«Рентгеновская астрономия»

раздел наблюдательной и теоретической астрофизики, исследующий источники космического рентгеновского излучения в области длин волн λ от 100 Å до 0,3 Å. В шкале энергий фотонов этот диапазон соответствует 0,1—30 кэв, однако обе границы определены довольно условно. Для проведения астрономических наблюдений в этой области длин волн аппаратура поднимается за пределы земной атмосферы с помощью ракет или искусственных спутников Земли, так как Рентгеновские лучи сильно поглощаются в атмосфере. Жёсткое рентгеновское излучение можно наблюдать с высот около 40 км с высотных Аэростатов.

В космических условиях рентгеновское излучение может генерироваться горячей плазмой с температурой, превышающей 10⁶ К в оптически тонкой или толстой среде, релятивистскими электронами в магнитных полях (Синхротронное излучение), а также электронами космических лучей при их взаимодействии с фотонами низкой энергии (например, оптическими). Последний механизм носит название обратного Комптона эффекта.

Рентгеновское излучение Солнца впервые было обнаружено 5 августа 1948 в США с ракеты, хотя существование такого излучения предсказывалось и ранее на основании геофизических данных об ионосфере Земли. К середине 70-х гг. 20 в. солнечное рентгеновское излучение детально исследовано во всей области спектра. При отсутствии хромосферных вспышек (См. Хромосферные вспышки) оно простирается вплоть до 10—20 Å. Наличие на диске Солнца активных областей приводит к появлению жёсткого рентгеновского и даже гамма-излучения (рис. 1). В основном непрерывный спектр имеет тепловой характер с температурой от 10⁶ и до 2․10⁷ К, однако в начале развития вспышки наблюдается и нетепловая компонента. Рентгеновское излучение генерируется в пределах солнечной короны, а также в хромосфере и в переходной, чрезвычайно узкой по высоте области солнечной атмосферы. Обнаружено также и гамма-излучение вспышек, включая линейчатое. В рентгеновском спектре присутствуют линии многократно ионизованных элементов: Fe, Ni, Mn, Ar, Co и др. В основном наблюдаются спектры водородоподобных атомов, имеющих только один оставшийся электрон. С помощью оптики косого падения получены и фотографии солнечного диска в мягкой рентгеновской области спектра (рис. 2). Обнаружена поляризация рентгеновского излучения при вспышках.

Дискретные источники рентгеновского космического излучения были случайно открыты в 1962 при поиске рентгеновского флуоресцентного излучения Луны под действием космических лучей. К 1975 зарегистрировано более 150 источников. Большая их часть концентрируется к плоскости Галактики, что свидетельствует об их немногочисленности (по различным оценкам, в Галактике всего 10³—10⁴ таких источников) и преимущественном расположении в галактическом диске (рис. 3).

Поток от наиболее яркого источника в созвездии Скорпиона (Sco Х-1) равен 20 квантам/(см²․сек) в области спектра 2—8 Å. Наиболее слабые из зарегистрированных к 1975 источников имеют поток 10^-3 кванта/(см²․сек) в той же области спектра. Лишь небольшая часть (около 10) из галактических источников отождествлена с оптически исследованными объектами. К ним относятся остатки сверхновых звёзд (См. Сверхновые звёзды), причём в этом случае наблюдается как Синхротронное излучение от протяжённой туманности, так и тепловое излучение от расширяющейся газовой оболочки и нагретого до температуры 10⁶ К межзвёздного газа. Иногда наблюдается излучение остатка сверхновой звезды, вероятнее всего, являющегося нейтронной звездой (См. Нейтронные звёзды). Рентгеновское излучение Крабовидной туманности (См. Крабовидная туманность) (Tau Х-1) (второго по яркости источника) с потоком 2 кванта/(см²․сек) имеет пульсирующую компоненту с периодом 0,033 сек, совпадающим с периодом оптического и радиоизлучения пульсара. Обнаружены рентгеновские источники, входящие в двойные звёздные системы (Her Х-1, Cyg Х-1, Cyg Х-3, Cir Х-1, Cen Х-3 и др.), что позволило детально исследовать их физические параметры. Один из таких источников (Cyg Х-1), вероятно, является объектом, возникшим в результате гравитационного коллапса («чёрной дырой» (См. Чёрная дыра)). Механизм рентгеновского свечения таких источников — истечение газа с поверхности нормального гиганта на нейтронную звезду или чёрную дыру — так называемая дисковая аккреция. Основная масса рентгеновских источников пока не отождествлена с наблюдаемыми в оптическом диапазоне объектами. Около 30 источников отождествлены с внегалактическими объектами. Это, в частности, —ближайшие галактики (Магеллановы Облака и Большая туманность Андромеды), скопления галактик, радиогалактики Дева-А (М87) и Центавр-А (NGC 5128), квазар (См. Квазары) ЗС 273, а также сейфертовские галактики.

Помимо дискретных источников рентгеновского излучения, наблюдается изотропный рентгеновский фон, спектр которого в области от 1 до 1000 кэв в первом приближении аппроксимируется степенным законом. Изотропный фон, по-видимому, имеет внегалактическое происхождение, однако механизм его излучения до сих пор не ясен. Среди вероятных гипотез рассматриваются: обратный комптон-эффект межгалактических электронов на инфракрасных фотонах активных галактик и на субмиллиметровых квантах фонового реликтового излучения (См. Реликтовое излучение), наложение излучения многих неразрешимых далёких внегалактических источников, тепловое излучение горячего межгалактического газа, а также различные комбинации этих механизмов.

В качестве детекторов излучения рентгеновского диапазона используются специальные фотоматериалы (для исследований Солнца), Гейгера - Мюллера счётчики, газонаполненные пропорциональные счётчики (См. Пропорциональный счётчик)и сцинтилляционные счётчики (См. Сцинтилляционный счётчик). Все типы детекторов обеспечивают спектральное разрешение от 1 до 20 в зависимости от энергии регистрируемого излучения. Площадь пропорциональных счётчиков, с помощью которых получены основные результаты, достигает 1000 см². Для коллимации (ограничения поля зрения) применяются сотовые или щелевые Коллиматоры, набранные из тонких гофрированных пластин стали с предельным угловым разрешением около нескольких угловых минут, модуляционные коллиматоры, представляющие собой два (или более) ряда параллельно натянутых металлических нитей (предельное разрешение около 20“) и, наконец, зеркала косого падения гиперболического и параболического сечения с углом падения более 88° (т. е. почти по касательной к плоскости зеркала). Такие зеркала пригодны для получения рентгеновского изображения в мягкой области спектра (λ > 10 Å) с разрешением до 5“. Для спектральных исследований (пока только солнечных) используются брэгговские кристаллические спектрометры.

Р. а. относится к быстро развивающимся разделам внеатмосферной астрономии (См. Внеатмосферная астрономия). Она имеет широкие перспективы, связанные с планируемыми запусками ракет или ИСЗ с большими счётчиковыми и зеркальными телескопами площадью 10⁴—10⁵см².

Лит.: Озерной Л. М., Прилуцкий О. Ф., Розенталь И. Л., Астрофизика высоких энергий, М., 1973; Уикс Т., Астрофизика высоких энергий, пер. с англ., М., 1972; Гинзбург В. Л., О физике и астрофизике. Какие проблемы представляются сейчас особенно важными и интересными?, 2 изд., М., 1974; Ультрафиолетовое излучение Солнца и межпланетная среда. [Сб. ст.], пер. с англ., М., 1962

В. Г. Курт.

Рис. 2. Изображение диска Солнца в рентгеновском диапазоне, полученное при помощи телескопа косого падения 8 июня 1968.

Рис. 1. Спектр Солнца в области 1—8 Å.

Рис. 3. Распределение известных рентгеновских источников на небе. Использована галактическая система координат, центр Галактики в середине рисунка.

РЕНТГЕНОВСКАЯ АСТРОНОМИЯ - раздел внеатмосферной астрономии, исследующий рентгеновское излучение космических объектов.

X-ray astronomy

X-ray astronomy

РЕНТГЕНОВСКАЯ АСТРОНОМИЯ

- раздел экспериментальной (наблюдательной) астрономии, исследующий источники космич. рентг. излучения. Рентг. диапазон определяется интервалом длин волн от 100 A до 0,1 A (энергии фотонов,- от 100 эВ до 100 кэВ). Наблюдения космич. рентг. источников возможны в этом диапазоне вследствие достаточно высокой прозрачности межзвёздной среды для фотонов с > 10² эВ. В мягком рентг. диапазоне (= 0,1-30 кэВ) межзвёздная среда (с концентрацией атомов 0,1-1 см ³) прозрачна вплоть до расстояний 10-100 пк, в жёстком (= 30-100 кэВ) - до 10 кпк и более, что даёт возможность наблюдать рентг. излучение на относительно высоких галактич. широтах (b10°) во всём объёме Галактики, а также исследовать внегалактич. источники. Земная атмосфера полностью непрозрачна для космич. рентг. излучения вследствие его поглощения на высотах от 120 до 40 км. Жёсткое рентг. излучение может исследоваться при помощи баллонов с высок 30-45 км, мягкое - лишь с ракет и ИСЗ с высот св. 100-150 км.

Рентг. излучение Солнца исследуется с 1947 с помощью ракет, хотя его наличие предполагалось и ранее (на основе изучения ионосферы Земли во время солнечных затмений). Рентг. источники несолнечной природы были случайно обнаружены в 1962 группой амер. исследователей под руководством Б. Росси (В. Rossi) и Р. Джаккони (R. Giacconi) при поисках флуоресцентного рентг. излучения Луны, вызванного бомбардировкой её поверхности космич. лучами. Наблюдавшиеся рентг. светимости источников (10³⁷- 10³⁸ эрг/с) существенно (на 3-5 порядков) превышали интегральные светимости нормальных звёзд.

Механизмы генерации космич. рентг. излучения. К осн. механизмам эфф. генерации космич. рентг. излучения относятся следующие:

- тормозной механизм, связанный с пролётом свободных электронов вблизи атомных ядер (см. Тормозное излучение). Этот механизм эффективен для УФ- и рентг. излучения вплоть до энергии фотонов ~ 100 кэВ. Он же является ответственным и за потери энергии электронами в горячей плазме. Для большой оптич. толщины (> 1) в равновесной плазме спектр излучения - планковский, его максимум достигает рентг. диапазона при Т10 ^е К. Для < 1 интенсивность не зависит от длины волны (плоский спектр); - синхротронный механизм, связанный с движением электронов высоких энергий в магн. поле (см. Синхро-тронное излучение). Для космич. объектов с магн. полем ~ 10^-4 Э рентг. излучение начинает испускаться электронами с энергией 10¹³ эВ. Как правило, при этом генерируется степенной спектр излучения; - комптоновский механизм, связанный с рассеянием фотонов низких энергий (видимого, ИК- и радиодиапазонов) на релятивистских электронах (см. Комптона эффект); - механизм, обусловленный связанно-связанными переходами внутренних электронов тяжёлых ионов (линейчатое излучение); - циклотронный механизм, связанный с движением свободных электронов в сильном магн. поле (см. Циклотронное излучение).

Методы регистрации космич. рентг. излучения. Для регистрации космич. рентг. излучения используются детекторы неск. типов, принцип действия к-рых основан на разл. механизмах поглощения рентг. фотонов веществом.

В области = 0,1-40 кэВ в Р. а. наиб. эффективно применяются газонаполненные пропорциональные счётчики, площадь к-рых может достигать 1 м ². Окнами в таких детекторах являются бериллиевая или алюминиевая фольга толщиной 10-100 мкм либо органич. тонкие (0,5-20 мкм) плёнки (лавсан, полипропилен и др.). В счётчиках с окнами из тонких плёнок приходится непрерывно возобновлять вытекающий газ (газопроточные счётчики). В качестве наполнителя в детекторах этого типа служат тяжёлые инертные газы (Аr, Хе) с небольшими добавками (3-5%) электроотрицат. газов (С0₂, СН ₄ и др.), обеспечивающих самогашение разряда после фотоионизации энергичным фотоном. При коэф. усиления ~10³-10⁴ такие счётчики обеспечивают пропорциональность амплитуды электрич. импульса (снимаемого с анода счётчика) энергии регистрируемого фотона. При 30-40 фотоэлектронах на регистрируемый фотон (с 5 кэВ) энергетич. разрешение ~ такого детектора не превышает 15-20%.

В области = 30-100 кэВ обычно используются сцинтилляц. детекторы с кристаллами NaI или CsI, активированные добавками Т1, либо сцинтиллирующие пластики площадью до 300 см ² и более. Энергетич. разрешение этих детекторов также невелико (!20% при 50 кэВ). Импульсы видимого излучения, возникающие в кристаллах, регистрируются фотоэлектронными умножителями.

Рис. 1. Схема отражательного двухзеркального рентгеновского телескопа косого падения. Для увеличения рабочей площади несколько таких телескопов могут быть вложены один в другой.

В области 1 кэВ применяются канальные фотоумножители, микроканальные пластинки или полупроводниковые детекторы. Детекторы этого типа имеют небольшие размеры (1-3 см) и для эфф. регистрации малых потоков рентг. излучения нуждаются в собирающих (концентрирующих) зеркалах. Зеркала косого падения (с углами падения, превышающими 88°), изготовленные из металлов с большими атомными номерами (Аи, Pt), обладают достаточно высоким коэф. отражения (от 0,1 до 0,8). Комбинация двух зеркал (напр., параболоид и гиперболоид вращения) обеспечивает разрешение до 1-2 " при входной апертуре телескопа 10-70 см (рис. 1). В рентг. телескопах такого типа используются координатные детекторы, позволяющие получать изображения рентг. источников с разрешением, близким к разрешению оптич. телескопов.

Разрешение не лучше 1° дают механич. сотовые коллиматоры с размерами ячеек до 1 мм. Существенно лучшее разрешение (до 20 ") достигается с помощью моду-ляц. коллиматоров, состоящих из двух и более рядов параллельных нитей диаметром d, расположенных на расстоянии Ld. Диаграмма направленности таких коллиматоров состоит из мн. треугольников с уменьшающимся по мере удаления от центр. максимума пропусканием (рис. 2).

В мягком рентг. диапазоне спектральное разрешение (R =l/Dl) ~ 10²-10³ достигается с помощью брэг-говских кристаллич. отражат. спектрометров.

Первым ИСЗ, специально предназначенным для исследований космич. рентг. излучения, был спутник "Ухуру" (США, 1970). Наиб. успешные эксперименты проведены на спутниках "САС-3", "ХЕАО-1", "ХЕАО-2" (США), "АНС" (Нидерланды), "УК-5" (Великобритания), "Хакутё", "Тенма" и "Гинга" (Япония), "Астрон" (СССР), "Экзосат" и "Росат" (Европейское космич. агентство). В Р. а. за единицу потока рентг. излучения принята 1 единица "Ухуру", равная 1,14Y10^-3 фотоновYсм ^-2c^-1, или 1,7·10^-11 эргYсм ^-2 с ^-1 в диапазоне = 2-20 кэВ. Так, напр., рентг. телескоп спутника "Астрон" за 1 ч наблюдений мог регистрировать источники с потоком ~ 1 единицы "Ухуру" (в области = 2-25 кэВ), а телескоп ИСЗ "ХЕАО-2" за время экспозиции порядка суток имел предельную чувствительность ~10^-3 единиц "Ухуру" (= 0,1-2 кэВ).

Рис. 2. Схема модуляционного рентгеновского коллиматора для определения координат и угловых размеров источников.

Объекты и результаты исследований. Рентг. светимость Солнца не превышает 10²⁷ эргYс ^-1 (10^-6-10^-7 полной светимости). Источником рентг. излучения Солнца является его корона с темп-рой!(1-2)·10⁶K. На непрерывный спектр накладываются линии высокоионизованных тяжёлых ионов Fe, Ni, Co и др. (см. Солнце). Известные рентг. источники, число к-рых превышает 10³, чётко делятся на галактич. и внегалактические. Первые имеют ярко выраженную концентрацию к галактич. плоскости и к центру Галактики (рис. 3). Рентг. светимость L_X ярких (с потоком св. 10 единиц "Ухуру") источников (ок. 100 шт.) заключена в пределах 3Y10³⁶ - 3Y10³⁷ эргYс ^-1. Слабые источники с L_X~ 10³⁸- 10³⁴ эргYс ^-1 и потоком менее 5 единиц "Ухуру" меньше концентрируются к плоскости и центру Галактики. Обсерватория имени Эйнштейна ("ХЕАО-2") позволила наблюдать ещё ~10³ галактич. источников с L_X <10³⁰ эргYс ^-1 и менее. Было, наконец. обнаружено рентг. излучение корон нормальных звёзд (см. Короны звёзд). Лишь небольшая часть галактич. рентг. источников отождествлена с оптич. и радиообъектами. Среди таких источников прежде всего следует выделить тесные пары, состоящие из компактного объекта ( нейтронной звезды )и нормальной звезды, как правило голубого или красного гиганта. Высокая рентг. светимость таких объектов (до 10³⁹ эрг/с) связана с перетеканием вещества через внутр. точку Лагранжа от нормальной на компактную звезду (см. Полость Роша). Далёкая пара, состоящая из вырожденной звезды и красного карлика, наблюдается как барстер. В этом случае реализуется режим звёздного ветра, при к-ром на нейтронную звезду выпадает небольшая часть вещества компаньона. К галактич. источникам рентг. излучения относятся также остатки вспышек сверхновых.

Рис. 3. Распределение рентгеновских источников по небу в галактических координатах (по данным 4-го каталога "Ухуру"). Указаны наиболее яркие источники.

Исследовано св. 100 внегалактич. источников. Часть из них (ок. 50) отождествлена со скоплениями галактик. Их рентг. светимость объясняется наличием в скоплениях горячего газа с темп-рой 10⁷-10⁸ К и концентрацией 10^-3-10^-4 см ^-3. Обнаружено также рентг. излучение нормальных, активных, сейфертовских галактик и квазаров. В ближайших галактиках (Большое и Малое Магеллановы Облака, М 31, М 33) удалось исследовать рентг. объекты, аналогичные галактическим. Природа наблюдаемого рентг. фонового излучения до конца не ясна. Вероятно, его значит. часть объясняется суммарным излучением неразрешённых слабых внегалактич. источников, находящихся на больших расстояниях.

Лит.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 9, М., 1974; Москаленко Е. И., Методы внеатмосферной астрономии, М., 1984; Лонгейр М., Астрофизика высоких энергий, пер. с англ., М., 1984. В. Г. Курт.