В 1987 модуль "Квант" с астрофизическими приборами был пристыкован к советской космической станции "Мир". Одним из приборов этой обсерватории, действующей до сих пор, является камера с кодированной апертурой, называемая COMIS (COded Mask Imaging Spectrometer) или TTM (Телескоп с Теневой Маской - в русскоязычной литературе это название употребляется чаще). Это первая (и в течение длительного времени единственная) камера с кодированной апертурой, запущенная в космос.

TTM (Телескоп с Теневой Маской) предназначен для исследования протяженных источников с построением изображения в рентгеновском диапазоне и измерения характеристик точечных источников в населенных участках небесной сферы в энергетическом диапазоне от 2 до 30 кэВ. Энергетическое разрешение 18-20% на энергии 6 кэВ, угловое разрешение 2 минуты дуги. Телескоп имеет сравнительно большое поле зрения: 15 на 15 градусов. Такое большое поле зрения для рентгеновских фотонов удалось получить благодаря применению принципа кодированной апертуры. На TTM установлена маска непериодического типа, которая показала большую чувствительность по сравнению с периодическими типами при больших полях зрения, хотя и хуже строит изображения из-за ошибок кодирования. Однако в основном эти ошибки могут быть учтены с удовлетворительной точностью.

Рентгеновское излучение от удаленного точечного источника падает на координатно - чувствительный детектор сквозь маску, расположенную на некотором расстоянии от детектора. Функция пропускания данной апертупной маски определяется псевдослучайным расположением отверстий, прозрачность близка к 50%. Положение тени маски на детекторе зависит от направления падающего пучка рентгеновского излучения, и, следовательно, от положения рентгеновского источника в поле зрения телескопа. Поэтому полный образ, регистрируемый детектором, является наложением смещенных теней от источников в поле зрения. Положение данных источников может быть восстановлено корреляцией полного наблюдаемого образа с функцией пропускания теневой маски. Наиболее прямым и простым способом восстановления изображения является кросс - корелляционный анализ образа маски и регистрируемого образа, или пошаговый сдвиг маски и регистрируемого образа, или пошаговый сдвиг маски по отношению к образу и запись для каждого шага полного числа отсчетов изображения, видимых сквозь маску. Шаг подобного "растрового сканирования" задается размером изображения элемента сканирования на детекторе, которое вместе с размером отверстия и расстоянием до апертурной маски определяет собственное угловое разрешение прибора. Взаимная юстировка маски и детектора в течение всего времени наблюдения должна сохраняться с точностью до небольшой доли элемента разрешения, а их абсолютное рассогласование может быть определено при полетной калибровке по известным источникам. Для точек растра, соответствующих положению рентгеновских источников, полное число видимых событии равняется числу отсчетов от данного источника плюс половина всех регистрируемых событий от всех источников в поле зрения. С другой стороны, для точек растра, не соответствующих источникам, записывается только половина событий от всех источников в поле зрения. Поэтому источник регистрируется на фоне от всех источников в поле зрения, включая самого себя.

При использовании газовой смеси из ксенона и метана при давлении 2 атм. эффективность регистрации пропорционального счетчика может достигать 10% на энергии 50 кэВ. Спектральная информация может быть получена в широком диапазоне от 2 до 50 кэВ, с типичным разрешением в 20% на энергии 6 кэВ. Возможность определения координат ограничена областью энергии до 30 кэВ.

Приборы для построения рентгеновских изображений на описанном принципе могут быть изготовлены с различным пространственным разрешением. Полное поле зрения определяется размерами маски и детектора и расстоянием между ними. Пространственное разрешение определяется координатным разрешением детектора, размерами элемента маски и расстоянием между детектором и маской. Предполагая координатное разрешение детектора равным 0.1 мм и расстояние от детектора до маски равным 1800 мм, угловое разрешение получится равным 2 минутам дуги. Используя детектор с рабочей площадью 30 х 30 см, мы получим поле зрения телескопа на половине высоты диаграммы направленности равным 10 градусам.

Детектор представляет собой пропорциональный счетчик с анодной и двумя катодными плоскостями считывания. Комбинации импульсов от анодной, Х-катодной и Y-катодной плоскостей обрабатываются в блоке обработки событий, который выдает слова длиной 24 бита, содержащие информацию об энергии, двух координатах и времени регистрации события. Эти данные поступают в блок памяти. Для оптимального использования памяти прибора можно выбирать различные комбинации числа бит для энергии, координат и времени в зависимости от типа исследуемого источника по команде с Земли. Например, для Кассиопеи-А можно не интересоваться временем и измерять только энергию и координаты, формировательформатов выдает необходимые сигналы для составления формата и кадров и организует регулярный поток телеметрических данных.

Научные задачи ТТМ исходят из принципа мониторинга избранного участка неба (для инструмента, заполняющего интервал между приборами с небольшим полем зрения и мониторами всего неба) и схематично могут быть представлены так:

Ко времени затопления станции "Мир" в 2001 году TTM находился на орбите 14 лет (!), и его работоспособность всё ещё оставалась близкой к номинальной. Телескоп ТТМ послужил прототипом при создании телескопа АРТ-П, установленного на российском спутнике "Гранат

TTM - результат сотрудничества между Институтом Космических Исследований в Москве (Россия), Лабораторией Космических Исследований в Утрехте (Нидерланды) (см. также Coded Mask Imaging Spectrometer) и Школой Физики и Космических Исследований Бирмингемского Университета (Великобритания).

Сцинтилляционный рентгеновский телескоп - спектрометр "Фосвич" предназначен для исследования спектральных и временных характеристик источников рентгеновского излучения с высокой чувствительностью в диапазоне энергий от 15 до 200 кэВ.

Конструктивно выполнен в виде двух отдельных блоков: блока детекторов (БДФ) и блока электроники (БЭФ).

В качестве сцинтилляторов четырех детекторов БДФ используются кристаллы NaJ(Tl) и CsJ(Tl).

БДФ снабжен двумя коллиматорами, которые могут качаться около среднего положения по команде от СУБК, с отклонением на 2.5 градуса от оси прибора. В нормальном наблюдательном режиме один коллиматор должен быть направлен на источник, в то время как другой должен быть отклонен на 2.5 градуса и измерять фон. Через несколько минут оба коллиматора автоматически возвращаются в обратное положение. Время перехода составляет около 5 сек.

В качестве антисовпадательной защиты от заряженных частиц используются 6 пластин пластического сцинтиллятора.

Для контроля изменения усиления 4-х детекторов "Фосвича" имеется 4 калибровочных р/а источника Am-241, которые расположены внутри корпуса детектора. Калибровочный спектр измеряется перед каждым периодом наблюдений. Исходя из этого спектра, усиление ФЭУ 4-х детекторов изменяется до некоторого предварительно фиксированного значения посредством изменения уровня высокого напряжения.

Для уменьшения фонового счета с боковой и задней стороны детекторы имеют пассивную защиту из пластины свинца, олова и меди.

Блок электроники включает в себя всю аналоговую и цифровую электронику прибора "Фосвич", за исключением предусилителей и дискриминаторов. Для управления работой прибора имеется 14 радиокоманд.

Телеметрический формат определяет микропроцессор в соответствии с форматом, заданным командами. Общая структура всех форматов одна и та же. Один формат данных содержит 4096 байт, подразделенных на 16 кадров по 256 байт каждый. Имеются два основных режима передачи: прямая передача и буферная передача.

Газовый сцинцилляционный пропорциональный спектрометр (ГСПС) предназначен для измерения спектров фотонов космических источников в диапазоне энергий 1 - 100 кэВ с высоким энергетическим разрешением. Поле зрения прибора ограничивается коллиматором с полушириной 5 градусов.

Принцип действия детектора ГСПС следующий. Детектирующей средой служит объем газа (смесь Xe и He под давлением 3 атм.), находящийся в слабом электрическом поле. Под действием этого поля фотоэлектроны, образовавшиеся при попадании фотона в этот объем, дрейфуют к области электрического поля с большой напряженностью, где происходит вспышка света с интенсивностью, пропорциональной энергии фотоэлектрона.

Если энергия фотона, поглотившегося в детекторе, больше 34.6 кэВ, то с большей вероятностью (75%) в объеме газа происходят две вспышки света (а не одна) с разностью во времени < 50 мкс, причем одной из них обязательно соответствует энергия флюоресцентного фотона К-оболочки ксенона (К=29.8 кэВ и К=33.6 кэВ с вероятностями 59% и 16% соотвественно).

Амплитуды электрических импульсов, пропорциональные величинам вспышек света, регистрируются 250-канальным амплитудным анализатором. Ширина первых 125 каналов 72 эВ (диапазон 1-10 кэВ), а последних - 720 эВ (диапазон 10-100 кэВ).

На телеметрию поступает научная информация, формат которой состоит из одного слова: НЭК (номер энергетического канала) для одной вспышки света, и из трех слов: маркер 255, НЭК 1 и НЭК 2 для двух вспышек света от одного фотона.

ГСПС имеет калибровочные радиоактивные источники, которые в режиме калибровки периодически подводятся к детектору (примерно на 2 минуты), при этом в "энергетическом" спектре появляются линии с энергиями 5.9 кэВ, 21.26 кэВ и 80 кэВ. Состояние калибровки можно идентифицировать по увеличению скорости счета в интенсиметрах.

Комплекс Пульсар Х-1 состоит из двух рентгеновских телескопов: "Спектр" и "Ира"

С самого начала работы на орбите модуля "Квант" ему сопутствовала редчайшая удача: незадолго до запуска, 23 февраля 1987 года, произошла вспышка Сверхновой 1987А в ближайшей галактике - Большом Магеллановом Облаке. Это была ярчайшая сверхновая за последние 400 лет. Сразу стало ясно, что модуль "Квант" может дать уникальные данные о природе этой Сверхновой. Относительная близость этой Сверхновой (180 тыс. световых лет) позволила астрофизикам исследовать многие детали ее эволюции во времени, тщательно изучить ее электромагнитный спектр практически во всех диапазонах частот, впервые обнаружить нейтрино, испущенные при коллапсе звезды и превращении ее в нейтронную звезду, а быть может и в черную дыру. Эти исследования навсегда вошли в историю астрофизики и приборы модуля "Квант" внесли в них существенный вклад.

Готовясь к наблюдениям "Кванта", теоретики отдела Астрофизики Высоких Энергий ИКИ РАН начали интенсивные расчеты методом Монте-Карло ожидаемого потока рентгеновских лучей от Сверхновой. Воспитанные яркими докладами В.Л. Гинзбурга и И.С. Шкловского, они ожидали появления в Сверхновой мощнейших ударных волн, ускорения космических лучей, теплового и нетеплового рентгеновского излучения, бурных проявлений молодого быстровращающегося пульсара или черной дыры, аккрецирующей (притягивающей к себе) остатки сброшенной оболочки. Природа этого излучения оказалась совсем другой. Аспирант (ныне - доктор физ.-мат. наук) С.А Гребенев (ученик известного специалиста по методу Монте-Карло И.М. Соболя из ИПМ) провел вычисления и построил приближенную теорию спектра излучения, выходящего из оболочки, предполагая, что первичным источником излучения являются гамма-лучи, рождающиеся при распаде радиоактивного никеля-56, синтезированного перед гибелью звезды и превращающегося в радиоактивный кобальт, а затем в железо. Расчеты показали, что рассеяние жестких фотонов на холодных электронах разлетающейся оболочки Сверхновой и фотопоглощение на атомах тяжелых элементов не позволяют жесткому излучению выходить из оболочки в течение первых месяцев после взрыва, и появления потока излучения на наблюдаемом уровне можно ожидать лишь через полгода после взрыва. В своих расчетах теоретики отдела опирались на численную гидродинамическую модель взрыва, созданную в группе В.С. Имшенника в ИТЭФ.

В середине июня 1988 г. начались практически ежедневные наблюдения Сверхновой. Руководство НПО ЭНЕРГИЯ и, в первую очередь, Ю.П. Семенов осознавали важность наших наблюдений и делали все для того, чтобы помочь нам. Обработку и анализ данных прибора ТТМ вели молодые теоретики М.Р. Гильфанов и Е.М. Чуразов (сейчас - доктора физ.-мат. наук). Данные жестких рентгеновсих приборов ГЕКСЕ и ПУЛЬСАР X-1 обрабатывали выпускник МИФИ В.В. Ефремов и выпускник МФТИ А.С. Каниовский (сейчас - канд. физ.-мат. наук). Телескоп ТТМ, работающий в более мягком диапазоне энергий, ничего не показывал. Этого можно было ожидать лишь в модели радиоактивного распада. Ни ударные волны, ни обратное комптоновское излучение релятивистских электронов не могли произвести столь жесткий спектр излучения.

Сигнал в данных ГЕКСЕ нарастал ото дня ко дню. Через несколько дней он был зафиксирован в еще более жестких лучах (выше 50 кэВ) прибором ПУЛЬСАР X-1. Спектр излучения действительно был необычайно жестким. За несколько дней была написана статья в журнале "Nature" и разослан ее предварительный текст коллегам из Германии, Англии и Голландии. Статья была опубликована в одном номере со статьей японской группы, наблюдавшей чрезвычайно слабый сигнал в последних, самых жестких каналах пропорциональных счетчиков спутника ГИНГА. Наблюдения Сверхновой продолжались в течение нескольких месяцев в том же темпе и гораздо реже в течение последующих двух с половиной лет. По данным КВАНТа вырисовывалась ее кривая блеска в жестких рентгеновских лучах, определялась степень перемешивания радиоактивных элементов по оболочке и были поставлены жесткие верхние пределы на отношение долгоживущего изотопа кобальт-57 к изотопу кобальт-56. Оставалась надежда зафиксировать излучение центрального пульсара или черной дыры, возникших после коллапса ядра звезды, но ничего сверхинтересного не появилось в рентгеновских лучах, и не наблюдается на ожидавшемся уровне и по сей день, через 13 лет после взрыва. Оболочка Сверхновой представляет сегодня облако холодного молекулярного газа, медленно расширяющегося и ждущего, пока не произойдет его столкновение с плотным звездным ветром красного сверхгиганта, существовавшего на стадии, предшествовавшей взорвавшемуся голубому сверхгиганту.

Это была первая Сверхновая, от которой было зафиксировано рентгеновское излучение. Была понята природа этого излучения, Связанного с синтезом 0.07 масс Солнца радиоактивного никеля в процессе гибели звезды. Это открытие КВАНТА вошло в историю рентгеновской астрономии.

Вслед за успехом наблюдений Сверхновой 1987А началась охота за рентгеновскими новыми. Это объекты, которые неожиданно появляются на небе, за несколько дней становятся ярчайшими источниками и затем медленно, с характерными временами от 25 до 40 дней, уменьшают свой блеск в рентгеновских лучах и исчезают с небосвода, чтобы появиться вновь через 30-50 лет. Широкий энергетический диапазон чувствительности, большое поле зрения и способность строить изображения в рентгеновских лучах позволили обсерватории "Рентген" открыть немало неизвестных ранее рентгеновских источников. В частности, оказалось, что черные дыры легче всего искать по их проявлениям в жестких рентгеновских лучах. ГРАНАТ и КВАНТ открыли 7 рентгеновских новых и приняли активное участие в исследовании еще нескольких источников этого типа, открытых другими спутниками. ГРАНАТ и КВАНТ наблюдали за этими объектами и смогли получить немало уникальной информации об их свойствах. Были построены кривые блеска наблюдавшихся вспышек, но главное, были обнаружены переходы из мягкого спектрального состояния в жесткое, подобные наблюдавшимся ранее у известнейшего кандидата в черные дыры - источника Лебедь X-1.

Примечательно, что большинство рентгеновских новых являются кандидатами в черные дыры и, как показывают исследования, как правило, относятся к маломассивным двойным системам. Многие объекты этого подкласса имеют мощную мягкую компоненту в спектре с характерной температурой ~ 1 кэВ в предположении чернотельного спектра, что позволило выделить их в подкласс мягких рентгеновских новых. До вспышки GS 2023+338 (а впоследствии также GRO J0422+32 и GRS 1716-249) считалось, что наличие яркой мягкой компоненты является признаком, характерным для всех рентгеновских новых. После наблюдений стало ясно, что существуют и рентгеновские новые с аномально жестким спектром без мягкой компоненты, подобным спектру источника Лебедь X-1 в его обычном "жестком" состоянии.

А началась эпопея с исследованиями рентгеновских новых в 1988 году с замечательного источника GS 2000+25 в созвездии Лисички, для которого И.Ю. Лапшов, С.А. Гребенев и А.С. Каниовский получили прекрасный широкополосный спектр от 2 до 200 кэВ. Через год, в 1989 г., последовали детальные исследования самого достоверного кандидата в черные дыры - источника GS2023+338 в созвездии Лебедя, затем следует выделить рентгеновские новые в Персее GRO J0422+32 (в 1992 г.), две вспышки 1993 г. - в Парусах (GRS 1009-45) и Змееносце (GRS 1716-249) и, конечно, источник KS 1730-312, открытый К.Н. Бороздиным в сентябре 1994 г. именно по данным телескопа ТТМ. Во время наблюдений KS 1730-312 приборами ТТМ и СИГМА/"Гранат" был зафиксирован переход источника из жесткого спектрального состояния в мягкое. Исследования, проведенные по данным обсерваторий "Мир-Квант" и "Гранат", позволили заключить, что KS 1730-312 является также кандидатом в черные дыры.

В марте 1996 г. приборами спутника "Гранат" и модуля "Квант" была обнаружена рентгеновская новая в созвездии Змееносца GRS 1739-278. Интересно, что ни один из иностранных экспериментов, запущенных в 90-х годах и обладающих более высокой чувствительностью, не смог по различным причинам зарегистрировать этот источник. Только в апреле 1996 года пришло сообщение из США, что прибор BATSE сумел выделить вклад рентгеновского излучения от GRS 1739-278 на фоне яркого барстера-пульсара GRO J1744-28, используя данные ТТМ о расположении этих источников.

Рентгеновские новые появляются на небе достаточно регулярно, поэтому работа по их изучению приборами обсерватории "Рентген" продолжалась до последних лет работы на орбите. Так, летом 1998 г. была проведена серия наблюдений источника XTE J2012+381, а весной 1999 г. - XTE J1550-564.

Рентгеновские новые считаются одним из подклассов источников - кандидатов в черные дыры. По современным представлениям, массивные звезды, заканчивая свою эволюцию, могут сколлапсировать и превратиться в черную дыру. Никакое излучение не может покинуть черную дыру. Однако в 60-х годах было показано, что в случае вхождения черной дыры в двойную систему, притяжение этого массивного объекта может вызвать перетекание вещества со звезды-компаньона с образованием аккреционного диска. При этом горячая плазма аккреционного диска излучает в рентгеновском диапазоне - а нагревается плазма из-за динамической вязкости (трения между отдельными слоями диска, находящимися на разных расстояниях от центрального тела и потому имеющих разную скорость обращения). Теория дисковой аккреции (именуемая теперь "стандартной теорией") была построена Н.А.Шакурой и Р.А.Сюняевым в группе академика Я.Б.Зельдовича в 1972-1973 годах.

Наиболее надежным аргументом принадлежности источника к черным дырам является измерение массы компактного объекта. Это возможно только в случае, если источник отождествлен в оптическом диапазоне. Теоретические расчеты показывают, что 3 массы Солнца можно принять как жесткий верхний предел для массы нейтронной звезды. Из наблюдаемых обсерваторией "Рентген" из источников такого типа только три (LMC X-1, Cyg X-1 и Cyg X-3) принадлежат к двойным системам с оптическим компаньоном большой массы, остальные - двойные малой массы. Все объекты этого класса лежат в галактической плоскости, исключение составляет лишь внегалактический источник LMC X-1, принадлежащий Большому Магелланову Облаку.

Характерной чертой кандидатов в черные дыры является бимодальное поведение, т.е. переход из мягкого состояния в жесткое и обратно. Классическим объектом такого рода считается известный квазистационарный источник рентгеновского излучения Лебедь Х-1 (Cyg X-1). Cyg Х-1 - это двойная система с орбитальным периодом 5.6 дней, состоящая из голубого сверхгиганта и компактного объекта, являющегося вследствие большого значения массы (M > 9.5 солнечных масс) одним из наиболее надежных кандидатов в черные дыры. В стандартном рентгеновском диапазоне (до 20 кэВ) источник наблюдался в двух состояниях: высоком, в котором он обладает сильной мягкой и слабой жесткой компонентами, и низком, где соотношение компонент меняется на противоположное. При переходе из одного состояния в другое изменения потоков в мягкой и жесткой частях спектра антикоррелированы. В низком состоянии Лебедь Х-1 проводит ~90% времени.

Два основных типа спектров от галактических кандидатов в черные дыры хорошо видны на рисунках, построенных по данным телескопа ТТМ для источников Cyg X-1, GRO J1654-40, GRS 1009-45, GX 339-4, KS 1730-312 (С.В. Лавров и др. Письма в Астрон. журнал, 1997, Т. 23, 7, С. 496 - 502. );

С первого года работы обсерватории "Рентген" особое внимание уделяется регулярным наблюдениям в рентгеновском диапазоне густонаселенных областей неба, и в первую очередь - области Центра Галактики. И такой выбор не случаен: именно эта область является наиболее насыщенной рентгеновскими источниками, и поэтому большое поле зрения и достаточно высокое пространственное разрешение телескопа ТТМ делает такие наблюдения особенно эффективными. Накопленные данные уникальны именно тем, что наблюдения источников различных типов ведутся одними и теми же приборами на протяжении многих лет, что позволяет одновременно решать задачи самых разных направлений.

Одно из таких направлений - оценка состояния недавно открытых рентгеновских транзиентов в прошлом. Транзиентами называются переменные рентгеновские источники, поток от которых во время вспышек может на несколько порядков превосходить поток в спокойном состоянии. Характерное время вспышек составляет от нескольких дней до нескольких месяцев, а промежуток между вспышками может составлять несколько лет или десятилетий. Обычно по различным сериям наблюдений телескопа ТТМ удается с хорошей точностью определить верхние пределы на потоки от этих источников, а иногда обнаруживаются и слабые вспышки от них, пропущенные в свое время из-за сложностей с их различением на фоне шумов.

Помимо этого, в окрестностях Галактического Центра часто вспыхивают новые источники, и прибор ТТМ также весьма эффективен для их поиска и локализации. Именно в этой области были открыты новые источники самой разной природы: галактический микроквазар GRO J1655-40, барстер-пульсар GRO J1744-28 и уже упоминавшиеся рентгеновские новые GRS 1716-249 (1993), KS 1730-312 (1994) и GRS 1739-278 (1996). Всего телескопом ТТМ было открыто 11 новых источников.

Там же, вблизи Центра Галактики, в 1990 г. М.Гильфанов и Е.Чуразов открыли барстер KS1731-260. Барстеры - это вспыхивающие рентгеновские источники с периодом повторения вспышек от нескольких часов до нескольких дней и продолжительностью порядка 10 секунд. Интервал между вспышками не остается постоянным, он колеблется в пределах от 30 до 50% в стабильном состоянии, и, кроме того, может сильно меняться в зависимости от общей светимости источника. Как правило, при увеличении средней светимости время между вспышками уменьшается, и при достижении некоторой критической светимости (~ 10³⁷ эрг/с) вспышки вообще исчезают. Спектр излучения во время вспышки близок к спектру излучения абсолютно черного тела с температурой в несколько кэВ. Между вспышками барстеры являются рентгеновскими источниками с медленно меняющимся потоком излучения и средней светимостью ~10³⁶ - 10³⁷ эрг/с. Все известные барстеры принадлежат к маломассивным двойным системам и находятся в пределах Галактики. Более того, большинство барстеров расположено в пределах 30° от направления на Галактический центр, что свидетельствует о принадлежности их к сферической подсистеме Галактики. По современным представлениям барстер - это двойная система с нейтронной звездой, на поверхность которой выпадает богатое гелием вещество звезды-компаньона. Вещество, аккрецируемое нейтронной звездой, в течение нескольких часов накапливается на ее поверхности в виде слоя толщиной ~ 10 м и поверхностной плотностью ~10⁹ г/см², разогреваясь за счет аккреции и ядерного горения водорода. При достижении критической температуры ~3*10⁸ К начинает гореть гелий. Накопленная между вспышками масса ~10²¹ г сгорает за несколько секунд, что и наблюдается в рентгеновском диапазоне в виде кратковременной вспышки. При этом между вспышками поток от барстеров более или менее постоянный. Подобную природу - термоядерный взрыв - также имеют вспышки оптических новых звезд.

У KS1731-260 недавно со спутника RXTE (Rossi X-Ray Timing Explorer) были обнаружены периодические пульсации во время прохождения ядерного пламени по поверхности звезды. Ядерное пламя двигается медленно, за время порядка 8 секунд обегая нейтронную звезду. Фронт пламени создает выделенную яркую зону на поверхности звезды, и детекторы RXTE принимали пульсирующий сигнал (с частотой ~524 Гц - частотой вращения нейтронной звезды).

Другой интересный класс источников, изучению которого уделялось много времени - рентгеновские пульсары. По современным представлениям, это двойные системы, в которых связаны гравитацией обычная звезда и быстровращающаяся нейтронная звезда с сильным магнитным полем. Рентгеновское излучение появляется за счет аккреции в области магнитных полюсов вещества, истекающего с обычной звезды, а его пульсации - из-за быстрого вращения нейтронной звезды - если ее магнитная ось не совпадает с ось вращения, для наблюдателя со стороны горячее пятно (магнитный полюс) будет периодически исчезать и появляться снова. Поэтому периоды следования импульсов соответствуют периодам вращения нейтронной звезды и лежат в пределах от 2.5 мcек SAX J1808.4-3658 до нескольких сотен секунд (например, 835 с у пульсара 4U 0535+30). Падающее на поверхность вещество передает нейтронной звезде часть своего вращательного момента, из-за чего с течением времени у каждого пульсара этот период медленно изменяется - увеличивается или уменьшается, в зависимости от условий аккреции, а у некоторых пульсаров эпохи ускорения вращения чередуются с эпохами замедления.

Большинство рентгеновских пульсаров, наблюдавшихся обсерваторией "Рентген", находятся в пределах Галактики. Рентгеновские пульсары, входящие в состав двойных систем большой массы (за исключением внегалактических объектов), в основном располагаются вблизи галактической плоскости. Пульсары же, относящиеся к маломассивным двойным системам, напротив, принадлежат к сферической составляющей Галактики. Исключениями, вероятно, являются два пульсара, относящиеся к маломассивным системам, но лежащим в галактической плоскости, хотя и рядом с Галактическим Центром - это GX 1+4 и GRO J1744-28. Из всех рентгеновских пульсаров, наблюдавшихся модулем "Квант", лишь GRO J1744-28, A0535+26, GRS 0834-42 и 4U 0115+63 являются транзиентными (то есть проявляющими вспышечную активность), от остальных поток в стандартном рентгеновском диапазоне меняется незначительно.

Из числа наиболее интересных представителей этого класса источников особое место занимает GRO J1744-28, вспыхнувший в декабре 1995 г. Этот уникальный источник сочетает в себе свойства транзиента, пульсара и барстера. За время наблюдения источника обсерваторией "Рентген" поток от него (в диапазоне ТТМ) упал с ~ 900 мКраб в первых сеансах (6-7 февраля 1996 г.) до ~400 мКраб в последних (конец марта 1996 г. и февраль 1997 г.). Кривая блеска источника имеет два ярко выраженных максимума с интервалом около года между ними. Подобные кривые блеска характерны для галактических микроквазаров, а также наблюдались у двойных систем малой массы с нейтронными звездами, например, 4U 1608-522. И в то же время от пульсара наблюдались короткие (продолжительностью порядка 10 секунд) вспышки, во время которых поток от источника увеличивался в несколько раз. Пульсар входит в маломассивную двойную систему и представляет собой нейтронную звезду, в отличие от многих транзиентов - рентгеновских новых, являющихся общепринятыми кандидатами в черные дыры. Форма его спектра (степенной закон с экспоненциальным множителем в жесткой части) характерна для рентгеновских пульсаров. Как было отмечено по результатам обсерваторий ASCA и RXTE и подтверждено наблюдениями ТТМ и HEXE, спектры источника в максимуме и минимуме вспышки отличаются незначительно. Расстояние до источника принято считать равным ~8 кпк. Его светимость в максимуме блеска составляла (1.8+-0.06)*10⁴⁰ эрг/с, что примерно в 100 раз превышает эддингтоновский предел светимости для звезды с M ~ 1 массой Солнца.

Стандартный спектр пульсаров имеет экспоненциальный завал на энергиях выше 5-30 кэВ. В результате этого излучение на энергиях выше 80 кэВ обнаруживается лишь у пары наиболее ярких объектов. Так, например, в конце мая 1994 г. приборами ТТМ и HEXE был зафиксирован необычайно жесткий спектр излучения рентгеновского пульсара 4U 0115+63 во время вспышки. Он описывался степенным законом с a = 1.94 +- 0.04 в диапазоне 2-100 кэВ. Недавно был открыт еще один пульсар SAX J1808.4-3658 = XTE J1808-369 , у которого также наблюдается жесткий степенной спектр с показателем 2. Механизм, приводящий к формированию у нейтронных звезд жесткого степенного спектра, до сих пор остается неизученным.

Другой интересный рентгеновский пульсар - Геркулес Х-1. В его спектре хорошо видна гиролиния - спектральная линия, обусловленная циклотронным излучением или поглощением электронов. Наличие такой гиролинии дает возможность прямого экспериментального определения магнитного поля нейтронной звезды. Гиролиния в спектре Геркулеса Х-1 присутствует на энергии 41 кэВ, что соответствует напряженности магнитного поля на поверхности ~ 4*10¹² Гаусс.

Пульсар в Крабовидной туманности занимает в особое место среди представителей этого класса объектов. Это остаток вспышки Сверхновой 1054 г., также представляющий из себя нейтронную звезду с сильным магнитным полем, с периодом вращения 33 мсек. Но, в отличие от обычных рентгеновских пульсаров, мы видим этот источник не благодаря аккреции, а из-за синхротронного излучения - свечения разгоняемых нейтронной звездой релятивистских электронов в магнитном поле. Этот пульсар не входит в двойную систему, и благодаря отсутствию многочисленных эффектов, связанных с орбитальным движением, форма его спектра и поток от него практически неизменны, в то время как характерной чертой подавляющего большинства остальных рентгеновских источников является их переменность. Поэтому пульсар в Крабовидной туманности служит естественным калибровочным источником для астрофизических приборов, работающих в космосе.

Во время наблюдений Сверхновой 1987А ТТМ зарегистрировал излучение подобного пульсара в LMC.

В 1992 году со спутника Гранат был открыт источник GRS 1915+105 - это был первый в Галактике источник со сверхсветовым разлетом радиокомпонент. С сентября 1994 г. начались исследования приборами модуля двух самых ярких галактических источников со сверхсветовым разлетом рентгеновских струй: GRS 1915+105 и GRO J1655-40. Оба источника были открыты как рентгеновские новые, однако их дальнейшее поведение имело свои особенности. В частности, от них было зафиксировано несколько вспышек в жестком рентгеновском диапазоне, во время которых эти источники становились одними из ярчайших на всем небе. Характерная продолжительность вспышки составляет недели, интервала между вспышками - месяцы. Но самое интересное, что периоды переходов между высоким и низким состояниями рентгеновского излучения совпадают с образованием двухкомпонентных радиоисточников, видимая скорость движения которых перпендикулярно лучу зрения превосходит даже скорость света. Такой эффект объясняется в рамках специальной теории относительности для облаков плазмы, имеющих скорости хоть и немного меньше световой, но направленные под малыми углами к лучу зрения.

Подобный эффект был также обнаружен при наблюдении квазаров и активных ядер галактик. GRS 1915+105 и GRO J1655-40 оказались первыми источниками такого типа в нашей Галактике. В соответствии с современными представлениями, источником энергии для таких объектов является аккреция, связанная с перетеканием вещества с нормальной звезды на релятивистскую в тесной двойной системе. В случае квазаров и радиогалактик общепринято, что главной частью излучающего объекта является сверхмассивная черная дыра с массой 10⁷ - 10⁸ масс Солнца. Сходство процессов, происходящих в GRS 1915+105 и GRO J1655-40, с процессами в квазарах определяется тем, что в обоих классах объектов не исследованные еще до конца процессы приводят к выбросу облаков плазмы с релятивистскими скоростями. Таким образом, GRS 1915+105 и GRO J1655-40 становятся промежуточным звеном между релятивистскими объектами звездной массы и сверхмассивными черными дырами, поэтому их иногда называют микроквазарами. Эти объекты предоставляют уникальную возможность лучше понять процессы, идущие в непосредственной близости от сверхмассивных черных дыр в квазарах и ядрах активных радиогалактик. В октябре 1995 г. прибор ТТМ впервые зарегистрировал источник GRS 1915+105 в низком жестком спектральном состоянии, что полностью подтверждает интерпретацию этого объекта, как галактического кандидата в черные дыры.

В июне 1990 была выведена на орбиту миссия ROSAT (Roentgen Satellite), разработанная совместно Германией, США и Великобританией. Первые полгода работал в режиме обзора всего неба в рентгеновской и жесткой ультрафиолетовой областях спектра.

В феврале 1993 г. был запущен спутник ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics). Это четвертая японская космическая миссия в области рентгеновской астрономии. Состоит их четырех рентгеновских телескопов, в качестве детекторов может устанавливаться газовый пропорциональный счетчик или ПЗС-матрица. Первая орбитальная обсерваториея, использующая ПЗС-матрицы для рентгеновских наблюдений и сочетающая возможность построения изображения с хорошим спектральным разрешением и большой эффективной площадью.

В декабре 1995 г. был выведен на орбиту спутник RXTE (The Rossi X-ray Timing Explorer), предназначенный для исследования переменности в излучении рентгеновских источников со средним спектральным разрешением в энергетическом диапазоне 2-250 кэВ. Научная аппаратура состоит из монитора всего неба ASM, 5 пропорциональных счетчиков PCA и двух блоков по 4 NaI/CsI стинциляционных детектора НЕХТЕ (The High Energy X-ray Timing Experiment). Эта миссия NASA стала удачным дополнением к "Рентгену", поскольку превосходит его по чувствительности и спектральному разрешению в отношении одиночных источников, но из-за низкого углового разрешения не может работать в густонаселенных областях неба (в первую очередь - в районе Галактического Центра), где наибольшую эффективность имеет ТТМ.

В апреле 1996 г. была осуществлена миссия BeppoSAX Итальянского Космического Агентства.

В 1999 г. состоялся запуск двух особо примечательных спутников нового поколения, предназначенных для астрофизических исследований в мягкой рентгеновской области - AXAF (миссия NASA) и ХММ (миссия Европейского Космического Агентства).

Chandra (AXAF)состоит из одного рентгеновского телескопа с оптикой косого падения, его фокальная длина 10 м. Обладает рекордным угловым разрешением 0.5 угл.сек. Энергетическое разрешение может быть доведено до 0.1%, когда используются дифракционные решетки. Основная задача миссии - исследование космологических объектов и тонкой пространственной структуры у Галактических и внегалактических источников.

ХММ-Newton состоит из 3-х телескопов рентгеновской оптики косого падения для энергетического диапазона 0.1 - 15 кэВ и совмещенного 30 см оптического / ультрафиолетового монитора. Рентгеновские телескопы имеют фокальную длину 7.5 м. Обладает самой большой площадью для фокусирующих рентгеновских телескопов: 4650 см2 на 1 кэВ. Имеет хорошее угловое разрешение. Энергетическое разрешение которое может быть доведено до 0.15%, когда используются дифракционные решетки. Главная научная цель - исследование космологических и слабых Галактических объектов.

Из миссий астрофизики высоких энергий, готовящихся к реализации в ближайшем будущем, прежде всего необходимо отметить проект СПЕКТР-РЕНТГЕН-ГАММА. Эта орбитальная обсерватория создается силами широкой международной и внутрироссийской кооперации. К главным особенностям проекта относятся огромная эффективная площадь зеркал рентгеновских телескопов, широчайший энергетический диапазон 0.03 - 100 кэВ, способность строить рентгеновские изображения с пространственным разрешением от 10" до 2' в широком поле (40' x 40') и проводить рентгеновскую спектроскопию с высоким энергетическим разрешением. Орбита с периодом 4 дня, апогеем 200 тыс. км и перигеем 500 км позволит обсерватории вести непрерывные наблюдения вне пределов магнитосферы Земли в течение 3 суток. Общий вес астрофизических приборов спутника превышает 2.7 тонны. Ядром комплекса научной аппаратуры обсерватории являются рентгеновские телескопы СОДАРТ с фокусным расстоянием 8 м и эффективной площадью 2000 см2 на 2 кэВ, JET-X (Объединенный Европейский Телескоп) и МАРТ. СОДАРТ и JET-X имеют по две фокусирующие зеркальные системы с независимыми сменными фокальными детекторами. Телескоп СОДАРТ также оснащен поворотной панелью Брэгговского рентгеновского спектрометра, который позволит добиться энергетического разрешения Е/DE = 500-1000. И, наконец, в состав обсерватории также входят ультрафиолетовые телескопы FUVITA и рентгеновский всплесковый монитор всего неба MOXE.

В числе наиболее значимых результатов работы обсерватории "Рентген" можно назвать: