Rentgenas Visatai. UFO Page. Lithuanian

Regimoji šviesa – tik nedidelė kosmoso spinduliavimo dalis. Norint suprasti Visatoje vykstančius reiškinius, reikia tirti visą spinduliavimo spektrą. Tačiau tai neįmanoma nuo Žemės paviršiaus. Mūsų atmosfera atitiktų 10 m vandens storį – pro tokį nedaug ką įžiūrėtum. Pvz., rentgeno spinduliai visiškai jos sugeriami. Stebėjimų efektyvumą mažina ir oro užterštumas. Prisideda ir dirbtiniai grunto svyravimai (pvz., nuo transporto).

Tad stengiamasi stebėjimus iškelti į kosminę erdvę. Svarbi rentgeno astronomijos užduotis – diagnozuoti karštą kosminę plazmą, susidarančią beveik visų klasių astrofizikos objektuose – nuo Saulės tipo žvaigždžių iki tolimųjų kvazarų bei galaktikų spiečių. Rentgeno tyrinėjimai leidžia spėti sprogimų procesų įvairiuose objektuose prigimtį bei dinamiką, nustatyti medžiagų savybes ekstremaliuose būviuose, nepasiekiamuose Žemės laboratorijose. Juk X-spinduliai atsiranda atominių ir branduolinių virsmų „katile“, bent 0,5 mln. Laipsnių temperatūroje. Tad rentgeno diapazone galima stebėti karštesnius ir audringesnius nei vykstančius Saulėje įvykius.

Rentgeno diapazone (fotonų energija 0,5-100 KeV) spinduliuoja nemažai Visatos objektų – pradedant tarpžvaigždine terpe ir heliosfera, įprastinėmis žvaigždėmis, baltosiomis nykštukėmis ir baigiant juodosiomis skylėmis. Ir jei diapazone per 20 KeV įmanoma stebėti iš aukštuminių stratostatų (aukščiau 20-30 km), tai 1 KeV (bangos ilgis apie 12 angstremų) spinduliavimo tyrimui reikia pakilti bent į 100 km aukštį.

Rentgeno astronomijos istorijos atžymos:

1962 m. pirmąkart užregistruotas rentgeno šaltinis už Saulės sistemos ribų;

1970-1973 m. atliktas pirmas specializuotas viso dangaus skenavimas rentgeno diapazone (2-20 keV – NASA „Uhuru” observatorija) aptinkant per 300 rentgeno šaltinių;

1989-1998 m. „Granat” (TSRS) observatorija stebi didelį kiekį rentgeno šaltinių su akcentu Galaktikos centriniai daliai „kietame” (40-150 keV) ir „minkštame” (4-20 keV) diapazonuose; sudarytas Paukščių tako centrinės dalies rentgeno ir gama žvaidždėlapiai, nustatyta daug juodųjų skylių ir neutroninių žvaigždžių, atrastas pirmasis mikrokvazaras.

1990-1999 m. nuodugnus viso dangaus skenavimas minkštame rentgeno diapazone (0,1-2,4 keV), kurį atliko observatorija ROSAT (Vokietija, NASA) aptinkant apie 150 tūkst, rentgeno šaltinių; pirmąkart sudarytas detalus viso dangaus rentgeno žvaigždėlapis.

Pirmieji astronominiai stebėjimai rentgeno spindulių ruože pradėti apie 1950-uosius – stebint Saulę prietaisais, įrengtais vokiškose Fau-2 raketose. Jose naudotas modifikuotas Geigerio skaitiklis, registruojantis per dujų kamerą praeinantį fotoną. Tačiau tokiu būtų nebuvo galima stebėti kitų žvaigždžių. Tad 7-o dešimtm. pradžioje imtasi gerinti rentgeno spinduliavimą registruojančius instrumentus. 1962 m. birželio 18 d. geofizinė raketa „Aerobee“ su rentgeno detektoriumi, sukurtu būsimo Nobelio premijos laureato R. Džakoni³⁾ grupės (JAV), 225 km aukštyje (už atmosferos ribų veikusios 350 sek.) pradėjo rentgeno astronomijos erą.
Tąkart Mėnulio rentgeno spinduliavimas neužfiksuotas (pirmąkart tai padarė Luna-12 1966-ais), tačiau buvo padaryti du svarbūs atradimai: a) rentgeno spinduliavimas izotropinis (t.y. vienodas visomis kryptimis); atrastas pirmasis ryškiausias rentgeno šaltinis Sco X-1.

Pirmuosiuose tarybiniuose palydovuose rentgeno detektoriai tebuvo papildoma naudinga apkrova, pvz., tarybiniuose „Kosmos“ (Kosmos-208 – 1968 m., 251 – 1968 m., 264 – 1969, 428 – 1971 m., 856 – 1976, 914 – 1977 m.), „Luna-10“ (1966), „Luna-12“ (1966), mažuosiuose palydovuose „Kosmos-135“ (1966), „Kosmos-163“ (1967), „Kosmos-461“ (1971).
Praktiškai visi instrumentai juose buvo arba scintiliatoriai, apžvelgiantys visą pasiekiamą dangaus sritį, siekiant išmatuoti kosminį rentgeno foną (pvz., minėtuose mažuosiuose palydovuose), arba stebintys dangaus dalis, apribotas pasyviais ribotuvais. Tik vėlesniuose (Kosmos-856, Kosmos-914) buvo padidintas jautrumas. Jų metu patikimai išmatuotas rentgeno fonas 20-500 KeV diapazone ir atrasti keli rentgeno šaltiniai. Jų trūkumu buvo trumpas darbo laikas (apie dvi savaitės), žemos orbitos bei prietaisų kalibravimo sunkumai.

Proveržiu tapo specializuotų orbitinių stočių atsiradimas. Jos stebėjimų laiką išplėtė iki mėnesių ar net metų. Pirmąja tapo NASA mažųjų astronominių palydovų pagrindu sukurta „Uhuru“ (arba SAS-A, 1970-73). Jos tikslu buvo viso dangaus skenavimas su didesniu jautrumu. Dar iki jos starto paaiškėjo, kad, greičiausia, rentgeno šaltiniai yra skirtingos prigimties, todėl būtina sudaryti ryškiausių dangaus objektų sąrašą ir kruopščiau ištirti atskirus šaltinius. Observatorija turėjo sistemingai skanuoti dangų dviejų kolimiruotų (apribotų) proporcionalių skaitiklių, kurių kiekvieno aktyvus plotas apie 840 cm². Skenavimo greitis galėjo būti keičiamas. Dangus buvo skenuojamas pagal didžiuosius apskritimus kas parą pasislenkant 1^o. Užregistruota 399 rentgeno šaltiniai.

Galiausiai pavyko išspręsti ryškiausių šaltinių prigimtį. 7-o dešimtm. pradžiai pasirodė idėjos, kad šaltiniu gali būti gravitacinė energija, išsiskirianti materijai krentant į kompaktišką žvaigždės reliktą (J. Zeldovičius, E. Saliteris, 1964), tačiau nebuvo registruoto patvirtinimo. „Uhuru“ nustatė, kad bent kai kurie rentgeno šaltiniai yra dvinarės sistemos. Pvz., nustatyta, kad Kentauro X-3 ryškio dažnio pulsavimas kinta dėl šaltinio judėjimo apie dvinarės sistemos centrą. Taip pat nustatyta, kad egzistuoja ryšis tarp normalios žvaigždės medžiaga ir pulsuojančio objekto. Tai nurodo tai, kad pulsuojančiu šaltiniu yra kompaktiškas obejektas – neutroninė žvaigždė. Ir galiausiai dalį jų pavyko sutapatinti su žinomais radijo šaltiniais, pvz., taip nustatyta pirmoji juodoji skylė, Gulbės X-1.

Pagerintos kampinės skiriamosios gebos dėka „Uhuru“ nustatė galaktikų sankaupų rentgeno spinduliavimą – ir ne daugelio atskirų taškinių šaltinių, o tarpgalaktinės terpės spinduliavimą. Vėliau „Ariel-5“ (1974-80) šiame spinduliavime aptiko stipriai jonizuotos geležies liniją, įrodančią, kad šaltiniu yra įkaitintos tarpžvaigždinės dujos.

NASA 1993-2003 m. iškėlė visą eilę orbitinių observatorijų: gama spindulių Compton, rentgeno Chandra, UV ir regimos šviesos Hubble ir infraraudonųjų spindulių Spitzer.

Taigi, TSRS rentgeno teleskopai leisti aukštuminėmis raketomis ir „Kosmos“ serijos palydovais, skriejo automatiniais tarpplanetiniais aparatais, pilotuojamais erdvėlaiviais ir orbitinėmis stotimis. Rentgeno spindulius registruojančią aparatūrą turėjo ir pirmasis TSRS specializuotas astrofizikinis palydovas „Astronas“, į orbitą iškeltas 1983 m.

Orbitinės stoties „Mir“ rentgeno teleskopas spektrometras „Pulsaras X1” buvo skirtas galaktinių ir užgalaktinių kietojo rentgeno spinduliavimo šaltinių paieškai, tyrimui, jų spektrų ir kitimų matavimui. Jame įmontuotas plačiakampis rentgeno ir gama spinduliavimo žybsnių monitorius. Juo gaunami detalūs spektrai ir sekama tų retų įvykių raida.

Pirmąkart gama žybsniai buvo pastebėti tik 20 a. 8-o dešimtm. pradžioje (taip pat apie jus skaitykite >>>>>). Uždraudus branduolinius sprogdinimus atmosferoje, JAV palydovais „Vela“ įrengė patrulinę kontrolės tarnybą. Juk branduolinį sprogimą lydi galingas gama impulsas. Ir tada palydovų detektoriai užregistravo gama žybsnius! Paaiškėjo, kad jie kosminės kilmės. Stebino jų intensyvumas, kartais tūkstančius kartų viršijantis žinomus stacionarius šaltinius. O jų trukmė tebuvo dešimtys sekundžių.

Per pirmus 8 stebėjimų metus užregistruota tik apie 80 žybsnių. Visiškai neaiški buvo jų kilmė. O štai stotims „Venera 11” ir „Venera 12“ atliekant „Konuso“ eksperimentą, iškart užregistruota 150 gama žybsnių. Visų stebėjimų atlikta analizė padėjo tiksliai (iki kampo minutės dalių) nustatyti jų šaltinių koordinates. Spėta, kad tai neutroninės žvaigždės su ypač stipriu magnetiniu lauku.

Olandų mokslininkai orbitinei stočiai sukonstravo teleskopą su šešėline kauke skirtą vidutinės energijos rentgeno diapazonui, kur negalima pritaikyti įprastinių optinių sistemų. Prie teleskopo įėjimo angos įtaisytas „dangtis“ – šešėlinė koduojamoji kaukė su tam tikru būdu išdėstytomis kvadratinio pjūvio skylėmis. Bendras skylių plotas sudaro kone 50% teleskopo įėjimo angos. Kai teleskopą „apšviečia“ lygiagretus tolimo šaltinio fotonų pluoštas, detektoriaus plokštumoje formuojasi koduojamosios kaukės šešėlinis vaizdas. Matematiškai apdorojus fotonų registracijos pasiskirstymo taškus galima atkurti rentgeno spinduliavimo intensyvumo dažnumą dangaus sferoje.

Antrojo olandų sukonstruoto teleskopo ypatybė – naujas rentgeno kvantų matavimo principas, paremtas dujų scintiliacijų, tam tikro kvantų energiją atitinkančio ilgio ultravioletinio spinduliavimo blyksnių, registravimu. Tai padidina skiriamąją gebą.

VFR mokslininkai savo rentgeno teleskopą kūrė Makso Planko Užatmosferinės fizikos institute – jis skirtas matavimams srityje tarp 15 ir 200 kEv. Teleskopo regėjimo laukas ribojamas šešiakampio pjūvio korėtuoju kolimatoriumi, sudarytu iš dviejų blokų su nepriklausomomis pavaromis, užtikrinančiomis 2,5^o atlenkimus nuo ašies. Jo svyravimas leidžia iškart matuoti šaltinio signalą ir fono lygį.

Specializuotu gama žybsnių projektu yra „Granatas“, orbitinė observatoriją, pakilusi kartu su Vokietijos palydovu ROSAT, labai jautriu rentgeno minkštojo spinduliavimo diapazone ir skirtu dangaus sferai kartografuoti. O „Granato“ ypatybė ta, kad aparatūra sumontuota ant sukamos platformos. Taip per kelias sekundes buvo galima nukreipti aparatūrą į gama žybsnio šaltinį.

Gama kvantai atsiranda didelės energijos dalelei sąveikaujant su medžiaga, pvz., termobranduolinių reakcijų metu. O šios sudaro žvaigždžių ir galaktikų branduolių veiklos pagrindą, vyksta novų ir supernovų sprogimų metu. Įsidėmėtina gama spindulių savybė – didelis skvarbumas. Jam neturi įtakos elektromagnetiniai laukai ir praktiškai jie sklinda tiesia linija. Sugėrimas visomis kryptimis vidutiniškai ne didesnis už dešimtąją procento dalį. Iš esmės, Visata skaidri gama spinduliavimui. Gama spindulius kiek labiau sugeria tik labai tolimos Visatos dalys, kur medžiagos vidutinis tankis gerokai didesnis. Tad jie leidžia „pažvelgti“ toliau nei radijo bangomis. Be to jais galima „pamatyti“ ir rajonus, kuriuos dengia dulkių ir dujų debesys, ypač Galaktikos branduolį.

Tad TSRS su Prancūzija parengė ir kosminę gama observatoriją, kurioje be pagrindinio didžiojo „Gama 1” teleskopo, joje įrengti dar du astronominiai instrumentai – rentgeno teleskopas ir minkštojo gama spinduliavimo teleskopas. Vienas svarbiausių planuoto „Gama 1“ privalumų – didelė kampinė skiriamoji geba ir didelis jautrumas. Jame įtaisytos unikalios kibirkštinės kameros ir specialus koduojamasis „ekranas“. Šiais originaliais įrenginiais būtų galima stebėti dangaus sferos plotą, kuriame tilptų Didžiųjų Grįžulo ratų vežimas. Vienos dangaus srities stebėjimas truktų nuo savaitės iki mėnesio.

Gamma 1 - bendra prancūzų-rusų orbitinė observatorija dangaus stebėjimui gama diapazone. Ją 1990 m. liepos 11 d. į 375 km aukštį iškėlė raketa „Sojuz“ iš Toretamo kosmodromo Kazachstane. Pirmieji projekto eskizai padaryti 7-o dešimtm. viduryje, kai ją planuota iškelti raketa H1; prancūzai prisijungė 1974 m. Pradžioje planuota, kad ją kartą į pusmetį aplankys kosmonautai, pakeisdami fotojuosteles ir, galbūt, instrumentus. Planai pasikeitė 1982 m., kai paaiškėjo, kad visų „Sojuz“ laivų reikia „Mir“ stočiai. Tad sistemos, dirbančios su fotojuostelėmis, buvo pakeistos į elektronines duomenis perduodant radijo ryšiu. Dėl techninių nesklandumų skrydis buvo atidėliojamas. Galiausiai dėl mokslinės aparatūros nesklandumų jau nepavyko gauti žymių pasiekimų. Misiją baigė 1992 m. vasarį.
Pagrindiniu instrumentu buvo teleskopas „Gama 1“, numatytas 50 MeV – 5 GeV diapazonui. Jo jautrus plotas buvo net 500 cm². Tačiau iškart po starto paaiškėjo, kad neveikia aukštos įtampos padavimas į kibirkštinę kamerą, tad jis negalėjo gaminti vaizdų. Tad pagrindiniai stebėjimai buvo atliekami stebint reguliarius šaltinius (pulsarus), o taip pat Saulės žybsnius. Kiti prietaisai buvo teleskopas „Disk-M“, skirtas stebėti dangų 0,1-8 MeV diapazone (irgi išėjo iš rikiuotės netrukus po starto), ir „Pulsar-X“, skirtas rentgeno pliūpsnių, (pulsarų ir pan. stebėjimui 2-25 KeV diapazone.

XMM-Newton (Rentgeno daugiaveidrodinio teleskopo misija arba Aukšto pralaidumo rentgeno spektroskopijos misija) – orbitinis ESA rentgeno teleskopas, „Ariane 5” raketa iškeltas 1999 m. gruodžio 10 d. Jis pavadintas I. Niutono garbei. Jis skrieja labai ištęsta 48 val. trukmės orbita, pasvirusia į ekliptiką 40^o - apogėjus beveik 114 tūkst. km, tik 7 tūkst. km. XMM-Newton schema

Palydovas sveria 3800 kg, yra 10 m ilgio, ir 16 m pločio (su išskleistomis saulės baterijomis). Jame sumontuoti 3 rentgeno teleskopai, kiekvienas su 58-iais Volterio tipo koncentriniais veidrodžiais. Bendras priimamasis paviršius yra 4,425 cm² (dėl 1,5 KeV) ir 1740 cm² (dėl 8 KeV). Trys fotonus registruojančios EPIC kameros jautrios energijai 0,2-12 KeV intervalui. Tarp kitų instrumentų yra du refleksiniai spektroskopai, kurių jautrumas žemiau 2 KeV ir 30 mm skersmens Ritchey-Chretien optinis teleskopas.

Į XMM-Newton darbų apimtį įeina rentgeno spinduliavimo iš Saulės sistemos objektų aptikimas, regionų, kur susidaro žvaigždės, tyrimai, galaktikų spiečių susidarymo ir vystymosi, ypač masyvių juodųjų skylių aplinkos tyrimai ir paslaptingosios „tamsiosios materijos“ stebėjimas.

XMM-Newton aptiko už 10 mlrd. švm. esantį galaktikų spiečių XMMXCS 2215-1738 su raudonojo poslinkio reikšme z=1.45. 2006 m. rugpjūtį tirtas Hubble teleskopo aptiktas SCP 06F6 objektas, kuris, pasirodo, turįs rentgeninio spinduliavimo skraistę aplink save, kuri yra dviem eilėm didesnio stipumo nei paprastai turi supernovos. 2010 m. užfiksuotas dviejų galaktikų grupių, apimančių tūkstančius galaktikų, susidūrimas.

2011 m. birželį Ženevos un-to komanda paskelbė, kad stebėjo 4 val. trukusį pliūpsnį, kuris piko metu vidutinį lygį viršijo 10 tūkst. kartų – kai supergigantiškos žydrosios žvaigždės IGR J18410-0535 išmestą medžiagą dalinai „suvirškino“ mažesnioji lydinčioji neuroninė žvaigždė. 2013 m. vasarį paskelbta, kad XMM-Newton pirmąkart išmatavo supermasyvios juodosios skylės NGC 1365 galaktikos centre sukimosi greitį.

2014 m. vasarį analizė nustatė apie 3,5 KeV signalą iš galaktikų spiečiaus, kuriam atsirasti galimi keli su tamsiąja materija susiję scenarijai – tarp jų ir „šiltosios“ (minkštosios) tamsiosios materijos atvejis.

„Čandrą“ (pradžioje vadintą AXAF observatorija) į orbitą 1999 m. liepą iškėlė „šatlas“ „Kolumbija“. Ji tapo 3-iuoju NASA orbitiniu teleskopu (vėliau – dar ir optinis „Spitzer“) – po optinio „Hubble” ir gama spindulių „Compton“²⁾. Ji skrieja elipsine orbita nuo Žemės paviršiaus nutolusia nuo 9660 iki 139 tūkst. km. Ji buvo pavadinta indo Subramanjanos Čandrasekaros¹⁾, žinomo Čandra (sanskritu „Mėnulis“) vardu, garbei. Jos unikalia savybe yra 0,5 kampo laipsnio skiriamoji geba. Stebėjimas rentgeno diapazone ypač naudingi nustatant juodųjų skylių augimą galaktikų centruose – šioms surenkant materiją iš besisukančių nepaprastai įkaitusių dujų debesies. Chandra structure

Per dešimtmetį NASA rentgeno observatorija „Chandra“ pakeitė mūsų supratimą apie Visatą, nustačiusi spinduliavimą iš intensyviausių kosminių reiškinių. Rentgeno spinduliai yra trumpesnio ilgio bei didesnio dažnio ir neša didžiausią energijos kiekį ir turi didžiausią skvarbą. Juos skleidžia ypatingai karšti objektai (per 1 mln. laipsnių). Jų didelė skvarba apsunkina jų fiksavimą, nes jie veidrodžius skrodžia kiaurai.

„Čandros“ veidrodžiai padengti retu iridžiu, geriau atspindinčiu rentgeno spindulius. Vietoj įgaubtų veidrodžių (kaip optiniuose teleskopuose), „Čandros“ veidrodžiai išdėlioti poromis siaurėjančio cilindro forma. Veidrodžiai taip išgaubti į vidų (parabolės ir hiperbolės kreivėmis), kad spinduliai rikošetu atšoktų nuo jų į židinį.

4-ios tokių veidrodžių poros renka spindulius iš įvairių apžvalgos pusių ir surenka į bendrą vaizdą. „liaužiančio kritimo“ metodikos trūkumas yra dideliuose tarpuose tarp veidrodžių, pro kuriuos gali praeiti rentgeno spinduliai. Tad nepaisant teleskopo nemažo skersmens (140 cm), faktinis priimantysis paviršius yra gerokai mažesnis.

Praėję veidrodį spinduliai fokusuojami prietaisų modulyje, kurio du pagrindiniai detektoriai yra yra vienoje linijoje su židininiu paviršiumi. Spektrometras (ACIS) naudoja PZS elektroninius detektorius (įkraunamo ryšio prietaisas - fotojuostelės analogas skirtas šviesos fiksavimui) spinduliavimo iš tiriamo šaltinio atvaizdavimui bei jo energijos ir bangos ilgio matavimui. Praktiškai gaunamas ekvivalentas optiniam spektrui.

HRC kamera – tai 19 megapikselių detektorius, priimantis „minkštąjį“ rentgeno spinduliavimą. Jis gali būti naudojamas ir kartu su difrakcinėmis gardelėmis (siaurų plyšių sistema – per juos lūžta arba išsklaidomi lygiagretūs spinduliai taip sukuriant platesnį spektrą).

Planuotą 5-iems metams „Čandros” eksploatavimo laiką NASA pratęsė iki 10 m., tačiau ir po jų veikimo pablogėjimo nepastebėta. Ji tebeveikia iki šiol (2025 m.) Per tą laiką padaryta nemažai nepaprastų nuotraukų ir gerokai pakeistas supratimas apie Visatą. Tarp pažymėtinų atradimų – neįprastų struktūrų nustatymas supernovų centre, supertankių neutroninių žvaigždžių ir juodųjų skylių (taipogi ir Paukščių tako centre su kelių milijonų Saulių mase – bet ši juodoji skylė neskleidžia tokio stipraus rentgeno spinduliavimų kaip juodosios skylės kitų galaktikų centruose, tačiau toje srityje vis tiek yra stiprus rentgeninio spinduliavimo laukas. „Čandra“ išsiaiškino šį reiškinį – pasirodo, greta juodosios skylės yra keli rentgeno šaltiniai – neutroninės žvaigždės ir baltosios nykštukės) nustatymas. Buvo nustatyta, kad dauguma įprastinių žvaigždžių (tarp jų ir mūsiškė Saulė) skleidžia rentgeno spinduliavimą – šiame diapazone galima aptikti netgi vizualiai nematomus „šaltus“ objektus, tokius kaip rudąsias nykštukes.

2003 m. „Chandra“ Jūrų žvaigždės galaktikoje (NGC 6240) aptiko kažką nepaprasta – ne vieną, o du aktyvius branduolius (supermasyvias juodąsias skyles), besisukančius vienas apie kitą 3000 švm. atstumu. Jie artėja vienas prie kito ir tikriausiai po milijonų metų susilies, paskleisdamos nenusakomą kiekį EM spinduliuotės ir žemo dažnio gravitacinių bangų. Iki 2011 m. nežinota, ar nykštukinių galaktikų centruose yra juodosios skylės - kai Henize 2-10 galaktikoje, kurioje žvaigždės gimsta neįtikėtina sparta,

rasta juodoji skylė, turinti 1 mln. Saulių masę. Kadangi Henize 2-10 panaši į ankstyvosios Visatos galaktikas (rastomis tik visai neseniai su JWST), tai leidžia spėti, kad šios taip pat turėtų būti su masyviomis juodosiomis skylėmis. Ir tikrai, galaktikoje UHZ1, gyvuojančiai tik apie 470 mln. m. po Didžiojo sprogimo (kai Visata tebuvo 3% dabartinio dydžio), „Čandra“ rado supermasyvią juodąją skylę, kurios masė (dešimčių milijonų Saulių) jau buvo sulyginama su pačios galaktikos mase. Be to, „Čandra“ gali net klausytis juodųjų skylių – puikus to pavyzdys yra Persėjaus galaktikų spiečius: kai supermasyvi juodoji skylė centrinėje spiečiaus galaktikoje, sukaupusi materijos, išmeta čiurkšles sukurdama slėgio bangas, kurios aptinkamos kaip ratilai rentgeno spinduliuotėje – bet juk ir garso bangos irgi yra slėgio bangomis! Tačiau konvertavus tuos ratilus į natas, gautume 57-iomis oktavomis žemiau Si, ko žmogaus ausis negali girdėti. Tačiau „Čandra“ sonifikacijos projektas („Visatos balsas“) leidžia girdėti ne tik šio spiečiaus, bet ir daugelio kitų objektų skleidžiamus garsus.

Ko gero labiausiai dominantis galaktikos spiečių stebėjimas yra tai, kad jis gali įrodyti tamsiosios materijos egzistavimą. Geriausiu pavyzdžiu yra Kulkos spiečius, dviejų galaktikų spiečių susiliejimas, esantis už 3,4 mlrd. švm. Jį stebint buvo aptiktas pasislinkimas tarp karštų dujų skleidžiamo rentgeno spinduliavimo ir didesnio materijos kiekio vietos regimame diapazone. Toji masė, daugiausia „tamsi“, yra matuojama gravitacinių linzių metodu, kai gravitacija iškraipo tolimų galaktikų regimą šviesą. Tas poslinkis atsirado, kai rentgeno spinduliavimą skleidžiančios dujos iš vieno spiečiaus sąveikauja su kito dujomis, tas sulėtindamos, - ir taip sukuriant į kulką panašią savybę. Tačiau su įprasta materija nesąveikaujanti tamsioji materija nelėtėja.

Vis tik pirmasis „Čandra“ vaizdas gerokai artimesnis – tai Kasiopėjos A supernovos liekanos, kurioje ji ne tik sugebėjo įžvelgti išlikusią neutroninę žvaigždę, bet detalesnę jų struktūrą. Tą darinį ji stebi jau gerus du dešimtmečius, o Kasiopėjos A plečiasi labai sparčiai, maždaug 5000 km/sek.

SPEKTR-RG - tai rentgeno diapazono kosminė observatorija veiksianti Lagranžo taške L2. Ją 2019 m. liepos 13 d.„Proton-M“ raketa iš Baikonūro kosmodromo iškėlė observatoriją „Spektr-RG“. Ji Lagranžo tašką L2 (apie 1.5 mln. km nuo Žemės) turi pasiekti per 3 mėn. SPEKTR-RG kurta Rusijos MA užsakymu dalyvaujant Vokietijai. Planuojama darbo trukmė: 6,5 m. Kai kurie duomenys: masė: 2,7 t; naudingo krovinio masė: 1,2 t; elektros galingumas: 1,8 kW; informacijos perdavimo sparta: 512 Kbit/sek.

Jos tikslai:
* apžvelgti visą dangų 0,3-11 keV diapazone;
* detaliai ištyrinėti pasirinktus objektus diapazone iki 30 keV triašės stabilizacijos režime.

Tikimasi nustatyti apie 100 tūkst. masyvių galaktikų sankaupų (praktiškai visų stebimoje Visatoje), apie 3 mln. super-masyvių juodųjų skylių galaktikų centruose, šimtus tūkstančių žvaigždžių su aktyviomis karūnomis, dešimtis tūkstančių žvaigždes gimdančių galaktikų ir pan., o taip pat ištirti karštos tarpžvaigždinės ir tarpgalaktinės plazmos savybes (skaitykite Tarpžvaigždinės dujos).

SPEKTR-RG turi du unikalius veidrodinius rentgeno teleskopus: ART-XC (5-30 keV, Rusijos) ir eROSITA (0,3–11 keV, Vokietijos). Jie veikia nuožulnaus kritimo rentgeno optikos principu. Rentgeno fotonai turi aukštą energiją. Kad atsispindėtų nuo veidrodinio paviršiaus, jie turi į jį kristi labai smailu kampu. Todėl rentgeno veidrodžius daro ištęstus, kad padidintų pagaunamų fotonų kiekį; be to juos sudeda vienas į kitą, taip gaunant veidrodinę sistemą iš kelių apvalkalų. Abu teleskopai sudaryti iš 7 modulių su rentgeno spindulių detektoriais, esančiais kiekvienos sistemos židinyje.

BeppoSAX (Satellite per Astronomia a raggi X) – italų, dalyvaujant olandams, palydovas, skirtas rentgeno astronomijai, suvaidinęs esminį vaidmenį nustatant gama spindulių protrūkių (GRB) kilmę. Tai buvo pirmoji misija, leidusi stebėti rentgeno šaltinius 0,1-300 keV diapazone gana plačioje srityje ir pakankama skiriamąja geba. Palydovas iškeltas 1996 m. balandžio 30 d. ir pavadintas italų fiziko Giuseppe „Beppo” Occhialini (1907-1993), atradusio pi-mezoną, garbei ir veikė iki 2002 m. Vėliau jo orbita ėmė sparčiai žemėti ir 2003 m. balandžio 29 d. jis nukrito virš Ramiojo vandenyno. Jame buvo įrengti 5 prietaisai, kurių 4 buvo nukreipiami į tą patį tašką, o penktuoju buvo plačiakampė WFC su dviem kameromis 2-30 keV diapazonui. Ilgalaikė WFC ekspozicija leido atlikti unikalius kintančių šaltinių Paukščių tako centre stebėjimus. Jo kieto rentgeno diapazono PDS rezultatai iki šiol laikomi vienais geriausių.

¹⁾ Subramanjana Čandrasekara (1910-1995) gimė Lahore (dabart. Pakistanas), studijavo Madrse, o Kembridže apgynė daktaro disertaciją, kurioje įrodė, kad baltosios nykštukės turi viršutinę masės ribą, virš kurios jos virsta neutroninėmis žvaigždėmis, skleidžiančiomis rentgeno spinduliavimą. Persikėlęs į JAV, dirbo Čikagos un-te. Pasižymėjo keliais atradimais žvaigždžių evoliucijos srityje.

²⁾ Compton gama spindulių orbitinė observatorija (CGRO) veikė 1991-2000 m. ir aptikdavo spinduliavimą diapazone nuo 20 keV iki 30 GeV. Pavadinta Nobelio premijos laureato A. Komptono (1892-1962) garbei. Nors prietaisa veikė puikiai, sugedus vienam giroskopui, buvo nuspręsta stotį „nuimti“ iš orbitos, kad vėliau nekeltų grėsmės. Jos atmosferoje nesudegę liekanos nukrito į Ramųjį vandenyną.
Stotyje buvo 4 pagrindiniai prietaisai:

³⁾ Rikardo Džakonis (Riccardo Giacconi, 1931-2018) – italų kilmės amerikiečių astrofizikas, padėjęs rentgeno astronomijos pagrindus, Nobelio premijos laureatas (2002). 1959-62 m. dalyvavo parengiant 23 raketas ir 6 palydovus. 1962 m. startavo „Aerobee“ raketa su rentgeno detektoriumi. Jos tikslas buvo fotografuoti Mėnulį rentgeno diapazone. Tai nepavyko, nes įranga tam dar nebuvo pakankamai jautri. Tačiau pavyko užregistruoti pirmąjį šaltinį Skorpiono žvaigždyne. Kitu projektu buvo palydovas „Uhuru“ (1970), 2-6 KeV ruože atradęs 339 objektus. Kitu projektu buvo Einšteino orbitinė observatorija (1978). 1981-93 m. dirbo prie „Hubble“ teleskopo.