Historia astronomii rentgenowskiej
Historia astronomii rentgenowskiej zaczyna się w latach dwudziestych XX wieku wraz z zainteresowaniem komunikacją na falach krótkich dla Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych . Wkrótce po tym rozpoczęto szeroko zakrojone badania ziemskiej jonosfery . Do 1927 roku zainteresowanie wykrywaniem promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego (UV) na dużych wysokościach zainspirowało naukowców do wystrzelenia rakiet Goddarda w górne warstwy atmosfery w celu wsparcia badań teoretycznych i gromadzenia danych. Pierwszy udany lot rakiety wyposażonej w oprzyrządowanie zdolne do wykrywania słonecznego promieniowania ultrafioletowego miało miejsce w 1946 r. Badania rentgenowskie Słońca rozpoczęto w 1949 r. Do 1973 r. pakiet instrumentów słonecznych krążył po orbicie Skylab , dostarczając znaczących danych słonecznych.
W 1965 roku program Goddard Space Flight Center w dziedzinie astronomii rentgenowskiej został zainicjowany serią eksperymentów na balonach. W latach siedemdziesiątych XX wieku nastąpiły z rakietami sondującymi na dużych wysokościach , a następnie obserwatoria orbitalne (satelitarne).
Pierwszy lot rakiety, który z powodzeniem wykrył kosmiczne źródło emisji promieniowania rentgenowskiego, został wystrzelony w 1962 roku przez grupę z American Science and Engineering (AS&E).
Długości fal rentgenowskich ujawniają informacje o ciałach (źródłach), które je emitują.
1920 do 1940
Laboratorium Badawcze Marynarki Wojennej (NRL) zostało otwarte w 1923 r. Po przybyciu tam w 1924 r. EO Hulburta (1890-1982) studiował optykę fizyczną . KLR prowadził badania nad właściwościami jonosfery ( warstwa odbijająca Ziemię ) ze względu na zainteresowanie krótkofalową komunikacją radiową. Hubert (Hulburt?) stworzył serię matematycznych opisów jonosfery w latach dwudziestych i trzydziestych XX wieku. W 1927 roku w Carnegie Institution of Washington, Hulburt, Gregory Breit i Merle Tuve zbadał możliwość wyposażenia rakiet Roberta Goddarda do badania górnych warstw atmosfery. W 1929 roku Hulburt zaproponował program eksperymentalny, w ramach którego rakieta mogłaby być wyposażona w instrumenty do badania górnych warstw atmosfery. Propozycja ta obejmowała wykrywanie ultrafioletowego i promieni rentgenowskich na dużych wysokościach.
Herbert Friedman rozpoczął badania rentgenowskie Słońca w 1949 roku i wkrótce poinformował, że energia „słonecznego widma rentgenowskiego… jest wystarczająca, aby uwzględnić całą jonizację warstwy E ”. W ten sposób jedno z pierwotnych pytań Hulburta, źródło i zachowanie warstwy odbijającej promieniowanie, zaczęło znajdować odpowiedź w badaniach kosmicznych .
Pod koniec lat trzydziestych XX wieku inne badania obejmowały wnioskowanie o koronie rentgenowskiej metodami optycznymi, aw 1949 r. Bardziej bezpośrednie dowody poprzez wykrywanie fotonów rentgenowskich.
Ponieważ ziemska atmosfera blokuje promieniowanie rentgenowskie na poziomie gruntu, odkrycie Wilhelma Röntgena nie miało wpływu na astronomię obserwacyjną przez pierwsze 50 lat. Astronomia rentgenowska stała się możliwa dopiero dzięki możliwości użycia rakiet znacznie przekraczających wysokość balonów. W 1948 roku amerykańscy naukowcy użyli niemieckiej rakiety V-2 do zebrania pierwszych zapisów promieni rentgenowskich Słońca.
NRL umieściła instrumenty w rakietach, satelitach, Skylab i Spacelab 2
W latach 60., 70., 80. i 90. czułość detektorów znacznie wzrosła w ciągu 60 lat astronomii rentgenowskiej. Ponadto ogromnie rozwinęła się zdolność skupiania promieni rentgenowskich, umożliwiając wytwarzanie obrazów o wysokiej jakości. [ potrzebne źródło ]
1960
Badania obiektów astronomicznych przy najwyższych energiach promieniowania rentgenowskiego i gamma rozpoczęto na początku lat 60. XX wieku. Wcześniej naukowcy wiedzieli tylko, że Słońce jest intensywnym źródłem w tych zakresach fal . Atmosfera ziemska pochłania większość promieniowania rentgenowskiego i gamma, więc potrzebne były loty rakietowe, które mogłyby podnieść naukowe ładunki ponad ziemską atmosferę. Pierwszy lot rakiety, który z powodzeniem wykrył kosmiczne źródło emisji promieniowania rentgenowskiego, został wystrzelony w 1962 roku przez grupę z American Science and Engineering (AS&E). W skład zespołu naukowców biorącego udział w tym projekcie wchodzi m.in Riccardo Giacconi , Herbert Gursky , Frank Paolini i Bruno Rossi . Użyli małego detektora promieniowania rentgenowskiego na pokładzie rakiety, za pomocą którego znaleźli bardzo jasne źródło w gwiazdozbiorze Skorpiona . Stąd to źródło zostało później nazwane Scorpius X-1 .
lata 70
W latach siedemdziesiątych XX wieku satelity astronomii rentgenowskiej , takie jak Uhuru , Ariel 5 , SAS-3 , OSO-8 i HEAO-1 , rozwinęły tę dziedzinę nauki w zdumiewającym tempie. Naukowcy wysunęli hipotezę, że promieniowanie rentgenowskie ze źródeł gwiezdnych w naszej galaktyce pochodzi głównie z gwiazdy neutronowej w układzie podwójnym z normalną gwiazdą . W tych „rentgenowskich układach podwójnych” promieniowanie rentgenowskie pochodzi z materii przemieszczającej się od normalnej gwiazdy do gwiazdy neutronowej w procesie zwanym akrecją . Podwójny charakter układu pozwolił astronomom zmierzyć masę gwiazdy neutronowej. W przypadku innych systemów wywnioskowana masa obiektu emitującego promieniowanie rentgenowskie potwierdzała ideę istnienia czarnych dziur , ponieważ były one zbyt masywne, aby mogły być gwiazdami neutronowymi. Inne systemy wykazywały charakterystyczny impuls rentgenowski, podobnie jak pulsary w reżimie radiowym, co pozwoliło określić prędkość wirowania gwiazdy neutronowej .
Wreszcie stwierdzono, że niektóre z tych galaktycznych źródeł promieniowania rentgenowskiego są bardzo zmienne. W rzeczywistości niektóre źródła pojawiały się na niebie, pozostawały jasne przez kilka tygodni, a następnie ponownie znikały z pola widzenia. Takie źródła nazywane są stanami nieustalonymi promieniowania rentgenowskiego . Odkryto również, że wewnętrzne regiony niektórych galaktyk emitują promieniowanie rentgenowskie. Uważa się, że emisja promieniowania rentgenowskiego z tych aktywnych jąder galaktycznych pochodzi z ultrarelatywistycznego gazu w pobliżu bardzo masywnej czarnej dziury w centrum galaktyki. Na koniec odkryto rozproszoną emisję promieniowania rentgenowskiego na całym niebie.
1980 do chwili obecnej
Badania astronomii rentgenowskiej były nadal prowadzone przy użyciu danych z wielu satelitów, które były aktywne od lat 80 . wykrył pierwszą poświatę rozbłysku gamma (GRB). Dane z tych satelitów nadal pomagają nam w dalszym zrozumieniu natury tych źródeł i mechanizmów, za pomocą których emitowane są promienie rentgenowskie i gamma. Zrozumienie tych mechanizmów może z kolei rzucić światło na fundamentalną fizykę naszego wszechświata. Patrząc na niebo za pomocą instrumentów rentgenowskich i gamma, zbieramy ważne informacje, próbując odpowiedzieć na pytania, takie jak początek wszechświata i jego ewolucja, a także uzyskać wgląd w jego ostateczny los.
Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda
Balony
W 1965 roku, za sugestią Franka McDonalda, Elihu Boldt zainicjował program Goddarda w astronomii rentgenowskiej serią eksperymentów z balonami. Na wczesnym etapie dołączyli do niego Peter Serlemitsos, który właśnie ukończył swoją pracę doktorską z fizyki kosmicznej na temat elektronów magnetosferycznych, oraz Guenter Riegler, absolwent fizyki University of Maryland zainteresowany przeprowadzeniem badań do pracy doktorskiej z astrofizyki.
Od 1965 do 1972 roku przeprowadzono kilkanaście eksperymentów na balonach (głównie w Nowym Meksyku), w tym pierwszy taki w Australii (1966), w którym odkryto emisję twardego promieniowania rentgenowskiego (choć z surową rozdzielczością kątową). z regionu w kierunku Centrum Galaktyki , którego środek ciężkości znajduje się pomiędzy kolejno zidentyfikowanymi źródłami GX1+4, GX3+1 i GX5-1. Eksperyment z balonem przeprowadzony w 1968 r. był oparty na wieloanodowej, wielowarstwowej komorze proporcjonalnej gazu ksenonowego, która została niedawno opracowana w naszym laboratorium i stanowiła pierwsze zastosowanie tak wydajnego instrumentu w astronomii rentgenowskiej.
Ze względu na tłumienie miękkiego promieniowania rentgenowskiego przez resztkową atmosferę na wysokościach balonów te wczesne eksperymenty były ograniczone do energii powyżej ~ 20 keV. Obserwacje do niższych energii rozpoczęto od serii eksperymentów z rakietami sondującymi na dużych wysokościach; na tym etapie Steve Holt już dołączył do programu. Rakietowa obserwacja Cas A, najmłodszej pozostałości supernowej w naszej galaktyce w 1972 r., przyniosła pierwsze wykrycie rentgenowskiej linii widmowej, emisji żelaza w linii K przy ~7 keV.
Rakiety
Rysunek po prawej pokazuje 15-sekundowe próbki surowych zliczeń (na 20,48 ms) zaobserwowanych w 1973 roku podczas ekspozycji rakiety sondującej na trzy najjaśniejsze źródła podwójne w zakresie rentgenowskim w naszej galaktyce: Her X-1 (1,7 dnia ), Cyg X-3 (0,2 dnia) i Cyg X-1 (5,6 dnia). Okres pulsara 1,24 sekundy związany z Her X-1 jest natychmiast widoczny z danych, podczas gdy profil częstości dla Cyg X-3 jest całkowicie zgodny ze statystycznymi fluktuacjami zliczeń oczekiwanymi dla źródła, które jest stałe, przynajmniej przez 15 sekund pokazanej ekspozycji; Z drugiej strony dane Cyg X-1 wyraźnie pokazują chaotyczne zachowanie „szumu wystrzału” charakterystyczne dla tego kandydata na czarną dziurę, a także dostarczyły wstępnych dowodów na dodatkową cechę milisekundowej podstruktury „wybuchu”, odnotowanej po raz pierwszy czas w tej obserwacji. Ostre odcięcie przy ~ 24 keV w płaskim widmie obserwowane dla Her X-1 w tej ekspozycji dostarczyło pierwszego odnotowanego dowodu na to, że efekty przenoszenia promieniowania są związane z silnie namagnesowaną plazmą w pobliżu powierzchni gwiazdy neutronowej. Składowa widmowa ciała doskonale czarnego obserwowana dla Cyg X-3 podczas tego eksperymentu dała mocne dowody na to, że emisja ta pochodzi z bezpośredniego sąsiedztwa zwartego obiektu wielkości gwiazdy neutronowej.
Obserwacja Cyg X-3 rok później za pomocą tego samego instrumentu dostarczyła optycznie cienkiego widma termicznego dla tego źródła i dostarczyła pierwszego dowodu na silną spektralną emisję linii K żelaza z rentgenowskiego układu podwójnego.
Obserwatoria orbitalne
Nasz wielkopowierzchniowy PCA (Proportional Counter Array) w obecnej misji RXTE ( Rossi X-ray Timing Explorer ) autentycznie odzwierciedla dziedzictwo naszego programu rakiet sondujących. RXTE nadal dostarcza bardzo cennych danych, wkraczając w drugą dekadę udanej działalności. Goddard's ASM (All-Sky Monitor) otworkowa kamera rentgenowska na Ariel-5 (1974-1980) była pierwszym rentgenowskim eksperymentem astronomicznym, w którym wykorzystano liczniki proporcjonalne do obrazowania (choć jednowymiarowe); dostarczył informacji o przejściowych źródłach i długoterminowym zachowaniu kilku jasnych obiektów. Jean Swank dołączył do programu na czas rozpoczęcia naszego eksperymentu OSO-8 (1975-1978), pierwszego orbitującego obserwatorium szerokopasmowego (2-40 keV) opartego na wieloanodowych, wielowarstwowych proporcjonalnych komorach, które pokazało moc spektroskopia rentgenowska; na przykład ustalono, że emisja żelaza w linii K jest wszechobecną cechą gromad galaktyk.
Eksperyment rentgenowski całego nieba HEAO-1 A2 (1977-1979) dostarczył najbardziej wszechstronnych danych (wciąż najbardziej ostatecznych) na temat szerokopasmowego widma tła promieniowania rentgenowskiego i struktury na dużą skalę, a także często używaną kompletną próbkę z najjaśniejszych źródeł pozagalaktycznych; stanowiło to wyzwanie dla „paradoksu spektralnego”, który właśnie został rozwikłany dzięki nowym wynikom ewolucji (z głębokich badań) i widm poszczególnych źródeł rozciągających się na pasmo promieniowania gamma. SSS (Spektrometr ciała stałego) w ognisku teleskopu padającego w Obserwatorium Einsteina HEAO-2 (1978-1981) był pierwszym niedyspersyjnym spektrometrem o wysokiej rozdzielczości widmowej, który był używany w astronomii rentgenowskiej, tutaj dla energii do ~ 3 keV , ograniczone przez optykę teleskopu.
Dzięki zastosowaniu stożkowej optyki foliowej, opracowanej w naszym laboratorium, odpowiedź teleskopu rentgenowskiego z padaniem wypasu została rozszerzona do 12 keV, w pełni pokrywając kluczowe żelazne pasmo K emisji. Chłodzony detektor półprzewodnikowy Si (Li) został użyty w ognisku takiego teleskopu dla BBXRT (Broad Band X-Ray Telescope) podczas misji wahadłowca Astro-1 (STS-35) na Kolumbii w grudniu 1990 r., pierwszy szerokopasmowy (0,3-12keV) Obserwatorium rentgenowskie wykorzystujące optykę skupiającą.
We współpracy z astronomami rentgenowskimi w Japonii, firma Goddard dostarczyła optykę rentgenowską z folii stożkowej, która została wykorzystana we wspólnej japońskiej i amerykańskiej misji ASCA (1993-2000). Było to pierwsze szerokopasmowe obserwatorium obrazujące wykorzystujące niedyspersyjne spektrometry CCD.
W naszym laboratorium (we współpracy z University of Wisconsin) osiągnięto znaczną poprawę możliwości spektrometrów niedyspersyjnych ciała stałego dzięki pomyślnemu opracowaniu kalorymetrów kwantowych o rozdzielczości lepszej niż 10 eV (FWHM). Takie spektrometry zostały użyte w eksperymencie z rakietą sondującą do badania linii widmowych z gorącego ośrodka międzygwiazdowego w naszej galaktyce i wkrótce odegrają główną rolę we wspólnym japońsko-amerykańskim obserwatorium rentgenowskim Suzaku wystrzelonym w lipcu 2005 roku.
Krytyczne wczesne etapy tego programu korzystały z wysoce oddanego wsparcia technicznego ze strony Dale'a Arbogasta, Franka Birsy, Ciro Cancro, Upendry Desai, Henry'ego Doonga, Charlesa Glassera, Sida Jonesa i Franka Shaffera. Ponad 20 absolwentów (głównie z University of Maryland w College Park) pomyślnie zrealizowało swoje prace doktorskie w ramach naszego programu astronomii rentgenowskiej. Prawie wszyscy z tych byłych studentów nadal aktywnie zajmują się astrofizyką.
Wczesne badania
Okres USA V-2
Początek poszukiwań źródeł promieniowania rentgenowskiego znad atmosfery ziemskiej miał miejsce 5 sierpnia 1948 r. o godzinie 12:07 GMT. V-2 armii amerykańskiej w ramach Projektu Hermes został wystrzelony z White Sands Proving Grounds Launch Complex (LC) 33. Oprócz przeprowadzania eksperymentów Laboratorium Badawczego Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych w zakresie promieniowania kosmicznego i słonecznego, temperatury, ciśnienia, jonosfery i fotografii , na pokładzie znajdował się testowy detektor promieniowania słonecznego, który działał prawidłowo. Pocisk osiągnął apogeum 166 km.
W ramach współpracy między US Naval Research Laboratory (NRL) i Signal Corps Engineering Laboratory (SCEL) z University of Michigan, 9 grudnia z White Sands LC33 wystrzelono kolejny V-2 (konfiguracja V-2 42). 1948 o godzinie 16:08 GMT (09:08 czasu lokalnego). Pocisk osiągnął apogeum 108,7 km i przeprowadził eksperymenty aeronomiczne (wiatry, ciśnienie, temperatura), promieniowanie rentgenowskie i promieniowanie słoneczne oraz eksperymenty biologiczne.
28 stycznia 1949 r. Detektor promieniowania rentgenowskiego NRL (Blossom) został umieszczony w dziobie rakiety V-2 i wystrzelony na poligon rakietowy White Sands w Nowym Meksyku. Wykryto promieniowanie rentgenowskie ze Słońca. Apogeum: 60 km.
Drugi wspólny wysiłek (NRL/SCEL) przy użyciu konfiguracji V-2 UM-3 wystartował 11 kwietnia 1949 r. o godzinie 22:05 GMT. Eksperymenty obejmowały detekcję promieniowania rentgenowskiego Słońca, apogeum: 87,4 km.
NRL Ionosphere 1 misja słoneczna rentgenowska, jonosfera, meteoryt wystrzeliła V-2 29 września 1949 r. Z White Sands o 16:58 GMT i osiągnęła 151,1 km.
Korzystając z konfiguracji V-2 53, 17 lutego 1950 r. Z White Sands LC 33 o godzinie 18:01 GMT rozpoczęto eksperyment rentgenowski na słońcu, osiągając apogeum 148 km.
Ostatni V-2 o numerze startowym TF2/TF3 przybył 22 sierpnia 1952 r. o 07:33 GMT z White Sands, osiągając apogeum 78,2 km i przeprowadzając eksperymenty
- rentgen słoneczny dla NRL,
- promieniowania kosmicznego dla Narodowego Instytutu Zdrowia (NIH) oraz
- jasność nieba dla Dowództwa Badań i Rozwoju Lotnictwa.
Okres aerobów
Pierwszy udany start Aerobee miał miejsce 5 maja 1952 roku o godzinie 13:44 GMT z kompleksu startowego LC35 White Sands Proving Grounds . Była to konfiguracja Aerobee RTV-N-10 osiągająca apogeum 127 km z eksperymentami NRL do wykrywania słonecznego promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego.
19 kwietnia 1960 roku Biuro Badań Marynarki Wojennej Aerobee Hi wykonało serię zdjęć rentgenowskich Słońca z wysokości 208 km. Podstawą amerykańskiej stajni rakietowej IGY był Aerobee Hi, który został zmodyfikowany i ulepszony, aby stworzyć Aerobee 150.
Rakieta Aerobee 150 wystrzelona 12 czerwca 1962 roku wykryła pierwsze promieniowanie rentgenowskie z innych źródeł niebieskich (Scorpius X-1).
Premiera pochodnej ZSRR V-2
Począwszy od 21 czerwca 1959 roku z Kapustin Jar, ze zmodyfikowanym V-2 oznaczonym jako R-5V, ZSRR uruchomił serię czterech pojazdów do wykrywania słonecznego promieniowania rentgenowskiego: R-2A 21 lipca 1959 roku i dwa R- 11A o 02:00 GMT i 14:00 GMT.
Skowronek
Brytyjski Skylark był prawdopodobnie najbardziej udanym z wielu brzmiących programów rakietowych. Pierwszy wystrzelony w 1957 roku z Woomera w Australii, a jego 441. i ostatni start odbył się z Esrange w Szwecji 2 maja 2005 roku. Starty przeprowadzono z miejsc w Australii, Europie i Ameryce Południowej, z udziałem NASA , Europejskiego Centrum Badań Kosmicznych Organizacja ( ESRO ) oraz niemieckie i szwedzkie organizacje kosmiczne. Skylark został wykorzystany do uzyskania pierwszych dobrej jakości zdjęć rentgenowskich korony słonecznej.
Pierwsze zdjęcia rentgenowskie nieba na półkuli południowej zostały wykonane przez rakiety Skylark. Został również użyty z dużą precyzją we wrześniu i październiku 1972 r. W celu zlokalizowania optycznego odpowiednika źródła promieniowania rentgenowskiego GX3 + 1 przez zakrycie Księżyca.
Weronika
Francuska Véronique została pomyślnie wystrzelona 14 kwietnia 1964 z Hammaguira , LC Blandine przeprowadzając eksperymenty do pomiaru intensywności promieniowania UV i rentgenowskiego oraz FU110 do pomiaru intensywności UV z linii atomowej H (Lyman-α), i ponownie 4 listopada, 1964.
Wczesne satelity
Program satelitarny SOLAR RADiation (SOLRAD) powstał pod koniec lat pięćdziesiątych XX wieku w celu badania wpływu Słońca na Ziemię, szczególnie w okresach wzmożonej aktywności słonecznej. Solrad 1 został wystrzelony 22 czerwca 1960 roku na pokładzie statku Thor Able z Cape Canaveral o godzinie 1:54 EDT. Jako pierwsze na świecie orbitalne obserwatorium astronomiczne, SOLRAD I, ustaliłem, że zaniki sygnału radiowego były spowodowane emisją promieniowania rentgenowskiego ze Słońca.
Pierwsze z serii 8 pomyślnie wystrzelonych orbitujących obserwatoriów słonecznych ( OSO 1 , wystrzelonych 7 marca 1963 r.) miało za główną misję pomiar słonecznego promieniowania elektromagnetycznego w obszarach promieniowania UV, rentgenowskiego i gamma.
Pierwszym amerykańskim satelitą, który wykrył kosmiczne promieniowanie rentgenowskie, było Trzecie Orbitujące Obserwatorium Słoneczne, czyli OSO-3 , wystrzelone 8 marca 1967 roku. Miało ono przede wszystkim służyć do obserwacji Słońca, co spisywało się bardzo dobrze przez 2 lata jego życia. ale wykrył również rozbłysk ze źródła Sco X-1 i zmierzył rozproszone kosmiczne promieniowanie rentgenowskie .
OSO 5 został wystrzelony 22 stycznia 1969 roku i trwał do lipca 1975 roku. Był to piąty satelita umieszczony na orbicie w ramach programu Orbiting Solar Observatory . Program ten miał na celu wystrzelenie serii prawie identycznych satelitów w celu pokrycia całego 11-letniego cyklu słonecznego. Okrągła orbita miała wysokość 555 km i nachylenie 33°. Szybkość obrotu satelity wynosiła 1,8 s. Dane dały widmo rozproszonego tła w zakresie energii 14-200 keV.
OSO 6 został wystrzelony 9 sierpnia 1969 roku. Jego okres orbitalny wynosił ~ 95 minut. Statek kosmiczny miał prędkość wirowania 0,5 obr./s. Na pokładzie znajdował się detektor twardego promieniowania rentgenowskiego (27-189 keV) ze scyntylatorem NaI(Tl) o powierzchni 5,1 cm2, skolimowanym do 17° x 23° FWHM. Układ miał 4 kanały energetyczne (oddzielone 27-49-75-118-189 keV). Detektor obracał się wraz ze statkiem kosmicznym na płaszczyźnie zawierającej kierunek Słońca w granicach ± 3,5°. Dane odczytywano z naprzemiennymi integracjami 70 ms i 30 ms przez 5 interwałów co 320 ms.
TD-1A został umieszczony na prawie kołowej orbicie synchronicznej ze Słońcem, z apogeum 545 km, perygeum 533 km i nachyleniem 97,6°. Był to pierwszy 3-osiowy stabilizowany satelita ESRO, z jedną osią skierowaną w stronę Słońca z dokładnością do ±5°. Oś optyczna utrzymywana była prostopadle do osi Słońca i płaszczyzny orbity. Co 6 miesięcy skanował całą sferę niebieską, przy czym podczas każdego obrotu satelity skanowany był wielki okrąg. Po około 2 miesiącach pracy oba magnetofony satelity uległy awarii. Sieć stacji naziemnych została utworzona tak, że dane telemetryczne z satelity w czasie rzeczywistym były rejestrowane przez około 60% czasu. Po 6 miesiącach na orbicie satelita wszedł w okres regularnych zaćmień, gdy satelita przechodził za Ziemią, odcinając dostęp światła słonecznego do paneli słonecznych. Satelita został wprowadzony w stan hibernacji na 4 miesiące, aż do zakończenia okresu zaćmienia, po czym ponownie uruchomiono systemy i wykonano kolejne 6 miesięcy obserwacji. TD-1A był przede wszystkim misją UV, jednak zawierał zarówno kosmiczne promieniowanie rentgenowskie, jak i detektor promieniowania gamma. TD-1A powrócił 9 stycznia 1980 roku.
Geodezja i katalogowanie źródeł promieniowania rentgenowskiego
OSO 7 było przede wszystkim obserwatorium słonecznym zaprojektowanym do kierowania baterii teleskopów UV i rentgenowskich na Słońce z platformy zamontowanej na cylindrycznym kole. Detektorami do obserwacji kosmicznych źródeł promieniowania rentgenowskiego były proporcjonalne liczniki promieniowania rentgenowskiego. Twardy teleskop rentgenowski pracował w zakresie energii 7 - 550 keV. OSO 7 wykonał rentgenowski przegląd całego nieba i odkrył 9-dniową okresowość w Vela X-1 , co doprowadziło do jego optycznej identyfikacji jako HMXRB. OSO 7 został wystrzelony 29 września 1971 roku i działał do 18 maja 1973 roku.
Skylab , laboratorium naukowo-inżynieryjne, zostało wystrzelone na orbitę okołoziemską przez rakietę Saturn V 14 maja 1973 r. Przeprowadzono szczegółowe badania Słońca w zakresie rentgenowskim. Eksperyment S150 przeprowadził badanie słabego źródła promieniowania rentgenowskiego. S150 został zamontowany na szczycie SIV-B górnego stopnia rakiety Saturn 1B, która okrążyła krótko za i pod Skylabem 28 lipca 1973 roku. Cały stopień SIV-B przeszedł serię zaprogramowanych manewrów, skanując około 1° co 15 sekund, aby umożliwić instrumentowi omiatanie wybranych obszarów nieba. Kierunek wskazywania został określony podczas przetwarzania danych przy użyciu inercyjnego systemu naprowadzania stopnia SIV-B w połączeniu z informacjami z dwóch widocznych czujników gwiezdnych, które stanowiły część eksperymentu. W eksperymencie S150 zaobserwowano galaktyczne źródła promieniowania rentgenowskiego. Eksperyment miał na celu wykrycie fotonów 4,0-10,0 nm. Składał się z jednego dużego (~1500 cm 2 ) licznik proporcjonalny, podzielony elektrycznie cienkimi drucianymi płaszczyznami uziemienia na oddzielne obszary zbierające sygnał i patrzący przez łopatki kolimatora. Kolimatory wyznaczyły 3 przecinające się pola widzenia (~2 × 20°) na niebie, co pozwoliło na określenie pozycji źródła z dokładnością do ~30'. Przednie okienko przyrządu składało się z arkusza z tworzywa sztucznego o grubości 2 µm. Gazem przeciwprądowym była mieszanina argonu i metanu. Analiza danych z eksperymentu S150 dostarczyła mocnych dowodów na to, że tła miękkiego promieniowania rentgenowskiego nie można wyjaśnić jako skumulowanego efektu wielu nierozdzielonych źródeł punktowych.
Badania słoneczne Skylab: fotografia słoneczna UV i rentgenowska dla silnie zjonizowanych atomów, spektrografia rentgenowska rozbłysków słonecznych i obszarów aktywnych oraz emisje rentgenowskie dolnej korony słonecznej.
Salut 4 została wystrzelona 26 grudnia 1974 r. Znajdowała się na orbicie o wymiarach 355 × 343 km, z okresem orbitalnym 91,3 minuty, nachylonym pod kątem 51,6 °. Teleskop rentgenowski rozpoczął obserwacje 15 stycznia 1975 roku.
Orbitujące Obserwatorium Słoneczne ( OSO 8 ) zostało wystrzelone 21 czerwca 1975 roku. Podczas gdy głównym celem OSO 8 była obserwacja Słońca, cztery instrumenty były przeznaczone do obserwacji innych niebiańskich źródeł promieniowania rentgenowskiego, jaśniejszych niż kilka miliKrabów. Czułość 0,001 źródła mgławicy Krab (= 1 „mKrab”). OSO 8 zakończyło działalność 1 października 1978 roku.
Zmienność źródła promieniowania rentgenowskiego
Chociaż kilka wcześniejszych obserwatoriów rentgenowskich podjęło próbę zbadania zmienności źródeł promieniowania rentgenowskiego, po ustaleniu katalogów źródeł promieniowania rentgenowskiego można było rozpocząć bardziej rozległe badania.
Prognoz 6 był wyposażony w dwa scyntylatory NaI(Tl) (2-511 keV, 2,2-98 keV) oraz licznik proporcjonalny (2,2-7 keV) do badania słonecznego promieniowania rentgenowskiego.
Statek kosmiczny P78-1 lub Solwind Programu Testów Kosmicznych został wystrzelony 24 lutego 1979 roku i działał do 13 września 1985 roku, kiedy to został zestrzelony na orbicie podczas testu Air Force ASM-135 ASAT . Platforma była typu Orbiting Solar Observatory (OSO), z żaglem zorientowanym na Słońce i sekcją obracającego się koła. P78-1 znajdował się na orbicie synchronicznej ze Słońcem od południa do północy na wysokości 600 km. Nachylenie orbity wynoszące 96° oznaczało, że znaczna część orbity znajdowała się na dużych szerokościach geograficznych, gdzie tło cząstek uniemożliwiało działanie detektora. Doświadczenie w locie wykazało, że dobre dane uzyskano między 35° szerokości geograficznej północnej a 35° szerokości geograficznej południowej poza anomalią południowoatlantycką. Daje to cykl pracy przyrządu na poziomie 25-30%. Dane telemetryczne uzyskano dla około 40-50% orbit, uzyskując zwrot danych netto na poziomie 10-15%. Chociaż ta szybkość transmisji danych wydaje się niska, oznacza to, że około 10 8 sekund dobrych danych.
Dane z eksperymentu P78-1 X-Ray Monitor oferowały monitorowanie źródła z czułością porównywalną z instrumentami latającymi na SAS-3 , OSO-8 lub Hakucho , a także korzyści płynące z dłuższych czasów obserwacji i wyjątkowego pokrycia czasowego. Pięć obszarów dochodzenia szczególnie dobrze nadawało się do badania z danymi P78-1:
- badanie pulsacji, zaćmień, precesji i wewnętrznej zmienności źródła w skalach czasowych od dziesiątek sekund do miesięcy w galaktycznych źródłach promieniowania rentgenowskiego.
- badania synchronizacji impulsów gwiazd neutronowych.
- identyfikacja i badanie nowych źródeł przejściowych.
- obserwacje rozbłysków rentgenowskich i gamma oraz innych szybkich stanów przejściowych.
- równoczesne pokrycie rentgenowskie obiektów obserwowanych przez inne satelity, takie jak HEAO-2 i 3, a także wypełnienie luki w pokryciu obiektów na osi czasu obserwacji.
Wystrzelony 21 lutego 1981 r., obserwacje satelitarne Hinotori z lat 80. były pionierem w obrazowaniu rozbłysków słonecznych w twardym promieniowaniu rentgenowskim.
Tenma był drugim japońskim satelitą astronomii rentgenowskiej wystrzelonym 20 lutego 1983 r. Tenma przewoził detektory GSFC , które miały lepszą rozdzielczość energii (o współczynnik 2) w porównaniu z licznikami proporcjonalnymi i wykonały pierwsze czułe pomiary obszaru widmowego żelaza dla wiele obiektów astronomicznych. Zakres energii: 0,1-60 keV; licznik proporcjonalny scyntylatora gazowego: 10 jednostek po 80 cm2 każda , FOV ~ 3° (FWHM), 2-60 keV; monitor źródła przejściowego: 2-10 keV.
Radziecka stacja orbitalna Astron została zaprojektowana przede wszystkim do obserwacji astrofizycznych w promieniach UV i rentgenowskich. Został wprowadzony na orbitę 23 marca 1983 r. Satelita został umieszczony na wysoce eliptycznej orbicie ~ 200 000 × 2 000 km. Orbita utrzymywała statek z dala od Ziemi przez 3,5 z każdych 4 dni. Przez 90% czasu znajdował się poza pasami cienia i promieniowania Ziemi. Drugim dużym eksperymentem, SKR-02M, na pokładzie Astrona był spektrometr rentgenowski, który składał się z proporcjonalnego licznika czułego na promieniowanie rentgenowskie 2-25 keV, o efektywnej powierzchni 0,17 m2 . Pole widzenia wynosiło 3° × 3° (FWHM). Dane mogą być telemetryczne w 10 kanałach energetycznych. Instrument zaczął zbierać dane 3 kwietnia 1983 roku.
Zdjęcia opublikowane z okazji Międzynarodowego Roku Światła 2015 (IYL 2015) ( Obserwatorium Rentgenowskie Chandra ).
Spacelab 1 było pierwszą misją Spacelab na orbicie w ładowni promu kosmicznego (STS-9) między 28 listopada a 8 grudnia 1983 r. Spektrometr rentgenowski mierzący fotony 2-30 keV (chociaż 2-80 keV był możliwe), znajdował się na palecie. Głównym celem naukowym było zbadanie szczegółowych cech widmowych źródeł kosmicznych i ich zmian w czasie. Instrumentem był proporcjonalny licznik scyntylacyjny gazu (GSPC) o powierzchni około 180 cm2 i rozdzielczości energetycznej 9% przy 7 keV. Detektor skolimowano do pola widzenia FOV 4,5° (FWHM). Było 512 kanałów energetycznych.
Spartan 1 został wysłany z promu kosmicznego Discovery (STS-51G) 20 czerwca 1985 roku i odzyskany 45,5 godziny później. Detektory promieniowania rentgenowskiego na pokładzie platformy Spartan były czułe na zakres energii 1-12 keV. Instrument skanował swój cel za pomocą wąsko skolimowanych (5' × 3 °) GSPC. Były 2 identyczne zestawy żetonów, każdy o efektywnej powierzchni ~ 660 cm2 . Zliczenia były gromadzone przez 0,812 s w 128 kanałach energetycznych. Rozdzielczość energii wynosiła 16% przy 6 keV. Podczas 2 dni lotu Spartan-1 obserwował gromadę galaktyk w Perseuszu i obszar Centrum Galaktyki.
Ginga została wystrzelona 5 lutego 1987 roku. Podstawowym instrumentem obserwacyjnym był Licznik Proporcjonalny Dużego Obszaru (LAC).
European Retrievable Carrier (EURECA) został wystrzelony 31 lipca 1992 roku przez prom kosmiczny Atlantis i umieszczony na orbicie na wysokości 508 km. Rozpoczął swoją misję naukową 7 sierpnia 1992 r. EURECA został odzyskany 1 lipca 1993 r. Przez prom kosmiczny Endeavour i wrócił na Ziemię. Na pokładzie znajdował się WATCH lub Wide Angle Telescope for Cosmic Hard X-rays. Instrument WATCH był czuły na fotony 6-150 keV. Całkowite pole widzenia obejmowało 1/4 sfery niebieskiej. Podczas swojego 11-miesięcznego życia EURECA śledził Słońce, a WATCH stopniowo skanował całe niebo. Monitorowano około 2 tuziny znanych źródeł promieniowania rentgenowskiego — niektóre przez ponad 100 dni — oraz szereg nowych Odkryto przejściowe promieniowanie rentgenowskie .
Diffuse X-ray Spektrometer (DXS) STS-54 został oblatany jako dołączony ładunek w styczniu 1993 roku w celu uzyskania widma rozproszonego miękkiego promieniowania rentgenowskiego tła. DXS uzyskał pierwsze w historii widma o wysokiej rozdzielczości rozproszonego tła miękkiego promieniowania rentgenowskiego w paśmie energii od 0,15 do 0,28 keV (4,3-8,4 nm).
Źródła promieniowania rentgenowskiego X-1
W miarę przeprowadzania i analizowania przeglądów całego nieba lub po potwierdzeniu pierwszego pozasłonecznego źródła promieniowania rentgenowskiego w każdej konstelacji, oznacza się je jako X-1, np. Scorpius X-1 lub Sco X-1. Istnieje 88 oficjalnych konstelacji . Często pierwsze źródło promieniowania rentgenowskiego jest przejściowe.
Ponieważ źródła promieniowania rentgenowskiego były lepiej zlokalizowane, wiele z nich zostało odizolowanych od obszarów pozagalaktycznych, takich jak Wielki Obłok Magellana (LMC). Kiedy często istnieje wiele indywidualnie dostrzegalnych źródeł, pierwsze zidentyfikowane jest zwykle określane jako źródło pozagalaktyczne X-1, np. Mały Obłok Magellana (SMC) X-1, HMXRB, o godzinie 01 : 15 : 14 : 00–73 : 42 m 22 sek .
Te wczesne źródła promieniowania rentgenowskiego są nadal badane i często dają znaczące wyniki. Na przykład Serpens X-1.
Od 27 sierpnia 2007 odkrycia dotyczące asymetrycznego poszerzania linii żelaza i ich implikacje dla teorii względności były tematem wielu emocji. W odniesieniu do asymetrycznego poszerzenia linii żelaza, Edward Cackett z University of Michigan skomentował: „Widzimy gaz wirujący tuż za powierzchnią gwiazdy neutronowej”. „A ponieważ wewnętrzna część dysku oczywiście nie może krążyć bliżej niż powierzchnia gwiazdy neutronowej, pomiary te dają nam maksymalny rozmiar średnicy gwiazdy neutronowej. Gwiazdy neutronowe nie mogą mieć średnicy większej niż 18 do 20,5 mil” które zgadzają się z innymi rodzajami pomiarów”.
„Widzieliśmy te asymetryczne linie z wielu czarnych dziur, ale jest to pierwsze potwierdzenie, że gwiazdy neutronowe mogą je również wytwarzać. Pokazuje to, że sposób, w jaki gwiazdy neutronowe akreują materię, nie różni się zbytnio od sposobu, w jaki mają to czarne dziury i daje nam nowe narzędzie do zbadania teorii Einsteina”, mówi Tod Strohmayer z NASA Goddard Space Flight Center .
„To jest podstawowa fizyka”, mówi Sudip Bhattacharyya również z NASA w Greenbelt, Maryland i University of Maryland . „W centrach gwiazd neutronowych mogą istnieć egzotyczne rodzaje cząstek lub stanów materii, takie jak materia kwarkowa, ale nie można ich stworzyć w laboratorium. Jedynym sposobem, aby się tego dowiedzieć, jest zrozumienie gwiazd neutronowych”.
Korzystając z XMM-Newton , Bhattacharyya i Strohmayer obserwowali Serpens X-1, który zawiera gwiazdę neutronową i gwiezdnego towarzysza. Cackett i Jon Miller z University of Michigan wraz z Bhattacharyyą i Strohmayerem wykorzystali doskonałe możliwości spektralne Suzaku do zbadania Serpens X-1 . Dane Suzaku potwierdziły wynik XMM-Newton dotyczący linii żelaza w Serpens X-1.
Katalogi źródeł rentgenowskich
Katalogi źródeł promieniowania rentgenowskiego zostały zestawione razem dla różnych celów, w tym chronologii odkrycia, potwierdzenia przez pomiar strumienia promieniowania rentgenowskiego, wstępnego wykrycia i typu źródła promieniowania rentgenowskiego.
Sondujące katalogi źródeł rentgenowskich rakiet
Jeden z pierwszych opublikowanych katalogów źródeł promieniowania rentgenowskiego pochodził od pracowników Laboratorium Badawczego Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych w 1966 roku i zawierał 35 źródeł promieniowania rentgenowskiego. Spośród nich tylko 22 zostało potwierdzonych do 1968 r. Dodatkowy astronomiczny katalog dyskretnych źródeł promieniowania rentgenowskiego nad sferą niebieską według konstelacji zawiera 59 źródeł na dzień 1 grudnia 1969 r., Które przynajmniej miały strumień promieniowania rentgenowskiego opublikowany w literaturze .
Wczesne katalogi satelitów obserwatorium rentgenowskiego
Każdy z głównych satelitów obserwacyjnych miał swój własny katalog wykrytych i obserwowanych źródeł promieniowania rentgenowskiego. Katalogi te były często wynikiem wielkopowierzchniowych przeglądów nieba. Wiele źródeł rentgenowskich ma nazwy, które pochodzą od skrótu katalogowego oraz rektascensji ( RA) i deklinacji (Dec) obiektu. Na przykład 4U 0115+63, 4. Uhuru , RA=01 godz. 15 min, Dec=+63°; 3S 1820-30 to SAS-3 ; EXO 0748-676 jest Exosat ; HEAO 1 wykorzystuje H; Ariel 5 to 3A; Ginga źródła są w GS; ogólne źródła promieniowania rentgenowskiego znajdują się w katalogu X. Spośród wczesnych satelitów skatalogowano źródła promieniowania rentgenowskiego z serii Vela .
Satelita rentgenowski Uhuru wykonał obszerne obserwacje i stworzył co najmniej 4 katalogi, w których poprzednie oznaczenia katalogowe zostały poprawione i ponownie wystawione: 1ASE lub 2ASE 1615+38 pojawi się kolejno jako 2U 1615+38, 3U 1615+38 i 4U 1615+3802 , Na przykład. Po ponad roku początkowej eksploatacji powstał pierwszy katalog (2U). Trzeci Uhuru został opublikowany w 1974 roku. Czwarty i ostatni katalog Uhuru zawierał 339 źródeł.
Chociaż najwyraźniej nie zawiera źródeł pozasłonecznych z wcześniejszych satelitów OSO, katalog MIT/OSO 7 zawiera 185 źródeł z detektorów OSO 7 i źródeł z katalogu 3U.
Trzeci katalog Ariel 5 SSI (oznaczony jako 3A) zawiera listę źródeł promieniowania rentgenowskiego wykrytych przez instrument Sky Survey Instrument (SSI) Uniwersytetu w Leicester na satelicie Ariel 5. Ten katalog zawiera zarówno źródła z niskich, jak i wysokich szerokości geograficznych, a także niektóre źródła obserwowane przez HEAO 1 , Einstein , OSO 7 , SAS 3 , Uhuru i wcześniejsze, głównie rakietowe. Drugi katalog Ariel (oznaczony jako 2A) zawiera 105 źródeł rentgenowskich zaobserwowanych przed 1 kwietnia 1977. Przed 2A zaobserwowano niektóre źródła, które mogły nie zostać uwzględnione.
842 źródła w katalogu źródeł rentgenowskich HEAO A-1 zostały wykryte w eksperymencie NRL Large Area Sky Survey Experiment na satelicie HEAO 1 .
Kiedy EXOSAT obracał się między różnymi punktowymi obserwacjami w latach 1983-1986, skanował wiele źródeł promieniowania rentgenowskiego (1210). Na tej podstawie powstał katalog EXOSAT Medium Energy Slew Survey. Korzystając z proporcjonalnego licznika gazu scyntylacyjnego (GSPC) na pokładzie EXOSAT, udostępniono katalog przewodów żelaznych z około 431 źródeł.
Katalogi źródeł rentgenowskich do przeglądów specjalistycznych i całego nieba
The Catalogue of High-Mass X-ray Binaries in the Galaxy (wyd. 4) zawiera nazwy źródeł, współrzędne, mapy wyszukiwania, jasności rentgenowskie, parametry systemowe i parametry gwiazdowe składników oraz inne charakterystyczne właściwości dla 114 HMXB wraz z obszernym wyborem odpowiedniej literatury. Około 60% kandydatów na układy podwójne rentgenowskie o dużej masie to znane lub podejrzewane układy podwójne typu Be/X-ray , podczas gdy 32% to układy podwójne nadolbrzymów/rentgenowskich (SGXB).
Dla wszystkich gwiazd ciągu głównego i podolbrzymów typów widmowych A, F, G i K oraz klas jasności IV i V wymienionych w Katalogu jasnych gwiazd (BSC, znanym również jako Katalog HR), które zostały wykryte jako rentgenowskie źródeł w ROSAT All-Sky Survey (RASS), istnieje katalog RASSDWARF - RASS AK Dwarfs/Subgiants Catalog. Całkowita liczba źródeł RASS wynosi ~ 150 000, aw BSC 3054 gwiazdy ciągu głównego i podolbrzymy typu późnego, z których 980 znajduje się w katalogu, z przypadkową zbieżnością 2,2% (21,8 z 980).
Zobacz też
- Astronomiczny katalog źródeł rentgenowskich
- Astronomia promieniowania gamma
- Słoneczna astronomia rentgenowska
- Sondująca rakieta astronomia rentgenowska
- Gwiezdna astronomia rentgenowska
- Astronomia ultrafioletowa
- Źródło promieniowania rentgenowskiego X-1
- Astronomia rentgenowska
- Satelita astronomii rentgenowskiej
- Teleskop rentgenowski
Dalsza lektura
- Neupert, WM (1969). „Promienie X ze Słońca”. Roczny przegląd astronomii i astrofizyki . 7 : 121–148. Bibcode : 1969ARA&A...7..121N . doi : 10.1146/annurev.aa.07.090169.001005 . Dostępne online za pośrednictwem bazy danych NASA Astrophysics Data System (ADS)
- Keller, CU (1995). „Promienie rentgenowskie ze Słońca”. doświadczenie . 51 (7): 710–720. doi : 10.1007/BF01941268 . S2CID 23522259 .
- „Historia systemu satelitarnego Poppy” (PDF) . Narodowe Biuro Rozpoznania . 2006-08-14 . Źródło 10 września 2018 r .
| Astronomia wg |
|
||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Teleskopy optyczne |
|||||||||||
| Powiązany | |||||||||||
