konsortiums der Associated Universities Inc. Der Verein wird im Rahmen einer Konsortialvereinbarung mit der US-amerikanischen National Science Foundation gefördert. Die von NRAO verwendeten Teleskope befinden sich an drei verschiedenen Standorten. Dies ist ein "Very Large Array" (VLA - Abkürzung VeryLargeArray ist das weltweit größte Teleskop mit der Methode der Apertursynthese. Diese Antennenanordnung ist in Form des Buchstabens "Y" angeordnet, wobei jeder Arm 21 km lang ist. Gleichzeitige Beobachtungen. Die maximal verfügbare Auflösung des Radios Teleskop bei 1,3 cm beträgt 0,05 Bogensekunden. In der Praxis werden jedoch die meisten Beobachtungen bei 6 cm mit einer Auflösung von einer Bogensekunde gemacht, da dies die Zeit zum Erstellen von Radiokarten erheblich verkürzt), das Kitt Peak Millimeterwellen-Teleskop und die 42-Meter-Antenne und das Interferometer des Green Bay Telescope ns, in Green Bank, West Virginia, Baujahr 1962, 92-Meter-Parabolantenne bis 1988 komplett außer Betrieb. Der Bau seines „Nachfolgers“, des 100-Meter-Teleskops, wurde 1998 abgeschlossen. Sie ist die größte vollautomatische Parabolantenne der Welt. Die 1965 gestartete 43-Meter-Parabolantenne ist immer noch das größte äquatoriale Teleskop der Welt. Es gibt auch ein Funkinterferometer, bestehend aus drei 26-Meter-Parabolantennen, von denen sich zwei auf einer 1,6 km langen Strecke bewegen können). Die NRAO hat ihren Hauptsitz in Charlottesville, Virginia.
Pulkovo-Observatorium	Die Sternwarte in der Nähe von St. Petersburg in Russland, die bereits 1718 als St. Petersburger Sternwarte und der St. Petersburger Akademie der Wissenschaften organisiert wurde, besaßen die einzige Sternwarte, die 1760 im Stadtzentrum gebaut wurde. Es befindet sich seit 1835 in Pulkovo. Am 19. August 1839 wurde das Pulkovo-Observatorium auf den Pulkovo-Höhen (75 m über dem Meeresspiegel) in Betrieb genommen. Der Bau begann am 21. Juni 1835, 70 km südlich von Petersburg, entworfen von A.P. Bryullov (1798-1877), 1834 entwickelt. 03.07.1835 wurde das Gebäude der Hauptsternwarte gelegt. 07.02.1838 - Gründung des Pulkovo-Observatoriums an der Akademie der Wissenschaften. Die Geschichte der Sternwarte ist insbesondere mit der Geschichte der Familie Struve verbunden, deren sechs Mitglieder zu berühmten Astronomen wurden. Wassili Jakowlewitsch Struve war von 1839 bis 1862 Direktor der Sternwarte, und sein Sohn Otto Wassiljewitsch Struve von 1862 bis 1889 baute 1886 ein astrophysikalisches Laboratorium und 1890-1895 F.A. Das Observatorium wurde zur "astronomischen Hauptstadt der Welt" für die Erstellung der genauesten Sternkataloge der Fundamentalsterne: 1865, 1885, 1905 und 1930, genaue Positionsmessung von 8700 Doppelsternpaaren, Bestimmung der wichtigsten astronomischen Konstanten . Von Anfang an bestand die Sternwarte aus dem weltweit größten 38cm (15 Zoll) Refraktorteleskop, gebaut von J. Flaunhofers Schülern - Merz und Mahler, und 1888 aus dem weltgrößten 30 Zoll (76cm) Refraktorteleskop, hergestellten amerikanischen Optiker A. Clark. Am Pulkovo-Observatorium wurde die Fotografie erstmals in der Astrometrie verwendet. 1920 wurde ein genauer Zeitdienst organisiert, und 1924 wurde an der Sternwarte ein internationales Zeitdienstkomitee eingerichtet. 1932 wurde der Sun Service organisiert. Die damaligen Gebäude wurden im Zweiten Weltkrieg zerstört, aber 1954 wieder in ihren ursprünglichen Zustand zurückversetzt. Die Eröffnung fand am 21.05.1954 statt. Die Sternwarte wurde deutlich erweitert und mit modernsten Instrumenten ausgestattet. Installierter 65 cm Teleskop-Refraktor (F = 10,4 m), der größte in der UdSSR. Beobachtungsbasen im Kaukasus und im Pamir, die astronomische Bergstation Kislowodsk, in Blagoweschtschensk (Breitenlabor am Amur), eine Expedition nach Bolivien (seit 1983). Forschung: Astrometrie, Radioastronomie, astronomische Instrumentierung, außeratmosphärische Astronomie usw. Das Observatorium veröffentlicht "Proceedings" (seit 1893), "Izvestia" (seit 1907), "Solar data" (seit 1954) und andere.

Abb. 46. Pulkovo-Observatorium

Röntgenteleskop(englisches Röntgenteleskop, XRT) ist ein Teleskop zur Beobachtung entfernter Objekte im Röntgenspektrum. Um solche Teleskope zu betreiben, müssen sie in der Regel über die für Röntgenstrahlen undurchlässige Erdatmosphäre angehoben werden. Daher werden Teleskope auf Höhenraketen oder auf künstlichen Erdsatelliten platziert.

Optisches Design

Aufgrund der hohen Energie werden Röntgenquanten in Materie praktisch nicht gebrochen (daher ist es schwierig, Linsen herzustellen) und werden bei keinem Einfallswinkel reflektiert, außer bei den sanftesten (88-89 Grad zur Normalen) ).

Spiegel

Der Einsatz von Röntgenspiegeln für die extrasolare Astronomie erfordert gleichzeitig:

die Fähigkeit, die Anfangsrichtung des Röntgenphotons in zwei Koordinaten zu bestimmen und
ausreichende Detektionseffizienz.

Blendencodierung

Teleskope

Exosat

Das Exosat trägt zwei niederenergetische Wolter-I-Röntgenteleskope mit Abbildungsfunktionen. In der Brennebene kann installiert werden

Harte Röntgenteleskope

Siehe OSO 7. OSO 7)

An Bord 7. Orbitierendes Sonnenobservatorium(OSO 7) beherbergte ein Röntgenteleskop mit hartem Bereich. Eigenschaften: Energiebereich 7 - 550 keV, Sichtfeld 6,5° effektive Fläche ~ 64 cm²

FILIN-Teleskop

Das an der Station Saljut-4 installierte FILIN-Teleskop bestand aus drei Gasproportionalzählern mit einer Gesamtarbeitsfläche von 450 cm², einem Energiebereich von 2-10 keV und einem mit einer Arbeitsfläche von 37 cm². einen Energiebereich von 0,2-2 keV. Das Sichtfeld war auf einen 3° x 10° Halbbreiten-Spaltkollimator beschränkt. Zu den Instrumenten gehörten neben Sensoren auch Fotozellen, die außerhalb der Station montiert waren. Messmodule und Stromversorgung befanden sich im Inneren der Station.

Die Sensoren wurden parallel zum Flugbetrieb in drei Modi gegen bodengestützte Quellen kalibriert: Trägheitsorientierung, Orbitalorientierung und Überprüfung. Die Daten wurden in vier Energiebereichen gesammelt: 2–3,1 keV, 3,1–5,9 keV, 5,9–9,6 keV und 2–9,6 keV auf großen Detektoren. Der kleine Sensor hatte Begrenzer, die auf Werte von 0,2, 0,55, 0,95 keV eingestellt waren.

SIGMA-Teleskop

Röntgenteleskop ART-P

Fokussierendes Röntgenteleskop

HEAO-2

Chandra

XMM-Newton

Spektrum-RG

XRT auf der Raumsonde Swift (MIDEX-Mission)

Der Röntgen-Imager hat eine effektive Fläche von 120 cm2 bei 1,15 keV, ein Sichtfeld von 23,6 x 23,6 Bogenminuten und eine Winkelauflösung (θ) von 18 Bogensekunden bei Halbwertsdurchmesser (HPD). Die Detektorempfindlichkeit beträgt 2⋅10 –14 erg cm –2 s –1 10 4 Sekunden. Punktspreizfunktion (PSF) des Spiegels - 15 Bogensekunden HPD im Fokus (1,5 keV). Der Spiegel ist für eine gleichmäßigere PSF über das gesamte Sichtfeld leicht defokussiert, was zu einer Instrumenten-PSF von 18 Bogensekunden führt.

Röntgenteleskop mit normalem Einfall

Geschichte der Röntgenteleskope

Das erste Röntgenteleskop diente der Beobachtung der Sonne. Das erste Röntgenbild der Sonne wurde 1963 mit einem auf einer Rakete montierten Teleskop aufgenommen.

siehe auch

Notizen (Bearbeiten)

Röntgenteleskope(Englisch). NASA (2013). Behandlungsdatum 10. August 2018.
Hoff H. A. Exosat - das neue extrasolare Röntgenobservatorium (nicht näher bezeichnet) // J Brit Interplan Soc (Space Chronicle) .. - 1983. - August (Band 36, Nr. 8). - S. 363-367.

Röntgenstrahlen - Reichweite elektromagnetische Strahlung mit einer Wellenlänge von 0,01 bis 10 nm, zwischen Ultraviolett- und Gammastrahlen. Da Photonen in diesem Bereich eine hohe Energie aufweisen, zeichnen sie sich durch ein hohes Ionisierungs- und Durchdringungsvermögen aus, was den Anwendungsbereich ihrer praktischen Anwendung bestimmt. Dieselben Eigenschaften machen sie für lebende Organismen sehr gefährlich. Die Erdatmosphäre schützt uns vor Röntgenstrahlen aus dem Weltraum. Aus Sicht der Astronomen sind sie jedoch von besonderem Interesse, da sie wichtige Informationenüber eine Substanz, die auf ultrahohe Temperaturen (in der Größenordnung von Millionen Kelvin) erhitzt wird, und die Prozesse, die zu einer solchen Erhitzung führen.
Wie im UV-Bereich wurden die ersten Versuche, die Himmelskugel im Röntgenspektrum zu fotografieren, mit Geräten auf geophysikalischen Höhenraketen gemacht. das Hauptproblem hier war, dass "herkömmliche" Fokussierungsmethoden - mit Linsen oder Hohlspiegeln - für hochenergetische Strahlen nicht akzeptabel sind, so dass eine ausgeklügelte "streifende Einfall"-Technologie angewendet werden muss. Solche Fokussiersysteme haben viel größere Massen und Abmessungen als optische Instrumente, und Trägerraketen, die stark genug sind, um Röntgenteleskope endlich in erdnahe Umlaufbahnen zu betreten, hätten auftauchen müssen.
Der erste so erfolgreiche Versuch war der amerikanische Satellit Uhuru (Explorer 42), der von 1970 bis 1973 in Betrieb war. Bemerkenswert sind auch die erste niederländische Raumsonde ANS (Astronomical Netherlands Satellite), die im August 1974 gestartet wurde, und zwei Weltraumobservatorien NEAO (NASA) - der zweite von ihnen, der am 13. November 1978 in die Umlaufbahn gebracht wurde, hieß Albert Einstein. Am 21. Februar 1979 startete Japan den Hakucho-Apparat (CORSA-b), der bis 1985 den "Röntgenhimmel" beobachtete. Über acht Jahre lang, von 1993 bis 2001, wurde das zweite japanische Hochenergieteleskop ASCA (ASTRO -D) betrieben. Die Europäische Weltraumorganisation hat diese Richtung durch die Satelliten EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite, 1983-1986) und BeppoSAX (1996-2003) "gemerkt". Anfang 2012 wurde der Betrieb einer der "Weltraum-Langleber" - des am 30. Dezember 1995 gestarteten Orbitteleskops Rossi X-ray Timing Explorer - eingestellt.

Dritter der "Big Four"

Das Chandra-Röntgenteleskop, das am 23. Juli 1999 an Bord der wiederverwendbaren Raumsonde Columbia (Mission STS-93) in die Umlaufbahn gebracht wurde, war das dritte von vier großen NASA-Observatorien, die zwischen 1990 und 2003 gestartet wurden. Es wurde nach dem amerikanischen Physiker und Astrophysiker benannt Subrahmanyana Chandrasekhar indischer Abstammung.

Die geozentrische Umlaufbahn mit einer Apogäumshöhe von 139.000 km und einem Perigäum von etwa 16.000 km ermöglicht kontinuierliche Beobachtungssitzungen von bis zu 55 Stunden, was im Vergleich zum gleichen Indikator für Satelliten mit niedriger Umlaufbahn der Erde deutlich mehr ist. Die Wahl der Umlaufbahn ist auch darauf zurückzuführen, dass Röntgenstrahlen selbst von verdünnten Gasen in den obersten Schichten der Erdatmosphäre merklich absorbiert werden - in Höhen, in denen die meisten künstlichen Satelliten arbeiten. Die Umlaufzeit beträgt 64,2 Stunden, und Chandra verbringt 85% dieser Zeit außerhalb der Strahlungsgürtel der Erde. Der Nachteil einer solchen Umlaufbahn ist insbesondere die Unmöglichkeit, ein Reparaturteam zum Teleskop zu schicken (wie es beim Hubble-Observatorium immer wieder geschehen ist).

TECHNISCHE DATEN CHANDRA TELESKOP

> Gewicht: 4620 kg
> Länge: 18 m
> Blende: 120cm
> Brennweite: 10m
> Sammelfläche der Spiegel: 1100 cm 2
> Spektraler Empfindlichkeitsbereich: 0,12-12,5 nm (0,1-10 keV)

WICHTIGSTE WISSENSCHAFTLICHE ZIELE:

> Erforschung schwarzer Löcher in den Zentren von Galaxien
> Suche und Untersuchung supermassereicher Schwarzer Löcher, ihre Entstehungsprozesse, Evolution, mögliche Verschmelzung
> Beobachtung der Kerne aktiver Galaxien, der Umgebung supermassereicher Schwarzer Löcher
> Studieren Neutronensterne, Röntgenpulsare, Supernova-Überreste
> Registrierung der Röntgenstrahlung von Körpern des Sonnensystems
> Untersuchung von Regionen aktiver Sternentstehung, Prozesse der Entstehung und Entwicklung von Galaxienhaufen.

RAUMTELESKOPE

Das Röntgenteleskop hat eine eher enge Spezialisierung. Es wurde entwickelt, um Strahlung von sehr heißen Objekten im Universum wie explodierenden Sternen, galaktischen Haufen und Materie in der Nähe von Schwarzen Löchern zu beobachten. Es kann aber auch energiereiche Strahlung registrieren, die auf die eine oder andere Weise in den Atmosphären und auf den Oberflächen verschiedener Körper des Sonnensystems entsteht. Ursprünglich war geplant, dass Chandra 5 Jahre im Weltraum arbeiten wird, aber unter Berücksichtigung des guten Zustands der Bordsysteme wurde der Betrieb bereits mehrfach verlängert (zuletzt 2012).

Erste Beobachtung des Teleskops

Galaktische Überreste von Supernova-Explosionen sind eine Quelle der wertvollsten Informationen über das Universum, wie die Ergebnisse der Analyse der Beobachtungen des Chandra-Teleskops belegen. Insbesondere wurde mit seiner Hilfe die Struktur der Überreste von Cassiopeia A detailliert, eine Karte aller ein- und ausgehenden Materieströme und Stoßwellen erstellt, die Ausflüsse interstellarer und zirkumstellarer Materie vor der Supernova-Explosion räumlich getrennt und Regionen der Beschleunigung der kosmischen Strahlung wurden lokalisiert. Ein nicht minder wichtiges Ergebnis war die zuverlässige Erfassung von starken breiten Emissionslinien des Überrestes im Modus der ultrahochauflösenden Spektroskopie und die Abbildung der Verteilung der Elemente von Kohlenstoff zu Eisen in den Emissionen von Materie. Das aus diesen Beobachtungen ermittelte Alter des Überrestes beträgt ca. 140 Jahre, was fast mit den Schätzungen anderer Methoden übereinstimmt. Der Vergleich des Alters und der linearen Größe anderer Supernova-Überreste hat die Fähigkeit des Chandra-Teleskops gezeigt, die Geschwindigkeit ihrer radialen Expansion fast auf Mikroskala zu messen: zum Beispiel änderte sich in 22 Jahren die Größe des SN 1987A-Überrests in der Großen Magellanschen Wolke6 um nur 4 Bogensekunden.

Pulsarbetriebener Nebel

Viele Astronomen weisen darauf hin, dass einer der beeindruckendsten Vorteile des Chandra-Teleskops seine Fähigkeit ist, die Feinstruktur der sogenannten Pulsar-Wind-Nebel (PWN) - von Pulsarmaterie "gespeiste" Nebel, die extrem kleine Größen aufweisen - zu studieren in der Größenordnung von einigen Bogensekunden. Chandra war besonders erfolgreich bei der Untersuchung eines solchen Objekts im Sternbild Parus - dem Vela-Pulsar. Dies ist derzeit das am besten erforschte Plerion.

Das Chandra-Bild eines kompakten Nebels um einen Pulsar im Sternbild Segel, aufgenommen vom Chandra-Teleskop, zeigt eine interessante Struktur, die aus zwei bogenförmigen Stoßwellen besteht. Sie wurden gebildet, wenn eine Gaswolke, die einen Pulsar umgibt, mit Materie aus einem Nebel kollidiert, während er sich durch diesen bewegt. Die vom Pulsar emittierten Jets sind als helle gerade Linien senkrecht zu den Bögen sichtbar. Ihre Richtung stimmt praktisch mit der Bewegungsrichtung eines superdichten Objekts überein. Es wird angenommen, dass sie aufgrund ihrer Rotation sowie der Wechselwirkung von Materie mit starken elektrischen und magnetischen Feldern in ihrer Umgebung entstehen.

Änderungen in Form und Helligkeit der Düsen.

RAUMTELESKOPE

Wiederholte Aufnahmen des Vela-Pulsars durch das Chandra-Röntgenobservatorium zeigten merkliche Veränderungen in Form und Helligkeit der Jets über relativ kurze Zeiträume. Hier sind vier von 13 Bildern von ihm zu sehen, die über zweieinhalb Jahre aufgenommen wurden. Die Länge der Jets erreicht ein halbes Lichtjahr (ca. 5 Billionen km), und ihre Breite bleibt praktisch konstant und überschreitet 200 Milliarden km nicht, was durch das Vorhandensein eines "Holding" erklärt werden kann Magnetfeld... Die Geschwindigkeit des vom Pulsar ausgestoßenen Materials beträgt fast die Hälfte der Lichtgeschwindigkeit. Bei solchen relativistischen Strömungen geladener Teilchen sollten Instabilitäten auftreten, die bereits in Experimenten an speziellen Beschleunigern beobachtet wurden. Nun wurden sie am Beispiel eines realen astrophysikalischen Objekts registriert. Röntgenstrahlung entsteht in diesem Fall durch die Wechselwirkung ultraschneller Elektronen und Positronen mit magnetischen Feldlinien.
Wissenschaftler erwarten eine ähnliche Instabilität bei Jets, die von supermassereichen Schwarzen Löchern in den Zentren von Galaxien emittiert werden, aber ihre Zeitskala sollte viel größer sein (in der Größenordnung von Hunderten und Tausenden von Jahren).
Der Krebsnebel (Ml) ist das Überbleibsel eines der hellsten Supernova-Ausbrüche in der Geschichte der Menschheit, der 1054 beobachtet wurde. Informationen darüber sind in japanischen, chinesischen und auch einigen arabischen Chroniken enthalten.

1. Junge sonnenähnliche Sterne. Langzeitbeobachtungen Sternhaufen im Orionnebel (M42) zeigten, dass junge Sterne mit Sonnenmassen im Alter von 1 bis 10 Millionen Jahren eine großräumige Flare-Aktivität zeigen, die sich insbesondere im Röntgenbereich bemerkbar macht, während die Frequenz der Flares und ihre Energetik fast an Größenordnung höher als bei ähnlichen Prozessen, die auf unserer Sonne beobachtet wurden, deren Alter fast 4,6 Milliarden Jahre beträgt. Dies kann die Bildung von Planeten und Lebensräumen um solche Sterne erheblich beeinflussen.
2. Supernovae und Supernova-Überreste. Die Bilder und Spektren von Supernovae, die vom Chandra-Teleskop aufgenommen wurden, ermöglichten es, die Dynamik von Stoßwellen, die durch Explosionen massereicher Sterne erzeugt werden, sowie die Mechanismen der Beschleunigung von Elektronen und Protonen auf nahezu Lichtgeschwindigkeit zu untersuchen, um die Anzahl und Verteilung von schweren Elementen, die während der Flares gebildet werden, und die Mechanismen der Flares selbst zu studieren.
3. Ringe um Pulsare und Jets. Bilder des Krebsnebels und anderer Supernova-Überreste, die vom Chandra-Teleskop aufgenommen wurden, zeigen auffallend schöne Ringe und Jets – die Emissionen hochenergetischer Teilchen, die von schnell rotierenden Neutronensternen emittiert werden. Dies deutet darauf hin, dass sie als leistungsstarke Generatoren solcher Partikel dienen können.
4. Schwarze Löcher stellarer Massen. Die Entdeckung von zwei Schwarzen Löchern (BHs), deren Massen 15 Sonnenmassen überschreiten, diente als Ausgangspunkt, um Ideen über die möglichen Mechanismen ihrer Evolution zu revidieren.
5. Schütze A * - ein schwarzes Loch im Zentrum der Milchstraße. Das Chandra-Teleskop hat die Energieabgabe und die Abnahmerate der Materiemenge in der Radioquelle Sagittarius A * gemessen - einem supermassiven Schwarzen Loch, das sich im Zentrum unserer Galaxie (in Richtung des Sternbildes Schütze) befindet. Diese Daten erlaubten den Astronomen den Schluss, dass das derzeit niedrige Niveau seiner Aktivität keine direkte Folge des Mangels an "Brennstoff"-Reserven in seiner Umgebung ist.
6. Doppelte Schwarze Löcher. In einer Galaxie hat Chandra zwei supermassereiche Schwarze Löcher entdeckt, die Berechnungen zufolge bald verschmelzen werden. Möglicherweise wächst BH genau so in den Zentren von Galaxien.
7. Schwarze Löcher, die Materie ausstoßen. Chandras Bilder des Galaxienhaufens liefern Beobachtern dramatische Beweise für die langfristige, sich wiederholende explosive Aktivität, die mit rotierenden supermassiven BHs verbunden ist. Diese Aktivität führt zu einer hocheffizienten Umwandlung der Gravitationsenergie der auf die BH fallenden Materie in Ströme hochenergetischer Teilchen. So werden Schwarze Löcher aus "Absorbern" zu mächtigen Energiequellen, aufgrund derer sie eine Schlüsselrolle bei der Entwicklung massereicher Galaxien spielen.
8. "Volkszählung" von Schwarzen Löchern. Bei der Verarbeitung von Beobachtungsergebnissen im Rahmen des Chandra Deep Field-Programms wurden Hunderte von supermassiven BHs entdeckt, deren Akkretionsscheiben während der Rotation Röntgenstrahlen aussenden. Die Existenz dieser Quellen kann praktisch die gesamte diffuse Röntgenstrahlung des Himmels erklären, die vor mehr als 40 Jahren entdeckt wurde und erst in unseren Tagen eine angemessene Erklärung erhalten hat. Die "Zählung" supermassiver BHs gibt eine Vorstellung von der Entstehungszeit dieser Objekte und ihrer Entwicklung. Experten sprechen auch von der möglichen Entdeckung der sogenannten "Schwarzen Löcher mittlerer Massen" - tatsächlich eine neue Kategorie von Objekten dieser Klasse.
9. Dunkle Materie. Die Ergebnisse der Beobachtungen des "Bullet" und mehrerer anderer Galaxienhaufen, die vom Chandra-Teleskop in Verbindung mit mehreren optischen Teleskopen durchgeführt wurden, sind zu einem unbestreitbaren Beweis dafür, dass der größte Teil der Materie im Universum in Form von Dunkler Materie vorliegt. Seine Anwesenheit manifestiert sich durch die Gravitationswirkung auf "normale" Materie - Elektronen, Protonen und Neutronen, aus denen "vertraute" Atome bestehen. Ein direkter Nachweis dieser Komponente des Universums ist jedoch (zumindest in unserer Zeit) nicht möglich. Studien an vielen Galaxienhaufen haben bestätigt, dass das Universum fünfmal mehr Dunkle Materie enthält als „normale“ Materie.
10. Dunkle Energie. Beobachtungsdaten zur Wachstumsrate von Galaxienhaufen, die vom Chandra-Teleskop gewonnen wurden, zeigten, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt - hauptsächlich aufgrund der Vorherrschaft einer Substanz namens "Dunkle Energie" im Weltraum. Diese unabhängige Bestätigung der Entdeckung durch die Analyse optischer Beobachtungen weit entfernter Supernovae schließt Alternativen aus. Allgemeine Theorie Relativität und verschärft die Beschränkungen der Natur der Dunklen Energie.
Unter anderen wissenschaftlichen Errungenschaften des erfolgreichsten Röntgenteleskops ist die Durchführung detaillierter Spektralstudien der Aktivität supermassereicher Schwarzer Löcher in den Zentren von Galaxien zu erwähnen (einschließlich der Entdeckung supermassereicher BHs, die doppelt so aktiv sind wie früher Schätzungen), neue Daten zu den Prozessen der Bildung von Galaxienhaufen und ihrer Entwicklung sowie die Erstellung eines allgemeinen Katalogs Chandra Source Catalog (CSC), der über 250.000 Röntgenquellen pro 1% der Gesamtfläche von . enthält den Himmel und unter Verwendung von Daten aus 10.000 Einzelbeobachtungen aus vielen Quellen verschiedene Typen(Sterne in unmittelbarer Nähe zum Zentrum der Milchstraße, galaktische und extragalaktische Röntgendoppelsterne, Kerne aktiver Galaxien usw.).

TOP-10 WISSENSCHAFTLICHE ERFOLGE VON CHANDRA

Mehr als 900 Jahre nach dem Ausbruch einer hellen Supernova im Sternbild Stier ist an seiner Stelle ein expandierender Gasnebel sichtbar, in dessen Zentrum sich ein superdichter Neutronenstern befindet - ein Pulsar. Es strahlt weiterhin Energie ab und emittiert Ströme hochenergetischer Teilchen. Obwohl es nur mit großen Teleskopen zu sehen ist, ist die Gesamtenergiefreisetzung dieses Objekts 100.000-mal größer als die Strahlungsleistung der Sonne.
Hochenergetische Elektronen, die Röntgenstrahlen aussenden, verlieren schneller Energie und haben keine Zeit, weit vom Zentrum des Nebels, von dem sie ausgestoßen wurden, "wegzufliegen", so dass die scheinbare Größe des emittierenden Bereichs im längeren Wellenlängenbereich viel beträgt größer als das vom Chandra-Teleskop fotografierte Plerion.

Die Überwachung des Krebsnebels durch Boden- und Weltrauminstrumente wird fast ständig durchgeführt, außer für Zeiträume, in denen die Sonne nicht weit davon entfernt am Himmel steht. Dieses Objekt kann ohne Übertreibung als eine der am besten untersuchten himmlischen "Attraktionen" bezeichnet werden.