telescopio de rayos X

Un espejo parabólico simple fue propuesto originalmente en 1960 por Riccardo Giacconi y Bruno Rossi , fundadores de la astronomía de rayos X extrasolares. Este tipo de espejo se usa frecuentemente como reflector primario en telescopios ópticos. Sin embargo, las imágenes de objetos fuera del eje se verían muy borrosas. El físico alemán Hans Wolter demostró en 1952 que la reflexión en 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 del otro, aumentando así el área reflectante útil. El tipo II de Wolter solo es útil como generador de imágenes de campo estrecho o como óptica para un espectrómetro dispersivo. El tipo III de Wolter nunca se ha empleado en astronomía de rayos X. ^{[ 12 ]}

Con respecto a la óptica colimada, la óptica de enfoque permite:

• una imagen de alta resolución
• Alta sensibilidad del telescopio: dado que la radiación se concentra en un área pequeña, la relación señal-ruido es mucho mayor para este tipo de instrumentos.

Los espejos pueden estar hechos de cerámica o lámina metálica ^{[ 13 ]} recubierta con una fina capa de material reflectante (normalmente oro o iridio ). Los espejos basados ​​en esta construcción funcionan mediante la reflexión total de la luz con incidencia rasante.

Esta tecnología está limitada en rango de energía debido a que el ángulo crítico para la reflexión total es inversamente proporcional a la energía del fotón de rayos X, lo que significa que los fotones de mayor energía requieren ángulos de incidencia más pequeños y, por lo tanto, diseños de telescopios más largos. ^{[ 14 ]} 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. ^{[ 15 ]} Utilizando nuevos espejos con recubrimiento multicapa, el espejo de rayos X para el telescopio NuSTAR elevó este límite a 79 keV de luz. ^{[ 15 ]} Para reflejar a este nivel, las capas de vidrio se recubrieron con múltiples capas de tungsteno (W)/ silicio (Si) o platino (Pt)/ carburo de silicio (SiC). ^{[ 15 ]}

Si bien los primeros telescopios de rayos X utilizaban técnicas de colimación simples (por ejemplo, colimadores rotatorios, colimadores de alambre), ^{[ 16 ]} la tecnología más utilizada en la actualidad emplea máscaras de apertura codificada . Esta técnica utiliza una rejilla plana con un patrón de apertura frente al detector. En comparación con los telescopios de incidencia rasante (enfoque), este diseño ofrece un campo de visión más amplio y puede emplearse a energías más altas, lo que lo hace más útil para la obtención de imágenes de rayos X y rayos gamma de alta energía, donde la energía del fotón supera los 10-20 keV. ^{[ 17 ]} Por otro lado, los telescopios de apertura codificada son menos sensibles que las técnicas de incidencia rasante, lo que significa que estas últimas pueden ser preferibles para la obtención de imágenes de rayos X de menor energía. ^{[ 18 ]}

Ejemplos de telescopios de rayos X que utilizan aperturas codificadas incluyen el Ultra-Fast Flash Observatory Pathfinder (lanzado en 2016), ^{[ 19 ]} el Cadmium Zinc Telluride Imager (CZTI) a bordo de Astrosat (lanzado en 2015), ^{[ 20 ]} y la cámara ECLAIRs a bordo del Space Variable Objects Monitor (lanzado en 2024). ^{[ 21 ]}

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 operación menor . Todos los contadores proporcionales de rayos X constan de una celda de gas con ventana. ^{[ 29 ]} A menudo, esta celda se subdivide en varias regiones de campo eléctrico bajo y alto mediante una disposición de electrodos.

Se utilizaron contadores proporcionales en EXOSAT , ^{[ 30 ]} en la parte estadounidense de la misión Apolo-Soyuz (julio de 1975) y en el instrumento francés TOURNESOL . ^{[ 31 ]}

En general, la monitorización implica conocer el estado de un sistema. Un dispositivo que muestra o envía una señal para visualizar la emisión de rayos X de una fuente generadora de rayos X, con el fin de conocer el estado de dicha fuente, se denomina monitor de rayos X en aplicaciones espaciales. Por ejemplo, en la misión Apolo 15 , en órbita alrededor de la Luna , se utilizó un monitor de rayos X para seguir la posible variación en la intensidad y la forma espectral de los rayos X solares mientras se cartografiaba la superficie lunar en función de su composición química debido a la producción de rayos X secundarios . ^{[ 32 ]}

El monitor de rayos X de Solwind , denominado NRL-608 o XMON, fue fruto de la colaboración entre el Laboratorio de Investigación Naval y el Laboratorio Nacional de Los Alamos . El monitor constaba de dos contadores proporcionales de argón colimados.

Un centelleador es un material que exhibe la propiedad de luminiscencia ^{[ 33 ]} cuando es excitado por radiación ionizante . Los materiales luminiscentes, al ser impactados por una partícula incidente, 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, generalmente en el rango visible.

El detector de rayos X de centelleo se utilizó en Vela 5A y su gemelo Vela 5B ; ^{[ 34 ]} el telescopio de rayos X a bordo de OSO 4 consistía en un único cristal de centelleo NaI(Tl) delgado más un conjunto de fototubos encerrado en un escudo anticoincidencia de CsI(Tl). OSO 5 llevaba un centelleador de cristal CsI. El cristal central tenía 0,635  cm de espesor, 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 germato de bismuto (BGO) de 78  mm de diámetro por 120  mm de espesor. ^{[ 31 ]} El instrumento KONUS-B consistía en siete detectores distribuidos alrededor de la nave espacial que respondían a fotones de energía de 10  keV a 8  MeV. 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 phoswich 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. Con un colimador de modulación, la amplitud (intensidad) de los rayos X incidentes se reduce mediante la presencia de dos o más rejillas de difracción de hilos paralelos que bloquean o reducen considerablemente la porción de la señal incidente sobre los hilos.

Un colimador de rayos X es un dispositivo que filtra un haz de rayos X de manera que solo aquellos que viajan paralelos a una dirección específica puedan pasar.

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 permitió obtener las posiciones más precisas disponibles para las fuentes de rayos X antes del lanzamiento de los telescopios de imágenes de rayos X. ^{[ 35 ]}

SAS 3 llevaba colimadores de modulación (2-11 keV) y colimadores de láminas y tubos (1 hasta 60 keV). ^{[ 36 ]}

A bordo del Observatorio Granat se encontraban cuatro instrumentos WATCH que podían localizar fuentes brillantes en el rango de 6 a 180 keV con una precisión de 0,5° mediante un colimador de modulación rotacional. En conjunto, los tres campos de visión de los instrumentos cubrían aproximadamente el 75 % del cielo. ^{[ 31 ]}

El generador de imágenes espectroscópicas solares de alta energía Reuven Ramaty (RHESSI), Explorer 81, capta imágenes de erupciones solares desde rayos X blandos hasta rayos gamma (~3 keV a ~20 MeV). Su capacidad de imagen se basa en una técnica de transformada de Fourier que utiliza un conjunto de 9 colimadores de modulación rotacional .

El satélite OSO 8 llevaba a bordo un espectrómetro de rayos X de cristal de grafito, con un rango de energía de 2 a 8 keV y un campo de visión de 3°.

El espectrómetro de rayos X Granat ART-S cubría el rango de energía de 3 a 100 keV, con un campo de visión (FOV) de 2° × 2°. El instrumento constaba de cuatro detectores basados ​​en ^MWPC espectroscópicos , con un área efectiva de 2400 cm² a 10 keV y 800 cm² a 100 ^keV . La resolución temporal era de 200 microsegundos . ^{[ 31 ]}     

El espectrómetro de rayos X a bordo del ISEE-3 fue diseñado para estudiar tanto las erupciones solares como las explosiones de rayos gamma cósmicos en el rango de energía de 5 a 228 keV. El experimento constaba de dos detectores de rayos X cilíndricos: un contador proporcional relleno 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 actuales utilizan detectores CCD , similares a los de las cámaras de luz visible. En luz visible, un solo fotón produce un electrón en un píxel, y la imagen se forma acumulando muchas de estas cargas provenientes de múltiples fotones durante el tiempo de exposición. Cuando un fotón de rayos X incide sobre un CCD, produce suficiente carga (cientos o miles de electrones, proporcional a su energía) como para que se pueda medir la energía de cada rayo X durante la lectura.

Los microcalorímetros solo pueden detectar rayos X fotón a fotón (pero pueden medir la energía de cada uno).

Los sensores de borde de transición representan el siguiente paso en la microcalorimetría. En esencia, se trata de metales superconductores mantenidos lo más cerca posible de su temperatura de transición. Esta es la temperatura a la cual estos metales se convierten en superconductores y su resistencia cae a cero. Estas temperaturas de transición suelen estar a solo unos pocos grados por encima del cero absoluto (generalmente menos de 10 K ).