Un telescopio de rayos X ( XRT ) es un telescopio que está diseñado para observar objetos remotos en el espectro de rayos X. Los rayos X son absorbidos por la atmósfera de la Tierra , por lo que los instrumentos para detectar rayos X deben llevarse a gran altitud mediante globos , cohetes sonda y satélites .
Los elementos básicos del telescopio son la óptica (de enfoque o colimación ), que recoge la radiación que entra en el telescopio, y el detector , en el que se recoge y mide la radiación. Se han utilizado distintos diseños y tecnologías para estos elementos.
Muchos telescopios de rayos X en satélites están compuestos por múltiples sistemas de pequeños detectores-telescopios cuyas capacidades se suman o complementan entre sí, y elementos adicionales fijos o removibles [1] [2] (filtros, espectrómetros) que agregan funcionalidades al instrumento.
Los telescopios de rayos X se utilizaron por primera vez en astronomía para observar el Sol , que era la única fuente en el cielo lo suficientemente brillante en rayos X para que los primeros telescopios pudieran detectarlo. Debido a que el Sol es tan brillante en rayos X, los primeros telescopios de rayos X podían utilizar un pequeño elemento de enfoque y los rayos X se detectarían con película fotográfica. La primera imagen de rayos X del Sol desde un telescopio a bordo de un cohete fue tomada por John V. Lindsay del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA y sus colaboradores en 1963. El primer telescopio de rayos X en órbita voló en Skylab a principios de la década de 1970 y registró más de 35.000 imágenes de disco completo del Sol durante un período de 9 meses. [3]
El primer satélite especializado en rayos X, Uhuru , fue lanzado por la NASA en 1970. Detectó 339 fuentes de rayos X en sus 2,5 años de vida útil. [4]
El Observatorio Einstein , lanzado en 1978, fue el primer observatorio de imágenes de rayos X. Obtuvo imágenes de rayos X de alta resolución en el rango de energía de 0,1 a 4 keV de estrellas de todo tipo, remanentes de supernovas, galaxias y cúmulos de galaxias. Otro gran proyecto fue ROSAT (activo de 1990 a 1999), que era un observatorio espacial de rayos X pesado con óptica de enfoque de rayos X, y el europeo EXOSAT . [4]
El Observatorio de Rayos X Chandra fue lanzado por la NASA en 1999 y ha estado en funcionamiento durante más de 25 años en una órbita elíptica alta, enviando miles de imágenes de 0,5 segundos de arco y espectros de alta resolución de todo tipo de objetos astronómicos en el rango de energía de 0,5 a 8,0 keV. La resolución de Chandra es aproximadamente 50 veces superior a la de ROSAT. [3]
Entre los satélites que se utilizan actualmente se encuentran el observatorio XMM-Newton de la ESA (rayos X de energía baja a media, 0,1-15 keV), el observatorio Swift de la NASA , el observatorio Chandra y el telescopio IXPE . La JAXA ha lanzado el telescopio XRISM , mientras que la ISRO ha lanzado el Aditya-L1 y el XPoSat .
La nave espacial GOES 14 lleva a bordo un generador de imágenes de rayos X solares para monitorear los rayos X del Sol para la detección temprana de erupciones solares, eyecciones de masa coronal y otros fenómenos que impactan el entorno geoespacial. [5] Fue lanzado a órbita el 27 de junio de 2009, a las 22:51 GMT desde el Complejo de Lanzamiento Espacial 37B en la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral .
El Telescopio de Modulación de Rayos X Duros de China fue lanzado el 15 de junio de 2017 para observar agujeros negros, estrellas de neutrones, núcleos galácticos activos y otros fenómenos basados en sus emisiones de rayos X y rayos gamma. [6]
El satélite de rayos X Lobster-Eye fue lanzado el 25 de julio de 2020 por la CNSA, lo que lo convierte en el primer telescopio en órbita que utiliza la tecnología de imágenes de ojo de langosta de campo de visión ultra grande para buscar señales de materia oscura en el rango de energía de rayos X. [7] Lobster Eye Imager for Astronomy se lanzó el 27 de julio de 2022 como demostrador de tecnología para la sonda Einstein , lanzada el 9 de enero de 2024, dedicada a la astrofísica de alta energía en el dominio del tiempo . [8] El observatorio Space Variable Objects Monitor lanzado el 22 de junio de 2024 está dirigido al estudio de las explosiones de estrellas masivas y al análisis de estallidos de rayos gamma . [9]
Un telescopio de imágenes solares de rayos X suaves se encuentra a bordo del satélite meteorológico GOES-13 , lanzado utilizando un Delta IV desde Cabo Cañaveral LC37B el 24 de mayo de 2006. [10] Sin embargo, no ha habido imágenes SXI del GOES 13 desde diciembre de 2006.
El telescopio ruso-alemán Spektr-RG lleva el conjunto de telescopios eROSITA y el telescopio ART-XC . Fue lanzado por Roscosmos el 13 de julio de 2019 desde Baikonur y comenzó a recopilar datos en octubre de 2019.
Los métodos más comunes utilizados en la óptica de rayos X son los espejos de incidencia rasante y las aberturas colimadas . Solo se conocen tres geometrías que utilizan la reflexión de rayos X por incidencia rasante para producir imágenes de rayos X: el sistema Wolter , el sistema Kirkpatrick-Baez y la óptica de ojo de langosta . [11]
En 1960, Riccardo Giacconi y Bruno Rossi , los fundadores de la astronomía de rayos X extrasolares, propusieron originalmente un espejo parabólico simple . Este tipo de espejo se utiliza a menudo como reflector principal en un telescopio óptico. Sin embargo, las imágenes de objetos fuera del eje quedarían muy borrosas. El físico alemán Hans Wolter demostró en 1952 que la reflexión de una combinación de dos elementos, un paraboloide seguido de un hiperboloide, funcionaría mucho mejor para aplicaciones de astronomía de rayos X. Wolter describió tres configuraciones de imagen diferentes, los tipos I, II y III . El diseño más utilizado por los astrónomos de rayos X es el Tipo I, ya que tiene la configuración mecánica más simple. Además, el diseño del Tipo I ofrece la posibilidad de anidar varios telescopios uno dentro de otro, aumentando así el área de reflexión útil. El Wolter Tipo II es útil solo como un generador de imágenes de campo estrecho o como la óptica de un espectrómetro dispersivo. El Wolter Tipo III nunca se ha utilizado para la astronomía de rayos X. [12]
Respecto a la óptica colimada, la óptica de enfoque permite:
Los espejos pueden estar hechos de cerámica o de una lámina metálica [13] recubierta de una fina capa de un material reflectante (normalmente oro o iridio ). Los espejos basados en esta construcción funcionan sobre la base de la reflexión total de la luz con incidencia rasante.
Esta tecnología está limitada en el rango de energía por la relación inversa entre el ángulo crítico para la reflexión total y la energía de radiación. El límite a principios de la década de 2000 con los observatorios de rayos X Chandra y XMM-Newton era de aproximadamente 15 kiloelectronvoltios ( keV) de luz. [14] Utilizando nuevos espejos recubiertos de múltiples capas, el espejo de rayos X para el telescopio NuSTAR elevó este valor hasta 79 keV de luz. [14] Para reflejar a este nivel, las capas de vidrio fueron recubiertas con múltiples capas de tungsteno (W)/ silicio (Si) o platino (Pt)/ carburo de silicio (SiC). [14]
Mientras que los primeros telescopios de rayos X utilizaban técnicas de colimación simples (por ejemplo, colimadores rotatorios, colimadores de alambre), [15] la tecnología más utilizada en la actualidad emplea máscaras de apertura codificadas. Esta técnica utiliza una rejilla con patrón de apertura plana delante del detector. Este diseño proporciona resultados que son menos sensibles que la óptica de enfoque; también la calidad de la imagen y la identificación de la posición de la fuente son mucho peores. Sin embargo, este diseño ofrece un campo de visión más grande y se puede emplear a energías más altas, donde la óptica de incidencia rasante se vuelve ineficaz. Además, la imagen no es directa, sino que se reconstruye mediante el posprocesamiento de la señal.
Los rayos X tienen un rango enorme en longitud de onda (~8 nm - 8 pm), frecuencia (~50 PHz - 50 EHz) y energía (~0,12 - 120 keV). En términos de temperatura, 1 eV = 11.604 K. Por lo tanto, los rayos X (0,12 a 120 keV) corresponden a 1,39 × 10 6 a 1,39 × 10 9 K. De 10 a 0,1 nanómetros (nm) (aproximadamente 0,12 a 12 keV ) se clasifican como rayos X blandos, y de 0,1 nm a 0,01 nm (aproximadamente 12 a 120 keV) como rayos X duros.
Más cerca del rango visible del espectro electromagnético se encuentra el ultravioleta . El borrador de la norma ISO sobre la determinación de las irradiancias solares (ISO-DIS-21348) [16] describe el ultravioleta como un rango de ~10 nm a ~400 nm. La porción más cercana a los rayos X se conoce a menudo como "ultravioleta extremo" ( EUV o XUV). Cuando se absorbe un fotón EUV, se generan fotoelectrones y electrones secundarios por ionización , de manera muy similar a lo que sucede cuando los rayos X o los haces de electrones son absorbidos por la materia. [17]
La distinción entre rayos X y rayos gamma ha cambiado en las últimas décadas. Originalmente, la radiación electromagnética emitida por los tubos de rayos X tenía una longitud de onda más larga que la radiación emitida por los núcleos radiactivos (rayos gamma). [18] Por eso, la literatura más antigua distinguía entre radiación X y gamma sobre la base de la longitud de onda, definiendo como rayos gamma la radiación más corta que una longitud de onda arbitraria, como 10 −11 m. [19] Sin embargo, a medida que se descubrieron fuentes de "rayos X" de espectro continuo de longitud de onda más corta, como los aceleradores lineales y los emisores de "rayos gamma" de longitud de onda más larga, las bandas de longitud de onda se superpusieron en gran medida. Los dos tipos de radiación ahora se distinguen generalmente por su origen: los rayos X son emitidos por electrones fuera del núcleo, mientras que los rayos gamma son emitidos por el núcleo . [18] [20] [21] [22]
Aunque los rayos X más energéticos, los fotones con una energía superior a 30 keV (4.800 aJ ), pueden penetrar la atmósfera terrestre al menos a distancias de unos pocos metros, la atmósfera terrestre es lo suficientemente espesa como para que prácticamente ninguno de ellos sea capaz de penetrar desde el espacio exterior hasta la superficie terrestre. Los rayos X en el rango de 0,5 a 5 keV (80 a 800 aJ), donde la mayoría de las fuentes celestes emiten la mayor parte de su energía, pueden ser detenidos por unas cuantas hojas de papel; el 90% de los fotones en un haz de rayos X de 3 keV (480 aJ) se absorben al viajar a través de sólo 10 cm de aire.
Un contador proporcional es un tipo de detector de ionización gaseosa que cuenta partículas de radiación ionizante y mide su energía. Funciona según el mismo principio que el contador Geiger-Müller , pero utiliza un voltaje de funcionamiento más bajo . Todos los contadores proporcionales de rayos X constan de una celda de gas con ventana. [23] A menudo, esta celda se subdivide en varias regiones de campo eléctrico alto y bajo mediante alguna disposición de electrodos.
Se utilizaron contadores proporcionales en EXOSAT , [24] en la parte estadounidense de la misión Apollo-Soyuz (julio de 1975) y en el instrumento francés TOURNESOL . [25]
Monitorear significa generalmente estar al tanto del estado de un sistema. Un dispositivo que muestra o envía una señal para mostrar la salida de rayos X de una fuente generadora de rayos X de modo de estar al tanto del estado de la fuente se conoce como un monitor de rayos X en aplicaciones espaciales. En el Apolo 15 en órbita sobre la Luna , por ejemplo, se utilizó un monitor de rayos X para seguir la posible variación en la intensidad de los rayos X solares y la forma espectral mientras se mapeaba la superficie lunar con respecto a su composición química debido a la producción de rayos X secundarios . [26]
El monitor de rayos X de Solwind , denominado NRL-608 o XMON, fue una colaboración entre el Laboratorio de Investigación Naval y el Laboratorio Nacional de Los Álamos . El monitor constaba de dos contadores proporcionales de argón colimados.
Un centelleador es un material que exhibe la propiedad de luminiscencia [27] cuando se excita con radiación ionizante . Los materiales luminiscentes, cuando son golpeados por una partícula entrante, como un fotón de rayos X, absorben su energía y centellean, es decir, reemiten la energía absorbida en forma de un pequeño destello de luz, típicamente en el rango visible.
El detector de rayos X de centelleo se utilizó en Vela 5A y su gemelo Vela 5B ; [28] el telescopio de rayos X a bordo de OSO 4 consistía en un único cristal de centelleo delgado de NaI(Tl) más un conjunto de fototubo encerrado en un escudo anti-coincidencia de CsI(Tl). OSO 5 llevaba un centelleador de cristal de CsI. El cristal central tenía 0,635 cm de espesor, tenía un área sensible de 70 cm 2 y era visto desde atrás por un par de tubos fotomultiplicadores.
El PHEBUS tenía dos detectores independientes, cada detector consistía en un cristal de bismuto germinado (BGO) de 78 mm de diámetro por 120 mm de espesor. [25] El instrumento KONUS-B consistía en siete detectores distribuidos alrededor de la nave espacial que respondían a fotones de 10 keV a 8 MeV de energía. Consistían en cristales centelleadores de NaI (Tl) de 200 mm de diámetro por 50 mm de espesor detrás de una ventana de entrada de Be . Kvant-1 transportaba el HEXE, o Experimento de rayos X de alta energía, que empleaba un foswich de yoduro de sodio y yoduro de cesio.
En electrónica , la modulación es el proceso de variación de una forma de onda en relación con otra. Con un "colimador de modulación", la amplitud (intensidad) de los rayos X entrantes se reduce mediante la presencia de dos o más "rejillas de difracción" de cables paralelos que bloquean o reducen en gran medida la parte de la señal que incide sobre los cables.
Un colimador de rayos X es un dispositivo que filtra una corriente de rayos X de modo que sólo puedan pasar aquellos que viajan paralelos a una dirección específica.
Minoru Oda, presidente de la Universidad de Ciencias de la Información de Tokio, inventó el colimador de modulación, utilizado por primera vez para identificar la contraparte de Sco X-1 en 1966, lo que condujo a las posiciones más precisas disponibles para las fuentes de rayos X, antes del lanzamiento de los telescopios de imágenes de rayos X. [29]
El SAS 3 llevaba colimadores de modulación (2-11 keV) y colimadores de láminas y tubos (1 hasta 60 keV). [30]
A bordo del Observatorio Granat había cuatro instrumentos WATCH que podían localizar fuentes brillantes en el rango de 6 a 180 keV con una precisión de 0,5° utilizando un colimador de modulación de rotación. En conjunto, los tres campos de visión de los instrumentos cubrían aproximadamente el 75% del cielo. [25]
El Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI), Explorer 81, captura imágenes de erupciones solares desde rayos X suaves hasta rayos gamma (de ~3 keV a ~20 MeV). Su capacidad de captura de imágenes se basa en una técnica de transformada de Fourier que utiliza un conjunto de 9 colimadores de modulación rotacional .
OSO 8 tenía a bordo un espectrómetro de rayos X de cristal de grafito, con rango de energía de 2-8 keV, FOV 3°.
El espectrómetro de rayos X Granat ART-S cubría el rango de energía de 3 a 100 keV, FOV 2° × 2°. El instrumento constaba de cuatro detectores basados en MWPC espectroscópicos , lo que generaba un área efectiva de 2.400 cm 2 a 10 keV y 800 cm 2 a 100 keV. La resolución temporal era de 200 microsegundos . [25]
El espectrómetro de rayos X a bordo del ISEE-3 fue diseñado para estudiar tanto las erupciones solares como los estallidos de rayos gamma cósmicos en el rango de energía de 5 a 228 keV. El experimento consistió en dos detectores cilíndricos de rayos X: un contador proporcional lleno de xenón que cubría de 5 a 14 keV y un centelleador de NaI(Tl) que cubría de 12 a 1250 keV.
La mayoría de los telescopios de rayos X existentes utilizan detectores CCD , similares a los de las cámaras de luz visible. En la luz visible, un solo fotón puede producir un solo electrón de carga en un píxel, y una imagen se construye acumulando muchas de esas cargas de muchos fotones durante el tiempo de exposición. Cuando un fotón de rayos X incide en un CCD, produce suficiente carga (cientos o miles de electrones, proporcionales a su energía) para que se puedan medir las energías de los rayos X individuales en la lectura.
Los microcalorímetros sólo pueden detectar rayos X, un fotón a la vez (pero pueden medir la energía de cada uno).
Los sensores de borde de transición son el siguiente paso en la microcalorimetría. En esencia, son metales superconductores que se mantienen lo más cerca posible de su temperatura de transición. Esta es la temperatura a la que estos metales se vuelven superconductores y su resistencia cae a cero. Estas temperaturas de transición suelen estar solo unos pocos grados por encima del cero absoluto (normalmente menos de 10 K ).
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .{{cite journal}}: Requiere citar revista |journal=( ayuda )Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .
