엑스레이 망원경

X-ray telescope
NASA가 1999년에 발사한 찬드라 X선 관측소는 2024년 현재에도 여전히 운영되고 있습니다.

X선 망원경(XRT)은 X선 스펙트럼에서 멀리 떨어진 물체를 관찰하도록 설계된 망원경입니다. X선은 지구 대기에 흡수되기 때문에 X선을 감지하기 위한 기구는 풍선, 소리 로켓, 위성 등에 의해 고도가 높은 곳으로 옮겨져야 합니다.

망원경의 기본 요소는 망원경으로 들어오는 방사선을 수집하는 광학(포커싱 또는 콜리메이팅)과 방사선을 수집하고 측정하는 디텍터입니다. 이러한 요소에는 다양한 디자인과 기술이 사용되었습니다.

위성에 있는 기존 망원경 중 많은 망원경은 검출기-망원경 시스템의 여러 사본 또는 변형으로 구성되어 있으며, 그 기능은 서로를 추가하거나 보완하고 기기에 기능을 추가하는 추가 고정 또는 제거 가능한[1][2] 요소(필터, 분광계)로 구성되어 있습니다.

X선 망원경의 역사

우후루 엑스선 위성
최초의 영상 엑스레이 망원경인 아인슈타인 천문대가 찍은 초신성 잔해 카시오페이아 A의 사진.
참고 항목: X선 천문학, X선 천문학의 역사 및 우주 망원경 목록 § X선

X선 망원경은 천문학에서 태양을 관측하기 위해 처음으로 사용되었는데, 이것은 초기 망원경들이 탐지할 수 있을 정도로 충분히 밝은 하늘의 유일한 원천이었습니다. 태양은 X선에서 매우 밝기 때문에 초기의 X선 망원경은 작은 초점 소자를 사용할 수 있고 X선은 사진 필름으로 감지됩니다. 로켓으로 제작된 망원경으로 태양을 찍은 최초의 X선 사진은 1963년 나사 고다드 우주 비행 센터의 존 V. 린제이와 공동 연구자들에 의해 찍혔습니다. 최초의 궤도를 도는 X선 망원경은 1970년대 초 스카이랩을 비행했으며 9개월 동안 35,000장 이상의 태양의 전체 원반 이미지를 기록했습니다.[3]

최초의 특수 X선 위성인 우후루는 1970년 NASA에 의해 발사되었습니다. 2.5년의 수명 동안 339개의 X선 소스를 탐지했습니다.[4]

1978년에 시작된 아인슈타인 천문대는 최초의 영상 엑스레이 관측소였습니다. 모든 종류의 별, 초신성 잔해, 은하, 은하단의 에너지 범위 0.1~4 keV의 고해상도 X선 영상을 얻었습니다. 또 다른 큰 프로젝트는 ROSAT(1990년부터 1999년까지 활동)로, 초점을 맞춘 X선 광학 장치가 있는 무거운 X선 우주 관측소와 유럽의 EXOSAT였습니다.[4]

찬드라 엑스레이 천문대는 1999년 NASA에 의해 발사되어 높은 타원 궤도에서 25년 이상 운영되어 0.5~8.0 keV의 에너지 범위에 있는 모든 종류의 천문학적 물체의 0.5 아크초 영상과 고해상도 스펙트럼 수천 개를 반환합니다. 찬드라의 해상도는 로사트의 해상도보다 약 50배 뛰어납니다.[3]

능동형 X선 관측 위성

오늘날 사용되는 위성에는 ESA의 XMM-뉴턴 천문대(저에너지 X선 0.1-15 keV), NASA의 스위프트 천문대, 찬드라 천문대, IXPE 망원경이 포함됩니다. JAXA는 XRISM 망원경을 출시했고, ISRO는 Aditya-L1과 XPoSat을 출시했습니다.

GOES 14 우주선은 태양 플레어, 코로나 질량 방출 및 지구 우주 환경에 영향을 미치는 기타 현상을 조기에 감지하기 위해 태양의 X선을 모니터링하기 위해 태양 X선 이미저에 탑재됩니다.[5] 2009년 6월 27일 22:51 GMT에 케이프 커내버럴 공군기지의 우주발사단지 37B에서 궤도로 발사되었습니다.

중국의 하드 엑스레이 변조 망원경은 2017년 6월 15일에 발사되어 엑스레이와 감마선 방출을 기반으로 블랙홀, 중성자별, 활동은하핵 및 기타 현상을 관찰했습니다.[6]

랍스터-아이 엑스레이 위성은 2020년 7월 25일 CNSA에 의해 발사되었습니다. X선 에너지 범위에서 암흑 물질 신호를 검색하기 위해 초대형 시야 영상의 랍스터-아이 영상 기술을 활용한 최초의 궤도 내 망원경입니다.[7] 천문학용 랍스터 아이 이미저는 계획된 아인슈타인 프로브의 기술 시연자로 2022년에 출시되었습니다.

2006년 5월 24일 케이프 커내버럴 LC37B에서 델타 IV를 사용하여 발사된 GOES-13 기상 위성에 부드러운 X선 태양 영상 망원경이 탑재되어 있습니다.[8] 그러나 2006년 12월 이후 GOES 13 SXI 이미지는 없습니다.

러시아-독일 Spektr-RG는 ART-XC 망원경뿐만 아니라 EROSITA 망원경 배열을 가지고 있습니다. 2019년 7월 13일 Roscosmos가 바이코누르에서 발사하여 2019년 10월부터 데이터를 수집하기 시작했습니다.

광학

메인 기사: X선 광학
203개의 포일로 만들어진 XRISM의 거울 중 하나

X선 광학에서 사용되는 가장 일반적인 방법은 그레이징 입사 미러와 시준된 조리개입니다. X선의 방목 입사 반사를 이용하여 X선 이미지를 생성하는 기하학적 구조는 Wolter 시스템, Kirkpatrick-Baez 시스템, 그리고 랍스터-눈 광학의 세 가지만 알려져 있습니다.[9]

집속거울

힐끗 쳐다보는 반사로 X선 초점 맞추기

간단한 포물면 거울은 1960년에 외계 X선 천문학의 창시자인 리카르도 지아코니와 브루노 로시에 의해 처음으로 제안되었습니다. 이런 종류의 거울은 광학 망원경의 기본 반사경으로 자주 사용됩니다. 그러나 축을 벗어난 객체의 이미지는 심각하게 흐려집니다. 독일의 물리학자 한스 볼터는 1952년에 포물선과 쌍곡선이라는 두 원소의 조합을 반사하는 것이 X선 천문학에 적용하는 데 훨씬 더 효과적이라는 것을 보여주었습니다. Wolter는 Type I, II 및 III의 세 가지 다른 영상 구성을 설명했습니다. X선 천문학자들이 가장 많이 사용하는 디자인은 가장 간단한 기계적 구성을 가지고 있기 때문에 Type I입니다. 또한 Type I 설계는 여러 개의 망원경을 서로 안에 넣을 수 있는 가능성을 제공하여 유용한 반사 면적을 증가시킵니다. Wolter Type II는 협장 이미저 또는 분산 분광계의 광학 장치로만 유용합니다. 월터 타입 III는 X선 천문학에 사용된 적이 없습니다.[10]

시준된 광학계와 관련하여 집속 광학계는 다음을 가능하게 합니다.

  • 고해상도 영상 촬영
  • 높은 망원경 감도: 방사선은 작은 영역에 집중되어 있기 때문에 이러한 종류의 기기에서는 신호 대 잡음비가 훨씬 더 높습니다.

거울은 세라믹 또는 금속 호일로[11] 반사 물질(일반적으로 금 또는 이리듐)의 얇은 층으로 코팅될 수 있습니다. 이 구성에 기반한 거울은 방목 시 빛의 전체 반사를 기반으로 합니다.

이 기술은 총 반사에 대한 임계각과 복사 에너지 사이의 역관계에 의해 에너지 범위가 제한됩니다. 찬드라와 XMM-뉴턴 X선 관측소의 2000년대 초반 한계는 약 15킬로 전자볼트(keV) 빛이었습니다.[12] 새로운 다층 코팅 거울을 사용하여 NuSTAR 망원경용 X선 거울은 이 빛을 최대 79 keV까지 밀어냈습니다.[12] 이 수준을 반영하기 위해 유리층은 텅스텐(W)/실리콘(Si) 또는 백금(Pt)/탄화규소(SiC)로 다중 코팅되었습니다.[12]

시준광학

메인 기사: 코드화된 조리개

이전의 X선 망원경은 단순한 시준 기술(예: 회전 시준기, 와이어 시준기)을 사용하고 있었지만,[13] 현재 가장 많이 사용되는 기술은 코드화된 조리개 마스크를 사용합니다. 이 기술은 검출기 앞에 납작한 조리개 패턴 그릴을 사용합니다. 이 설계는 집속 광학보다 덜 민감한 결과를 제공하며, 또한 영상 품질과 소스 위치 식별은 훨씬 더 열악합니다. 이 설계는 더 큰 시야를 제공하고 방목 입사광학이 비효율적인 더 높은 에너지에서 사용할 수 있습니다. 또한 영상이 직접적이지는 않지만 신호의 후처리에 의해 영상이 재구성됩니다.

X선의 검출 및 영상화

X선은 ~0.008 nm에서 시작하여 전자기 스펙트럼을 가로질러 ~8 nm까지 확장되며, 이 위에서 지구 대기는 불투명합니다.
찬드라의 토성 이미지(왼쪽)와 허블의 토성 광학 이미지(오른쪽). 토성의 X-선 스펙트럼은 태양의 X-선 스펙트럼과 비슷합니다. 2003년 4월 14일

X선은 파장(~8nm - 8pm), 주파수(~50PHz - 50EHz) 및 에너지(~0.12 - 120keV)에서 매우 큰 범위를 갖습니다. 온도로 따지면 1eV = 11,604 K 입니다. 따라서 X선(0.12 ~ 120 keV)은 1.39 × 106 ~ 1.39 × 109 K에 해당합니다. 10~0.1나노미터(nm)(약 0.12~12keV)는 연질 X선, 0.1~0.01nm(약 12~120keV)는 경질 X선으로 분류됩니다.

전자기 스펙트럼의 가시 범위에 더 가까운 것은 자외선입니다. 태양 조사량 결정에 관한 ISO 표준 초안(ISO-DIS-21348)[14]은 자외선을 ~10 nm에서 ~400 nm 범위로 설명하고 있습니다. X선에 가장 가까운 부분을 흔히 "극자외선"(EUV 또는 XUV)이라고 합니다. X선이나 전자선이 물질에 흡수될 때와 마찬가지로 EUV 광자가 흡수되면 이온화에 의해 광전자와 2차 전자가 생성됩니다.[15]

X선과 감마선의 구분은 최근 몇 십 년 동안 바뀌었습니다. 원래 X선 튜브에서 방출되는 전자기 방사선은 방사성 핵(감마선)에서 방출되는 방사선보다 파장이 길었습니다.[16] 그래서 오래된 문헌들은 파장을 기준으로 X선과 감마선을 구분했는데, 방사선은 감마선으로 정의되는 10m와−11 같은 임의의 파장보다 짧습니다.[17] 하지만 선형 가속기와 같은 더 짧은 파장의 연속 스펙트럼 '엑스레이' 소스와 더 긴 파장의 '감마선' 방출기가 발견되면서 파장 대역이 크게 겹쳤습니다. 이제 두 종류의 방사선은 대개 그 기원에 따라 구별됩니다: X선은 핵 밖의 전자에 의해 방출되고 감마선은 핵에 의해 방출됩니다.[16][18][19][20]

에너지가 30keV(4,800aJ)가 넘는 광자인 더 에너지가 더 강한 X선이 적어도 몇 미터의 거리 동안은 지구 대기를 관통할 수 있지만, 지구 대기는 우주 공간에서 지구 표면까지 관통할 수 있을 만큼 충분히 두껍습니다. 대부분의 천체가 대부분의 에너지를 방출하는 0.5~5keV(80~800aJ) 범위의 X선은 종이 몇 장으로 막을 수 있습니다. 3keV(480aJ) X선의 광선에 있는 광자의 90%는 단지 10cm의 공기를 통과하여 흡수됩니다.

비례계수기

메인기사 : 비례카운터

비례 계수기는 이온화 방사선의 입자를 세고 에너지를 측정하는 기체 이온화 검출기의 한 종류입니다. 가이거-뮐러 카운터와 동일한 원리로 작동하지만 더 낮은 작동 전압을 사용합니다. 모든 X선 비례 카운터는 창문이 있는 가스 셀로 구성됩니다.[21] 종종 이 셀은 전극의 배열에 의해 여러 개의 낮은 전기장과 높은 전기장 영역으로 세분화됩니다.

비례 카운터는 EXOSAT,[22] 아폴로-소유즈 임무의 미국측 부분(1975년 7월), 프랑스 TOURNESOL 기기에 사용되었습니다.[23]

엑스레이 모니터

모니터링은 일반적으로 시스템의 상태를 인식하는 것을 의미합니다. 공간 응용 분야에서, X선 모니터는 X선 발생원으로부터 출력된 X선을 표시하기 위한 신호를 표시 또는 송신하여, 그 소스의 상태를 인식하는 장치. 예를 들어, 달 위 궤도에 있는 아폴로 15호에서는 X선 모니터를 사용하여 태양 X선 강도와 스펙트럼 모양의 가능한 변화를 추적하면서 2차 X선 생성으로 인한 달 표면의 화학 성분을 매핑했습니다.[24]

NRL-608 또는 XMON으로 명명된 솔윈드의 X선 모니터는 해군 연구소와 로스앨러모스 국립 연구소의 공동 연구였습니다. 모니터는 2개의 시준된 아르곤 비례 카운터로 구성되었습니다.

섬광검출기

주 기사: 신틸레이터
다양한 섬광 검출기 어셈블리로 둘러싸인 섬광 결정

신틸레이터는 전리방사선에 의해 들뜨게 되면 발광되는[25] 성질을 나타내는 물질입니다. 발광 물질은 X선 광자와 같이 입사하는 입자에 의해 충격을 받으면 에너지를 흡수하여 섬광을 일으키며, 즉 흡수한 에너지를 작은 섬광 형태(일반적으로 가시 범위)로 방출합니다.

섬광 X선 검출기는 Vela 5A와 쌍둥이 Vela 5B에 사용되었습니다.[26] OSO 4에 탑재된 X선 망원경은 단일 얇은 NaI(Tl) 섬광 결정과 CsI(Tl) 입사 방지 실드로 둘러싸인 광튜브 어셈블리로 구성되었습니다. OSO 5는 CsI 결정 섬광기를 운반했습니다. 중앙 결정은 두께가 0.635 cm이고 민감한 면적이2 70 cm이며 한 쌍의 광전자 증배관으로 뒤에서 보았습니다.

PHEB미국에는 두 개의 독립적인 검출기가 있었는데, 각각의 검출기는 직경 78 mm, 두께 120 mm의 bismuth berminate(BGO) 결정으로 구성되어 있었습니다.[23] KONUS-B 장비는 우주선 주위에 분포된 7개의 검출기로 구성되어 10keV에서 8 MeV 에너지의 광자에 반응했습니다. 그들은 Be 출입구 창문 뒤에 직경 200mm x 두께 50mm의 NaI(Tl) 신틸레이터 결정으로 구성되었습니다. Kvant-1은 요오드화나트륨과 요오드화 세슘의 포스위치를 사용하는 HEXE, 즉 고에너지 X선 실험을 수행했습니다.

변조 콜리메이터

전자공학에서 변조는 한 파형을 다른 파형과 관련시켜 변화시키는 과정입니다. '변조 시준기'를 사용하면 들어오는 X선의 진폭(강도)이 두 개 이상의 평행선의 '회절 격자'가 존재하여 와이어에 입사하는 신호의 해당 부분을 차단하거나 크게 감소시킵니다.

X선 콜리메이터는 X선 스트림을 필터링하여 지정된 방향으로 평행하게 이동하는 것만 통과할 수 있도록 하는 장치입니다.

도쿄 정보 과학 대학의 오다 미노루 총장은 1966년에 처음으로 Sco X-1의 상대를 식별하는 데 사용된 변조 콜리메이터를 발명했으며, 이는 X선 영상 망원경의 출시 전에 사용 가능한 X선 소스에 대한 가장 정확한 위치로 이어졌습니다.[27]

SAS 3은 변조 시준기(2-11keV)와 슬랫 및 튜브 시준기(1~60keV)를 운반했습니다.[28]

Granat Observatory에는 회전 변조 시준기(Rotation Modulation Collimator)를 사용하여 6 ~ 180 keV 범위의 밝은 소스를 0.5° 이내로 국소화할 수 있는 WATCH 장비 4대가 탑재되어 있었습니다. 종합하면, 이 악기들의 세 가지 시야는 하늘의 약 75%를 차지했습니다.[23]

RHESSI(Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager)인 익스플로러 81은 부드러운 X선에서 감마선(~3keV ~~20 MeV)까지의 태양 플레어를 이미지화합니다. 영상 기능은 9개의 회전 변조 시준기 세트를 사용하는 푸리에 변환 기술을 기반으로 합니다.

X선 분광기

OSO 8은 2-8 keV, FOV 3°의 에너지 범위를 가진 Graphite Crystal X-ray Spectrometer에 탑재되어 있었습니다.

Granat ART-S X선 분광계는 에너지 범위 3 ~ 100 keV, FOV 2° × 2°를 커버했습니다. 기기는 분광 MWPC를 기반으로 한 4개의 검출기로 구성되어 10 keV에서는 2,400 cm2, 100 keV에서는 800 cm의2 유효 면적을 만들었습니다. 시간 해상도는 200마이크로초였습니다.[23]

ISEE-3에 탑재된 X선 분광기는 태양 플레어와 우주 감마선 폭발을 모두 연구하기 위해 설계되었습니다. 5-228 keV.n실험은 5-14 keV를 커버하는 제논 충전 비례 카운터와 12-1250 keV를 커버하는 NaI(Tl) 섬광기 두 개의 원통형 X선 검출기로 구성되었습니다.

CCDs

현존하는 대부분의 X선 망원경은 가시광선 카메라와 유사한 CCD 검출기를 사용합니다. 가시광선에서는 하나의 광자가 하나의 픽셀에 하나의 전하를 생성할 수 있으며, 노출 시간 동안 많은 광자로부터 그러한 전하가 축적되어 이미지가 구축됩니다. X선 광자가 CCD에 닿으면 충분한 전하(에너지에 비례하여 수백에서 수천 개의 전자)를 생성하여 개별 X선이 판독 시 에너지를 측정할 수 있습니다.

마이크로미터

마이크로 열량계는 한 번에 한 개의 광자만 감지할 수 있지만 각각의 에너지를 측정할 수 있습니다.

트랜지션 에지 센서

TES 장치는 미세 열량 측정의 다음 단계입니다. 본질적으로 전이 온도에 최대한 가깝게 유지되는 초전도 금속입니다. 이것은 이 금속들이 초전도체가 되어 저항이 0으로 떨어지는 온도입니다. 이러한 전이 온도는 일반적으로 절대영도보다 불과 몇 도 위에 있습니다(일반적으로 10K 미만).

참고 항목

참고문헌

  1. ^ "Chandra :: About Chandra :: Science Instruments". chandra.si.edu. Retrieved 2016-02-19.
  2. ^ "Instruments". sci.esa.int. Retrieved 2016-02-19.
  3. ^ a b "A Brief History of X-ray Telescopes". imagine.gsfc.nasa.gov. Retrieved 7 January 2024. Public Domain 이 문서는 공용 도메인에 있는 이 소스의 텍스트를 통합합니다.
  4. ^ a b "X-Ray Observatories - an overview ScienceDirect Topics". www.sciencedirect.com. Retrieved 7 January 2024.
  5. ^ "GOES Solar X-ray Imager".
  6. ^ Rui C. Barbosa (14 June 2017). "China launches X-ray telescope via Long March 4B". NASASpaceFlight.com. Retrieved 23 August 2020.
  7. ^ "Launch of the world's first soft X-ray satellite with 'Lobster-Eye' imaging technology". copernical.com. 26 July 2020. Retrieved 23 August 2020.
  8. ^ Wade M. "Chronology - Quarter 2 2006". Archived from the original on September 2, 2003.
  9. ^ Richard Willingale (July 2021). "Lobster Eye Optics". In Sternberg, Amiel; Burrows, David N (eds.). The WSPC Handbook of Astronomical Instrumentation: Volume 4: X-Ray Astronomical Instrumentation. World Scientific Publishing Co. Pte. Ltd. pp. 33–47, 85–106. ISBN 978-981-4644-38-9. Retrieved 1 January 2024.
  10. ^ "X-ray Telescopes - More Information". imagine.gsfc.nasa.gov. Retrieved 7 January 2024. Public Domain 이 문서는 공용 도메인에 있는 이 소스의 텍스트를 통합합니다.
  11. ^ "Sciences and Exploration Directorate". science.gsfc.nasa.gov.
  12. ^ a b c "NuStar: Instrumentation: Optics". Archived from the original on November 1, 2010.
  13. ^ Seward, Frederick D.; Charles, Philip A. (2010). Exploring the X-ray Universe – Cambridge Books Online – Cambridge University Press. doi:10.1017/cbo9780511781513. ISBN 9780511781513.
  14. ^ Tobiska, W; Nusinov, A (2006). "ISO 21348 Process for Determining Solar Irradiances". 36th Cospar Scientific Assembly. 36: 2621. Bibcode:2006cosp...36.2621T.
  15. ^ Henke BL; et al. (1977). "0.1–10-keV X-ray induced electron emissions from solids—Models and secondary electron measurements". Journal of Applied Physics. 48 (5): 1852. Bibcode:1977JAP....48.1852H. doi:10.1063/1.323938.
  16. ^ a b Dendy PP; Heaton B (1999). Physics for Diagnostic Radiology. CRC Press. p. 12. ISBN 978-0-7503-0591-4.
  17. ^ Charles Hodgman, ed. (1961). CRC Handbook of Chemistry and Physics (44th ed.). Chemical Rubber Co. p. 2850.
  18. ^ Feynman R; Leighton R; Sands M (1963). The Feynman Lectures on Physics. Vol. 1. Addison-Wesley. pp. 2–5. ISBN 978-0-201-02116-5.
  19. ^ L'Annunziata M; Baradei M (2003). Handbook of Radioactivity Analysis. Academic Press. p. 58. ISBN 978-0-12-436603-9.
  20. ^ Grupen C; Cowan G; Eidelman SD; Stroh T (2005). Astroparticle Physics. Springer. p. 109. ISBN 978-3-540-25312-9.
  21. ^ "Science". imagine.gsfc.nasa.gov.
  22. ^ Hoff HA (1983). "Exosat - the new extrasolar X-ray observatory". J. Br. Interplanet. Soc. 36: 363. Bibcode:1983JBIS...36..363H.
  23. ^ a b c d "Granat". NASA. Retrieved 2007-12-05.
  24. ^ Adler I; Gerard J; Trombka J; Schmadebeck R; Lowman P; Bodgett H (1972). "The Apollo 15 x-ray fluorescence experiment". Proc Lunar Sci Conf. 2: 2157. Bibcode:1972LPSC....3.2157A.
  25. ^ Leo WR (1994). Techniques for Nuclear and particle Physics Experiments (2nd ed.). Springer.
  26. ^ Conner JP; Evans WD; Belian RD (1969). "The Recent Appearance of a New X-Ray Source in the Southern Sky". Astrophys J. 157: L157. Bibcode:1969ApJ...157L.157C. doi:10.1086/180409.
  27. ^ Cominsky L; Inoue H; Clark G. "Minoru Oda (1923 - 2001)".
  28. ^ "The Third Small Astronomy Satellite (SAS-3)". Archived from the original on 2001-04-17.