X ışını teleskobu

Uluslararası X ışını gözlemevi

X ışını teleskobu (XRT), uzaktaki objeleri X ışını spektrumunda gözlemlemek için dizayn edilen teleskoptur. X ışınlarına karşı opak olan Dünya atmosferinin üzerine ulaşmak için, X ışını teleskopları yüksek irtifa roketlerine, balonlara veya yapay uydulara montelenmelidir.

Teleskobun temel birimleri teleskoba giren radyasyonu toplayan optik ( odaklayan veya hizalayan) ve radyasyonun toplandığı ve ölçüldüğü dedektördür. Bu birimler için çeşitli farklı dizayn ve teknolojiler kullanılmaktadır.

Uyduların üzerinde bulunan teleskopların çoğu birbirini tamamlayıcı özellikte, tamir edilebilir veya alete fonsiyonlar katan kaldırılabilir (spektrometre, filtreler) birimlere sahip olan dedektör-teleskop sistemlerinin çeşitli birleşmelerinden oluşmuştur.

Optik

Yaygın X ışını methodları hizalanmış açıklıklar ve toplama etkili aynalardır.

Odaklayan Aynalar

NuSTAR yüksek enerjili X ışını ışığında galaksimizin merkezinde çok büyük bir karadeliğin odaklanmış görüntüsünü yakalamıştır.

X ışını aynaların kullanımı gelen radyasyonun dedektör düzleminde toplanmasına olanak sağlar.

Farklı geometriler (örneğin Kirkpatrick-Baez veya Lobster-gözü tavsiye edilmiş veya uygulanmıştır fakat var olan teleskopların neredeyse tamamı Wolter I dizaynının bazı çeşitlerini kullanır. Bu tarz X ışını teleskoplarının sınırları UV ya da görünür ışık teleskoplarına göre çok daha dar(tipik olarak 1 dereceden küçük) alanlara olanak sağlar.

Tamamlayıcı optiğe göre odaklayıcı optik şunlara izin verir:

Aynalar yansıtıcı(altın veya iridyum) ince bir katmanla kaplanmış seramik veya metal folyodan yapılabilir. Bu inşa çalışmasına dayanan aynalar toplanma etkisindeki ışığın toplam yansımasının temelindedir.

Bu teknoloji toplam yansıma için kritik açı ve radyasyon enerjisi arasındaki ters orantı nedeniyle enerji menzili açısından sınırlıdır. 2000 lerin başında Chandra ve XMM-Newton Xışını gözlemevlerinde sınır 15 keV ışık cıvarlarındaydı. Yeni çok tabakalı aynalar kullanılarak, NuSTAR teleskobunun X ışını aynası bu sınırı 79 keV ışığa çekmiştir. Bu seviyede yansıtmak için, cam tabakaları tungsten(W)/ silikon (Si) veya platin(Pt)/ silisyum karbür (SiC) ile kaplanmıştır.

Hizalayan Optik

Eski X ışını teleskopları basit hizalama teknikleri kullanırken (dönen hizalayıcılar, kablo hizalayıcılar) , şu an kullanılan teknoloji menfez kodlamalı maske kullanır. Bu teknik dedektörün önünde menfez desenli yassı bir parmaklık kullanır. Bu dizayn odaklayıcı optikten daha az hassastır ve görüntü kalitesi ve kaynağın pozisyonunun belirlenmesi daha zayıftır. Neyse ki, daha geniş bir görüntüleme alanı sunar ve toplama etkili optiğin etkisiz olduğu yüksek enerjilerde kullanılabilir.

Dedektörler

X ışını teleskopları için dedektörler üzerinde iyonizasyon bölmesi,Geiger sayacları ve Sintilatörlerden CCDler veya CMOS sensörleri gibi görüntüleme dedektörlerine birçok teknoloji kullanılmıştır. Gelecekteki görevler için radyasyon enerjisini muhteşem bir doğrulukla ölçme imkânı suann mikro kalorimetrelerin kullanımı planlanmaktadır.

X Işını Teleskoplarının Kullanıldığı Görevler

SİGMA aleti SANAT-P aleti Swift XRT düzeni MSSTA yı (yukardaki gümüş bölüm) taşıyan iskandil roketi 36.049 White Sands füze sahasında fırlatma rampasında

Exosat

Exosat üzerindeki Wolter I X ışını optiğini kullanan 2 düşük enerji görüntüleme teleskobu 2 odaklama düzlemli dedektörle donatılmıştı:

Sert X Işını Teleskobu

OSO 7 üzerinde bir sert X ışını teleskobu vardı. Etkili enerji menzili: 7-550 keV, görüntüleme alanı (FOV) 6.5 °, efektif alan ~64 cm².

Filin Teleskobu

3 tanesi 2-10 keV enerji aralığında 450 cm² toplam keşif yüzey alanına sahip, bir tanesi 0.2-2 keV enerji aralığında 37 cm² efektif yüzeye sahip olmak üzere 4 gaz çıkışlı doğru orantılı sayaçtan oluşan Filin Teleskobu Salyut 4 üzerinde taşındı. FOV bir yarık hizalayıcı tarafından 3° × 10° FWHM ye sınırlanmıştı. Optik sensörleri de içeren aletler X ışını dedektörleriyle birlikte istasyonun dışına monte edilmişti. Güç kaynağı ve ölçme üniteleri istasyonun içindeydi. Dedektörlerin zemin merkezli kalibrasyonu uçuş operasyonu boyunca 3 modda oluştu: atalet yönlendirmesi, orbital yönlendirmesi ve tetkik. 4 enerji kanalında toplanan veri büyük dedektörlerde 2–3.1 keV, 3.1–5.9 keV, 5.9–9.6 keV ve 2–9.6 keV idi. 0.2 keV ayırt edici seviyelerine sahip küçük dedektörde ise 0.55 keV ve 0.95 keV lık veriler toplandı.

SİGMA teleskobu

Sert X ışını ve düşük enerji gama ışını Sigma Teleskobu 800 cm² efektif alan ve  35-1300 keV, 35-1300 keV arası enerjiyi menzili ile ~5° × 5° lik maksimum hassasiyette görüntü alanına sahipti. Maksimum açısal çözünürlük 15 yay-dakikaydı. . %8 ‘de enerji çözünürlüğü 511 keV idi. Sigma teleskobunun görüntüleme yetenekleri Anger kamera ilkesine dayanan kodlamalı maske dedektöründen gelmekteydi.

ART-P X Işını Teleskobu

ART-P X ışını teleskobu görüntüleme için 4-60 keV, spektroskopi ve zamanlama için 4-100 keV enerji menzili kullanmıştır. ART-P teleskobunun URA kodlamalı maske ile pozisyona duyarlı çoklu kablo orantılı sayaçtan(MWPC) oluşan 4 özdeş modülü vardı. Her modül 1.8° × 1.8° lik FOV üreten yaklaşık 600 cm2 lik efektif alana sahipti. Açısal çözünürlük 5 yay-dakika, zamansal ve enerjisel çözünürlükler 6 keV da 3.9 ms ve %22 idi. Alet 8 saatlik sürede Yengeç bulutsusu kaynağının 0.001 i (=1 mCrab) kadar hassasiyete ulaştı. Maksimum zaman çözünürlüğü 4 ms idi.

Odaklanan X Işını Teleskobu

Geniş bant X ışını teleskobu (BBXRT) Columbia uzay mekiği üzerinde ASTRO-1 yükünün bir parçası olarak uçurulmuştur. BBXRT orta seviyede bir enerji çözünürlüğü ( 1 keV da 90 eV ile 6 keV da 150 eV) ile geniş bir enerji menzilinde (0.3-12 keV) çalışan ilk odaklanan X ışını teleskobuydu. Segmentlenmiş Si (Li) katı durumda spektrometreli 2 hizalanmış teleskop 5 pikselin her(dedektör A ve B) bileşenindeydi. Toplam FOV 17.4’ çap, merkez piksel FOV 4’ çap. Toplam alan 1.5 keV da 765 cm², 7 keV da 300 cm² .

Hızlı MIDEX görevinde XRT(X ışını teleskobu)

Hızlı MIDEX görevinde XRT (0.2-10 keV enerji menzilli) X ışınlarını termoelektriksel olarak soğutulmuş bir CCD üzerine odaklamak için Wolter I teleskobu kullanır. Akıları, spektrumları ve Gama ışın patlamalarının (GRBs) ışık eğrilerini ve 7 dereceden fazla akı değerini kapsayan geniş dinamik bir menzil boyunca parıltıları ölçmek için dizayn edilmiştir. XRT GRB leri tipik bir GRB için 10 saniyelik hedef alma süresi içinde 5-yaysaniyeye kadar doğrulukla belirleyebilir ve GRBlerin X ışını karşılıklarını patlama başlangıcının keşfinden 20-70 sonrasından devam eden günlere/haftalara kadar inceleyebilir.

Tam teleskop uzunluğu 3.500 mm lik bir odak uzunluğu ve 0.51  mlik m lik çap ile 4.67 m dir. Temel yapısal birim teleskobun önündeki ön ve kıç tarafındaki teleskop tüplerini,ayna modülünü, elektron deflektörünü ve iç hiza monitör optiğini ve kamerayı, artı Swift gözlemevine monte noktalarını destekleyen bir alüminyum bank arayüzey flanşıdır.

508 mm çaplı teleskop tüpü grafit lif/siyanat esterinden 2 bölmeli olarak yapılmıştır. Dış grafit lif katman termal genleşmenin uzunlamasına katsayısını minimize etmek için dizayn edilmiştir. İçerideki bileşen ile su buharı veya epoksi kirletici maddelerin gaz çıkışına karşı içten alüminyum folyo buhar bariyeri ile astarlanmıştır. Teleskop kapı montajını ve yıldız izleyicileri destekleyen ve aynaları çevreleyen bir ileri tüpe ve odaksal düzlem kamerasını ve iç optik bölmeleri destekleyen bir arka tüpe sahiptir..

Ayna modülleri iç içe yerleştirilmiş 12 Wolter I toplama etkili aynadan oluşur. Pasif olarak ısıtılmış aynalar altın kaplamalı, 600 m uzunlukta ve 191–300 mm çapta elektroformlu nikeldir..

X ışını görüntüleyicisi 1.15 keV da 120 cm² den fazla bir efektif alana, 23.6x23.6 yaydakikalık görüntü alanına ve yarı güç çapında 18 yay-saniyelik bir açısal çözünürlüğe (θ) sahiptir. Tespit hassasiyeti 104 s içinde 2 × 10−14 erg cm−2s−1 dir. Ayna noktası yayılma fonksiyonu (PSF) eksendeki en iyi odaklanmada 15 yay-saniyelik HPD ye sahip olur. Ayna tüm görüntüleme alanı için daha resmi bir PSF sağlamak üzere hafifçe bulanıklaşmıştır böylece alet PSFsi θ = 18 yay saniyedir.

Normal Etkili X Işını Teleskobu

MSSTA gibi, NIXT de normal etkili yansıtıcı çok katmanlı optik kullanmıştır.

X Işını Teleskoplarının Geçmişi

Wolter I tipi toplama etkili optiği kullanan ilk X ışını teleskobu 1965’te bir roketle taşıma deneyinde güneşin X ışını görüntülerini elde etmek için kullanılmıştır.(R. Giacconi, ApJ 142, 1274 (1965)).

Einstein Gözlemevi (1978-1981), ayrıca HEAO-2 olarak bilinen, yörüngedeki ilk Wolter I tipi teleskobu olan X ışını gözlemevidir (R. Giacconi, ApJ 230,540 (1979)). 0.1- 4 keV enerji menzilinde her tipte yıldızın (süper-nova artıkları, galaksiler ve galaksi kümeleri) yüksek çözünürlükte x ışını görüntülerini elde etmiştir. HEAO-1 (1977-1979) ve HEAO-3 (1979-1981) serideki diğerleriydi. Diğer bir büyük proje ağır X ışını optiğini odaklayan bir X ışını uzay gözlemevi ROSAT tır (1990-1999 arası aktif).

Chandra X ışını gözlemevi NASA, Avrupa Uzay Ajansları, Japonya ve Rusya tarafından son zamanlarda fırlatılan uydu gözlemevleri arasındadır. Chandra yüksek eliptik yörüngede 10 yıldan fazla görev yaparak binlerce 0.5 yay-saniye görüntü ve 0.5-0.8 enerji menzilinde her çeşit objenin yüksek çözünürlüklü spektrumları ile geri döndü. Chandra’dan birçok spektaküler görüntüyü NASA/Godderd websitesinde görülebilir.

2012 Haziranda fırlatılan NuSTAR en yeni X ışını uzay teleskoplarından biridir. Teleskop yüksek enerji menzilinde (3-79 ekV) radyasyonu yüksek çözünürlük ile gözlemler. NuSTAR süpernovadaki 44Ti bozunmalarından gelen 68-78 keV luk sinyallere kadar hassastır.

Yerçekimi ve Ekstrem Manyetizm (GEMS) X ışını polarizasyonunu ölçebilirdi fakat 2012 ‘de iptal edildi..

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ "Chandra :: About Chandra :: Science Instruments". chandra.si.edu. 3 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Şubat 2016. 
  2. ^ "Instruments". sci.esa.int. 11 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Şubat 2016. 
  3. ^ "Mirror Laboratory". 1 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2016. 
  4. ^ "NuStar: Instrumentation: Optics". 30 Haziran 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mayıs 2016. 
  5. ^ Seward, Frederick D.; Charles, Philip A. Exploring the X-ray Universe - Cambridge Books Online - Cambridge University Press. doi:10.1017/cbo9780511781513
  6. ^ Hoff HA (Aug 1983). "Exosat — the new extrasolar x-ray observatory". J Brit Interplan Soc (Space Chronicle). 36 (8). ss. 363-7. Bibcode:1983JBIS...36..363H
  7. ^ Mandrou P; Jourdain E.; Bassani; Vedrenne; Paul; Leray; Lebrun; Ballet; Churazov; Gilfanov; Sunyaev; Bogomolov; Khavenson; Kuleshova; Tserenin; Sukhanov (1993). "Overview of two-year observations with SIGMA on board GRANAT". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 97 (97). s. 1. Bibcode:1993A&AS...97....1M
  8. ^ Revnivtsev MG; Sunyaev RA; Gilfanov MR; Churazov EM; Goldwurm A; Paul J; Mandrou P; Roques JP (2004). "A hard X-ray sky survey with the SIGMA telescope of the GRANAT observatory". Astron Lett. 30 (8). ss. 527-33. arXiv:astro-ph/0403481 $2. Bibcode:2004AstL...30..527R. doi:10.1134/1.1784494
  9. ^ a b "International Astrophysical Observatory "GRANAT"". IKI RAN. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Aralık 2007. 
  10. ^ a b "GRANAT". NASA HEASARC. 6 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Aralık 2007. 
  11. ^ a b c d e f Burrows DN; Hill JE; Nousek JA; Kennea JA; Wells A; Osborne JP; Abbey AF; Beardmore A; Mukerjee K; Short ADT; Chincarini G; Campana S; Citterio O; Moretti A; Pagani C; Tagliaferri G; Giommi P; Capalbi M; Tamburelli F; Angelini L; Cusumano G; Bräuninger HW; Burkert W; Hartner GD (Oct 2005). "The Swift X-ray Telescope". Space Sci Rev. 120 (3–4). ss. 165-95. arXiv:astro-ph/0508071 $2. Bibcode:2005SSRv..120..165B. doi:10.1007/s11214-005-5097-2
  12. ^ Hoover, R. B.; Walker II, A. B. C.; Lindblom, J. F.; Allen, M. J.; O'Neal, R. H.; DeForest, C. E.; Barbee, T. W., Jr. (1992). "Solar observations with the multispectral solar telescope array". Hoover, Richard B. (Ed.). Proc. SPIE, Multilayer and Grazing Incidence X-Ray/EUV Optics. Multilayer and Grazing Incidence X-Ray/EUV Optics. 1546. s. 175. doi:10.1117/12.51232

Dış bağlantılar