Rentgenov detektory Gama detektory Rentgenov astronomie q q

Rentgenové detektory Gama detektory

Rentgenová astronomie q q q RTG záření 8 nm – 8 pm (120 e. V – 120 k. Ev), pro termální zdroje (záření černého tělesa) 1 e. V=11, 604 K => 1, 4. 106 - 1, 4. 109 K atmosféra nepropustná – výškové balóny (40 km), rakety, družice 1940 – objev RTG záření od Slunce (výškové balóny), 1962 – objev zdroje Sco X-1 pomocí rakety (104 silnější než výkon Slunce v RTG), 1964 – objev RTG vyzařování z Krabí mlhoviny (výškový balón)

Zdroje RTG q extrémně horké plyny kolem neutronových hvězd a černých děr, zbytky supernov, jádra galaxií (urychlování v silném gravitačním poli), Měsíc (odraz od Slunce), q RTG pozadí – důsledek přítomných procesů (brzdné záření, termální záření ČT, synchrontronní radiace), Galaktické pozadí – Místní bublina v Rameně Oriona (vodíkový plyn, 300 ly, pozůstatek supernovy – pulsar Gemina)

Detektory RTG q Plynové proporcionální čítače – ionizace plynu (Ar/CO 2, Xe/CO 2), vstupní okénko Be, tvar okénka určuje oblast pozorování (úhlovou aperturu), 2 -50 ke. V, q scintilační detektory – luminiscence při ionizaci pevnolátkového materiálu Na. I(Tl) uzavřeného ve fotonásobiči, q CCD detektory – fosforující látka (Gd 2 O 2 S(Tb)), chlazení -30°C, odezva fosforující látky v řádu 10 ns q polovodičové stripové detektory

XMM-Newton(1999) q X-Ray Multi-Mirror Mission Newton q perigeum 7000 km, apogeum 114000 km, 0, 1 -15 ke. V q studium RTG emise těles Sluneční soustavy, oblastí formování hvězd, klastry galaxií (mezigalaktický plyn) např. XMMXCS 2215 -173

INTEGRAL (2002) q q INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (ESA), RTG + gama perigeum 10000 km, apogeum 153000 km, 15 -10 Me. V, sledování kvasarů, černých děr, záblesků gama RTG detektor JEM-X – vícekanálové stripové detektory

Chandra (2002) q Chandra X-Ray Observatory (NASA), RTG + gama q perigeum 16000 km, apogeum 133000 km, 0, 1 -10 ke. V, q sledování RTG zdrojů – objevy zbytky supernov (Krabí mlhovina, SN 2006 gy), černé díry (Sag A), objevy horkých plynů a mnoho dalších objevů

Gama astronomie q Gama záření < 10 pm (> 100 k. Ev), q atmosféra nepropustná – výškové balóny, družice q 60/70 léta 20. stol – objev gama záření družicí vojenskou Veta (sledování gama záblesků při jaderných zkouškách)

Zdroje Gama q q q exploze supernov, anihilace e-e+, rozpad radioaktivních materiálů (SN 1987 A, Co-56 při explozi), urychlování elektronů, syntéza atomů (záchyt elektronů ionty), hvězdné erupce (Slunce), gama záblesky

Detektory gama q princip podobný RTG detektorům, q scintilační detektory – luminiscence při ionizaci pevnolátkového materiálu Na. I(Tl) uzavřeného ve fotonásobiči, q pro vysoké energie využití kombinace scintilátoru a Comptonova jevu (1 -30 Me. V) pro snížení energie gama fotonu, nebo tvorba páru e-e+ a jejich detekce scintilačním kalorimetrem

CGRO (1991 -2000) q q Compton Gamma Ray Observatory (NASA), orbita 450 km, 20 ke. V – 30 Ge. V, detektory COMPTEL (Comptonův jev), ERGET (tvorba e-e+), BATSE a OSSE (obojí scintilace) sledování oblohy nad 100 Me. V, rozložení Al-26, antihmota, záblesky gama (GRB 990123) Obraz měsíce v gama spektru >20 Me. V, důsledek bombardování povrchu kosmickým zářením

Beppo. SAX (1996) q q německo-italská družice, orbita 600 km, 0, 1 ke. V – 300 ke. V, 4 scintilační detektory sledování záblesků gama (GRB 970228)

INTEGRAL (2002) q q INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (ESA), RTG + gama perigeum 10000 km, apogeum 153000 km, 15 -10 Me. V, sledování kvasarů, černých děr, záblesků gama detektor IBIS – scintilátory (Cd-Te, Cs. I), wolframová maska pro dosažení vysokého rozlišení