এক্স-রে টেলিস্কোপ

From LTRC

November 2023

চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি, ১৯৯৯ সালে নাসা কর্তৃক উৎক্ষেপিত, ২০২৪ সাল পর্যন্ত কার্যকর রয়েছে

একটি এক্স-রে টেলিস্কোপ (XRT) হলো এমন একটি টেলিস্কোপ যা এক্স-রে বর্ণালীতে দূরবর্তী বস্তু পর্যবেক্ষণের জন্য ডিজাইন করা হয়েছে। এক্স-রে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল দ্বারা শোষিত হয়, তাই এক্স-রে শনাক্ত করার যন্ত্রগুলোকে বেলুন, সাউন্ডিং রকেট বা স্যাটেলাইট-এর মাধ্যমে উচ্চ উচ্চতায় নিয়ে যেতে হয়।

এই ধরনের টেলিস্কোপের মূল উপাদানগুলো হলো অপটিক্স (ফোকাসিং বা কলিমেটিং), যা টেলিস্কোপে প্রবেশ করা বিকিরণ সংগ্রহ করে এবং ডিটেক্টর, যার মাধ্যমে বিকিরণ সংগ্রহ ও পরিমাপ করা হয়। এই উপাদানগুলোর জন্য বিভিন্ন ধরনের ডিজাইন ও প্রযুক্তি ব্যবহৃত হয়েছে।

স্যাটেলাইটে থাকা অনেক এক্স-রে টেলিস্কোপ একাধিক ছোট ডিটেক্টর-টেলিস্কোপ সিস্টেমের সমন্বয়ে গঠিত, যাদের সক্ষমতা একে অপরের পরিপূরক হিসেবে কাজ করে। এছাড়া অতিরিক্ত স্থির বা অপসারণযোগ্য উপাদান[1][2] (ফিল্টার, স্পেকট্রোমিটার) যন্ত্রের কার্যকারিতা বৃদ্ধি করে।

এক্স-রে টেলিস্কোপের ইতিহাস

উহুরু এক্স-রে স্যাটেলাইট
প্রথম ইমেজিং এক্স-রে টেলিস্কোপ, আইনস্টাইন অবজারভেটরি দ্বারা গৃহীত সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ ক্যাসিয়োপিয়া এ-এর ছবি।

আরও দেখুন: এক্স-রে জ্যোতির্বিজ্ঞান, এক্স-রে জ্যোতির্বিজ্ঞানের ইতিহাস, মহাকাশ টেলিস্কোপের তালিকা#এক্স-রে

এক্স-রে টেলিস্কোপগুলো জ্যোতির্বিজ্ঞানে প্রথম ব্যবহৃত হয়েছিল সূর্য পর্যবেক্ষণের জন্য, যা সেই প্রাথমিক টেলিস্কোপগুলোর শনাক্ত করার মতো আকাশের একমাত্র উজ্জ্বল এক্স-রে উৎস ছিল। সূর্য এক্স-রেতে অত্যন্ত উজ্জ্বল হওয়ায়, প্রাথমিক এক্স-রে টেলিস্কোপগুলো একটি ছোট ফোকাসিং উপাদান ব্যবহার করতে পারত এবং এক্স-রেগুলো ফটোগ্রাফিক ফিল্মের মাধ্যমে শনাক্ত করা হতো। রকেট-বাহিত টেলিস্কোপ থেকে সূর্যের প্রথম এক্স-রে ছবিটি ১৯৬৩ সালে নাসার গডার্ড স্পেস ফ্লাইট সেন্টার-এর জন ভি. লিন্ডসে এবং তার সহযোগীরা তুলেছিলেন। প্রথম কক্ষপথগামী এক্স-রে টেলিস্কোপটি ১৯৭০-এর দশকের শুরুর দিকে স্কাইল্যাব-এ উড্ডয়ন করে এবং ৯ মাস ধরে সূর্যের ৩৫,০০০-এর বেশি পূর্ণ-ডিস্ক ছবি রেকর্ড করে।[3]

প্রথম বিশেষায়িত এক্স-রে স্যাটেলাইট, উহুরু, ১৯৭০ সালে নাসা কর্তৃক উৎক্ষেপণ করা হয়। এটি তার ২.৫ বছরের কর্মজীবনে ৩৩৯টি এক্স-রে উৎস শনাক্ত করেছিল।[4]

১৯৭৮ সালে উৎক্ষেপিত আইনস্টাইন অবজারভেটরি ছিল প্রথম ইমেজিং এক্স-রে অবজারভেটরি। এটি ০.১ থেকে ৪ keV শক্তি সীমার মধ্যে সব ধরনের নক্ষত্র, সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ, গ্যালাক্সি এবং গ্যালাক্সির ক্লাস্টারের উচ্চ-রেজোলিউশন এক্স-রে ছবি অর্জন করেছিল। আরেকটি বড় প্রকল্প ছিল ROSAT (১৯৯০ থেকে ১৯৯৯ পর্যন্ত সক্রিয়), যা ফোকাসিং এক্স-রে অপটিক্সসহ একটি ভারী এক্স-রে মহাকাশ অবজারভেটরি ছিল এবং ইউরোপীয় EXOSAT।[4]

চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি ১৯৯৯ সালে নাসা কর্তৃক উৎক্ষেপণ করা হয় এবং এটি ২৫ বছরেরও বেশি সময় ধরে উচ্চ উপবৃত্তাকার কক্ষপথে কাজ করছে। এটি ০.৫ থেকে ৮.০ keV শক্তি সীমার মধ্যে হাজার হাজার ০.৫ আর্ক-সেকেন্ডের ছবি এবং সব ধরনের মহাজাগতিক বস্তুর উচ্চ-রেজোলিউশন বর্ণালী প্রদান করেছে। চন্দ্রার রেজোলিউশন ROSAT-এর তুলনায় প্রায় ৫০ গুণ উন্নত।[3]

সক্রিয় এক্স-রে অবজারভেটরি স্যাটেলাইট

বর্তমানে ব্যবহৃত স্যাটেলাইটগুলোর মধ্যে রয়েছে ESA-এর XMM-Newton অবজারভেটরি (নিম্ন থেকে মাঝারি শক্তির এক্স-রে ০.১-১৫ keV), নাসা-এর সুইফট অবজারভেটরি, চন্দ্র অবজারভেটরি এবং IXPE টেলিস্কোপ। JAXA উৎক্ষেপণ করেছে XRISM টেলিস্কোপ, অন্যদিকে ISRO উৎক্ষেপণ করেছে আদিত্য-এল১ এবং XPoSat।

GOES 14 মহাকাশযানে সূর্যের এক্স-রে পর্যবেক্ষণের জন্য একটি সোলার এক্স-রে ইমেজার রয়েছে, যা সোলার ফ্লেয়ার, করোনাল মাস ইজেকশন এবং ভূ-মহাকাশ পরিবেশকে প্রভাবিত করে এমন অন্যান্য ঘটনা শনাক্ত করে।[5] এটি ২০০৯ সালের ২৭ জুন ২২:৫১ GMT-তে কেপ ক্যানাভেরাল এয়ার ফোর্স স্টেশন-এর স্পেস লঞ্চ কমপ্লেক্স ৩৭বি থেকে কক্ষপথে উৎক্ষেপণ করা হয়।

চীনা হার্ড এক্স-রে মডুলেশন টেলিস্কোপ ২০১৭ সালের ১৫ জুন উৎক্ষেপণ করা হয়, যা ব্ল্যাক হোল, নিউট্রন স্টার, সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস এবং অন্যান্য ঘটনা তাদের এক্স-রে ও গামা-রে নিঃসরণের ভিত্তিতে পর্যবেক্ষণ করে।[6]

লবস্টার-আই এক্স-রে স্যাটেলাইট ২০২০ সালের ২৫ জুলাই CNSA কর্তৃক উৎক্ষেপণ করা হয়, যা এক্স-রে শক্তি সীমার মধ্যে ডার্ক ম্যাটার সংকেত অনুসন্ধানের জন্য অতি-বৃহৎ ফিল্ড অফ ভিউ ইমেজিং প্রযুক্তির লবস্টার-আই ইমেজিং প্রযুক্তি ব্যবহারকারী প্রথম কক্ষপথগামী টেলিস্কোপ।[7] আইনস্টাইন প্রোব-এর প্রযুক্তি প্রদর্শক হিসেবে ২০২২ সালের ২৭ জুলাই লবস্টার আই ইমেজার ফর অ্যাস্ট্রোনমি উৎক্ষেপণ করা হয়, যা ২০২৪ সালের ৯ জানুয়ারি উৎক্ষেপিত হয় এবং এটি টাইম-ডোমেইন উচ্চ-শক্তির জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞান-এর জন্য নিবেদিত।[8] ২০২৪ সালের ২২ জুন উৎক্ষেপিত স্পেস ভেরিয়েবল অবজেক্টস মনিটর অবজারভেটরি বিশাল নক্ষত্রের বিস্ফোরণ এবং গামা-রে বার্স্ট বিশ্লেষণের জন্য কাজ করছে।[9]

একটি সফট এক্স-রে সোলার ইমেজিং টেলিস্কোপ GOES-13 আবহাওয়া স্যাটেলাইটে রয়েছে, যা ২০০৬ সালের ২৪ মে কেপ ক্যানাভেরাল LC37B থেকে ডেল্টা IV ব্যবহার করে উৎক্ষেপণ করা হয়।[10] তবে, ২০০৬ সালের ডিসেম্বরের পর থেকে কোনো GOES 13 SXI ছবি পাওয়া যায়নি।

রুশ-জার্মান স্পেকট্র-আরজি-তে eROSITA টেলিস্কোপ অ্যারে এবং ART-XC টেলিস্কোপ রয়েছে। এটি ২০১৯ সালের ১৩ জুলাই বাইকোনুর থেকে রসকসমস কর্তৃক উৎক্ষেপণ করা হয় এবং ২০১৯ সালের অক্টোবর থেকে তথ্য সংগ্রহ শুরু করে।

অপটিক্স

মূল নিবন্ধ: এক্স-রে অপটিক্স

২০৩টি ফয়েল দিয়ে তৈরি XRISM-এর আয়নাগুলোর একটি

এক্স-রে অপটিক্সে সবচেয়ে সাধারণ পদ্ধতি হলো গ্রেজিং ইনসিডেন্স মিরর এবং কলিমেটেড অ্যাপারচার। এক্স-রে ছবি তৈরির জন্য এক্স-রে-এর গ্রেজিং ইনসিডেন্স প্রতিফলন ব্যবহার করে এমন মাত্র তিনটি জ্যামিতিক পদ্ধতি জানা গেছে: ওল্টার সিস্টেম, কার্কপ্যাট্রিক-বায়েয সিস্টেম এবং লবস্টার-আই অপটিক্স।[11]

ফোকাসিং মিরর

গ্ল্যান্সিং প্রতিফলনের মাধ্যমে এক্স-রে ফোকাস করা

একটি সাধারণ প্যারাবোলিক আয়না ১৯৬০ সালে এক্সট্রাসোলার এক্স-রে জ্যোতির্বিজ্ঞানের প্রতিষ্ঠাতা রিকার্ডো জিয়াকোনি এবং ব্রুনো রসি প্রস্তাব করেছিলেন। এই ধরনের আয়না প্রায়শই অপটিক্যাল টেলিস্কোপে প্রাথমিক প্রতিফলক হিসেবে ব্যবহৃত হয়। তবে, অফ-অ্যাক্সিস বস্তুর ছবিগুলো মারাত্মকভাবে ঝাপসা হয়ে যেত। জার্মান পদার্থবিজ্ঞানী হ্যান্স ওল্টার ১৯৫২ সালে দেখান যে, দুটি উপাদানের সংমিশ্রণ—একটি প্যারাবোলয়েড এবং তার পরে একটি হাইপারবোলয়েড—এক্স-রে জ্যোতির্বিজ্ঞানের প্রয়োগের জন্য অনেক ভালো কাজ করবে। ওল্টার তিনটি ভিন্ন ইমেজিং কনফিগারেশন বর্ণনা করেছিলেন, টাইপ I, II এবং III। এক্স-রে জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের দ্বারা সবচেয়ে বেশি ব্যবহৃত ডিজাইনটি হলো টাইপ I, কারণ এর যান্ত্রিক কনফিগারেশন সবচেয়ে সহজ। উপরন্তু, টাইপ I ডিজাইনটি একে অপরের ভেতরে বেশ কয়েকটি টেলিস্কোপ বসানোর সুযোগ দেয়, যা কার্যকর প্রতিফলক এলাকা বৃদ্ধি করে। ওল্টার টাইপ II শুধুমাত্র একটি ন্যারো-ফিল্ড ইমেজার বা ডিসপারসিভ স্পেকট্রোমিটারের অপটিক হিসেবে উপযোগী। ওল্টার টাইপ III এক্স-রে জ্যোতির্বিজ্ঞানে কখনোই ব্যবহৃত হয়নি।[12]

কলিমেটেড অপটিক্সের তুলনায়, ফোকাসিং অপটিক্স যা অনুমতি দেয়:

  • উচ্চ রেজোলিউশন ইমেজিং
  • উচ্চ টেলিস্কোপ সংবেদনশীলতা: যেহেতু বিকিরণ একটি ছোট এলাকায় ফোকাস করা হয়, তাই এই ধরনের যন্ত্রের জন্য সিগন্যাল-টু-নয়েজ রেশিও অনেক বেশি হয়।

আয়নাগুলো সিরামিক বা মেটাল ফয়েল দিয়ে তৈরি হতে পারে[13], যা প্রতিফলক উপাদানের (সাধারণত সোনা বা ইরিডিয়াম) একটি পাতলা স্তর দ্বারা আবৃত থাকে। এই কাঠামোর ওপর ভিত্তি করে তৈরি আয়নাগুলো গ্রেজিং ইনসিডেন্সে আলোর পূর্ণ প্রতিফলন-এর ভিত্তিতে কাজ করে।

এই প্রযুক্তিটি শক্তির সীমার ক্ষেত্রে সীমাবদ্ধ, কারণ পূর্ণ প্রতিফলনের জন্য সংকট কোণ এক্স-রে ফোটন শক্তির ব্যস্তানুপাতিক, যার অর্থ উচ্চ শক্তির ফোটনগুলোর জন্য ছোট ইনসিডেন্স কোণ এবং তাই দীর্ঘ টেলিস্কোপ ডিজাইনের প্রয়োজন হয়।[14] ২০০০-এর দশকের শুরুতে চন্দ্র এবং XMM-Newton এক্স-রে অবজারভেটরি-এর সীমা ছিল প্রায় ১৫ কিলো-ইলেকট্রনভোল্ট (keV) আলো।[15] নতুন মাল্টি-লেয়ার কোটেড আয়না ব্যবহার করে, NuSTAR টেলিস্কোপের এক্স-রে আয়না এটিকে ৭৯ keV আলো পর্যন্ত উন্নীত করেছে।[15] এই স্তরে প্রতিফলনের জন্য, কাঁচের স্তরগুলোকে টাংস্টেন (W)/সিলিকন (Si) বা প্ল্যাটিনাম (Pt)/সিলিকন কার্বাইড(SiC) দিয়ে মাল্টি-কোটেড করা হয়েছিল।[15]

কলিমেটিং অপটিক্স

মূল নিবন্ধ: কোডেড অ্যাপারচার যদিও আগের এক্স-রে টেলিস্কোপগুলো সাধারণ কলিমেটিং কৌশল (যেমন ঘূর্ণায়মান কলিমেটর, তারের কলিমেটর) ব্যবহার করত,[16] বর্তমানে সবচেয়ে বেশি ব্যবহৃত প্রযুক্তি হলো কোডেড অ্যাপারচার মাস্ক। এই কৌশলটি ডিটেক্টরের সামনে একটি সমতল অ্যাপারচার প্যাটার্নযুক্ত গ্রিল ব্যবহার করে। গ্রেজিং ইনসিডেন্স (ফোকাসিং) টেলিস্কোপের তুলনায়, এই ডিজাইনটি একটি বৃহত্তর ফিল্ড অফ ভিউ প্রদান করে এবং উচ্চ শক্তিতে ব্যবহার করা যেতে পারে, যা এটিকে 'হার্ড' (উচ্চ শক্তি) এক্স-রে এবং গামা রশ্মি ইমেজিংয়ের জন্য আরও উপযোগী করে তোলে, যেখানে ফোটন শক্তি ১০-২০ keV অতিক্রম করে।[17] অন্যদিকে, কোডেড অ্যাপারচার টেলিস্কোপগুলো গ্রেজিং ইনসিডেন্স কৌশলের চেয়ে কম সংবেদনশীল, যার অর্থ নিম্ন শক্তির এক্স-রে ইমেজিংয়ের জন্য পরেরটি পছন্দ করা হতে পারে।[18]

কোডেড অ্যাপারচার ব্যবহারকারী এক্স-রে টেলিস্কোপের উদাহরণগুলোর মধ্যে রয়েছে আল্ট্রা-ফাস্ট ফ্ল্যাশ অবজারভেটরি পাথফাইন্ডার (২০১৬ সালে উৎক্ষেপিত),[19] অ্যাস্ট্রোস্যাট-এ থাকা ক্যাডমিয়াম জিঙ্ক টেলুরাইড ইমেজার (CZTI) (২০১৫ সালে উৎক্ষেপিত),[20] এবং স্পেস ভেরিয়েবল অবজেক্টস মনিটর-এ থাকা ECLAIRs ক্যামেরা (২০২৪ সালে উৎক্ষেপিত)।[21]

এক্স-রে শনাক্তকরণ ও ইমেজিং

এক্স-রে ~০.০০৮ nm থেকে শুরু হয় এবং ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বর্ণালী জুড়ে ~৮ nm পর্যন্ত বিস্তৃত, যার ওপর পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল অস্বচ্ছ।
শনি-এর চন্দ্র-এর ছবি (বাম) এবং শনির হাবল অপটিক্যাল ছবি (ডান)। শনির এক্স-রে বর্ণালী সূর্যের এক্স-রে-এর অনুরূপ। ১৪ এপ্রিল ২০০৩

এক্স-রে-এর তরঙ্গদৈর্ঘ্য (~৮ nm - ৮ pm), কম্পাঙ্ক (~৫০ PHz - ৫০ EHz) এবং শক্তি (~০.১২ - ১২০ keV) বিশাল পরিসরে বিস্তৃত। তাপমাত্রার ক্ষেত্রে, ১ eV = ১১,৬০৪ K। সুতরাং এক্স-রে (০.১২ থেকে ১২০ keV) ১.৩৯ মিলিয়ন থেকে ১.৩৯ বিলিয়ন K-এর অনুরূপ। ১০ থেকে ০.১ ন্যানোমিটার (nm) (প্রায় ০.১২ থেকে ১২ keV) পর্যন্ত এগুলোকে সফট এক্স-রে এবং ০.১ nm থেকে ০.০১ nm (প্রায় ১২ থেকে ১২০ keV) পর্যন্ত হার্ড এক্স-রে হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়।

ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বর্ণালীর দৃশ্যমান সীমার কাছাকাছি হলো অতিবেগুনী। সৌর ইরেডিয়েন্স নির্ধারণের খসড়া ISO মান (ISO-DIS-21348)[22] অতিবেগুনীকে ~১০ nm থেকে ~৪০০ nm পর্যন্ত বিস্তৃত হিসেবে বর্ণনা করে। এক্স-রে-এর সবচেয়ে কাছের অংশটিকে প্রায়শই "এক্সট্রিম আল্ট্রাভায়োলেট" (EUV বা XUV) বলা হয়। যখন একটি EUV ফোটন শোষিত হয়, তখন আয়নাইজেশন-এর মাধ্যমে ফটোইলেক্ট্রন এবং সেকেন্ডারি ইলেকট্রন উৎপন্ন হয়, অনেকটা পদার্থের দ্বারা এক্স-রে বা ইলেকট্রন বিম শোষিত হওয়ার মতো।[23]

এক্স-রে এবং গামা রশ্মি-এর মধ্যে পার্থক্য সাম্প্রতিক দশকগুলোতে পরিবর্তিত হয়েছে। মূলত, এক্স-রে টিউব দ্বারা নির্গত ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বিকিরণের তরঙ্গদৈর্ঘ্য তেজস্ক্রিয় নিউক্লিয়াস (গামা রশ্মি) দ্বারা নির্গত বিকিরণের চেয়ে দীর্ঘ ছিল।[24] তাই পুরনো সাহিত্যে তরঙ্গদৈর্ঘ্যের ভিত্তিতে এক্স- এবং গামা বিকিরণের মধ্যে পার্থক্য করা হতো, যেখানে ১০−১১ মিটারের মতো কোনো নির্দিষ্ট তরঙ্গদৈর্ঘ্যের চেয়ে ছোট বিকিরণকে গামা রশ্মি হিসেবে সংজ্ঞায়িত করা হতো।[25] তবে, লিনিয়ার এক্সিলারেটর-এর মতো ছোট তরঙ্গদৈর্ঘ্যের অবিচ্ছিন্ন বর্ণালীর "এক্স-রে" উৎস এবং দীর্ঘ তরঙ্গদৈর্ঘ্যের "গামা রশ্মি" নিঃসরণকারী আবিষ্কৃত হওয়ার পর, তরঙ্গদৈর্ঘ্যের ব্যান্ডগুলো অনেকাংশে ওভারল্যাপ করে। দুটি বিকিরণ এখন সাধারণত তাদের উৎসের ভিত্তিতে আলাদা করা হয়: এক্স-রে নিউক্লিয়াসের বাইরের ইলেকট্রন দ্বারা নির্গত হয়, আর গামা রশ্মি নিউক্লিয়াস দ্বারা নির্গত হয়।[24][26][27][28]

যদিও আরও শক্তিশালী এক্স-রে, ৩০ keV (৪,৮০০ aJ)-এর বেশি শক্তির ফোটন, পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল ভেদ করে অন্তত কয়েক মিটার দূরত্ব পর্যন্ত যেতে পারে, পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল এতটাই ঘন যে মহাকাশ থেকে প্রায় কোনোটিই পৃথিবীর পৃষ্ঠ পর্যন্ত পৌঁছাতে পারে না। ০.৫ থেকে ৫ keV (৮০ থেকে ৮০০ aJ) সীমার এক্স-রে, যেখানে বেশিরভাগ মহাজাগতিক উৎস তাদের শক্তির সিংহভাগ নির্গত করে, তা কয়েক টুকরো কাগজ দ্বারা থামানো যেতে পারে; ৩ keV (৪৮০ aJ) এক্স-রে বিমের ৯০% ফোটন মাত্র ১০ cm বাতাস অতিক্রম করার সময় শোষিত হয়।

প্রোপোশনাল কাউন্টার

মূল নিবন্ধ: প্রোপোশনাল কাউন্টার একটি প্রোপোশনাল কাউন্টার হলো এক ধরনের গ্যাসীয় আয়নাইজেশন ডিটেক্টর যা আয়নাইজিং বিকিরণ-এর কণা গণনা করে এবং তাদের শক্তি পরিমাপ করে। এটি গাইগার-মুলার কাউন্টার-এর একই নীতিতে কাজ করে, কিন্তু কম অপারেটিং ভোল্টেজ ব্যবহার করে। সমস্ত এক্স-রে প্রোপোশনাল কাউন্টার একটি উইন্ডোড গ্যাস সেল নিয়ে গঠিত।[29] প্রায়শই এই সেলটি ইলেকট্রোডের কিছু বিন্যাস দ্বারা বেশ কয়েকটি নিম্ন এবং উচ্চ-বৈদ্যুতিক ক্ষেত্র অঞ্চলে বিভক্ত থাকে।

প্রোপোশনাল কাউন্টারগুলো EXOSAT-এ,[30] অ্যাপোলো-সয়ুজ মিশনের মার্কিন অংশে (জুলাই ১৯৭৫) এবং ফরাসি TOURNESOL যন্ত্রে ব্যবহৃত হয়েছিল।[31]

এক্স-রে মনিটর

মনিটরিং সাধারণত একটি সিস্টেমের অবস্থা সম্পর্কে সচেতন থাকাকে বোঝায়। মহাকাশ প্রয়োগে, এক্স-রে উৎপাদনকারী উৎস থেকে এক্স-রে আউটপুট প্রদর্শন বা প্রদর্শনের জন্য সংকেত পাঠায় এমন একটি ডিভাইসকে এক্স-রে মনিটর বলা হয়, যাতে উৎসের অবস্থা সম্পর্কে সচেতন থাকা যায়। উদাহরণস্বরূপ, চাঁদ-এর উপরে কক্ষপথে অ্যাপোলো ১৫-এ, একটি এক্স-রে মনিটর ব্যবহার করা হয়েছিল সৌর এক্স-রে তীব্রতা এবং বর্ণালীর আকৃতির সম্ভাব্য পরিবর্তন অনুসরণ করার জন্য, যখন চন্দ্র পৃষ্ঠের রাসায়নিক গঠন সেকেন্ডারি এক্স-রে উৎপাদনের মাধ্যমে ম্যাপ করা হচ্ছিল।[32]

Solwind-এর এক্স-রে মনিটর, যা NRL-608 বা XMON নামে পরিচিত, নেভাল রিসার্চ ল্যাবরেটরি এবং লস আলামোস ন্যাশনাল ল্যাবরেটরি-এর একটি যৌথ উদ্যোগ ছিল। মনিটরটি ২টি কলিমেটেড আর্গন প্রোপোশনাল কাউন্টার নিয়ে গঠিত ছিল।

সিন্টিলেশন ডিটেক্টর

মূল নিবন্ধ: সিন্টিলেটর

বিভিন্ন সিন্টিলেশন ডিটেক্টর অ্যাসেম্বলি দ্বারা পরিবেষ্টিত সিন্টিলেশন ক্রিস্টাল

সিন্টিলেটর হলো এমন একটি উপাদান যা আয়নাইজিং বিকিরণ দ্বারা উত্তেজিত হলে লুমিনেসেন্স-এর বৈশিষ্ট্য প্রদর্শন করে।[33] লুমিনেসেন্ট উপাদানগুলো, যখন একটি আগত কণা যেমন এক্স-রে ফোটন দ্বারা আঘাতপ্রাপ্ত হয়, তখন তার শক্তি শোষণ করে এবং সিন্টিলেট করে, অর্থাৎ শোষিত শক্তিকে আলোর একটি ছোট ঝলক হিসেবে পুনরায় নির্গত করে, সাধারণত দৃশ্যমান সীমার মধ্যে।

সিন্টিলেশন এক্স-রে ডিটেক্টর ভেলা ৫এ এবং এর যমজ ভেলা ৫বি-তে ব্যবহৃত হয়েছিল; OSO ৪-এ থাকা এক্স-রে টেলিস্কোপটি একটি CsI(Tl) অ্যান্টি-কোইনসিডেন্স শিল্ডে আবদ্ধ একটি একক পাতলা NaI(Tl) সিন্টিলেশন ক্রিস্টাল এবং ফটোটিউব অ্যাসেম্বলি নিয়ে গঠিত ছিল। OSO ৫ একটি CsI ক্রিস্টাল সিন্টিলেটর বহন করত। কেন্দ্রীয় ক্রিস্টালটি ০.৬৩৫ cm পুরু ছিল, ৭০ cm২ সংবেদনশীল এলাকা ছিল এবং পেছন থেকে এক জোড়া ফটোমাল্টিপ্লায়ার টিউব দ্বারা দেখা যেত।

PHEBUS-এ দুটি স্বাধীন ডিটেক্টর ছিল, প্রতিটি ডিটেক্টর ৭৮ mm ব্যাস এবং ১২০ mm পুরু বিসমাথ জার্মেনেট (BGO) ক্রিস্টাল নিয়ে গঠিত ছিল।[31] KONUS-B যন্ত্রটি মহাকাশযানের চারপাশে বিতরণ করা সাতটি ডিটেক্টর নিয়ে গঠিত ছিল যা ১০ keV থেকে ৮ MeV শক্তির ফোটন-এর প্রতি সাড়া দিত। এগুলো একটি Be প্রবেশদ্বারের পেছনে ২০০ mm ব্যাস এবং ৫০ mm পুরু NaI(Tl) সিন্টিলেটর ক্রিস্টাল নিয়ে গঠিত ছিল। Kvant-1 HEXE বা হাই এনার্জি এক্স-রে এক্সপেরিমেন্ট বহন করত, যা সোডিয়াম আয়োডাইড এবং সিজিয়াম আয়োডাইডের একটি ফসোউইচ ব্যবহার করত।

মডুলেশন কলিমেটর

ইলেকট্রনিক্স-এ, মডুলেশন হলো অন্য একটি ওয়েভফর্মের সাপেক্ষে একটি ওয়েভফর্ম পরিবর্তনের প্রক্রিয়া। একটি 'মডুলেশন কলিমেটর'-এর সাথে, আগত এক্স-রে-এর প্রশস্ততা (তীব্রতা) সমান্তরাল তারের দুই বা ততোধিক 'ডিফ্রাকশন গ্রেটিং'-এর উপস্থিতির কারণে হ্রাস পায়, যা তারের ওপর আপতিত সংকেতের সেই অংশটিকে ব্লক করে বা ব্যাপকভাবে হ্রাস করে।

একটি এক্স-রে কলিমেটর হলো এমন একটি ডিভাইস যা এক্স-রে প্রবাহকে ফিল্টার করে যাতে শুধুমাত্র নির্দিষ্ট দিকের সমান্তরালভাবে ভ্রমণকারী এক্স-রেগুলোই যেতে পারে।

টোকিও ইউনিভার্সিটি অফ ইনফরমেশন সায়েন্সেস-এর প্রেসিডেন্ট মিনোরু ওদা মডুলেশন কলিমেটর উদ্ভাবন করেন, যা ১৯৬৬ সালে Sco X-1-এর প্রতিপক্ষ শনাক্ত করতে প্রথম ব্যবহৃত হয়, যা এক্স-রে ইমেজিং টেলিস্কোপ উৎক্ষেপণের আগে এক্স-রে উৎসের জন্য সবচেয়ে সঠিক অবস্থান নির্ধারণের দিকে পরিচালিত করে।[34]

SAS 3 মডুলেশন কলিমেটর (২-১১ keV) এবং স্লাট ও টিউব কলিমেটর (১ থেকে ৬০ keV) বহন করত।[35]

গ্রানাট অবজারভেটরিতে চারটি WATCH যন্ত্র ছিল যা ৬ থেকে ১৮০ keV সীমার মধ্যে উজ্জ্বল উৎসগুলোকে ০.৫°-এর মধ্যে স্থানীয়করণ করতে পারত, একটি রোটেশন মডুলেশন কলিমেটর ব্যবহার করে। সব মিলিয়ে, যন্ত্রগুলোর তিনটি ফিল্ড অফ ভিউ আকাশের প্রায় ৭৫% কভার করত।[31]

রুবেন রামাটি হাই এনার্জি সোলার স্পেকট্রোস্কোপিক ইমেজার (RHESSI), এক্সপ্লোরার ৮১, সফট এক্স-রে থেকে গামা রশ্মি (~৩ keV থেকে ~২০ MeV) পর্যন্ত সোলার ফ্লেয়ারের ছবি তোলে। এর ইমেজিং সক্ষমতা ৯টি রোটেশনাল মডুলেশন কলিমেটর-এর একটি সেট ব্যবহার করে ফুরিয়ার-ট্রান্সফর্ম কৌশলের ওপর ভিত্তি করে।

এক্স-রে স্পেকট্রোমিটার

OSO ৮-এ একটি গ্রাফাইট ক্রিস্টাল এক্স-রে স্পেকট্রোমিটার ছিল, যার শক্তি সীমা ২-৮ keV, FOV ৩°।

গ্রানাট ART-S এক্স-রে স্পেকট্রোমিটার ৩ থেকে ১০০ keV শক্তি সীমা কভার করত, FOV ২° × ২°। যন্ত্রটি স্পেকট্রোস্কোপিক MWPC-এর ওপর ভিত্তি করে চারটি ডিটেক্টর নিয়ে গঠিত ছিল, যা ১০ keV-তে ২,৪০০ cm২ এবং ১০০ keV-তে ৮০০ cm২ কার্যকর এলাকা তৈরি করত। সময় রেজোলিউশন ছিল ২০০ মাইক্রোসেকেন্ড।[31]

ISEE-3-এ থাকা এক্স-রে স্পেকট্রোমিটারটি ৫-২২৮ keV শক্তি সীমার মধ্যে সোলার ফ্লেয়ার এবং মহাজাগতিক গামা-রে বার্স্ট উভয়ই অধ্যয়নের জন্য ডিজাইন করা হয়েছিল। পরীক্ষাটি ২টি নলাকার এক্স-রে ডিটেক্টর নিয়ে গঠিত ছিল: একটি জেনন ভর্তি প্রোপোশনাল কাউন্টার যা ৫-১৪ keV কভার করত এবং একটি NaI(Tl) সিন্টিলেটর যা ১২-১২৫০ keV কভার করত।

CCDs

বিদ্যমান বেশিরভাগ এক্স-রে টেলিস্কোপ CCD ডিটেক্টর ব্যবহার করে, যা দৃশ্যমান-আলোর ক্যামেরার অনুরূপ। দৃশ্যমান-আলোতে, একটি একক ফোটন একটি পিক্সেলের মধ্যে চার্জের একটি একক ইলেকট্রন তৈরি করতে পারে এবং এক্সপোজার সময়ের মধ্যে অনেক ফোটন থেকে অনেক চার্জ জমা করে একটি ছবি তৈরি করা হয়। যখন একটি এক্স-রে ফোটন একটি CCD-তে আঘাত করে, তখন এটি পর্যাপ্ত চার্জ (শত শত থেকে হাজার হাজার ইলেকট্রন, তার শক্তির সমানুপাতিক) তৈরি করে যে পৃথক এক্স-রেগুলোর শক্তি রিড-আউটের সময় পরিমাপ করা হয়।

মাইক্রোক্যালোরিমিটার

মাইক্রোক্যালোরিমিটার শুধুমাত্র একবারে একটি ফোটন এক্স-রে শনাক্ত করতে পারে (তবে প্রতিটির শক্তি পরিমাপ করতে পারে)।

ট্রানজিশন এজ সেন্সর

ট্রানজিশন-এজ সেন্সর হলো মাইক্রোক্যালোরিমেট্রির পরবর্তী ধাপ। মূলত এগুলো হলো অতিপরিবাহী ধাতু, যা তাদের ট্রানজিশন তাপমাত্রার যথাসম্ভব কাছাকাছি রাখা হয়। এটি সেই তাপমাত্রা যেখানে এই ধাতুগুলো অতিপরিবাহীতে পরিণত হয় এবং এদের রোধ শূন্যে নেমে আসে। এই ট্রানজিশন তাপমাত্রাগুলো সাধারণত পরম শূন্যের মাত্র কয়েক ডিগ্রি উপরে (সাধারণত ১০ K-এর কম) থাকে।

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

  1. ↑ Chandra :: About Chandra :: Science Instruments. chandra.si.edu.
  2. ↑ Instruments. sci.esa.int.
  3. ↑ 3.0 3.1 A Brief History of X-ray Telescopes. imagine.gsfc.nasa.gov.
  4. ↑ 4.0 4.1 X-Ray Observatories - an overview. New Astronomy Reviews.
  5. ↑ GOES Solar X-ray Imager.
  6. ↑ Rui C. Barbosa. (14 June 2017). China launches X-ray telescope via Long March 4B. NASASpaceFlight.com.
  7. ↑ (26 July 2020). Launch of the world's first soft X-ray satellite with 'Lobster-Eye' imaging technology. copernical.com.
  8. ↑ Einstein Probe lifts off on a mission to monitor the X-ray sky. www.esa.int.
  9. ↑ Svom.
  10. ↑ Wade M. Chronology - Quarter 2 2006.
  11. ↑ (July 2021). The WSPC Handbook of Astronomical Instrumentation: Volume 4: X-Ray Astronomical Instrumentation. 4 33–47, 85–106. World Scientific Publishing Co. Pte. Ltd.. ISBN 978-981-4644-38-9. doi:10.1142/9446-vol4.
  12. ↑ X-ray Telescopes - More Information. imagine.gsfc.nasa.gov.
  13. ↑ Sciences and Exploration Directorate. science.gsfc.nasa.gov.
  14. ↑ (2024). "Handbook of X-ray and Gamma-ray Astrophysics". 1582. Springer Nature Singapore. ISBN 9789811969607.
  15. ↑ 15.0 15.1 15.2 NuStar: Instrumentation: Optics.
  16. ↑ (2010). "Exploring the X-ray Universe – Cambridge Books Online – Cambridge University Press". ISBN 9780511781513. doi:10.1017/cbo9780511781513.
  17. ↑ (1 January 2020). "Coded Aperture Imaging in High-energy Astrophysics". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 132 (1007) 012001. doi:10.1088/1538-3873/ab450a.
  18. ↑ Coded-Apeture Telescopes. University of Chicago.
  19. ↑ (7 September 2012). "Design and implementation of the UFFO burst alert and trigger telescope". Proceedings of SPIE - The International Society for Optical Engineering. 84432V. doi:10.1117/12.926348.
  20. ↑ (November 2014). "Prospects of hard X-ray polarimetry with Astrosat-CZTI". Experimental Astronomy. 37 (3) 555–577. doi:10.1007/s10686-014-9386-1.
  21. ↑ (31 July 2014). "The x-/gamma-ray camera ECLAIRs for the gamma-ray burst mission SVOM". Space Telescopes and Instrumentation 2014: Ultraviolet to Gamma Ray. 625-639. doi:10.1117/12.2055507.
  22. ↑ (2006). ISO 21348 Process for Determining Solar Irradiances. 36th Cospar Scientific Assembly. 36 2621.
  23. ↑ Henke BL. (1977). "0.1–10-keV X-ray induced electron emissions from solids—Models and secondary electron measurements". Journal of Applied Physics. 48 (5) 1852. doi:10.1063/1.323938.
  24. ↑ 24.0 24.1 Dendy PP. (1999). Physics for Diagnostic Radiology. 12. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0591-4.
  25. ↑ (1961). "CRC Handbook of Chemistry and Physics". 2850. Chemical Rubber Co..
  26. ↑ Feynman R. (1989). "The Feynman Lectures on Physics". 1 2–5. Addison-Wesley. ISBN 9780201500646.
  27. ↑ L'Annunziata M. (2003). Handbook of Radioactivity Analysis. 58. Academic Press. ISBN 978-0-12-436603-9.
  28. ↑ Grupen C. (2005). "Astroparticle Physics". 109. Springer. ISBN 978-3-540-25312-9.
  29. ↑ Science. imagine.gsfc.nasa.gov.
  30. ↑ Hoff HA. (1983). "Exosat - the new extrasolar X-ray observatory". J. Br. Interplanet. Soc.. 36 363.
  31. ↑ 31.0 31.1 31.2 31.3 Granat. NASA.
  32. ↑ Adler I. (1972). "The Apollo 15 x-ray fluorescence experiment". Proc Lunar Sci Conf. 2 2157.
  33. ↑ Leo WR. (1994). "Techniques for Nuclear and particle Physics Experiments". Springer.
  34. ↑ Cominsky L. Minoru Oda (1923 - 2001).
  35. ↑ The Third Small Astronomy Satellite (SAS-3).

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “X-ray telescope” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray_telescope এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=এক্স-রে_টেলিস্কোপ&oldid=8157"