Tähtitiede:röntgenhavainnot

From Tieteen termipankki
Jump to: navigation, search

röntgenhavainnot

Obs-xray.gif
röntgenhavainnot
Explanation Röntgentähtitieteen havaintoalue kattaa energiat välillä 10 2 - 10 5 eV eli aallonpituudet 10-0.01 nm. Pehmeäksi röntgensäteilyksi sanotaan aluetta 10-0.1 nm ja kovaksi aluetta 0.1-0.01 nm. Röntgensäteet oli Maan päällä opittu tuntemaan jo 1800-luvun alkupuolella. Tähtitaivaan röntgentutkimus pääsi systemaattisesti käyntiin vasta 1970-luvulla tekokuiden myötä.

Ensimmäisen röntgentaivaan kartoituksen teki SAS 1 eli Uhuru-tekokuu. 1970-luvun lopulla Maata kiertävälle radalle lähetettiin HEAO 1 (High Energy Astronomy Observatory) ja HEAO 2 eli Einstein-observatorio, jotka kartoittivat röntgentaivasta paljon heikompiin kohteisiin kuin Uhuru.

Einstein-observatoriolla pystyttiin rekisteröimään noin tuhat kertaa heikompia lähteitä kuin aikaisemmilla röntgenkaukoputkilla. Tämä vastaisi optisessa alueessa siirtymistä 15 cm:n kaukoputkesta 5 metrin kaukoputkeen. Röntgentähtitiede on siten kehittynyt vajaassa 20 vuodessa saman verran kuin optinen tähtitiede 300 vuodessa.

Viimeisimpiä röntgensatelliitteja ovat olleet saksalais-amerikkalainen Rosat ja japanilainen Asuka 1990-luvun alussa.

Koko taivasta tutkivien röntgentekokuiden lisäksi on Maata kiertänyt Aurinkoa tutkivia röntgenlaitteita. Näistä tehokkaimmat olivat Yhdysvaltain Skylab-avaruusasemassa, josta Aurinkoa kuvattiin vuosina 1973-74.

Ensimmäisinä röntgenkaukoputkina käytettiin samantapaisia ilmaisimia kuin gammatähtitieteessä. Näiden suuntatarkkuus on parhaimmillaan muutama kaariminuutti. Tarkemmat röntgenkaukoputket perustuvat hipaisevaan heijastukseen (grazing reflection). Peilipintaan suoraan osuva röntgensäde ei heijastu pinnasta, vaan absorboituu. Samoin röntgensäteet absorboituvat lasiin, joten röntgenalueen linssikaukoputket eivät ole mahdollisia. Jos sen sijaan röntgensäde osuu pintaan lähes pinnan suuntaisesti hipaisten, korkealaatuinen peilipinta pystyy heijastamaan säteen.

Röntgenteleskoopin peilinä on hitaasti ohenevan lieriön sisäpinta. Alkuosa pinnasta on pyörähdysparaboloidin ja loppuosa hyperboloidin muotoinen. Säde heijastuu molemmista pinnoista ja kohdistuu polttotasoon. Käytännössä asetetaan sisäkkäin useita putkia. Esimerkiksi Einstein-observatorion neljässä sisäkkäin olevassa lieriössä on kiillotettua optista pintaa yhtä paljon kuin 2.5 metrin läpimittaisessa peilissä. Erotuskyky on muutaman kaarisekunnin luokkaa ja näkökenttä noin 1°.

Useimmissa röntgentähtitieteen havainnoissa ilmaisimena on käytetty Geiger-Müller-laskuria, verrannollisuuslaskuria tai tuikeilmaisinta. Geiger-Müller- ja verrannollisuuslaskurit ovat kaasulla täytettyjä laatikoita, joiden seinät muodostavat katodin ja joiden keskellä kulkee anodilanka. Tarkemmissa laskureissa on useampi anodilanka. Laatikkoon tuleva röntgenkvantti ionisoi kaasua, jolloin anodin ja katodin välinen jännite synnyttää elektronien ja positiivisten ionien virran.

Equivalents

X-ray observationsenglanti

Sources

Zubenelgenubi

References

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 22.10.2019: Tähtitiede:röntgenhavainnot. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:röntgenhavainnot.)


Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →