Большая Советская энциклопедия (РЕ) - БСЭ

  Высоковольтное устройство преобразует напряжение сети (220 в, 380 в) в высокое (до 300 кв), которое подаётся на рентгеновский излучатель. Он представляет собой рентгеновскую трубку, которая помещена в защитный кожух, наполненный трансформаторным маслом (оно служит также для охлаждения трубки). Приёмники излучения применяются только в диагностической Р. а. Ими служат рентгеновские экраны, рентгеновская фотоплёнка, а также электронно-оптические преобразователи (ЭОП), которые усиленное изображение могут подавать на телеэкран или видеомагнитофон. С экрана ЭОП можно производить рентгенокиносъёмку (см. Рентгеновская съёмка) и т. о. исследовать быстропротекающие процессы. Аппараты для рентгенотерапии должны снабжаться дозиметрами, тубусами, ограничивающими поле излучения, и специальными фильтрами для выделения необходимого спектра излучения (0,06—2 ).

  К диагностической Р. а. прилагается вспомогательное технологическое оборудование для обработки фотоплёнки (проявочные машины), рассматривания рентгенограмм (негатоскоп, флюороскоп), защиты от рентгеновского излучения (защитные ширмы, перчатки, фартуки).

  Диагностическое Р. а. изготавливается переносной, передвижной и стационарной и предназначается для общей и специальной рентгенодиагностики (см. Томография, Флюорография, Ангиография). Мощность колеблется от 3 до 100—200 квт, токи — от десятых долей ма до 5000 ма, напряжения — от 40 до 200 кв.

Терапевтическая Р. а. для глубокой терапии рассчитана на напряжения до 250 кв и токи до 15 ма, для близкофокусной — до 100 кв и 15 ма.

  Лит.: Шмелев В. К., Рентгеновские аппараты, 4 изд., М., 1973; Денискин Ю. Д., Чижунова Ю. А., Рентгеновские диагностические трубки и их тепловые режимы, М., 1970; Указатель рекомендаций по стандартизации СЭВ, М., 1973.

  Ю. А. Чижунова.

Рентгеновская астрономия

Рентге'новская астроно'мия, раздел наблюдательной и теоретической астрофизики, исследующий источники космического рентгеновского излучения в области длин волн l от 100  до 0,3 . В шкале энергий фотонов этот диапазон соответствует 0,1—30 кэв, однако обе границы определены довольно условно. Для проведения астрономических наблюдений в этой области длин волн аппаратура поднимается за пределы земной атмосферы с помощью ракет или искусственных спутников Земли, так как рентгеновские лучи сильно поглощаются в атмосфере. Жёсткое рентгеновское излучение можно наблюдать с высот около 40 км с высотных аэростатов.

  В космических условиях рентгеновское излучение может генерироваться горячей плазмой с температурой, превышающей 106 К в оптически тонкой или толстой среде, релятивистскими электронами в магнитных полях (синхротронное излучение), а также электронами космических лучей при их взаимодействии с фотонами низкой энергии (например, оптическими). Последний механизм носит название обратного Комптона эффекта.

Рентгеновское излучение Солнца впервые было обнаружено 5 августа 1948 в США с ракеты, хотя существование такого излучения предсказывалось и ранее на основании геофизических данных об ионосфере Земли. К середине 70-х гг. 20 в. солнечное рентгеновское излучение детально исследовано во всей области спектра. При отсутствии хромосферных вспышек оно простирается вплоть до 10—20 . Наличие на диске Солнца активных областей приводит к появлению жёсткого рентгеновского и даже гамма-излучения (рис. 1). В основном непрерывный спектр имеет тепловой характер с температурой от 106 и до 2×107 К, однако в начале развития вспышки наблюдается и нетепловая компонента. Рентгеновское излучение генерируется в пределах солнечной короны, а также в хромосфере и в переходной, чрезвычайно узкой по высоте области солнечной атмосферы. Обнаружено также и гамма-излучение вспышек, включая линейчатое. В рентгеновском спектре присутствуют линии многократно ионизованных элементов: Fe, Ni, Mn, Ar, Co и др. В основном наблюдаются спектры водородоподобных атомов, имеющих только один оставшийся электрон. С помощью оптики косого падения получены и фотографии солнечного диска в мягкой рентгеновской области спектра (рис. 2). Обнаружена поляризация рентгеновского излучения при вспышках.

  Дискретные источники рентгеновского космического излучения были случайно открыты в 1962 при поиске рентгеновского флуоресцентного излучения Луны под действием космических лучей. К 1975 зарегистрировано более 150 источников. Большая их часть концентрируется к плоскости Галактики, что свидетельствует об их немногочисленности (по различным оценкам, в Галактике всего 103—104 таких источников) и преимущественном расположении в галактическом диске (рис. 3).

  Поток от наиболее яркого источника в созвездии Скорпиона (Sco Х-1) равен 20 квантам/(см2×сек) в области спектра 2—8 . Наиболее слабые из зарегистрированных к 1975 источников имеют поток 10-3 кванта/(см2×сек) в той же области спектра. Лишь небольшая часть (около 10) из галактических источников отождествлена с оптически исследованными объектами. К ним относятся остатки сверхновых звёзд, причём в этом случае наблюдается как синхротронное излучение от протяжённой туманности, так и тепловое излучение от расширяющейся газовой оболочки и нагретого до температуры 106 К межзвёздного газа. Иногда наблюдается излучение остатка сверхновой звезды, вероятнее всего, являющегося нейтронной звездой. Рентгеновское излучение Крабовидной туманности (Tau Х-1) (второго по яркости источника) с потоком 2 кванта/(см2×сек) имеет пульсирующую компоненту с периодом 0,033 сек, совпадающим с периодом оптического и радиоизлучения пульсара. Обнаружены рентгеновские источники, входящие в двойные звёздные системы (Her Х-1, Cyg Х-1, Cyg Х-3, Cir Х-1, Cen Х-3 и др.), что позволило детально исследовать их физические параметры. Один из таких источников (Cyg Х-1), вероятно, является объектом, возникшим в результате гравитационного коллапса («чёрной дырой»). Механизм рентгеновского свечения таких источников — истечение газа с поверхности нормального гиганта на нейтронную звезду или чёрную дыру — так называемая дисковая аккреция. Основная масса рентгеновских источников пока не отождествлена с наблюдаемыми в оптическом диапазоне объектами. Около 30 источников отождествлены с внегалактическими объектами. Это, в частности, —ближайшие галактики (Магеллановы Облака и Большая туманность Андромеды), скопления галактик, радиогалактики Дева-А (М87) и Центавр-А (NGC 5128), квазар ЗС 273, а также сейфертовские галактики.

  Помимо дискретных источников рентгеновского излучения, наблюдается изотропный рентгеновский фон, спектр которого в области от 1 до 1000 кэв в первом приближении аппроксимируется степенным законом. Изотропный фон, по-видимому, имеет внегалактическое происхождение, однако механизм его излучения до сих пор не ясен. Среди вероятных гипотез рассматриваются: обратный комптон-эффект межгалактических электронов на инфракрасных фотонах активных галактик и на субмиллиметровых квантах фонового реликтового излучения, наложение излучения многих неразрешимых далёких внегалактических источников, тепловое излучение горячего межгалактического газа, а также различные комбинации этих механизмов.

  В качестве детекторов излучения рентгеновского диапазона используются специальные фотоматериалы (для исследований Солнца), Гейгера — Мюллера счётчики, газонаполненные пропорциональные счётчики и сцинтилляционные счётчики. Все типы детекторов обеспечивают спектральное разрешение от 1 до 20 в зависимости от энергии регистрируемого излучения. Площадь пропорциональных счётчиков, с помощью которых получены основные результаты, достигает 1000 см2. Для коллимации (ограничения поля зрения) применяются сотовые или щелевые коллиматоры, набранные из тонких гофрированных пластин стали с предельным угловым разрешением около нескольких угловых минут, модуляционные коллиматоры, представляющие собой два (или более) ряда параллельно натянутых металлических нитей (предельное разрешение около 20“) и, наконец, зеркала косого падения гиперболического и параболического сечения с углом падения более 88° (т. е. почти по касательной к плоскости зеркала). Такие зеркала пригодны для получения рентгеновского изображения в мягкой области спектра (l > 10 ) с разрешением до 5“. Для спектральных исследований (пока только солнечных) используются брэгговские кристаллические спектрометры.