Развитие технологии полировки позволило предложить концепцию фокусирующего рентгеновского телескопа. Применение такой технологии существенно изменяет подход рентгеновской астрономии, потому что чувствительность возрастает в тысячу раз, то есть способность фокусировать фотоны на маленький размер в вашем фокальном приборе позволяет избавиться от проблемы скорости счета заряженных частиц. Это самая главная проблема рентгеновской астрономии: нужно отделить скорость счета реальных рентгеновских фотонов от скорости счета заряженных частиц космических лучей, которые всегда есть даже здесь, на поверхности Земли.
Способность фокусировать рентгеновские фотоны в маленький размер фокального прибора позволяет сразу поднять чувствительность в тысячу раз. В результате обсерватория HEAO-2, обсерватория имени Эйнштейна, в конце 70-х годов сразу увеличила чувствительность и угловое разрешение порядка в тысячу раз. В результате появилась возможность видеть ближайшие звезды и строить изображения, например, скоплений галактик, что сейчас очень важно. Сейчас изучение скоплений галактик позволяет исследовать космологическую эволюцию Вселенной. Например, в настоящее время одно из независимых подтверждений существования темной энергии во Вселенной является результатом работы как раз по изучению скоплений галактик по росту структур.
Но изготовление таких телескопов — это большая проблема. Проблема состоит в том, что для того, чтобы рентгеновские фотоны отражались, необходимо отполировать поверхность с точностью до одного или нескольких ангстрем и выдерживать форму зеркала с точностью до нескольких микрон. Зеркало представляет собой систему вложенных труб (как правило, это парабола и гипербола), которые частично используются для отклонения пути фотонов и фокусировки их в фокальный прибор.
Первые приборы были достаточно проблемные в том смысле, что тогда не было рентгеновских ПЗС-матриц, то есть нельзя было иметь очень высокое пространственное разрешение рентгеновского прибора. Для хорошей чувствительности нужно было использовать газовый счетчик, а у него не очень хорошее пространственное разрешение — например, несколько миллиметров в пространстве. А рентгеновское зеркало могло фокусировать все в десяток микрон, то есть формируется фокальное пятно, которое имеет размер десяток микрон. И вы фактически сильно теряли в угловом разрешении из-за старых приборов газовых счетчиков. Работа по высоким пространствам разрешения возможна при помощи так называемых микроканальных пластин. Но микроканальные пластины имеют достаточно небольшую квантовую эффективность, поэтому получается, что из десяти пришедших фотонов регистрируется только один, что тоже нехорошо.
С течением времени были предложены другие технологии, в том числе появились технологии рентгеновских ПЗС-матриц, и в настоящее время возможности рентгеновской оптики и рентгеновских детекторов полностью сопряжены. То есть в настоящий момент, например, летает несколько рентгеновских обсерваторий — одна из них, запущенная в 1999 году обсерватория «Чандра», имеет угловое разрешение около половины угловой секунды (это на уровне лучших наземных оптических телескопов), при этом имеет фокальную длину 10 метров, и вся эта рентгеновская система фокусирует рентгеновские фотоны в пятно размером около десятка микрон. Такая техника очень сложна, и зеркало получается очень тяжелым, то есть в результате вы с большим трудом можете увеличить его размер.
Для того чтобы увеличить размер с меньшим весом, были придуманы другие технологии.
Например, сейчас используется и развивается технология так называемых тонких фольг — рентгеновские зеркала делаются не из жестких стеклянных пластин, покрытых отражающим материалом, а из тонких металлических фольг, которые можно в большом количестве вложить друг в друга, то есть вы можете сложить, к примеру, 50 труб. Например, рентгеновский телескоп XMM, который летает в настоящее время, содержит, по-моему, 56 вложенных труб, состоящих из параболы и гиперболы. Это технически очень сложная вещь, но в результате вы можете фокусировать большое количество фотонов, измерять их спектральные, пространственные, временные характеристики, то есть получать очень большое количество информации.
Один из важнейших типов объектов, которые изучает рентгеновская астрономия, — это компактные объекты: черные дыры, нейтронные звезды, белые карлики, — это экстремально маленькие объекты. На астрономических расстояниях их угловой размер на небе — это наносекунда и меньше. При современных технологиях получение изображений таких объектов недостижимо. Вообще информация от этих объектов приходит к нам только в двух видах: в спектральном и временном, то есть мы можем узнать только энергию фотона и время его прихода.
Давно известно, что спектральная информация важна. Например, всем известно, что рентгеновским флуоресцентным методом можно измерять состав вещества, которое вы хотите изучить. Можно облучить вещество рентгеновским излучением, оно сформирует флуоресцентные линии, которые характерны для элементов этого вещества, и вы по энергии этих линий узнаете, что это за вещество. Таким способом на луноходах изучался состав лунной поверхности: она облучалась рентгеновским излучением, после этого отраженное излучение, в том числе флуоресцентные фотоны, измерялось рентгеновскими детекторами.
Газовые счетчики и сцинтилляционные детекторы имеют достаточно нехорошее энергетическое разрешение, порядка 10–20%, что позволяет получать грубую информацию о спектрах источников, но не детальную. С развитием технологий энергетическое разрешение существенно увеличилось, и стало возможным получать и изучать характеристические линии. Например, если есть горячее вещество, горячая плазма с температурой от одного кэВ, то есть от десятков миллионов до сотен миллионов градусов, одна из характеристических линий излучения такой плазмы — это линия, например, высокоионизированного железа в 6–7 кэВ, и вы можете хорошо измерять ее при помощи рентгеновского детектора. Увеличение энергетического разрешения позволяет не только измерить, задетектировать такую линию, а, например, измерить движение вещества, излучающего эту линию. То есть если вещество движется, то по смещению центроида этой линии относительно ее положения покоя — просто энергетическое смещение — можно измерить скорость.
Сейчас самым лучшим прибором с самым лучшим энергетическим разрешением, который планируется в очередной раз запустить, является так называемый калориметр, или болометр. Это криогенный прибор, который позволяет измерять энергию фотона с точностью до нескольких электронвольт, то есть иметь относительное энергетическое разрешение — энергию поделить на ошибку определения энергии порядка тысячи.
История создания такого прибора непроста. Основная проблема заключается в том, что прибор содержит внутри себя криогенную компоненту — это сверхпроводящий гелий с температурой меньше одного кельвина. Для того чтобы прибор работал, необходимо, чтобы он был при такой низкой температуре. Поэтому получается, что любые проблемы с этим сверхпроводящим гелием приводят к полной утере работоспособности прибора. Впервые попытка запустить такой прибор такого типа была на так называемой обсерватории ASTRO-E Японского космического агентства, но, к сожалению, он взорвался на старте. Следующая попытка была названа ASTRO-EII, и сейчас эта обсерватория называется Suzaku. То есть обсерватория была успешно запущена, начала работу, но, к сожалению, через несколько недель после начала работы болометра проблемы со сверхпроводящим гелием привели к полной его утере и к полной утере работоспособности прибора.
В настоящее время все рентгеновские астрономы мира ожидают запуска обсерватории ASTRO-H Японского космического агентства, который планируется в 2015–2016 году.
Его энергетическое разрешение планируется на уровне нескольких электронвольт, что дает возможность изучать движение, можно решать целый ряд проблем. Например, можно изучать движение горячего газа в скоплениях галактик и в нашей Галактике, можно изучать его движение у компактных объектов, в результате высокого разрешения можно проводить диагностику плазмы, то есть измерять ее плотность, ионизационное состояние. Целый пласт проблем, которые невозможно было решить при помощи спектрометров предыдущего поколения, сейчас можно будет решить при помощи рентгеновского болометра.
Любое астрономическое исследование всегда начинается с обзоров неба. Что такое обзор неба? Он позволяет переписать объекты и искать среди найденных объектов лаборатории для ваших исследований, фактически это перепись существующих лабораторий во Вселенной. Первый обзор неба был сделан в начале 70-х годов при помощи обсерватории UHURU, или SAS-1, после этого было сделано несколько обзоров похожего уровня чувствительности. В начале 90-х годов обсерватория ROSAT сделала обзор примерно на порядок лучшей чувствительности, и были обнаружены десятки тысяч объектов, среди которых были найдены лаборатории для исследования различных явлений, в том числе скопления галактик, одиночные нейтронные звезды, нейтронные звезды в двойных системах, белые карлики и так далее.
Потенциал этого обзора к настоящему времени, наверное, уже исчерпывается. В основном это видно по тому, что большое количество времени обсерваторий, существующих сейчас, тратится на обзоры разных площадок на небе. Но наиболее мощные, наиболее чувствительные обсерватории с лучшим разрешением не могут сделать обзор неба, они не могут покрыть большие площадки. Чтобы решить эту проблему, необходим специализированный инструмент, и такими инструментами будет оборудована обсерватория «Спектр-Рентген-Гамма», которая в настоящее время, на 2014 год, разрабатывается совместно в России и Германии. С нашей стороны участвует большой консорциум различных организаций, и ведущей является Институт космических исследований Академии наук, со стороны Германии — Институт внеземной физики, Общество имени Макса Планка и тоже большой консорциум различных организаций.
Задача инструментов этой обсерватории — покрыть все небо и сделать обзор, который будет более чем в 10, а скорее всего, в 50 раз более чувствительным, чем предыдущий обзор неба обсерватории ROSAT. Планируется открытие десятков тысяч скоплений галактик, среди массивных скоплений галактик планируется открыть все, которые вообще успели сформироваться во Вселенной. Планируется, что мы откроем миллионы активных ядер галактик в центрах галактик во всей Вселенной и что будут открыты миллионы хромосферно активных звезд и сотни тысяч аккрецирующих белых карликов в нашей Галактике.
