Un telescopio de rayos X ( XRT ) es un telescopio diseñado para observar objetos remotos en el espectro de rayos X. Los rayos X son absorbidos por la atmósfera terrestre , por lo que los instrumentos para detectar rayos X deben llevarse a gran altura mediante globos , cohetes sonda y satélites .
Los elementos básicos del telescopio son la óptica (de enfoque o colimación ), que recoge la radiación que entra al telescopio, y el detector , en el que se recoge y mide la radiación. Para estos elementos se han utilizado una variedad de diseños y tecnologías diferentes.
Muchos telescopios de rayos X instalados en satélites están compuestos por múltiples sistemas pequeños detectores-telescopios cuyas capacidades se suman o se complementan, y elementos adicionales fijos o removibles [1] [2] (filtros, espectrómetros) que añaden 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 como 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 usar un pequeño elemento de enfoque y los rayos X se detectarían con una película fotográfica. La primera fotografía de rayos X del Sol con 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 el Skylab a principios de los años 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. [4]
El Observatorio Einstein , inaugurado 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, restos de supernovas, galaxias y cúmulos de galaxias. Otro gran proyecto fue ROSAT (activo de 1990 a 1999), que era un observatorio espacial pesado de rayos X con óptica de rayos X de enfoque, y el EXOSAT europeo . [4]
El Observatorio de Rayos X Chandra fue lanzado por la NASA en 1999 y ha estado funcionando durante más de 25 años en una órbita elíptica alta, devolviendo 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]
Los satélites que se utilizan hoy en día incluyen el observatorio XMM-Newton de la ESA (rayos X de baja a media energía, 0,1-15 keV), el observatorio Swift de la NASA , el observatorio Chandra y el telescopio IXPE . JAXA ha lanzado el telescopio XRISM , mientras que ISRO ha lanzado Aditya-L1 y 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 Chino de Modulación de Rayos X Duros 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 ultragrande para buscar señales de materia oscura en el x. -rango de energía de los rayos. [7] Lobster Eye Imager for Astronomy se lanzó el 27 de julio de 2022 como demostrador de tecnología para Einstein Probe , lanzado el 9 de enero de 2024, dedicado a la astrofísica de alta energía en el dominio del tiempo . [8] El observatorio Space Variable Objects Monitor, cuyo lanzamiento está previsto para junio de 2024, tendrá como objetivo estudiar las explosiones de estrellas masivas y analizar los estallidos de rayos gamma . [9]
Un telescopio de imágenes solares de rayos X suaves está 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 GOES 13 SXI desde diciembre de 2006.
El ruso-alemán Spektr-RG lleva el conjunto de telescopios eROSITA y el telescopio ART-XC . Roscosmos lo lanzó el 13 de julio de 2019 desde Baikonur y comenzó a recopilar datos en octubre de 2019.
Los métodos más comunes utilizados en óptica de rayos X son los espejos de incidencia rasante y las aperturas colimadas . Sólo se conocen tres geometrías que utilizan la reflexión de incidencia rasante de los rayos X para producir imágenes de rayos X: el sistema Wolter , el sistema Kirkpatrick-Baez y la óptica de ojo de langosta . [11]
Un espejo parabólico simple fue propuesto originalmente en 1960 por Riccardo Giacconi y Bruno Rossi , los fundadores de la astronomía de rayos X extrasolares. Este tipo de espejo se utiliza a menudo como reflector primario 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 imágenes 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 Tipo I ofrece la posibilidad de encajar varios telescopios uno dentro del otro, aumentando así el área reflectante útil. El Wolter Tipo II sólo es útil como generador de imágenes de campo estrecho o como óptica para un espectrómetro dispersivo. El Wolter Tipo III nunca se ha utilizado para la astronomía de rayos X. [12]
Respecto a las ópticas colimadas, las ópticas de enfoque permiten:
Los espejos pueden estar hechos de cerámica o lámina metálica [13] recubierta con una fina capa de un material reflectante (normalmente oro o iridio ). Los espejos basados en esta construcción funcionan basándose en la reflexión total de la luz con incidencia rasante.
Esta tecnología está limitada en 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 unos 15 kiloelectronvoltios ( keV) de luz. [14] Utilizando nuevos espejos revestidos de múltiples capas, el espejo de rayos X del telescopio NuSTAR elevó esta luz hasta 79 keV. [14] Para reflejar a este nivel, las capas de vidrio se recubrieron con tungsteno (W)/ silicio (Si) o platino (Pt)/ carburo de silicio (SiC). [14]
Mientras que los telescopios de rayos X anteriores utilizaban técnicas de colimación sencillas (p. ej., colimadores giratorios, colimadores de alambre), [15] la tecnología más utilizada actualmente emplea máscaras de apertura codificadas. Esta técnica utiliza una rejilla con un patrón de apertura plana delante del detector. Este diseño proporciona resultados que son menos sensibles que la óptica de enfoque; Además, la calidad de la imagen y la identificación de la posición de la fuente son mucho peores. Aunque este diseño ofrece un campo de visión más amplio y puede emplearse a energías más altas, donde la óptica de incidencia rasante se vuelve ineficaz. Además, la imagen no es directa, sino que se reconstruye mediante un posprocesamiento de la señal.
Los rayos X tienen una amplitud 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. Así, 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 (alrededor de 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 la irradiancia solar (ISO-DIS-21348) [16] describe el ultravioleta en un rango de ~10 nm a ~400 nm. La porción más cercana a los rayos X a menudo se denomina "ultravioleta extrema" ( EUV o XUV). Cuando se absorbe un fotón EUV, se generan fotoelectrones y electrones secundarios por ionización , de forma muy similar a lo que sucede cuando la materia absorbe rayos X o haces de electrones. [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] Así, la literatura más antigua distinguía entre radiación X y gamma sobre la base de la longitud de onda, con radiación más corta que alguna longitud de onda arbitraria, como 10 −11 m, definida como rayos gamma. [19] Sin embargo, a medida que se descubrieron fuentes de "rayos X" de espectro continuo de longitud de onda más corta, como aceleradores lineales y emisores de "rayos gamma" de longitud de onda más larga, las bandas de longitud de onda se superpusieron en gran medida. Actualmente, los dos tipos de radiación se suelen distinguir 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 a J), 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 sea capaz de penetrar desde espacio exterior hasta la superficie de la Tierra. 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 detenerse con unas pocas hojas de papel; El 90% de los fotones de un haz de rayos X de 3 keV (480 aJ) se absorben al viajar a través de tan solo 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 generalmente significa estar consciente del estado de un sistema. Un dispositivo que muestra o envía una señal para mostrar la salida de rayos X desde una fuente generadora de rayos X para conocer el estado de la fuente se denomina 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 secundaria. Rayos X . [26]
El monitor de rayos X de Solwind , designado NRL-608 o XMON, fue una colaboración entre el Laboratorio de Investigación Naval y el Laboratorio Nacional de Los Álamos . El monitor constaba de 2 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 impactados 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, normalmente en el rango visible.
El detector de centelleo de rayos X 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 y delgado cristal de centelleo de NaI(Tl) más un conjunto de fototubo encerrado en un escudo anti-coincidencia de CsI(Tl). OSO 5 llevaba un centelleador de cristales de CsI. El cristal central tenía un espesor de 0,635 cm, un área sensible de 70 cm 2 y era visto desde atrás mediante un par de tubos fotomultiplicadores.
El PHEBUS tenía dos detectores independientes, cada detector consistía en un cristal de germinado de bismuto (BGO) de 78 mm de diámetro por 120 mm de espesor. [25] El instrumento KONUS-B constaba de 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 llevaba el HEXE, o Experimento de rayos X de alta energía, que empleaba un fósforo de yoduro de sodio y yoduro de cesio.
En electrónica , la modulación es el proceso de variar una forma de onda en relación con otra forma de onda. 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 esa porción 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 solo se permite el paso a 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 del Sco X-1 en 1966, lo que condujo a las posiciones más precisas disponibles para las fuentes de rayos X, antes del lanzamiento del X. -telescopios de imágenes de rayos. [29]
SAS 3 llevaba colimadores de modulación (2-11 keV) y colimadores de listones 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 un margen de error de 0,5° utilizando un colimador de modulación de rotación. En conjunto, los tres campos de visión de los instrumentos cubrieron aproximadamente el 75% del cielo. [25]
El generador de imágenes espectroscópico solar de alta energía Reuven Ramaty (RHESSI), Explorer 81, captura imágenes de erupciones solares desde rayos X suaves hasta rayos gamma (~3 keV a ~20 MeV). Su capacidad de obtención 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 un rango de energía de 2-8 keV, FOV 3°.
El espectrómetro de rayos X Granat ART-S cubrió 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 fue de 200 microsegundos . [25]
El espectrómetro de rayos X a bordo del ISEE-3 fue diseñado para estudiar tanto las erupciones solares como las explosiones cósmicas de rayos gamma en el rango de energía de 5 a 228 keV. El experimento consistió en 2 detectores de rayos X cilíndricos: un contador proporcional lleno de xenón que cubría 5- 14 keV y un centelleador de NaI(Tl) que cubre 12-1250 keV.
La mayoría de los telescopios de rayos X existentes utilizan detectores CCD , similares a los de las cámaras de luz visible. En luz visible, un solo fotón puede producir un solo electrón de carga en un píxel, y una imagen se construye acumulando muchas cargas de muchos fotones durante el tiempo de exposición. Cuando un fotón de rayos X incide en un CCD, produce suficiente carga (de cientos a miles de electrones, proporcional a su energía) para que se midan 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 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 unos pocos grados por encima del cero absoluto (normalmente menos de 10 K ).
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