Для чего предназначены гамма телескопы кратко
Обновлено: 08.07.2024
ГА́ММА-ТЕЛЕСКО́П, устройство для измерения распределения интенсивности гамма-излучения в наблюдаемом участке небесной сферы. По способу регистрации гамма-квантов Г.-т. делят на комптоновские, парные и атмосферные черенковские, в которых соответственно детектируется комптоновское рассеяние фотонов (см. Комптона эффект ), рождение электрон-позитронной пары и возникновение Вавилова – Черенкова излучения в атмосфере.
Для наблюдения за объектами дальнего космоса недостаточно обычных оптических средств, пусть даже сверхмощных. Звезды, галактики, квазары и прочие объекты Вселенной излучают в широком диапазоне электромагнитного спектра, где оптический диапазон занимает лишь небольшую часть. Поэтому лишь с изобретением средств наблюдения, которые способны улавливать испускаемое космическими объектами излучение не только в видимом спектре, Вселенная начала постепенно раскрывать свои тайны.
Одними из таких помощников стали гамма-телескопы, позволяющие видеть наблюдаемые объекты в гамма-излучении.
Характеристики гамма-телескопов позволяют улавливать и регистрировать энергию излучения в диапазоне от 20 мегаэлектронвольт до 300 гигаэлектронвольт.
Гамма-телескопы: особенности конструкции и принцип работы
Определение гамма-излучения первичных частиц с Земли очень сложны, так как они не проникают через атмосферу. Поэтому основные наблюдения за ними ведутся космическими гамма-телескопами – INTEGRAL, Fermi и другими. С их помощью астрофизики изучают пульсары, ядра галактик, приближаются к пониманию темной материи.
Но наземные исследования также проводятся. В качестве примера гамма-телескопа, конструкционные особенности и принцип работы которого позволяют вести исследования через атмосферу, наиболее мощный из существующих сегодня – The High Energy Stereoscopic System (HESS), размещенный в Намибии. Он использует эффект Вавилова-Черенкова, а именно – регистрирует вторичные частицы, образованные столкновением электронов и протонов, попавших в земную атмосферу и прошедших целый каскад ядерных изменений.
На основании полученных данных можно с высокой точностью определить как количество первичных частиц, так и энергию излучения.
Конструкция телескопа такого типа предусматривает систему зеркал, которые улавливают видимые вспышки света (так называемое тормозное излучение), испускаемое протонами и электронами при прохождении атмосферы. Высокоскоростная камера регистрирует каждую такую вспышку, после чего компьютерная программа обрабатывает массив полученных результатов.
Благодаря особенностям конструкции и принципу работы гамма-телескопов (как орбитальных, так и наземных) астрофизикам удалось доказать, что основной источник космических лучей – сверхновые, а также создать несколько сильных гипотез касательно происхождения и эволюции галактик.
Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.
Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:
Обзоры оптической техники и аксессуаров:
Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:
Гамма-телескоп (англ. Gamma-ray telescope) — телескоп, предназначенный для наблюдения удалённых объектов в спектре гамма-излучения. Гамма-телескопы используются для поиска и исследования дискретных источников гамма-излучения, измерения энергетических спектров галактического и внегалактического диффузного гамма-излучения, исследования гамма-всплесков и природы тёмной материи. Различают космические гамма-телескопы, детектирующие гамма-кванты непосредственно, и наземные черенковские телескопы, устанавливающие параметры гамма-квантов (такие как энергия и направление прихода) путём наблюдения за возмущениями, которые вызывают гамма-кванты в атмосфере.
Космические гамма-телескопы
В классическом для гамма-астрономии высоких энергий энергетическом диапазоне (от нескольких десятков мегаэлектронвольт до сотен гигаэлектронвольт) атмосфера непрозрачна, поэтому наблюдения возможны только из космоса.
В гамма-астрономии высоких энергий наблюдение ведётся за каждым квантом, для которого индивидуально устанавливается энергия и направление прихода. Поток регистрируемых гамма-телескопом частиц довольно мал, так что время между приходами квантов превышает время задержки прибора, в течение которого регистрация новых частиц невозможна. Поэтому гамма-телескопы должны иметь как можно большую апертуру, чтобы обнаруживать все падающие на них кванты. Приходящие гамма-кванты провоцируют возникновение электронно-позитронных пар. Траектории этих пар контролируются от места конверсии гамма-кванта до попадания в калориметр, что позволяет определить направление прихода гамма-кванта.
История
В настоящее время измерения осуществляются с помощью большого гамма-телескопа LАТ (20 МэВ — 300 ГэВ), установленного на американской космической обсерватории Ферми (GLAST, запущена в июне 2008 года), и небольшого гамма-телескопа GRID (30 МэВ — 50 ГэВ), работающего на итальянской космической обсерватории AGILE (запущена в апреле 2007 г.). Направление прихода кванта в этих телескопах определялись при помощи позиционно-чувствительных кремниевых пластин.
Благодаря работе этих спутников были открыты диффузный фон, точечные и протяжённые источники высокоэнергетического гамма-излучения.
Перспективы
CYGAM
Для многих научных задач важнее сам факт регистрации гамма-кванта, энергию которого можно знать и менее точно (с погрешностью приблизительно до 20 %). Это относится практически ко всем точечным гамма-источникам, когда наблюдаются большие колебания потока, поэтому построение непрерывной по времени кривой блеска было бы гораздо более информативным, чем более строгие, но эпизодические измерения спектра. Более того, при большой апертуре появляется возможность следить одновременно за многими источниками на небе, что увеличивает его эффективную чувствительность. Непрерывные наблюдения больших участков неба особенно критичны для коротких событий типа космических гамма-всплесков, направление на которые заранее неизвестно.
В 1993 г. была предложена новая конструкция телескопа для регистрации космического гамма-излучения высоких энергий, получившая название ЦИГАМ (CYGAM — англ. Cylindrical Gamma Monitor, Цилиндрический гамма-монитор). В ней отсутствовал калориметр, что сразу позволило почти на порядок увеличить апертуру телескопа. Поле зрения прибора составило бы шесть стерадиан, то есть одновременно была бы видна примерно половина небесной сферы. Стенки цилиндра, представляющего в сечении восьмиугольник, должны состоять из конвертера, в котором жёсткий гамма-квант переходит в пару электрон-позитрон, и позиционно-чувствительного слоя, регистрирующего пролёт заряженных частиц. После конверсии родившиеся частицы летят под углом друг к другу, который уменьшается с ростом энергии исходного гамма-кванта — по величине угла разлёта она и определяется. Такой метод имеет ограничение по энергии, доступной для измерений: при энергии кванта, превышающей примерно 40 ГэВ, угол станет слишком малым и позиционно-чувствительный счётчик на противоположной стороне цилиндра не сможет разрешить координаты частиц пары. Предел можно поднять, если повысить точность определения координат прилетающих частиц или увеличить угол между траекториями частиц во время полёта между стенками цилиндра (например, за счёт создания внутри магнитного поля). Проект ЦИГАМ остаётся нереализованным.
Гамма-400
Обработка результатов измерений гамма-телескопа LAT из района центра Галактики указывает на особенность в спектре гамма-излучения в области энергий 130 ГэВ. Теоретические исследования этой особенности предполагают существование узких гамма-линий от аннигиляции или распада вимпов, которые можно надёжно выделить только с помощью будущих экспериментов с существенно лучшим угловым и энергетическим разрешениями.
Черенковские телескопы
В связи с непрозрачностью атмосферы для частиц высоких энергий их непосредственное наблюдение с поверхности Земли невозможно. Вместе с этим, попадая в атмосферу, каждая из таких частиц в результате множественных каскадных реакций рождает широкий атмосферный ливень, достигающий поверхности Земли в виде потока электронов, протонов, фотонов, мюонов, мезонов и других частиц. Излучение Вавилова — Черенкова от вторичных электронов позволяет получить полную информацию об энергии и направлении прихода первичных гамма-квантов. Именно это излучение наблюдается наземными гамма-телескопами (поэтому такие телескопы ещё называют черенковскими или IACT (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope).
История
Первое поколение
Все телескопы первого поколения фиксировали только факт черенковской вспышки и работали по принципу прохождения источника через поле зрения телескопа вследствие вращения Земли. Методы анализа полученных сигналов до 1983 года (когда была опубликована наиболее полная и корректная версия метода анализа сигналов) были настолько несовершенны, что даже уровень значимости полезного сигнала в районе 3σ не мог однозначно подтверждить регистрацию гамма-источника, так как в ряде случаев уровень сигнала был значительно слабее фона (вплоть до −2,7σ). Таким образом, при помощи черенковских телескопов первого поколения нельзя было надёжно зарегистрировать источники космического гамма-излучения. Тем не менее, они позволили установить верхний предел на величину потока гамма-излучения, а также сформировать список потенциальных гамма-источников, за которыми в первую очередь следует наблюдать при помощи более совершённых телескопов.
Второе поколение
В 1970-х две группы советских и американских учёных (в Крымской астрофизической обсерватории под руководством А. А. Степаняна и в обсерватории имени Уиппла, возглавляемые Т. К. Уиксом), начали разработку проектов телескопов, не только собирающих полный сигнал, но и записывающих его изображение и таким образом позволяющих отслеживать положение источника излучения. В 1978 году 10-метровый телескоп обсерватории имени Уиппла получил 19-пиксельную камеру (которая в 1983 году была заменена на 37-пиксельную), собранную из отдельных фотоумножителей, став таким образом первым телескопом второго поколения.
По числу фотонов на изображении, получаемом телескопами второго поколения, можно было оценить энергию первичной гамма-частицы, а ориентация изображения позволяла восстановить направление его прихода. Изучение формы полученного изображения позволяло отсеять большинство событий, в которых первичная частица не являлась высокоэнергичным гамма-квантом. Таким образом был снижен уровень фонового шума от космических лучей, на порядки превосходящий поток первичных гамма-лучей. Эффективность этой методики была убедительно продемонстрирована в 1989 году, когда 10-метровый гамма-телескоп обсерватории имени Уиппла зарегистрировал достоверный (на уровне 9σ) сигнал от Крабовидной туманности.
Вид с воздуха на комплекс H.E.S.S.
Стереоскопический метод
Следующим шагом в развитии наземной гамма-астрономии, позволившим увеличить эффективность гамма-телескопов, стал стереоскопический метод, предложенный и развитый в 1980-х гг. группой учёных Ереванского физического института. Идея метода состоит в одновременной регистрации события в нескольких проекциях. Это позволяет определить направление прихода первичного гамма-кванта с точностью, превышающей 0,1°, и установить его энергию с погрешностью ниже 15 %. Первоначально предполагалось установить вблизи Бюраканской обсерватории систему из пяти телескопов диаметром 3 метра. Прототип телескопа изготовили и протестировали, но различные экономические и политические причины не позволили завершить этот проект в Армении. Тем не менее его взяли за основу системы телескопов HEGRA (англ. High Energy Gamma-Ray Astronomy — гамма-астрономия высоких энергий), построенных на Канарских островах. Каждый из телескопов этой системы был оснащён камерой на основе 271 фотоумножителя. С помощью обсерватории HEGRA, в частности, впервые был с высоким уровнем достоверности измерен спектр гамма-излучения Крабовидной туманности в диапазоне 0,5—80 ТэВ.
Третье поколение
Несмотря на то, что достоинства стереоскопического подхода уже были продемонстрированы системой относительно маленьких телескопов HEGRA, только с реализацией крупного международного проекта H.E.S.S. появилась новая область наблюдательной астрофизики — астрономия сверхвысоких энергий. Система H.E.S.S. из четырёх 13-метровых черенковских атмосферных телескопов, оборудованных камерами с полем зрения 5°, была установлена в Намибии и вступила в строй в 2004 году. Телескопы системы H.E.S.S. предназначены для детектирования высокоэнергичных фотонов в диапазоне от 100 ГэВ до 100 ТэВ с угловым разрешением несколько угловых минут и пределом чувствительности на уровне 1013 эрг⋅см−2⋅с−1.
Зеркала на одном из телескопов VERITAS
Альтернативой стереоскопической системе стало создание в 2003 г. на острове Ла Пальма (Канарские острова) 17-метрового международного телескопа MAGIC (англ. Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov — большой атмосферный черенковский гамма-телескоп). В поле зрения телескопа MAGIC попадают преимущественно источники, расположенные в северной небесной полусфере, а системы H.E.S.S. — в южной. В июле 2007 г. приступила к работе система VERITAS (англ. Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System — система телескопов для регистрации излучения высоких энергий), состоящая из четырёх 12-метровых телескопов.
При разработке телескопов третьего поколения был заложен значительный потенциал для их дальнейшей модернизации. Так, например предполагалось, что H.E.S.S. будет состоять из 16 телескопов, а VERITAS — из семи. Этот потенциал уже реализуется: в 2009 году был введён в эксплуатацию телескоп MAGIC II, обладающий более совершенной камерой и позволивший начать на гамма обсерватории MAGIC стереоскопические наблюдения, а в 2012 году был модернизирован телескоп MAGIC I, что сделало телескопы обсерватории идентичными. В 2012 году в составе комплекса H.E.S.S. начал использоваться телескоп H.E.S.S. II, превосходящий в размерах остальные 4 телескопа комплекса.
Перспективы
В настоящее время производится строительство массива черенковских телескопов (англ. Cherenkov Telescope Array, CTA). Телескопы массива планируется расположить как в южном, так и в северном полушарии, причём если северный массив будет работать в низком энергетическом диапазоне (от 10 ГэВ до 1 ТэВ), то энергетический диапазон южного массива — от 10 ГэВ до порядка 100 ТэВ. В 2020 году планируется введение массива в эксплуатацию.
Гамма-диапазон электромагнитного излучения — та область исследований, где астрофизика непосредственно смыкается с физикой микромира, позволяя ученым проникать в тайны материи и процессов рождения Вселенной.
Пожалуй, наиболее известным космическим гамма-телескопом, специально предназначенным для наблюдений неба в высокоэнергетическом диапазоне, стала Комптоновская обсерватория (Compton Gamma Ray Observatory — CGRO). Она была запущена 5 апреля 1991 г. с борта шаттла Atlantis и проработала до июня 2000 г., предоставив в распоряжение ученых огромный массив ценнейшего наблюдательного материала.
Swift — орбитальная обсерватория, ведущая наблюдения неба в широком диапазоне электромагнитных волн (от гамма-лучей до видимого света). Предназначена для регистрации и исследований космических гамма-всплесков. Совместно разработана США, Италией и Великобританией. Запущена 20 ноября 2004 г. с космодрома на мысе Канаверал с помощью ракеты-носителя Delta 2.
Научное оборудование
На борту Swift установлены три инструмента.
BAT (Burst Alert Telescope) — монитор гамма-всплесков, предназначенный для обнаружения и определения координат вспышек гамма-излучения в различных областях небесной сферы. Монитор работает в рентгеновском диапазоне (15-150 кэВ). Мультидетектор площадью 5200 см² представляет собой массив из 32 768 отдельных полупроводниковых детекторов, материал — теллурид кадмия-цинка (CdZnTe). Благодаря использованию кодирующей апертурной маски из 52 тыс. свинцовых элементов, перекрывающей поле зрения, достигается высокое разрешение гамма-телескопа — 17 угловых минут. Обозреваемый телесный угол равен 60°×100° (седьмая часть всей небесной сферы).
XRT (X-ray Telescope) — рентгеновский телескоп для определения спектра гамма-всплесков и получения их изображений в рентгеновском диапазоне с энергиями фотонов от 0,3 до 10 кэВ (длина волны — от 4 до 0,12 нм).
UVOT (UltraViolet/Optical Telescope) — ультрафиолетовый/оптический телескоп для получения изображений и спектральных характеристик гамма-всплесков, работает в диапазоне длин волн 170-650 нм. Диаметр главного зеркала телескопа — 0,3 м. Три инструмента спутника Swift функционируют совместно, чтобы получить как можно больше информации о каждой вспышке. Наблюдения гамма-всплесков и их послесвечения в различных спектральных диапазонах полностью синхронизированы. XRT и UVOT имеют общее поле зрения, совмещенное с полем обзора телескопа оповещения BAT.
Начало гамма-всплеска (GRB) первым регистрирует ВАТ. В течение приблизительно 10 секунд он осуществляет его локализацию и тут же передает эту информацию наземным наблюдателям, а также на два других прибора спутника, после чего осуществляется поиск вспышки (ее послесвечения) в поле зрения каждого из них.
В течение минуты после всплеска XRT уточняет позицию, определенную BAT, а дальше (примерно через 200 секунд) UVOT производит более точную локализацию. Между тем BAT ведет мониторинг изменения интенсивности гамма-излучения во времени. Рентгеновские спектры становятся доступны примерно через 20 минут, а UVOT завершает полный цикл своих измерений с использованием различных фильтров через 2 часа. Совместно эти наблюдения дают ясную картину развития вспышки и послесвечения в трех спектральных диапазонах.
Когда телескоп не занят наблюдением очередной вспышки, его приборы используются для исследований в рамках других научных программ (в частности, картографирования неба в рентгеновском и гамма-диапазоне).
Swift облегчает коммуникацию исследователей гамма-вспышек на двух уровнях. Во-первых, он распространяет информацию об о замеченных вспышках по мере ее получения. Это позволяет операторам других спутников и наземных телескопов вносить коррективы в наблюдательные программы. Во-вторых, если вспышку обнаружит другой телескоп — ее координаты могут быть переданы на Swift, и он осуществит все необходимые в таком случае наблюдения.
Основные результаты работы телескопа Swift
Также Swift открыл ранее неизвестный класс протяженных гамма-вспышек, не связанных со сверхновыми.
Три необычно длительных звездных взрыва, обнаруженных с помощью спутника Swift, по-видимому, представляют собой новый класс гамма-всплесков, которые, вероятно, возникают при гибели звезд, в сотни раз превышающих по массе Солнце. Также этот орбитальный телескоп открыл редкий галактический объект, известный как мягкий гамма-репитер (SGR) — источник повторяющихся с нерегулярными интервалами вспышек рентгеновского и гамма-излучения, вызванных предположительно падением на поверхность нейтронной звезды сгустков вещества из окружающего ее газово-пылевого диска. Это всего лишь пятый подтвержденный объект данного класса.
Черные дыры и связанные с ними источники высокоэнергетического излучения также пользуются повышенным вниманием космической обсерватории. Бортовой телескоп BAT выполнил глубочайший обзор более 400 ядер активных галактик и двух сейфертовских галактик второго типа в жестком рентгеновском диапазоне.
В тесной кооперации с телескопом XMMNewton удалось обнаружить весомые доказательства наличия черной дыры промежуточной массы в галактике NGC 5408. Высокоскоростные джеты, испускаемые активными черными дырами, продемонстрировали удивительное единообразие, вне зависимости от их возрастов, масс и окружения.
Из других достижений обсерватории Swift следует отметить измерение металличности (содержания химических элементов тяжелее гелия) областей звездообразования в галактиках с красным смещением z>5, а также создание нового ультрафиолетового обзора Большого и Малого Магеллановых Облаков.
Время от времени телескоп нацеливали на разнообразные интересные объекты Солнечной системы. Им были получены ультрафиолетовые и рентгеновские изображения комет Лулин (C/2007 N3 Lulin)10 и Таттла (8P/Tuttle), производилась съемка кометы Темпеля 1 (9P/Tempel) в ходе проведения эксперимента Deep Impact и астероида 2005 YU55 во время сближения с Землей 9 ноября 2011 г.
11 декабря 2010 г. астероид Шейла (596 Scheila), к удивлению астрономов, внезапно увеличил свой блеск почти вдвое. Причиной этого стало довольно редкое космическое столкновение в главном астероидном поясе. Рассмотреть его последствия детальнее ученым помогли орбитальные обсерватории Hubble и Swift.
В целом проект Swift продемонстрировал свою эффективность и полностью оправдал затраченные на него средства. Первичная миссия, продолжавшаяся 6 лет, в настоящее время продлена до 2015 г., однако специалисты надеются, что уникальный инструмент останется работоспособным и далее.
Рентгеновская обсерватория высоких энергий
NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope ARray) — космическая обсерватория NASA, запущенная 13 июня 2012 г. по программе малых спутников SMEX-11 с помощью ракеты Pegasus-XL, которая стартовала с борта самолета-носителя, взлетевшего с атолла Кваджалейн в архипелаге Маршалловых островов. Это первый космический телескоп жесткого рентгеновского и ближнего гамма-диапазона (3-80 кэВ), основанный на принципе скользящего отражения гамма-лучей под очень малыми углами к поверхности зеркал.
Научное оборудование
На борту NuSTAR размещено два соосных телескопа со специальным покрытием отражающих поверхностей (фокусное расстояние около 10 м) и детекторами новой разработки, эффективно функционирующими в диапазоне энергий до 70-80 кэВ. Большое фокусное расстояние при малом размере спутника достигается за счет раздвижения специальных ферм уже после выхода на орбиту. Ожидается, что чувствительность NuSTAR превзойдет чувствительность лучших современных инструментов этого энергетического диапазона — обсерваторий INTEGRAL и Swift — более чем в 100 раз, а угловое разрешение в десять раз превысит аналогичный показатель телескопов XMM-Newton и Chandra.
Оптическая часть представляет собой конструкцию из 133 концентрических зеркальных оболочек, покрытых слоями Pt/SiC и W/Si. Они эффективно отражают фотоны с энергиями до 79-80 кэВ. Одна детекторная единица NuSTAR состоит из четырех кадмий-цинк-теллуровых (CZT) детекторов — прямоугольных кристаллов размерами 20×20 мм и толщиной 2 мм, покрытых сеткой 32×32 пикселей. Блок зеркал и блок детекторов соединены легкой 10-метровой фермой, развернутой с беспрецедентной точностью.
Основные научные достижения телескопа
На изображении спиральной галактики IC 342 (известной также под обозначением Caldwell 5), расположенной на расстоянии 7 млн световых лет и видимой в созвездии Жирафа, заметны два так называемых ультраярких источника рентгеновского излучения (ULX), обнаруженных ранее с помощью рентгеновской обсерватории Chandra. Происхождение таких источников до сих пор остается загадкой для астрономов. Предположительно они представляют собой черные дыры звездных масс, поглощающие чрезмерные количества окружающего вещества и за счет этого ярко сияющие в высокоэнергетическом диапазоне спектра. Также не исключено, что ULX могут относиться к категории менее распространенных черных дыр с промежуточной массой, в несколько тысяч раз превышающей массу нашего Солнца. До запуска орбитальной обсерватории NuSTAR рентгеновские снимки галактики IC 342 имели настолько низкое разрешение, что оба ULX представлялись одним размытым пятном.
Изучение неравномерностей ударных волн, возникших при взрыве, дает возможность подробнее исследовать сам процесс вспышки. Ученые буквально смогли увидеть разрушение звездного ядра, которое, как выяснилось, стартовало еще до начала детонации.
Пользуясь беспрецедентной чувствительностью нового телескопа и тем, что высокоэнергетические рентгеновские лучи, наблюдаемые им, проходят через межзвездную газово-пылевую материю почти без изменений (в то время как низкоэнергетические частично ею поглощаются), астрономы провели важные исследования Млечного Пути. В частности, было реализовано глубокое картирование региона диаметром в несколько сотен парсек вокруг галактического центра. Эта область содержит примерно 1% массы звезд всей нашей Галактики, до 10% самых массивных молодых звезд и — в самом центре — сверхмассивную черную дыру (СЧД), масса которой превышает четыре миллиона солнечных. Она была впервые обнаружена еще в 60-е годы прошлого века как радиоисточник Стрелец А* (Sgr A*) и продолжает оставаться одним из самых загадочных объектов неба. Несмотря на свою огромную массу, она излучает довольно слабо. По сути, это самая легкая СЧД из всех известных подобных объектов. Проведенные обсерваторией NuSTAR наблюдения вспышек Sgr A* свидетельствуют о том, что их можно рассматривать как результат нестабильности потока вещества, падающего на СЧД. С помощью телескопа ученые занимались исследованием природы загадочного высокоэнергетического излучения, обнаруженного спутником INTEGRAL в ближайших окрестностях черной дыры.
Японский исследователь черных дыр
Новый телескоп, предназначенный для изучения черных дыр и сверхновых звезд, принципиально отличался от своих предшественников: в нем вместо рентгеновских призм была впервые использована зеркальная система, состоящая из пяти вложенных друг в друга гиперболических зеркал скользящего падения с золотым покрытием. До 29 июля 2005 г. он работал в штатном режиме, но затем случился сбой в системе охлаждения, приведший к потере всего хладагента (жидкого гелия) в течение 10 суток. В результате основной детектор пришлось отключить, и в строю остались два второстепенных прибора — фотокамера XIS и приемник высокоэнергетических рентгеновских лучей HXD. Тем не менее, чувствительность и разрешающая способность телескопа в на порядок превзошли значения этих показателей его предшественников.
Научное оборудование
Скопления галактик содержат от сотен до тысяч звездных систем, а также огромное количество диффузного газа и темной материи, гравитационно связанных друг с другом. Ближайшее к нам подобное скопление расположено в созвездии Девы.
Читайте также: