Astronomia rentgenowska zajmuje się rejestracją
promieniowania
rentgenowskiego
pochodzącego z
kosmosu
. Zakres
energii
obserwowanych
fotonów
promieniowania X
zawiera się w przedziale od 0,1 do 500 k
eV
, co odpowiada
długości fali
pomiędzy 12 a 2,5
pm
.
Ponieważ promieniowanie rentgenowskie jest pochłaniane w
atmosferze
Ziemi, to aby dokonać obserwacji w tym zakresie, urządzenia pomiarowe muszą być wyniesione poza nią. W przeszłości, używano do tego celu
balonów
; obecnie
detektory
rentgenowskie umieszczane są na pokładzie
satelitów
.
Technika obserwacji
Głównym problemem astronomii rentgenowskiej jest trudność w określeniu pozycji źródła promieniowania. W celu ograniczenia
pola widzenia
stosuje się tzw.
kolimatory
, które umieszcza się przed detektorem promieniowania. Najprostszy składa się z układu płytek lub rurek, które ograniczają promieniowanie dochodzące z boku. Pole widzenia takiego urządzenia ograniczone jest wtedy do kilku stopni i staje się możliwe dokładniejsze określenie pozycji źródła promieniowania rentgenowskiego. W obserwacjach miękkiego promieniowania X stosuje się specjalne rentgenowskie
klisze fotograficzne
,
elektronowe
przetworniki
obrazu oraz liczniki proporcjonalne. Fotony, które wpadają do
licznika proporcjonalnego
, wywołują
wyładowania elektryczne
w
gazie
znajdującym się pomiędzy
anodą
a
katodą
. Wielkość tego wyładowania jest proporcjonalna do energii padającego fotonu. Natomiast detektorami twardego promieniowania X są najczęściej
liczniki scyntylacyjne
. Podstawowym elementem takiego licznika jest
kryształ
, np.
jodek sodu
aktywowany
talem
NaI(Tl). Padające promieniowanie wywołuje w krysztale błyski
luminescencyjne
, które rejestrowane są przez znajdujący się w bezpośredniej bliskości
fotopowielacz
. Obecnie w większości
teleskopów
rentgenowskich stosuje się detektory
CCD
, podobne do tych, które są używane w
cyfrowych aparatach fotograficznych
.
Źródła promieniowania rentgenowskiego
Pierwsze kosmiczne źródło promieniowania rentgenowskiego,
Sco X-1
znajdujące się w
gwiazdozbiorze Skorpiona
, zostało odkryte w roku
1962
. Pomysłodawcą i pionierem tych obserwacji, które doprowadziły do rozwoju całej dziedziny astronomii rentgenowskiej, był
Riccardo Giacconi
, późniejszy laureat
Nagrody Nobla z fizyki
w roku
2002
.
Jak pokazały obserwacje, jasność w zakresie promieniowania X dla wielu źródeł o kilka rzędów wielkości przekracza ich jasność w
optyczną
. Obecnie wiadomo, że źródłami rentgenowskimi są przede wszystkim obiekty zawierające gwiazdę zwartą:
czarną dziurę
,
gwiazdę neutronową
lub
białego karła
. Energia w tych obiektach jest wytwarzana przez olbrzymie
pole grawitacyjne
, a gaz, opadający na zwartą gwiazdę w procesie
akrecji
nagrzewa się do bardzo wysokich temperatur, rzędu setek milionów
kelwinów
. To właśnie ten opadający gaz emituje promieniowanie rentgenowskie. Układy złożone z gwiazdy zwartej oraz ze zwykłej gwiazdy, będącej dawcą materii, nazywane są
rentgenowskimi układami podwójnymi
. Akrecja jest źródłem energii również w centrach
aktywnych galaktyk
, gdzie gaz opada na czarną dziurę o masie rzędu setek milionów mas Słońca. Oprócz tego, źródłami promieniowania X mogą być takie obiekty jak
gromady galaktyk
, pozostałości po
supernowych
, a także (o zdecydowanie mniejszym natężeniu) ciała
Układu Słonecznego
, na przykład
Księżyc
. Ponadto, wiele słabych, nierozdzielonych źródeł rentgenowskich tworzy tak zwane tło rentgenowskie.
Zobacz też
