Детектор рентгеновской астрономии - X-ray astronomy detector

Рентгеновские лучи начинаются с ~ 0,008 нм и распространяются по электромагнитному спектру до ~ 8 нм, над которым располагается атмосфера Земли. непрозрачный.

Детекторы рентгеновской астрономии инструменты, которые обнаруживают рентгеновские лучи для использования при изучении Рентгеновская астрономия.

Рентгеновская астрономия это наблюдательная ветвь астрономия который занимается изучением рентгеновский снимок излучение от небесных объектов. Рентгеновское излучение поглощается Атмосфера Земли, поэтому инструменты для обнаружения рентгеновских лучей должны быть доставлены на большую высоту шарики, зондирующие ракеты, и спутники. Рентгеновская астрономия является частью космическая наука.

Детекторы рентгеновской астрономии были спроектированы и сконфигурированы в первую очередь для измерения энергии, а иногда и для определения длины волны с использованием различных методов, обычно ограниченных технологиями того времени.

Обнаружение и визуализация рентгеновских лучей

Чандра изображение Сатурн (слева) и Оптическое изображение Хаббла Сатурна (справа). Сатурн рентгеновский снимок спектр подобен спектру рентгеновских лучей от солнце. 14 апреля 2003 г.

Рентгеновские лучи охватывают три декады по длине волны (~ 8 нм - 8 пм), частоте (~ 50 ПГц - 50 Гц) и энергии (~ 0,12 - 120 кэВ). По температуре 1 эВ = 11604 К. Таким образом, рентгеновское излучение (от 0,12 до 120 кэВ) соответствует 1,39 × 106 до 1,39 × 109 K. От 10 до 0,1 нанометров (нм) (примерно от 0,12 до 12 кэВ ) они классифицируются как мягкое рентгеновское излучение и от 0,1 нм до 0,01 нм (примерно от 12 до 120 кэВ) как жесткое рентгеновское излучение.

Ближе к видимому диапазону электромагнитного спектра находится ультрафиолетовый. Проект стандарта ISO по определению солнечной излучения (ISO-DIS-21348)[1] описывает ультрафиолет в диапазоне от ~ 10 нм до ~ 400 нм. Часть, наиболее близкую к рентгеновским лучам, часто называют «крайним ультрафиолетом» (EUV или XUV). Когда фотон EUV поглощается, фотоэлектроны и вторичные электроны генерируются ионизация, очень похоже на то, что происходит, когда рентгеновские лучи или электронные лучи поглощаются веществом.[2]

Различие между рентгеновскими лучами и гамма излучение изменилось за последние десятилетия. Первоначально электромагнитное излучение, испускаемое Рентгеновские трубки имел более длинный длина волны чем излучение, испускаемое радиоактивный ядра (гамма излучение).[3] Итак, в более ранней литературе проводилось различие между рентгеновским и гамма-излучением на основе длины волны, причем излучение короче некоторой произвольной длины волны, такой как 10−11 м, определяемый как гамма-лучи.[4] Однако, как и источники «рентгеновского излучения» с более коротковолновым непрерывным спектром, такие как линейные ускорители были открыты излучатели «гамма-лучей» с большей длиной волны, причем диапазоны длин волн в значительной степени перекрывались. В настоящее время два типа излучения обычно различают по их происхождению: рентгеновские лучи испускаются электронами за пределами ядра, а гамма-лучи испускаются ядро.[3][5][6][7]

Хотя более энергичные рентгеновские лучи, фотоны с энергией более 30 кэВ (4,800 а J), может проникать в воздуха по крайней мере, для расстояний в несколько метров атмосфера Земли достаточно толстая, так что практически никто не может проникнуть из космоса на всю поверхность Земли (они были бы обнаружены, и медицинские рентгеновские аппараты не работали бы, если бы это было не тот случай). Рентгеновское излучение в диапазоне от 0,5 до 5 кэВ (от 80 до 800 аДж), где большинство небесных источников выделяют основную часть своей энергии, можно остановить с помощью нескольких листов бумага; 90% фотонов в пучке рентгеновских лучей с энергией 3 кэВ (480 мкДж) поглощаются при прохождении через 10 см воздуха.

Чтобы обнаружить рентгеновские лучи с неба, детекторы рентгеновского излучения должны находиться над большей частью атмосферы Земли. Для этого есть три основных метода: зондирование полетов ракет, воздушных шаров и спутников.

Пропорциональные счетчики

Основная статья: Пропорциональный счетчик

А пропорциональный счетчик это тип газо-ионизационный детектор Это приравнивается частицы из ионизирующего излучения и измеряет их энергия. Он работает по тому же принципу, что и Счетчик Гейгера-Мюллера, но использует более низкую рабочую Напряжение. Все пропорциональные рентгеновские счетчики состоят из газовой ячейки с окнами.[8] Часто эта ячейка подразделяется на ряд областей с низким и высоким электрическим полем некоторым расположением электродов.

Индивидуальный пропорциональный счетчик средней энергии на EXOSAT было переднее окно бериллий с алюминизированным каптон фольга для тепловой защиты, передняя камера заполнена аргоном / CO2 смесь, задняя камера с ксеноном / CO2, а бериллий окно, разделяющее две камеры.[9] Аргоновая часть детектора была оптимизирована для 2-6 кэВ, а общий диапазон энергии для обоих детекторов составлял 1,5-15 кэВ и 5-50 кэВ, соответственно.

Американская часть Аполлон-Союз миссия (июль 1975 г.) несла систему пропорционального счетчика, чувствительную к рентгеновским лучам 0,18-0,28 и 0,6-10,0 кэВ. Общая эффективная площадь составила 0,1 м2круговое поле обзора 4.5 ° FWHM.

Французский TOURNESOL прибор состоял из четырех пропорциональных счетчиков и двух оптические детекторы. Пропорциональные счетчики регистрировали фотоны от 2 кэВ до 20 МэВ в поле зрения 6 ° × 6 °. Видимые детекторы имели поле зрения 5 ° × 5 °. Инструмент был разработан для поиска оптических аналогов источников высокоэнергетических всплесков, а также для выполнения спектральный анализ высокоэнергетических событий.[10]

Рентгеновский монитор

Мониторинг обычно означает знать о состоянии системы. Устройство, которое отображает или отправляет сигнал для отображения рентгеновского излучения от источника, генерирующего рентгеновские лучи, чтобы знать о состоянии источника, называется Рентгеновский монитор в космических приложениях. На Аполлон 15 на орбите над Луна, например, рентгеновский монитор использовался для отслеживания возможных изменений интенсивности солнечного рентгеновского излучения и формы спектра при картировании лунной поверхности с учетом ее химического состава из-за образования вторичные рентгеновские лучи.[11]

Рентгеновский монитор Solwind, обозначенный NRL-608 или XMON, был результатом сотрудничества между Лаборатория военно-морских исследований и Лос-Аламосская национальная лаборатория. Монитор состоял из двух коллимированных пропорциональных счетчиков аргона. Полоса пропускания прибора 3-10 кэВ определялась поглощением в окне детектора (окно было из бериллия 0,254 мм) и дискриминатором верхнего уровня. Активный газовый объем (смесь П-10) имел глубину 2,54 см, обеспечивая хороший КПД до 10 кэВ. Подсчеты регистрировались в 2-х энергетических каналах. Коллиматоры предкрылков определяли поле зрения 3 ° × 30 ° (FWHM) для каждого детектора; длинные оси поля зрения были перпендикулярны друг другу. Длинные оси были наклонены под углом 45 ° к направлению сканирования, что позволяло локализовать переходные процессы с точностью до 1 °. Центры полей обзора совпадали и были направлены на 40 ° ниже экватора сканирования колеса, чтобы избежать сканирования через Солнце. Колесо корабля вращалось каждые 6 секунд. Эта частота сканирования соответствует 1 ° каждые 16 миллисекунд (мс); отсчеты проводились телеметрически в интервале 64 или 32 мс, чтобы минимизировать размытие отклика коллиматора.

Параметры прибора и объем данных предполагают чувствительность точечного источника 3 σ, равную 30 UFU за один день работы (1 UFU = 2,66−12 эрг / см2-с-кэВ). Каждый детектор занимал около 0,1 площади детектора. Ухуру инструмент. Фон прибора на низких геомагнитных широтах составлял ~ 16 отсчетов / с. На этом фоне ~ 6 отсчетов / с происходит от диффузный космический рентгеновский фон, а все остальное играет важную роль. Предполагая консервативный возврат данных 10%, рабочий цикл чистого источника в режиме сканирования составлял 1,4 × 10−3, что подразумевает воздействие источника 120 секунд в день. Для фона 16 отсчетов / с ошибка 3 σ при определении потока от заданного интервала неба составляла 4,5 отсчета / с, или около 45 UFU, через 1 день. При объединении обоих детекторов была получена предельная чувствительность 30 UFU. Сравнимая ошибка существовала при определении потока для умеренно ярких галактических источников. Путаница источников из-за проекции поля зрения 5 ° вдоль направления сканирования усложнила наблюдение источников в области галактического балджа (примерно 30 °> l> -30 °, | b | <10 °).

Сцинтилляционный детектор

Основная статья: Сцинтиллятор

А сцинтиллятор это материал, который проявляет свойство свечение[12] когда взволнован ионизирующего излучения. Люминесцентные материалы при ударе падающей частицей, такой как рентгеновский фотон, поглощают его энергию и сцинтиллят, то есть повторно излучают поглощенную энергию в виде небольшой вспышки света, обычно в видимом диапазоне.

Сцинтилляционный кристалл в окружении различных сборок сцинтилляционных детекторов

Сцинтилляционный детектор рентгеновского излучения (XC) на борту Vela 5A и его близнец Vela 5B состояла из двух кристаллов NaI (Tl) толщиной 1 мм, установленных на фотоэлектронных умножителях и покрытых пленкой толщиной 0,13 мм. бериллий окно. Электронные пороги обеспечивали два энергетических канала: 3-12 кэВ и 6-12 кэВ.[13] Перед каждым кристаллом находился планковый коллиматор, обеспечивающий апертуру на полувысоте (FWHM) ~ 6,1 × 6,1 °. Эффективная площадь детектора составляла ~ 26 см.2. Чувствительность к небесным источникам была сильно ограничена высоким внутренним фоном детектора.

Рентгеновский телескоп на борту OSO 4 состоял из одного тонкого сцинтилляционного кристалла NaI (Tl) плюс сборка фототрубок, заключенных в защиту от совпадений из CsI (Tl). Энергетическое разрешение составляло 45% при 30 кэВ. Прибор работал от ~ 8 до 200 кэВ при 6-канальном разрешении.

OSO 5 нес кристалл CsI сцинтиллятор. Центральный кристалл имел толщину 0,635 см, площадь чувствительной поверхности 70 см2, и просматривался сзади парой фотоэлектронных умножителей. Экранный кристалл имел толщину стенки 4,4 см и просматривался 4 фотоумножителями. Поле зрения ~ 40 °. Охватываемый диапазон энергий составлял 14-254 кэВ. Всего было 9 энергетических каналов: первый покрыл 14–28 кэВ, а остальные равномерно разнесены от 28 до 254 кэВ. Калибровка в полете проводилась с 241Я источник.

В ФЕБУС В эксперименте были зарегистрированы переходные процессы с высокой энергией в диапазоне от 100 кэВ до 100 МэВ. Он состоял из двух независимых детекторов и связанных с ними электроника. Каждый детектор состоял из кристалла проростков висмута (BGO) диаметром 78 мм. диаметр толщиной 120 мм, в пластиковой оболочке, предотвращающей совпадение. Два детектора были размещены на космическом корабле так, чтобы наблюдать 4π стерадианы. Пакетный режим запускался, когда скорость счета в диапазоне энергий от 0,1 до 1,5 МэВ превышала уровень фона на 8 σ (стандартное отклонение) либо за 0,25, либо за 1,0 секунды. Было 116 каналов в диапазоне энергий.[10]

В КОНУС-Б прибор состоял из семи детекторов, распределенных вокруг космического корабля, которые реагировали на фотоны энергии от 10 кэВ до 8 МэВ. Они состояли из NaI (Tl) сцинтилляционные кристаллы Диаметром 200 мм при толщине 50 мм за Быть входное окно. Боковые поверхности были защищены слоем свинца толщиной 5 мм. Порог обнаружения всплеска составлял 5 × 10-7 до 5 × 10-8 эрг / см², в зависимости от спектра всплеска и время нарастания. Спектры были сняты в двух 31-канальных анализаторы высоты пульса (PHA), из которых первые восемь были измерены с временным разрешением 1/16 с, а остальные с переменным временным разрешением в зависимости от скорости счета. Диапазон разрешающей способности от 0,25 до 8 с.

Квант-1 проводил HEXE, или эксперимент с высокоэнергетическим рентгеновским излучением, в котором использовался фосвич йодида натрия и йодида цезия. Он охватывал диапазон энергий 15-200 кэВ с полушириной поля зрения 1,6 ° × 1,6 °. Каждый из 4 идентичных детекторов имел геометрическую площадь 200 см.2. Максимальное временное разрешение составляло 0,3-25 мс.

Коллиматор модуляции

Основная статья: Коллиматор модуляции

В электроника, Модуляция это процесс изменения одной формы сигнала по отношению к другой форме сигнала. С «модулирующим коллиматором» амплитуда (интенсивность) входящих рентгеновских лучей уменьшается за счет наличия двух или более «дифракционных решеток» из параллельных проводов, которые блокируют или значительно уменьшают ту часть сигнала, падающего на провода.

An Рентгеновский коллиматор представляет собой устройство, которое фильтрует поток рентгеновских лучей, так что через него могут проходить только те, которые движутся параллельно заданному направлению.

Минору Ода, президент Токийского университета информационных наук, изобрел коллиматор модуляции, который впервые был использован для идентификации аналога Sco X-1 в 1966 году, что привело к наиболее точным позициям доступных источников рентгеновского излучения до запуска X -лучевые телескопы.[14]

SAS 3 несли модуляционные коллиматоры (2-11 кэВ) и коллиматоры с предкрылками и трубками (от 1 до 60 кэВ).[15]

На борту Гранат Международной астрофизической обсерватории было четыре СМОТРЕТЬ инструменты, которые могут локализовать яркие источники в диапазоне от 6 до 180 кэВ с точностью до 0,5 °, используя коллиматор с модуляцией вращения. Взятые вместе, три поля зрения инструментов покрывали примерно 75% неба. Энергетическое разрешение 30%. FWHM на 60 кэВ. В периоды покоя скорости счета в двух диапазонах энергий (от 6 до 15 и от 15 до 180 кэВ) накапливались в течение 4, 8 или 16 секунд, в зависимости от наличия памяти бортового компьютера. Во время всплеска или переходного процесса скорости счета накапливались с помощью разрешение по времени от 1 с за 36 с.[10]

В Солнечная спектроскопия высоких энергий Reuven Ramaty (RHESSI), Explorer 81, снимает солнечные вспышки от мягких рентгеновских лучей до гамма-лучей (от ~ 3 кэВ до ~ 20 МэВ). Его возможности построения изображений основаны на методе преобразования Фурье с использованием набора из 9 коллиматоры с вращательной модуляцией.

Рентгеновский спектрометр

OSO 8 имел на борту рентгеновский спектрометр на кристаллах графита с диапазоном энергий 2-8 кэВ, полем обзора 3 °.

В Гранат Рентгеновский спектрометр ART-S охватывал диапазон энергий от 3 до 100 кэВ, поле зрения 2 ° × 2 °. Прибор состоял из четырех детекторов на основе спектроскопический MWPC с эффективной площадью 2400 см² при 10 кэВ и 800 см² при 100 кэВ. Временное разрешение 200 микросекунды.[10]

Рентгеновский спектрометр на борту ISEE-3 был разработан для изучения как солнечных вспышек, так и космических гамма-всплесков в диапазоне энергий 5-228 кэВ. Детектор обеспечивал постоянное покрытие, 3π FOV для E> 130 кэВ, временное разрешение 0,25 мс и абсолютную синхронизацию с точностью до 1 мс. Он был задуман как часть интерферометрия с длинной базой сеть удаленных друг от друга космических аппаратов. Усилия были направлены в первую очередь на определение происхождения всплесков с помощью точной информации о направлении, установленной такой сетью. Эксперимент состоял из двух цилиндрических детекторов рентгеновского излучения: пропорционального счетчика, заполненного ксеноном, на 5–14 кэВ и сцинтиллятора NaI (Tl) на мощность 12–1250 кэВ. Пропорциональный счетчик имел диаметр 1,27 см и был заполнен смесью 97% ксенона и 3% диоксида углерода. Центральная часть контртела была изготовлена ​​из бериллия толщиной 0,51 мм и служила входным окном для рентгеновского излучения. Сцинтиллятор состоял из цилиндрической оболочки кристалла NaI (Tl) толщиной 1,0 см, окруженной со всех сторон пластиковым сцинтиллятором толщиной 0,3 см. Центральная область диаметром 4,1 см заполнялась кварцевой световой трубкой. Вся сборка была заключена (кроме одного конца) в бериллиевый контейнер толщиной 0,1 см. Разрешение энергетического канала и временное разрешение могут выбираться командами, отправляемыми на космический корабль. Пропорциональный счетчик может иметь до 9 каналов с разрешением 0,5 с; сцинтиллятор NaI может иметь до 16 каналов и разрешение 0,00025 с.

ПЗС-матрицы

Большинство существующих рентгеновских телескопов используют CCD детекторы, аналогичные детекторам в камерах видимого света. В видимом свете одиночный фотон может произвести один электрон с зарядом в пикселе, и изображение создается путем накопления множества таких зарядов от множества фотонов во время экспозиции. Когда рентгеновский фотон попадает на ПЗС-матрицу, он производит достаточно заряда (от сотен до тысяч электронов, пропорционального его энергии), чтобы энергия отдельных рентгеновских лучей измерялась при считывании.

Микрокалориметры

Микрокалориметры может обнаруживать рентгеновские лучи только по одному фотону за раз (но может измерять энергию каждого).

Датчики перехода края

Устройства TES - следующий шаг в микрокалориметрии. По сути, это сверхпроводящие металлы, температура которых максимально приближена к температуре их перехода. Это температура, при которой эти металлы становятся сверхпроводниками и их сопротивление падает до нуля. Эти температуры перехода обычно всего на несколько градусов выше абсолютного нуля (обычно менее 10 K ).

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Тобиска, З; Нусинов, А (2006). «ISO 21348 Процесс определения солнечного излучения». 36-я научная ассамблея Cospar. 36: 2621. Bibcode:2006cosp ... 36.2621T.
  2. ^ Henke BL; и другие. (1977). «Рентгеновское излучение твердых тел с энергией 0,1–10 кэВ - модели и измерения вторичных электронов». Журнал прикладной физики. 48 (5): 1852. Bibcode:1977JAP .... 48.1852H. Дои:10.1063/1.323938.
  3. ^ а б Dendy PP; Хитон Б (1999). Физика для диагностической радиологии. CRC Press. п. 12. ISBN  978-0-7503-0591-4.
  4. ^ Чарльз Ходжман, изд. (1961). CRC Справочник по химии и физике (44-е изд.). Chemical Rubber Co., стр. 2850.
  5. ^ Фейнман Р; Leighton R; Пески М. (1963). Лекции Фейнмана по физике. 1. Эддисон-Уэсли. С. 2–5. ISBN  978-0-201-02116-5.
  6. ^ L'Annunziata M; Барадей М (2003). Справочник по радиоактивному анализу. Академическая пресса. п. 58. ISBN  978-0-12-436603-9.
  7. ^ Grupen C; Cowan G; Эйдельман С.Д .; Стро Т (2005). Физика астрономических частиц. Springer. п. 109. ISBN  978-3-540-25312-9.
  8. ^ «Пропорциональные счетчики».
  9. ^ Хофф HA (1983). «Exosat - новая внесолнечная рентгеновская обсерватория». J. Br. Межпланета. Soc. 36: 363. Bibcode:1983JBIS ... 36..363H.
  10. ^ а б c d "Гранат". НАСА. Получено 2007-12-05.
  11. ^ Адлер I; Джерард Дж; Тромбка J; Schmadebeck R; Lowman P; Боджетт H (1972). «Эксперимент по рентгеновской флуоресценции Аполлона-15». Proc Lunar Sci Conf. 2: 2157. Bibcode:1972LPSC .... 3,2157A.
  12. ^ Лео WR (1994). Методы проведения экспериментов по ядерной физике и физике частиц (2-е изд.). Springer.
  13. ^ Conner JP; Evans WD; Белян Р.Д. (1969). «Недавнее появление нового источника рентгеновского излучения в южном небе». Astrophys J. 157: L157. Bibcode:1969ApJ ... 157L.157C. Дои:10.1086/180409.
  14. ^ Коминский Л; Иноуэ Х; Кларк Г. "Минору Ода (1923 - 2001)".
  15. ^ «Третий малый астрономический спутник (SAS-3)».