Αστρονομία στις ακτίνες Χ

Αστρονομία στις ακτίνες Χ

Αστρονομία ακτίνων Χ Φωτόνια με ενέργειες: o > φωτοηλεκτρικό όριο λόγω παρεμβαλόμενου Η o < μερικά 100 kev Φωτόνια που σχετίζονται με ηλεκτρόνια μεγάλης ενέργειας ή με ηλεκτρόνια των εσωτερικών στιβάδων (n=1,2 για στοιχεία βαρύτερα από το Ηe. Επειδή τα φωτόνια ακτίνων Χ παράγονται σε πολύ θερμές και βίαιες διαδικασίες, οι περισσότερες πηγές είναι μεταβλητές: Χρειάζεται παρακολούθηση (monitoring) των πηγών Λίγες πηγές για βαθμονόμηση (standards)

Το ύψος πάνω από το επίπεδο της θάλασσας όπου μπορεί να φτάσει ακτινοβολία διαφορετικών μηκών κύματος

Μακριά από τους πόλους Μακριά από τις ζώνες ακτινοβολίας Allen (e,p παγιδευμένα στο μαγνητικό πεδίο της Γης έχουν υψηλές ενέργειες και μεγάλους χρόνους ζωής)

Λίγη Ιστορία Οι πρώτες μετρήσεις στις ακτίνες X έγιναν to 1948-9 με ρουκέτες από τον 2 ο Π.Π. Ανακαλύφθηκαν ακτίνες Χ από την ηλιακή κορόνα 1962 Rossi, Giacconi et al. Ανίχνευσαν (με ρουκέτα) ακτίνες Χ από την σελήνη (από ανάκλαση). Ανακάλυψαν την ισχυρή πηγη Scorpius X-1 (Giacconi Βραβείο Νοbel 2002) 1960 s πειράματα με ρουκέτες ανακάλυψαν άλλες πηγές διπλά συστήματα, SNRs, Cygnus A, γαλαξιακό σμήνος Coma

Πρώτη ανίχνευση ακτίνων Χ εκτός ηλιακού συστήματος

Πειράματα με δορυφόρους Uhuru (US) και Ariel-V (UK) έδωσαν τις πρώτες επισκοπήσεις του ουρανού στις ακτίνες Χ (all-sky surveys) (με χρηση αναλογικών απαριθμητών) ΗΕΑΟ Α1: μεγαλύτερη ευαισθησία

Uhuru ( Freedom ) Bruno Rossi Marjorie Townsend

Θερμό αέριο στο γαλαξιακό σμήνος του Περσέα

1978 HEAO-2 Einstein Πρώτο τηλεσκόπιο Ακτίνων X (δηλ. με εστίαση) 0.5-4keV

Επόμενη δεκαετία : ROSAT (Γερμανία UK, US ) 0.2-2.5 kev Σελήνη ROSAT PSPC

Μεγάλες συστοιχίες αναλογικών απαριθμητών Παράλληλα με την ανάπτυξη των τηλεσκοπίων ακτίνων Χ σχεδιάστηκαν αποστολές που είχαν σκοπό να συλλέξουν μεγάλο αριθμό φωτονίων X από λαμπρές πηγές για φασματοσκοπικές μελέτες και μελέτες χρονικής μεταβλητότητας.. EXOSAT (ESA) 1983 μεγάλες συνεχείς εκθέσεις. Ανακάλυψη των ημιπεριοδικών ταλαντώσεων σε (Quasi Periodic Oscillations) X- ray binaries. Ginga (Japan-UK) ο τρίτος Ιαπωνικός δορυφόρος ακτίνων Χ (1987). Σημαντικά αποτελέσματα: Black Hole Transients, ανίχνευση γραμμών σιδηρου και Compton reflection σε AGNs

EXOSAT lightcurve Μεταβλητότητα σε X-ray binaries Arnaud X-ray Astronomy School 2007

Τηλεσκόπια υψηλής ευαισθησίας (High-throughput) ASCA (Japan-US), 1993, υψηλής ευαισθησίας αλλά σχετικά χαμηλής ανάλυσης (0.5-10 kev). Βασικός στόχος όχι τόσο η απεικόνιση όσο η μείωση του υποβάθρου Το ASCA ανίχνευσε φαρδιές γραμμές Fe (100,000 km/s) από περιοχές κοντά στην μαύρη τρύπα σε AGN BeppoSAX (Italy-Netherlands), 1996, κάλυψε μεγάλη περιοχή ενεργειών (0.1-300 kev). Πιο σημαντική ανακάλυψη τα «afterglows» των εκλάμψεων ακτίνων γ (gamma-ray bursts).

Παρατηρήσεις με το ASCA γραμμών Fe K σε AGN

Beppo-SAX «afterglows» των εκλάμψεων ακτίνων γ X-ray Astronomy School 2007

Όργανα παρατήρησης Εστίαση στις ακτίνες Χ??? Τηλεσκόπιο τύπου Wolter Αναλογικός απαριθμητής (proportional counter) Σπινθηριστής (scintillation counter) Κατευθυντήρας διαμόρφωσης (Modulation collimator) CCD κάμερες στις ακτίνες X Φασματοσκοπία Bragg

Οπτικός φακός Παραβολικό κάτοπτρο Δεν υπάρχει υλικό που να έχει δείκτη διάθλασης σημαντικά διαφορετικό από το 1 στις ακτίνες Χ Οι (σχεδόν κάθετα) προσπίπτουσες ακτίνες Χ απορροφώνται ή διαπερνούν το υλικό, δεν ανακλώνται Μπορούμε να «φιλτράρουμε» τις ακτίνες Χ και όχι να εστιάσουμε με την συνήθη έννοια της οπτικής

Ολική ανάκλαση για πολύ μεγάλη γωνία πρόσπτωσης, δηλ. σχεδόν παρ/λα προς την επιφάνεια (grazing incidence) Nόμος του Snell θ 2 =0 cosθ c = n 2 Ολική ανάκλαση θ < θ c Για ακτίνες Χ ο δείκτης διάθλασης μπορεί να γραφεί σαν μιγαδικός αριθμός n=1-δ+iβ δ: Περιγράφει την «συνιστώσα» της διασποράς κατά την αλληλεπίδραση ύλης ακτινοβολίας β: Περιγράφει την «συνιστώσα» της απορρόφησης κατά την αλληλεπίδραση ύλης ακτινοβολίας cosθ c = 1 δ 1 θ c 2 2 + = 1 δ δ~ θ 2 c θ 2 c ~ 2δ

http://gisaxs.com/index.php/main_page

Το 1952 ο Hans Wolter πρότεινε τρια σχέδια τηλεσκοπίων ακτίνων Χ χρησιμοποιώντας την ολική ανάκλαση για πολύ μεγάλες γωνίες πρόσπτωσης (>~89 ο ) Τα τηλεσκόπια αποτελούνται από δύο κάτοπτρα, ένα από τα οποία είναι παραβολοειδές

Τηλεσκόπιο ακτίνων X τύπου Wolter Πλάγια όψη και κάτοψη ενός τηλεσκοπίου Wolter τύπου 1. P: παραβολική επιφάνεια Η: υπερβολική επιφάνεια Οι δυο επιφάνειες έχουν κοινό άξονα παράλληλο προς την γραμμή παρατήρησης Η εικόνα σχηματίζεται μετά από διαδοχική ολική ανάκλαση από την P και H επιφάνεια στο εστιακό επίπεδο (focal plane)

Τηλεσκόπιο ακτίνων X τύπου Wolter Καθώς οι μεταλλικές επιφάνειες απορροφούν τις ακτίνες X σε όλες τις γωνίες πρόσπτωσης εκτός από τις πολύ μεγάλες, το τηλεσκόπιο Wolter χρησιμοποιεί «grazing incidence». Για να αυξηθεί η ενεργός συλλεκτική επιφάνεια του τηλεσκοπίου τοποθετούνται πολλά κάτοπτρα σε μορφή «κρεμμυδιού» (nested). To σύστημα αυτό είναι τελείως αστιγματικό, χωρίς κόμη και χωρίς σφαιρική εκτροπή για παραξονικές ακτίνες

Σημαντική παράμετρος: λείανση της επιφάνειας: όσο μικρότερο το μήκος κύματος τόσο ακριβέστερη πρέπει να είναι η λείανση, για να μην έχουμε σημαντικές απώλειες

Νεα γενιά τηλεσκοπίων ακτίνων Χ

CHANDRA X-Ray Observatory Γωνιακή διακριτική ικανότητα 0.5 arcseconds. Όργανα: o ACIS CCD απεικόνιση + φασματομετρία 10 chips. o HRC (imaging channel multiplier) απεικόνιση υψηλής ανάλυση και υψηλή χρονική ανάλυση o HETG ζεύγος φραγμάτων (gratings) για φασματοσκοπική ανάλυση (καταγραφή στο ACIS). Φασματοσκοπία υψηλής ανάλυσης για πηγές μικρής φαινόμενης έκτασης και για E>1keV o LETG ένα πλέγμα για την φασματοσκοπική ανάλυση (καταγραφή στο HRC ή στο ACIS). Φασματοσκοπία υψηλής ανάλυσης για πηγές μικρής φαινόμενης έκτασης και για E<1keV http://chandra.harvard.edu/

Chandra

XMM-Newton Χ-ray observatory Περιλαμβάνει τρία τηλεσκόπια ακτίνων X και ένα τηλεσκόπιο στο οπτικό και υπεριώδες μεγάλη συλλεκτική επιφάνεια + δυμνατότητα ταυτόχρονων παρατηρήσεων στο οπτικό/uv Όργανα o EPIC - δυο MOS και ένα PN CCD φασματόμετρο με 7 και 2 chips αντίστοιχα (το PN έχει μεγαλύτερη απόδοση στις υψηλές ενέργειες) o RGS ζεύγος φραγμάτων (gratings) για φασματοσκοπική ανάλυση (καταγραφή και στα 8 ΜΟS chips). o OM - 30cm τηλεσκόπιο στο οπτικό και υπεριώδες με φίλτρα και δύο φράγματα τύπου grism (grating+prism). οριακό μέγεθος B=24.

Σύγκριση Chandra με XMM-Newton Chandra για παρατηρήσεις που απαιτούν διακριτική ικανότητα καλύτερη από 5 arcseconds φασματοσκοπία υψηλής ανάλυσης για ενέργειες < 0.5 ή > 2 kev. XMM-Newton απεικόνιση ή απεικοντιστική φασματοσκοπία που δεν απαιτεί διακριτική ικανότητα καλύτερη από 5. φασματοσκοπία υψηλής ανάλυσης για ενέργειες 0.5 < E < 2 kev. φασματοσκοπία υψηλής ανάλυσης για εκτεταμένα αντικείμενα >10 arcseconds και < 1 arcminute.

http://sci.esa.int/xmm-newton/ XMM-Newton

Διακριτική ικανότητα παρόμοια με του XMM-Newton. Άλλα σύγχρονα δορυφορικά τηλεσκόπια στις ακτίνες Χ: 2004-. Swift https://swift.gsfc.nasa.gov/ O βασικός στόχος της αποστολής είναι η μελέτη/εντοπισμός των εκλάμψεων ακτίνων γ (Gamma-ray bursts) Μέσα σε λίγα sec από το GRB αποστέλλεται ειδοποίηση σε επίγεια τηλεσκόπια για την παρατήρηση του φαινομένου σε άλλα μ.κ. Περλαμβάνει ανιχνευτή ευρέως πεδίου στις σκληρές ακτίνες Χ (widefield hard X-ray detector - BAT) επισκόπηση όλου του ουρανού στις σκληρές ακτίνες Χ (> 10 kev). Τηλεσκόπιο ακτίνων X-ray με ανιχνευτή CCD (XRT) Τηλεσκόπιο στο οπτικό και UV (UVOT).

2005- Suzaku Ιαπωνία-ΗΠΑ 0.2-700 kev Περιλαμβάνει 4 τηλεσκόπια ακτίνων X με ανιχνευτές CCD (XIS) και έναν ανιχνευτή για σκληρές ακτίνες Χ (HXD). Tο XIS έχει πολύ χαμηλό «υπόβαθρο» και έτσι είναι κατάλληλο για την παρατήρηση πηγών με χαμηλή επιφανειακή λαμπρότητα. Ο συνδυασμός XIS-HXD είναι κατάλληλος για την μελέτη διπλών συστημάτων ακτίνων Χ και ενεργών γαλαξιακών πυρήνων δίνοντας Ο ανιχνευτής για σκληρές ακτίνες Χ (HXD) του Suzaku https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/suzaku/ about/overview.html

NuSTAR 2012-3 to 79 kev Κωνικό Wolter τηλεσκόπιο 133 concentric shells multilayered to increase reflectivity http://www.nustar.caltech.edu/ Ανακάλυψη του πρώτου pulsar στις ακτίνες X στον γαλαξία της Ανδρομέδας (Μ31)

Spectrum-Roentgen-Gamma (SRG) e-rosita 2017?

Ανιχνευτές στις ακτίνες Χ Αναλογικοί απαριθμητές Σπινθηριστές Ανιχνευτές στερεάς κατάστασης CCD s Pixelated detectors

Αναλογικός απαριθμητής για ακτίνες Χ Το προσπίπτον φωτόνιο διαπερνά το λεπτό παράθυρο (Be) και εισέρχεται στο θάλαμο αερίου εκεί ιονίζει άτομα δημιουργώντας ένα μικρό νέφος από ζεύγη ηλεκτρονίων ιόντων Τα ηλεκτρόνια επιταχύνονται γρήγορα προς την άνοδο υψηλής τάσης, προκαλώντας νέους ιονισμούς στο δρόμο τους (χιονοστιβάδα) Ο τελικός παλμός αντιστοιχεί σε 10 6 e - από τα αρχικά ~100 Ένας απλός μεταλλικός σωλήνας περιορίζει την περιοχή του ουρανού από την οποία φτάνουν ακτίνες Χ στον θάλαμο (όχι καλή γωνιακή διακριτική ικανότητα)

Η λειτουργία των σπινθηριστών βασίζεται στο φαινόμενο του σπινθηρισμού δηλ. της εκπομπής (ορατού)φωτός όταν περάσει ιονίζ ουσα-ακτινοβολία μέσα από το ενεργό υλικό του σπινθηριστη (+φωτοπολλαπλασιαστής) Το ενεργό υλικό ενός ανιχνευτή σπ ινθηρισμού αποτελούν κρύσταλλοι με συγκεκριμένες φυσικές ιδιότητ ες, οι οποίοι εκπέμπουν φως όταν μ ια ακτίνα Χ ή γ αλληλλεπιδράσει με τα άτομα του κρυστάλλου (π.χ. NaI) Η ένταση του φωτός που παράγετα ι είναι ανάλογη της ενέργειας που αποτίθεται στον κρύσταλλο από το φωτόνιο γ. Σπινθηριστές (ανίχνευση ακτίνων Χ και γ) Π.χ. χρήση τέτοιου αντιχνευτή στον δορυφόρο OSO-V 1969. Χρησιμοποιήθηκε για τη μελέτη του φάσματος των ηλιακών εκλάμψεων στις ακτίνες Χ

Ανιχνευτές στερεάς κατάστασης (Solid State X-ray Detectors) X-ray interacts in material to produce photoelectrons which are collected by applying a drift field

Είδη Ανιχνευτών στερεάς κατάστασης που χρησιμοποιούνται στην αστρονομία ακτίνων Χ Pixelated Detectors CCD Οι Pixelated detectorsέχουν μεγάλα pixel, και πολλά ηλεκτρονικά κανάλια readout Γρήγοροι, μπορούν να έχουν μεγάλο πάχος και να κατασκευαστούν από διάφορα υλικά, επιτρέποντας την χρήση τους σε υψηλές ενέργειες Oι CCDs έχουν μικρά pixel, καλή ενεργειακή διακριτική ικανότητα, και ένα ηλεκτρονικό κανάλι readout Σχετικά αργές, λεπτές (< 300 microns), και κατασκευάζονται μόνο από Si.

CCD: Charge Coupled Devices (βλ. αντίστοιχο μάθημα κ. Γαζέα)

Σύγκριση της χρήσης των CCD στο ορατό και στις ακτίνες Χ Ένα φωτόνιο στο ορατό απελευθερώνει ένα μόνο ζεύγος e-οπής στον ημιαγωγό. Οπότε στο ορατό οι CCD λειτουργούν σαν integrating detectors Στις ακτίνες Χ ένα και μόνο φωτόνιο έχει αρκετή ενέργεια για να δημιουργήσει πολλά ζεύγη e-p (λόγω δευτερεύοντος ιονισμού από το πρωτεύον φωτοηλεκτρόνιο) (π.χ. στο Si κατά μέσο όρο ένα ζεύγος e-p απελευθερώνεται όταν απορροφηθεί ενέργεια 3.68 ev. Οπότε από ένα φωτόνιο απελευθερώνονται ~100-1000 e. Οπότε στις ακτίνες Χ οι CCD λειτουργούν σαν αναλογικοί απαριθμητές (το σήμα είναι ανάλογο της ενέργειας του προσπίπτοντος φωτονίου). Όμως: πρέπει μόνο ένα φωτόνιο να έχει συμμετάσχει στη δημιουργία του σήματος, άρα πολύ μικρές εκθέσεις (secs)

Ιδιαιτερότητα των Δεδομένων στις ακτίνες Χ Για κάθε φωτόνιο καταγράφονται: O χρόνος άφιξης Η θέση (και κατανομή φορτίου) Η ενέργεια Άρα με μία παρατήρηση, μπορούμε να κατασκευάσουμε: Εικόνες σε διάφορες περιοχές μηκών κύματος Φάσμα Καμπύλες φωτός (χρονική μεταβλητότητα)

Φασματοσκοπία στις ακτίνες Χ Σκέδαση Bragg Σκέδαση από τα άτοµα ενός στερεού κρυστάλλου και εκδήλωση φαινοµένων περίθλασης: Γεωµετρία ανάκλασης κατά Bragg: Σύµφωνα µε το νόµο του Bragg, µια οικογένεια πλεγµατικών επιπέδων µε διαχωριστική απόσταση d, που δέχονται µονοχρωµατική ακτινοβολία υπό ορισµένη γωνία θ, θα δίνει ενισχυτική συµβολή όταν: 2dsinθ=nλ, n=1,2, ecourses.dbnet.ntua.gr/fsr/10531/x-rays.pdf

Διαδικασίες παραγωγής ακτίνων Χ Θερμική ακτινοβολία (μέλανος σώματος) με Τ της τάξεως των 10 6 Κ Ακτινοβολία συγχρότρου (ευρύ φάσμα από ραδιο μεχρι σκληρές ακτίνες Χ) Αντίστροφο φαινόμενο Compton Θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στην επιφάνεια λευκών νάνων (νοβες)

Μια από τις πρώτες φωτογραφήσεις του ήλιου στις ακτίνες Χ - 1960 Ο ήλιος ανιχνεύθτηκε για πρώτη φορά στις ακτίνες Χ το 1948, χρησιμοποιώντας μια ρουκέτα. Η πηγή των ηλιακών ακτίνων Χ είναι η ηλιακή κορώνα, που έχει θερμοκρασία μερικών εκατομμυρίων Κελβιν. Η φωτεινότητα στις ακτίνες Χ του ήλιου είναι L X ~10 26 10 27 erg/s, ενώ οι εκλάμψεις φτάνουν φωτεινότητες μέχρι 10 28 erg/s (στα 0.5-8 kev) Blake et al. 1963, ApJ, 137, 3

Το ένα εκατομμυριοστό της συνολικής ενέργειας του ήλιου εκπέμπεται στις ακτίνες Χ the Φωτογραφία Sun as viewed του ήλιου by the στις Soft ακτίνες X-Ray Χ Telescope παρμένη (SXT) onboard the orbiting με το τηλεσκόπιο Yohkoh satellite. μαλακών Credit: ακτίνων NASA Χ στον Goddard δορυφόρο Laboratory Yohkoh. for Atmospheres.

171A-10 6 K 195A-1.5 10 6 K 284A-2 10 6 K

Η σελήνη στις ακτίνες Χ (ανακλώμενη ηλιακή ακτινοβολία)

Ο αστερισμός του Ωρίωνα στο ορατό και στις ακτίνες Χ ορατό Ακτίνες Χ

Διπλά συστήματα αστέρων με συμπαγή συνοδό

Υπολείμματα υπερκαινοφανών (Crab SNR)

Crab Nebula

To κέντρο του Γαλαξία μας στις ακτίνες Χ Sgr A

Centaurus A Ενεργός γαλαξιακός πυρήνας ακτίνες Χ Ορατό + ακτίνες Χ + sub-mm

Γαλαξιακά Σμήνη Θερμό μεσογαλαξιακό αέριο