Αστρονομία ακτίνων Χ

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
Η απορρόφηση της ατμόσφαιρας ανά μήκος κύμματος. Στην περιοχή των ακτίνων Χ η απορρόφηση είναι 100%

Η αστρονομία ακτίνων Χ είναι ο κλάδος της αστρονομίας που ασχολείται με την έρευνα των ακτίνων Χ που εκπέμπουν τα ουράνια αντικείμενα. Επειδή οι ακτίνες Χ απορροφόνται από την ατμόσφαιρα είναι απαραίτητη η αποστολή των ανιχνευτών σε μεγάλο υψόμετρο, με αερόστατα, πυραύλους και δορυφόρους.

Η εκπομπή ακτίνων Χ γίνεται από αντικείμενα με μεγάλη θερμοκρασία, από 1 εκατομμύριο μέχρι εκατοντάδες εκατομμύρια βαθμοί Κέλβιν. Αν και η εκπομπή ακτινών Χ από τον Ήλιο ήταν γνωστή από τη δεκαετία του 1940, η ανακάλυψη της πρώτης κοσμικής πηγής ακτίνων Χ το 1962 ήταν μία έκπληξη. Η πηγή αυτή ονομάστηκε Σκορπιός Χ-1 (Sco X-1), την πρώτη πηγή ακτίνων Χ που βρέθηκε στον αστερισμό του Σκορπιού. Η εκπομπή ακτίνων Χ από το Σκορπιός Χ-1 είναι 10.000 φορές μεγαλύτερη από την αντίστοιχη στο ορατό φάσμα. Αντίστοιχα, η εκπομπή ακτίνων Χ στον Ήλιο είναι 1 εκατομμύριο φορές μικρότερη. Εξαιτίας, των ανακαλύψεων στο πεδίο των ακτίνων Χ, ο Ρικάρντο Τζιακόνι, πρωτοπόρος στην αστρονομία ακτίνων Χ, βραβεύτηκε με το βραβείο Νόμπελ φυσικής το 2002. Σήμερα είναι γνωστό ότι πηγές ακτίνων Χ είναι αστέρες νετρονίων και μαύρες τρύπες. Η εκπομπή προκαλείται όταν αντικείμενα βρεθούν σε ισχυρά βαρυτικά πεδία και θερμανθούν.

Χιλιάδες πηγές ακτίνων Χ έχουν ανακαλυφθεί. Μια ιδιαίτερη πηγή είναι το υπέρθερμο αέριο που βρίσκεται στα γαλαξιακά και στα αστρικά σμήνα με θερμοκρασίες μεταξύ 10 και 100 εκατομμυρίων βαθμών Κέλβιν.

Ιστορία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η παρατηρήση κοσμικών πηγών ακτίνων Χ απαιτεί τα όργαναν να φτάσουν σε ύψος μεγαλύτερο των 80 χιλιομέτρων, όπου η απορρόφηση είναι ασήμαντη. Η απαιτούμενη τεχνολογία αναπτύχθηκε από Γερμανούς επιστήμονες κατά τη διάρκεια του Δεύτερου Παγκοσμίου Πολέμου για την κατασκευή του βαλλιστικού πυραύλου V-2. Τις 5 Αυγούστου 1948 ένας από αυτούς του πυραύλους χρησιμοποιήθηκε από τις ΗΠΑ για να συλλεχθούν πληροφορίες σχετικά με την εκπομπή ακτίνων Χ από τον Ήλιο.[1]

Η μέλετη των αστρονομικών αντικείμενων σε υψηλές ενέργειες (ακτίνες Χ και ακτίνες γ) ξεκίνησε τη δεκαετία του 1960. Ο πρώτος πύραυλος που είχε εξοπλιστεί ώστε να ανιχνεύσει ακτίνες Χ ήταν ο Aerobee. Η ίδεα για την αποστολή του πυραύλου ήταν το Ρικάρντο Τζιακόνι, ο οποίος θεωρείται ο πατέρας της αστρονομίας ακτίνων-Χ. Ο πύραυλος ήταν εξοπλισμένος με τρεις μετρητές Γκάιγκερ και σκοπός του ήταν να ανιχνεύσει την εκπομπή ακτίνων Χ από τη Σελήνη. Ο πύραυλος έμεινε για 6 λέπτα σε ύψος μεγαλύτερο από 80 χιλιόμετρα. Αν και ο αρχικός στόχος απέτυχε, οι μετρητές εντόπισαν μια πηγή στον αστερισμό του Σκορπίου, την οποία ονόμασαν Σκορπιός Χ-1.[2] Μέχρι τα τέλη της δεκαετίας είχαν εντοπιστεί άλλες 20 γαλαξιακές πηγές ακτίνων Χ και οι δύο πρώτες εξωγαλαξιακές, ο ελλειπτικός γαλαξίας Μεσιέ 87 και ο κβάζαρ 3C 273.[3]

Το 1970 εκτοξεύθηκε το πρώτο διαστημικό παρατηρητήριο, το Uhuru. Το Uhuru ανακάλυψε και παρατήρησε παλμικές δυαδικές πηγές ακτίνων Χ, όπως οι Cen X-3, Vela X-1 και Her X-1, και η αναγνώριση της πηγής Κύκνος Χ-1, της πρώτης υποψίας μαύρης τρύπας. Εκδόθηκαν 4 κατάλογοι πηγών ακτίνων Χ, με τον τελευταίο, τον 4U, να περιλαμβάνει 339 αντικείμενα. Την δεκαετία του 1970 εκτοξεύθηκαν και άλλοι δορυφόροι, οι ANS, Ariel 5, SAS-3, OSO-8, Κοπέρνικος, Ηakuchο και τέλος HEAO-1. Αυτοί οι πρώτοι δορυφόροι είχαν ως όργανο παρατήρησης το μετρήτη Γκάιγκερ.[3]

Το πρώτο παρατηρητήριο εξοπλισμένο με ένα πραγματικό τηλεσκόπιο ακτίνων Χ ήταν το HEAO-2, γνωστό και ως Αϊστάιν, το οποίο εκτοξεύθηκε το 1978. Στο πρώτο χρόνο λειτουργίας, το Αϊστάιν ανίχνευσε πάνω από 5.000 πηγές και πιστοποίησε ότι όλοι οι αστέρες είναι πηγές ακτίνων Χ. Το Αϊστάιν βρήκε επίσης διακριτές πηγές μέσα σε άλλους γαλαξίες, όπως στο γαλαξίας της Ανδρομέδας, όπου βρήκε 80 διαφορετικές, και ότι υπάρχει σύγκλιση των γαλαξιακών πηγών προς το κέντρο του Γαλαξία. Άλλο ένα σημαντικό διαστημικό τηλεσκόπιο ήταν το RΟSΑΤ, το οποίο λειτούργησε από το 1990 μέχρι το 1999. Ανίχνευσε 60.000 πηγές σε όλον τον ουρανό και προέβη στην πληρέστερη χαρτογράφηση των πηγών μέχρι τότε.[3] Σήμερα οι παρατηρήσεις πηγών ακτίνων Χ γίνονται από τα διαστημικά τηλεσκόπια Chandra (ΝΑΣΑ) και XMM Neuton (ΕΣΑ).[2]

Όργανα παρατήρησης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εστίαση ακτίνων Χ στα τηλεσκόπια τύπου 1.
1:Παραβολικά κάτοπτρα
2:Υπερβολικά κάτοπτρα
3:Εισερχόμενες ακτίνες X
4: Εστιακό σημείο

Το κύριο όργανο παρατήρησης σήμερα είναι το τηλεσκόπιο ακτίνων Χ. Η σχεδίασή του διαφέρει πολύ από αυτή του κοινού αντανακλαστικού τηλεσκοπίου επειδή οι ακτίνες χ έχουν τόση ενέργεια που μπορούν να διαπεράσουν το κάτοπτρο. Έτσι για να ανακλαστούν οι ακτίνες πρέπει να το κάτοπτρο να έχει πολύ μικρή γωνία σε σχέση με την πορεία τους.[4] Συνηθισμένα υλικά που χρησιμοποιούνται στα κάτοπτρα είναι το ιρίδιο, ο χρυσός και το νικέλιο. Μια άλλη τεχνική ανάκλασης ακτίνων Χ που χρησιμοποιείται είναι η εναλλαγή στρωμάτων με άτομα μικρού και μεγάλου ατομικού αριθμού, η λεγόμενη εποικοδομητική συμβολή.[5]

Η εφαρμογή της ανάκλασης επιτρέπει στα τηλεσκόπια να εστιάζουν τις ακτίνες Χ από ένα αντικείμενο τόσο ώστε να μπορεί να παραχθεί εικόνα ηλεκτρονικά. Η τεχνική αυτή αυξάνει το λόγο σήματος προς θόρυβο και επιτρέπει την παρατήρηση αντικειμένων που βρίσκονται σε μεγάλη απόσταση ή είναι αχνότερα. Επίσης αυξάνει και την ανάλυση και μειώνεται η ασάφεια θέσης ενός αντικειμένου, διευκολύνοντας την εντόπισή του στο ορατό φάσμα. Υπάρχουν τρεις τύποι τηλεσκοπίων που χωρίζονται ανάλογα με τη διάταξη των κατόπτρων, αλλά μόνο δύο χρησιμοποιούνται για τα αστρονομικά τηλεσκόπια.[5]

Τα σημερινά τηλεσκόπια ακτίνων Χ αντικατέστησαν παλιότερες τεχνολογίες. Στα πρώτα παρατηρητήρια χρησιμοποιήθηκαν αρκετά όργανα ανίχνευσης ακτίνων Χ, όπως μετρητές Γκάιγκερ και οι αναλογικοί απαριθμητές. Αυτά τα όργανα χρειάζονται μεγάλη επιφάνεια συλλογής επειδή η εκπομπή από τις πηγές είναι ασθενής λόγω απόστασης, ενω απαιτείται και υψηλή διακριτική ικανότητα ώστε να ξεχωρίζουν το σήμα από τις μαλάκες ακτίνες Χ του υποβάθρου και από τη ακτινοβολία που οφείλεται στην κοσμική ακτινοβολία.[4]

Αστρονομικές πηγές ακτίνων Χ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Ήλιος όπως φωτογραφήθηκε στο φάσμα των μαλακών ακτίνων Χ το 1992 από το ηλιακό παρατηρητήριο Yohkoh.

Υπάρχουν πολλά ουράνια αντικείμενα που εκπέμπουν, ανακλούν ή φθορίζουν τις ακτίνες Χ, όπως οι δίσκοι προσαύξησης γύρω από υπερσυμπυκνωμένα αντικείμενα, οι οποίες είναι παλμικές πηγές ακτίνων Χ. Η ποικιλία αντικειμένων που εκπέμπουν ακτίνες Χ είναι μεγάλη, από τα αστέρια όπως ο Ήλιος, ο οποίος είναι η φαινομενικά φωτεινότερη πηγή ακτίνων Χ, μέχρι τους ενεργούς γαλαξίες, τα υπολείματα υπερκαινοφανών και το θερμό αέριο στα γαλαξιακά σμήνη. Ακόμη και οι πλανήτες παρουσιάζουν εκπομπή ακτίνων Χ, αν και αυτή είναι αποτέλεσμα ανάκλασης.

Σχεδόν όλα τα αστέρια επέμπουν ακτίνες Χ, με αυτά που έχουν μεγαλύτερη θερμοκτασία να είναι πιο φωτεινά. Μια πηγή ακτίνων Χ είναι το ηλιακό στέμμα, όπου επικρατούν θερμοκρασίες εκατομμυρίων βαθμών, όμως η εκπομπή ακτίνων Χ από τον ίδιο τον Ήλιο παρουσιάζει μεταβλητότητα. Από την άλλη, οι ερυθροί γίγαντες, όπως ο Μπετελγκέζ, δεν εκπέμπουν ακτίνες Χ.[6]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Keller CU (1995). «X-rays from the Sun». Cell Mole Life Sci 51 (7): 710. doi:10.1007/BF01941268. 
  2. 2,0 2,1 Βάρβογλης Χάρης (16 Σεπτεμβρίου 2012) Ακτινογραφίες του ουρανού Βήμα Science. Ανακτήθηκε 17 Σεπτεμβρίου 2012
  3. 3,0 3,1 3,2 αστρονομία ακτίνων Χ Πλανητάριο Θεσαλλονίκης. Ανακτήθηκε την 17 Σεπτεμβρίου 2012.
  4. 4,0 4,1 X-ray telescope Brittanica. Ανακτήθηκε την 17 Σεπτεμβρίου 2012
  5. 5,0 5,1 «X-Ray Telescopes». ENCYCLOPEDIA OF ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS. Caltech. 2001. http://www.astro.caltech.edu/~george/ay122/xray-telescopes.pdf. 
  6. Posson-Brown P, Kashyap VL, Pease DO, Drake JJ. «Dark Supergiant: Chandra's Limits on X-rays from Betelgeuse». arXiv:astro-ph/0606387.