Kompendium wiedzy o Teleskopie Chandra

[Scorus]

WPROWADZENIE
Obserwatorium rentgenowskie Chandra (Chandra X-Ray Observatory - CXRO, X-Ray Observatory - XRO, Advanced X-Ray Astrophysics Facility - AXAF, Chandra Space Telescope, Chandra) jest trzecim (po Teleskopach Hubblea i Comptona) obserwatorium wystrzelonym w ramach flagowego programu NASA Wielkie Obserwatoria (Great Observatories Program). Później wystrzelono jeszcze jeden teleskop tego programu - Spitzera. Satelita ten służy do obrazowania i badań spektrometrycznych najróżniejszych obiektów astronomicznych - od najodleglejszych galaktyk poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego w zakresie promieniowania rentgenowskiego o energiach 0.09 - 10.0 keV. Do jego głównych celów naukowych należą: określenie natury obiektów kosmicznych od normalnych gwiazd do kwazarów; umożliwienie poznania natury procesów astrofizycznych wysokich energii, takich jak akrecja materii na czarne dziury, zjawiska w jądrach aktywnych galaktyk, układy rentgenowskie itp; oraz wykonanie ogólnych badań historii i rozwoju Wszechświata. Obserwacje obejmują głównie takie obiekty jak pozostałości supernowych, pulsary rentgenowskie, czarne dziury, gwiazdy neutronowe, oraz gorące gromady galaktyk.

[Scorus]

KONSTRUKCJA
Teleskop Chandra ma masę własną wynoszącą 4 790 kilogramów. Ma w przybliżeniu kształt stożkowaty. Razem z panelami słonecznymi ma wymiary 13.8 x 19.5 m. Składa się z trzech zasadniczych modułów: busa statku kosmicznego (Spacecraft Module); tzw ławy optycznej (Optical Bench); oraz zintegrowanego modułu instrumentów naukowych (Integraded Science Instruments Module - ISIM).

[Scorus]

Moduł statku kosmicznego jest przednim, zasadniczym elementem pojazdu. Zawiera większość jego głównych podsystemów oraz optykę rentgenowską. Moduł ten ma kształt graniastosłupa ośmiokątnego. Energii elektrycznej na poziomie 2000 W dostarczają dwa skrzydła fotoogniw słonecznych umieszczone symetrycznie po obu stronach tego elementu. Każde skrzydło składa się z trzech prostokątnych krzemowych paneli fotowoltaicznych. W czasie startu w ładowni wahadłowca panele były złożone jak harmonijka. Zostały rozpostarte po wyładunku obserwatorium. Energia jest wykorzystywana na bieżąco, oraz trzy nikolowo - wodorowe baterie o pojemności 40A/h, używane w czasie gdy pojazd znajduje się w cieniu Ziemi. Kontrolę orientacji przestrzennej umożliwia 6 kół reakcyjnych (Reaction Wheels), oraz silniczki manewrowe. Pojazd posiada cztery takie silniki 105 lb zainstalowane na górze i na dole przedni części modułu statku kosmicznego. Danych nawigacyjnych dostarczają sensory Słońca (Fine Sun Sensors), sensory Ziemi (Earth Sensors) oraz dwie bezwładnościowe jednostki odniesienia (Inertial Reference Units) z żyroskopami i przyspieszeniomierzami. Sensory Słońca i Ziemi znajdują się na zewnątrz powierzchni głównego modułu pojazdu. Silniki rakietowe były używane głównie do zmian orbity po wyniesieniu statku, a podczas obserwacji naukowych są stosowane koła reakcyjne. Stabilność pozycjonowania wynosi 0.25 sekundy kątowej przez 95% okresu 10 sekund. Dokładność pozycjonowania wynosi 30 sekund kątowych przez 99% czasu obserwacji. System ten jest na tyle dokładny, że mógłby skierować teleskop na obiekt o średnicy 3 mm (średnica główki szpiki) w odległości 1 kilometra. System kontroli orientacji umożliwia także przełączenie Chandry w tryb bezpiecznego oczekiwania (tzw. Safe Mode) o kilku poziomach w razie nagłych awarii. Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają grzejniki, radiatory, termostaty, oraz wielowarstwowa izolacja. Szczególnie ważne jest zachowanie stałej temperatury zwierciadeł rentgenowskich, w celu utrzymywania zwierciadeł dokładnie w pozycji ogniskującej. Temperatura jest stale monitorowana, a wyniki są wysyłane na Ziemię, gdzie są analizowane. Do kontroli sensorów nawigacyjnych, zarządzania danymi, oraz przyjmowania rozkazów i wysyłania danych telemetrycznych na Ziemię służy jednostka rozkazów i telemetrii obserwatorium (Command and Telemetry Unit - CTU). Łączność z Ziemią zapewniają dwie stożkowo - spiralne anteny niskiego zysku (Low-Gain Antennas - LGAs) umieszczone na zewnątrz modułu statku kosmicznego. Do łączności dipleksowej może zostać użyta tylko jedna z dwóch anten. Łączność w łączu Ziemi - satelita odbywa się na częstotliwości  2250 MHz, a w łączu satelita - Ziemia - 2071.8 MHz. Szybkość transmisji danych wynosi 2 kbps. Przed transmisją dane są zapisywane przez rejestrator jednoczęściowy (Solid State Recorder - SSR). Nie zawiera on żadnych ruchomych części, składa się z kości pamięci. Może zapisać 1.8 gigabita informacji, co odpowiada 16.8 godziny danych z obserwacji. Łacność w kierunku satelita - Ziemia odbywa się typowo co 8 godzin. Dane są odbierane przez jedną z trzech anten sieci DSN. Następnie są kierowane do JPL, a stamtąd do centrum operacyjnego Chandry w Cambrige. Tam dane są obrabiane, udostępniane i archiwizowane.

[Scorus]

W przedniej części modułu statku kosmicznego znajdują się szczeliny wejściowe systemu zwierciadeł wysokiej rozdzielczości (High Resolution Mirro Assembly - HSMA), przez które fotony rentgenowskie wchodzą do wnętrza teleskopu. W górnej części umieszczono drzwi przeciwsłoneczne (Sunshade Door), które chronią teleskop przed bezpośrednim oświetleniem przez światło słoneczne. Jest to jeden z najważniejszych elementów modułu statku kosmicznego. Drzwi te były zamknięte do czasu, gdy satelita mógł właściwie kontrolować swoją orientację przestrzenną, podczas przygotowań do obserwacji. Po ich otwarciu ocieniają one szczeliny wejściowe, co umożliwia skierowanie teleskopu na obiekt oddalony od Słońca o jedyne 45 stopni. Blisko szczelin wejściowych umieszczono także kamerę aspektową (Aspect Camera) wraz z osłoną chroniąca prze zabłąkanym światłem. Kamera ta jest kamerą elektroniczną opartą na układzie CCD. Służy do wykonywania optycznych zdjęć gwiazd, które pozwalają na dokładne zlokalizowanie na niebie obiektów obserwowanych w zakresie rentgenowskim. Jej pole widzenia ma wymiary 1.40 x 1.40 stopnia. System zwierciadeł rentgenowskich został umieszczony we wnętrzu przedniej części pojazdu. Składa się z czterech koncentrycznych zwierciadeł paraboloidalnych, oraz położonych za nimi czterech koncentrycznych zwierciadeł  hiperboloidalnych. Zwierciadła są ustawione prawie równolegle do napływającego promieniowania rentgenowskiego.  System ten ma długość 83.3 cm. Zewnętrza średnica wynosi 1.2 metra. Jego masa wynosi 956.4 kg. Zwierciadła mają obszar efektywny 400 centymetrów kwadratowych przy energii 1 keV. Są pokryte 600 warstwami irydu - rzadkiego metalu o wysokiej odbijalności. Wyrównanie zwierciadeł od jednego końca ich zestawu do drugiego (2.7 m) wynosi dokładnie 1.3 mikrona. Zwierciadła Chandry do wystrzelenia europejskiego satelity XMM-Newton były największymi zwierciadła rentgenowskimi na świecie. Są najdokładniej oszlifowanymi i najgładszymi zwierciadłami jakie kiedykolwiek zbudowano. Ich gładkość wynosi kilka atomów, co odpowiada wygładzeniu powierzchni Ziemi do poziomu na którym najwyższe wzniesienia miałyby wysokość około 2 metrów. Pole widzenia teleskopu ma średnicę 1.0 stopnia, a jego rozdzielczość kątowa wynosi 0.5 stopnia.

[Scorus]

Ława optyczna jest długą, stożkową strukturą łączącą się szerszym końcem z modułem statku kosmicznego. W niej wiązki promieniowania rentgenowskiego skupionego przez zwierciadła rentgenowskie przechodzą do modułu instrumentów naukowych. Są ostatecznie ogniskowane w pobliżu wąskiego końca tego elementu. Całkowita długość ogniskowej teleskopu wynosi 10 metrów. W ławie optycznej umieszczono dwie siatki transmisyjne, a na jej początku - zestawy elektroniki obserwatorium. Z wąskim końcem tego elementu, w którym skupiane są wiązki umieszczono zintegrowany moduł instrumentów naukowych ISIM, zawierający dwa główne instrumenty naukowe teleskopu. Moduł ten zawiera elektronikę tych instrumentów i zapewnia kontrolę ich temperatury.

[Scorus]

WYPOSAŻENIE
Do sprzętu Teleskopu Chandra zaliczają się czerty urządzenia: zaawansowany spektrometr obrazujący CCD (Advanced CCD Imaging Spectrometer - ACIS); kamera wysokich rozdzielczości (High Resolution Camera - HRC); spektrometr wysokich energii z siatką transmisyjną (High Energy Transmission Grating Spectrometer - HEGTS); oraz spektrometr niskich energii z siatką transmisyjną (Low Energy Transmission Grating Spectrometer - LEGTS). Większość instrumentów naukowych, z wyjątkiem spektrometrów HETGS i LETGS zainstalowano w module instrumentów naukowych.

[Scorus]

ACIS
Zaawansowany spektrometr obrazujący CCD (Advanced CCD Imaging Spectrometer - ACIS) jest jednym z dwóch (obok HRC) instrumentów płaszczyzny ogniskowej Chandry. Urządzenie to służy do wykonywania obrazów obiektów astronomicznych w zakresie promieniowania rentgenowskiego, oraz do jednoczesnych pomiarów energii promieniowania z tych źródeł. Dzięki temu może wytworzyć obrazy w zakresie promieniowania pojedynczego pierwiastka chemicznego i umożliwić porównanie promieniowania różnych pierwiastków (np. porównanie promieniowania pozostałości supernowych w zakresie emisji jonów tlenu do emisji neonu albo jonów żelaza). Instrument ten służy do obserwacji najróżniejszych obiektów astronomicznych - od najodleglejszych galaktyk poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Umożliwia badania zmian temperatur w źródłach rentgenowskich, takich jak chmury gazu międzygalaktycznego, albo zmian w składzie chemicznym, np w pozostałościach po supernowych.

Instrument ACIS został umieszczony w płaszczyźnie ogniskowej Teleskopu Chandra, w zintegrowanym module instrumentów naukowych ISIM. W skład instrumentu wchodzą: system detektorów płaszczyzny ogniskowej (Focal Plane Detector Assembly); system kontroli temperatury (Thermal Control System); oraz cyfrowy system przetwarzania danych (Digital Processing Assembly - DPA). Instrument ten pracuje w zakresie energii 0.2 - 10 keV. Rozdzielczość kątowa obrazów wynosi 0.5 sekundy kątowej. Czułość wynosi 4x10^-15 erg cm^-2 s-1 w 10^5 s.

[Scorus]

System detektorów płaszczyzny ogniskowej jest połączony z modułem ISIM za pomocą tytanowej przegrody. Tytan zmniejsza rozszerzalność cieplną, i działa również jako izolator cieplny pomiędzy ISIM pracującym w temperaturze 0°C i strukturą kamery pracującej w temperaturze -70°C. Tytan ma także wysoką sztywność w stosunku do masy, co zmniejszyło odkształcenia zestawu detektorów podczas startu. Zanieczyszczeniu płaszczyzny ogniskowej zapobiegało zachowanie dużej czystości w trakcie testów naziemnych. W czasie startu była też chroniona przez obwiednie wrota otworzone dopiero na orbicie. Struktura kamery, połączona bezpośrednio z przegrodą jest wykonana z aluminium, co zapewnia działanie izotermiczne oraz maksymalną ochronę CCD przed promieniowaniem. Jest połączona z radiatorem ciepłym (patrz dalej) za pomocą elastycznego uchwyty. Uchwyt ten przewodzi ciepło bez wprowadzania nacisku, wibracji albo obciążeń akustycznych w stosunku do kamery. Płaszczyzna ogniskowej jest połączona z jedną ze stron kamery za pomocą płyty kotwiczącej. Płyta ta jest ważną częścią instrumentu, ponieważ podpiera układ płaszczyzny ogniskowej i radiator zimny (patrz dalej). Ma ona strukturę plastra miodu z niskim przewodnictwem cieplnym pomiędzy arkuszami. Płaszczyzna ogniskowej łączy się także z radiatorem zimnym. Detektory CCD są bardzo wrażliwe nie tylko na promieniowanie rentgenowskie, ale także na światło widzialne. Z tego powodu konieczne było zastosowanie filtra optycznego blokującego fotony światła widzialnego. Składa się on z warstwy aluminium o grubości 1000 Å, oraz z warstwy Lexanu o grubości 800 Å. Filtr ten zmniejsza także promieniowanie cieplne przechodzące z teleskopu do CCD. Obserwowane z perspektywy zestawu detektorów wyjście przegrody rentgenowskiej wygląda jak czarna powierzchnia w temperaturze 10°C. Tylko filtr i wewnętrzna powierzchnia przegrody może "widzieć" tą czarną powierzchnię. Dlatego też ciepło może zostać skutecznie odrzucone prze radiator ciepły. Każdy z 10 detektorów CCD wewnątrz kamery jest połączony z tablicą łącznikową za pomocą 32 kabli sieciowych i wtyczek. Kable te przewodzą większość ciepła do płaszczyzny ogniskowej. W celu zmniejszenia tych przecieków cieplnych kable zostały maksymalnie wydłużone, a także zmieszono średnice przewodników miedzianych w ich wnętrzach poprzez zastosowanie przewodników metalowych o wysokiej impedancji cieplnej wszędzie tam, gdzie było to możliwe. W płaszczyźnie ogniskowej znajduje się kilka grzejników i diod cieplnych wymagających innych 8 kabli łączących je z tablicą łącznikową, w których także zastosowano materiały o wysokiej impedancji. Połączenia elektryczne pomiędzy DEA a tablicą składają się z aż 320 kabli, które muszą przechodzić przez strukturę kamery. Jednak ciepło z tych kabli jest odrzucane za pomocą radiatora ciepłego.

Zestaw detektorów CCD płaszczyzny ogniskowej składa się z 10 obrazujących detektorów CCD. Zestaw ten jest podzielny na dwie płaszczyzny - płaszczyznę obrazowania (ACIS Imaging Array - ACIS-I) i płaszczyznę spektroskopii (ACIS Spectroskopy Array - ACIS-S). Płaszczyzna obrazowania składa się z 4 detektorów CCD ustawionych tak, że maksymalnie dostosowują się do płaszczyzny ogniskowej optyki rentgenowskiej teleskopu. Powierzchnia spektroskopii składa się z 6 detektorów CCD ustawionych tak, że dostosowują się do okręgu Rowlanda siatki transmisyjnej HETGS. CCD są wrażliwe na promieniowanie rentgenowskie w zakresie 0.2 KeV - 10 KeV. Obszar obrazujący każdego detektora składa się z około 1000 rzędów pikseli umieszczonych w w1000 kolumnach. Każdy detektor CCD ma także zapasowy obszar do przenoszenia klatki. Ma on w przybliżeniu takie same wymiary co obszar obrazujący. Ładunek z obszaru zapasowego może być odczytywany równocześnie z wykonywaniem nowej ekspozycji na obszarze obrazowania. Każdy detektor CCD jest wyposażony w cztery wzmacniacze buforu wejściowego, które wzmacniają i buforują sygnał wyjściowy z detektora. Sygnał z każdego zbuforowanego produktu z detektora reprezentuje dane z jednej ćwiartki kolumn w obszarze zapasowym CCD. Z czterema wzmacniaczami sygnału każdy detektor CCD może przetwarzać dane z czterech produktów jednocześnie. Dzięki temu zmniejszono czas odzyskiwania informacji z detektorów i zwiększono rozdzielczość czasową obserwacji.

[Scorus]

System kontroli cieplnej służy do chłodzenia detektorów CCD. Ponadto umożliwia zwiększenie tolerancji detektorów na promieniowanie, wyższe w odległej orbicie Chandry niż na niskiej orbicie okołoziemskiej. CCD zwykle pracują w temperaturze -120°C. Temperatura ta jest niższa od temperatury pracy innych zestawów CCD umieszczonych na statkach kosmicznych, co stanowiło duże wyzwanie w projektowaniu systemu. System ten składa się z dwóch biernych radiatorów wypromieniowujących ciepło do przestrzeni kosmicznej, izolatorów cieplnych i powierzchni regulacji cieplnej. Pierwszy radiator (ciepły) ochładza CCD do -70°C, a drugi (zimny) do -120°C. Radiator ciepły służy do odrzucania ciepła z ISIM (0°C) i teleskopu (10°C). Radiator ten o powierzchni 2.5 stopy kwadratowej używa wysokoemisyjnego układu Martin Black do wypromieniowywania 13 W ciepła do przestrzeni kosmicznej. Radiator zimny odrzuca ciepło z komory kamery i ciepło produkowane przez detektory CCD. Ma on całkowity obszar ok. 2.0 stopy kwadratowej. Również jest wyposażony w układ końcowy Martin Black. Wypromieniowuje on 3 W ciepła w przestrzeń.

Cyfrowy system przetwarzania danych DPA kompresuje dane, formatuje je, dostarcza interfejsu ze statkiem kosmicznych (wymiana danych i rozkazów), kontroluje działanie systemu i pozwala na sterowanie funkcjami instrumentu. Dostarcza także koniecznych funkcji inżynieryjnych, takich jak kontrola temperatury i monitorowanie ogólnego funkcjonowania instrumentu podczas lotu. Składa się z 5 niezależnych układów procesorów, z których każdy jest odpowiedzialna za jeden z 5 zestawów elektronicznych detektorów (Detector Electronic Assembly - DEA). Każda z tych sekcji kontroluje 2 detektory CCD. Podsystemy DEA zawierają sekcję procesora odzyskiwania informacji, nieustannie monitorującego digitalizowany strumień danych z CCD, wyciągającego z niego określone wydarzenia (detekcje fotonów) i dostarczającego sygnału kontrolującego do DEA. Sekcja procesora specjalistycznego przyjmuje te wydarzenia, i określa, czy są one wywoływane przez promieniowanie rentgenowskie, czy przez takie czynniki jak energetyczne cząstki, promieniowanie gamma, albo gorące piksele. Procesor specjalistyczny następnie przygotowuje te dane do transferu do jednostki rozkazów i telemetrii obserwatorium (Command and Telemetry Unit - CTU), celem wysłania na Ziemię. Wydarzenie wywołane fotonami rentgenowskimi jest identyfikowane, gdy poziom natężenia pikseli przekracza określony próg i miejscowe maksimum dla sąsiedniego piksela. Informacja na temat wydarzenia rentgenowskiego zawiera także jego pozycję w płaszczyźnie ogniskowej, czas wydarzenia oraz poziom energii oddany na danym pikselu i pikselu sąsiednim. Tryb w którym instrument aktualnie działa określa ilość informacji na temat wydarzenia która jest przenoszona do CTU celem transmisji na Ziemię. DPA wspomaga rozkazy i przepływ danych dla 6 CCD jednocześnie - maksymalnej ilości detektorów, które mogą funkcjonować w polu widzenia teleskopu jednocześnie. Zmienianie parametrów sprawności różnych elementów DPA umożliwia pracę w kilku trybach. Przeważnie tryby te określają różną ilość informacji na temat wydarzeń rentgenowskich, która jest kierowana do transmisji na Ziemię. Nie jest stosowane poświęcanie jednego z parametrów, takich jak rozdzielczość czasowa, widmowa i przestrzenna na rzecz innego. Wybór trybu w którym ma zostać wykonana dana obserwacja należy od astronomów używających instrument.

Instrument ACIS w połączeniu z optyka rentgenowską o wysokiej rozdzielczości oraz instrumentem HETGS Chandry stanowi znaczący postęp w polu astronomii rentgenowskiej. Instrument ten jest zaprojektowany do pełnego wykorzystania nadzwyczajnych możliwości Chandry jako obserwatorium wykonującego obserwacje słabych źródeł rentgenowskich na niebie z mocą rozdzielczości i wrażliwością nie osiągniętą nigdy wcześniej.

[Scorus]

HRC
Kamera wysokich rozdzielczości (High Resolution Camera - HRC) jest jednym z  dwóch (obok ACIS) instrumentów płaszczyzny ogniskowej Chandry. Instrument ten służy do wykonywania bardzo dokładnych obrazów źródeł rentgenowskich, z rozdzielczością kątową nawet 0.5 sekundy kątowej. Jest to instrument o najwyższej rozdzielczości kontowej na Teleskopie Chandra. HRC jest szczególnie przydatny do obrazowania gorącej materii w pozostałościach po supernowych oraz w gromadach galaktyk i odległych galaktykach. Umożliwia także identyfikowanie bardzo słabych źródeł rentgenowskich.

Instrument HRC został umieszczony w zintegrowanym module instrumentów naukowych ISIM Obserwatorium Chandra. Urządzenie to pracuje w zakresie energii 0.1 - 10 keV. Charakteryzuje się bardzo wysoką wydajnością kwantową dla fotonów rentgeonwskich. Instrument ten umożliwia obrazowanie w dużym formacie (16 milionów pikseli). Równocześnie obrazowane są źródła i tło. Urządzenie to umożliwia także wykonywanie obserwacji spektrometrycznych w dużym formacie (+/- 150 mm), co jest maksymalnym pokryciem spektralnym dla LETGS. Instrument posiada możliwość zliczania pojedynczych fotonów o niskich energiach (powyżej 100 eV). Charakteryzuje się najwyższą rozdzielczością czasową spośród instrumentów Chandry (16 mikrosekund) oraz niskim tłem wewnętrznym umożliwiającym badania rozproszonych źródeł.

HRC jest urządzeniem obrazującym z detektorami w postaci płyt mikrokanałowych. Działa głównie w niższych energiach, gdzie obszar efektywny obserwatorium zwierciadeł jest najwyższy. Ma duże pole widzenia (31 x 31 minut kątowych), co jest przydatne do obserwacji rozległych obiektów (galaktyk, pozostałości po supernowych, gromad galaktyk). Dzięki wysokiej rozdzielczości czasowej jest przydatny do badań pulsarów i różnorodnych eksplozji. Czułość instrumentu wynosi 4 x 10^-15 erg cm^-2 s^-1 w 10^5 s.

Najważniejszym elementem kamery HRC są  dwa detektory w postaci płyt mikrokanałowych (Micro-Channel Plate - MCP). Jedna z nich o powierzchni 10 centymetrów kwadratowych służy do obrazowania (HRC Imaging Plate - HRC-I), a druga o wymiarach 20 x 300 mm jest zoptymalizowana do wykonywanie spektrogramów za pomocą instrumentu LETGS (HRC Spectroskopy Plate - HRC-S).

[Scorus]

Detektor HRC-S jest przydatny do wykonywania spektrogramów, ponieważ zawiera dużą ilość pikseli i daje szerokie pokrycie windowe oraz wysoką rozdzielczość spektralną. Płyta ta składa się z trzech kompletów dwóch powierzchni o wymiarach 100 x 27 mm. Jest wykonana ze szkła Philips Photonics o niskim hałasie wewnętrznym (szkło to jest wolne od izotopów promieniotwórczych). Odpowiednie dobranie szkła pozwoliło na zmniejszenie szumu wewnętrzny o czynnik ok. 10 w stosunku do konwencjonalnych detektorów MPC. Tło wynosi tu ok. 0.04 ct cm^-2 s^-1. Rurki w obrębie płyty są poryte warstwą CsI o grubości 12.5 mikronów (15 mikronów w centrum). Warstwa ta wytwarza elektrony, gdy jest uderzana przez promieniowanie rentgenowskie. Elektrony te są przyspieszane ku dołowi rurki przez wysokie napięcie, powodując powstanie kolejnych elektronów. Do czasu opuszczenia rurki wytwarzają chmurę 30 milionów elektronów. Siatka skrzyżowanych drutów odbiera następnie powstały w ten sposób sygnał elektryczny i umożliwia określenie pozycji pierwotnych promieni rentgena z wysoką precyzją. Z tych danych można wyprowadzić dokładną mapę źródła rentgenowskiego. System odzyskiwania informacji z detektora zbudowany w ten sposób to tzw. krzyżowany siatkowy detektor ładunku (Crossed Grid Charge Detector - CGCD). Połączenie MCP i CGCD dostarcza rozdzielczości przestrzennej 20 mikronów, co odpowiada rozdzielczości widmowej 0.03 Angstrema. Detektor ten jest zapatrzy z przodku w tarcze blokujące promieniowanie UV, FUV, i EUV, oraz jony o niskich energiach. Są one utrzymywane w potencjale dodatnim w stosunku do wejścia MCP, w celu powstrzymania przepływu fotoelektronów z tarcz, które mogłyby spowodować degradację obrazów linii widmowych.

[Scorus]

Detektor HRC-I zawiera 69 milionów małych rurek szklanych o średnicy 10 mikrometrów (1/8 grubości ludzkiego włosa) i długości 1.2 mikrometra. Powierzchnia ta jest podzielona na 3 oddzielne segmenty o wymiarach 100 x 27 mm. Dwa zewnętrze segmenty są nachylone w stosunku do systemu zwierciadeł teleskopu, w celu ustawienia się w przybliżeniu równolegle do powierzchni Rowlanda instrumentu LETGS.  HRC-I ma największy wymiar linowy ustawiony zgodnie z kierunkiem rozproszenia siatki transmisyjnej LETG instrumentu LETGS. Detektor ten jest wykonany z niskoszumowego, optycznego szkła gawanotypowego (Galileo Electro-Optics Glass). Szkło to, opracowane przez firmę Galileo Electro-Optics zmniejsza szum wewnętrzny o czynnik 10 w stosunku do konwencjonalnych detektorów MCP. Rurki w tej płycie są poryte warstwą CsI o grubości 10 mikronów (12 mikronów w centrum), która wytwarza elektrony, gdy jest uderzana przez promieniowanie rentgenowskie. Podobnie jak w HRC-S elektrony te są przyspieszane ku dołowi rurki przez wysokie napięcie, powodując powstanie kolejnych elektronów. Do czasu opuszczenia rurki wytwarzają chmurę 30 milionów elektronów. Sitka skrzyżowanych drutów wyłapuje sygnał i umożliwia określenie pozycji pierwotnych promieni rentgena z wysoką precyzją. System odzyskiwania informacji z detektora - CGCD jest ogólnie podobny do CGCD detektora HRC-S. Przestrzenna rozdzielczość połączenia MCP i CGCD wynosi 2 mikrony. Odpowiada to mniej niż 0.4'' w płaszczyźnie ogniskowej zwierciadeł rentgenowskich. Detektor jest chroniony za pomocą tarcz blokujących promieniowanie UV, EUV, FUV  i jony o niskich energiach. Zostały one wykonane z aluminiowanego poliamidu. Są umieszczone w odległości ok. 1 cm od MCP. Zostały wyprodukowane przez LUXEL Corporation.

[Scorus]

Oba detektory instrumentu zostały umieszczone w pojedynczej komorze próżniowej z ochronnymi wrotami. Komora ta, wraz z tarczami chroniącymi przed cząstkami wysokoenergetycznymi, radioaktywnym źródłem kalibracyjnym, i elektroniką przetwarzania danych została w całości umieszczone w module ISIM obserwatorium. Oba detektory są otoczone 5 tarczami w postaci plastikowych scyntylatorów, które odrzucają wysokoenergetyczne cząstki, mogące zakłócić pomiary. Działają one także jako monitor promieniowania dla statku kosmicznego, automatycznie ostrzegając go przed wzrostem gęstości energetycznych cząstek, np. podczas rozbłysków słonecznych.

Instrument HRC jest detektorem zliczającym fotony podobnym do bardzo udanego detektora obrazującego wysokiej rozdzielczości (High Resolution Imaging Detector - HRI) satelity HEAO-2 (Obserwatorium Einstein), rozwiniętego przez SAO. Dział on bez kłopotów przez 2.5 roku. Inny egzemplarz HRI został także zbudowany przez SAO jako jeden z instrumentów płaszczyzny ogniskowej satelity ROSAT. Była to wspólna misja Niemców Zachodnich (DARA, MPE), Wielkiej Brytanii (SERC), i USA (NASA) wystrzelona w 1990 roku. HRI ROSAT działał bez zakłóceń przez 5 lat. HRC Chandry oczywiście znacznie przewyższa wydajnością i rozdzielczością energii instrument HRI Einsteina. Jest też dużo mniejszy pod względem rozmiarów.

[Scorus]

LEGTS
Spektrometr niskich energii wykorzystuje siatkę transmisyjną, doskonałą zdolność skupiającą zwierciadeł Chandry i wysoką rozdzielczość detektorów do wykonywania badań spektroskopowych w zakresie rentgenowskim z wysoką rozdzielczością. Może zmierzyć energię promieniowania z dokładnością do jednej części na tysiąc, co umożliwia wyróżnianie poszczególnych linii atomów w widmie badanego obiektu. Umożliwia to w dalszej kolejności określenie jonizacji, temperatury i składu chemicznego źródła promieniowania. Instrument działa w zakresie energii 0.08 - 2 keV z mocą rozdzielczości widmowej 40 - 2000. Spektrometr ten służy do obserwacji najróżniejszych obiektów emitujących promieniowanie rentgenowskie - gwiazd, czarnych dziur, pozostałości po supernowych, galaktyk, gromad galaktyk itp.

Siatka transmisyjna instrumentu LEGTS - siatka transmisyjna niskich energii (High Energy Transmission Grating - LEGT)  została umieszczona we wnętrzu lady optycznej teleskopu, blisko jej początku. Składa się z zestawu 540 fasetek w postaci siatek wykonanych ze złotych drutów ustawionych w równych odstępach, co 1 µm. Druciki są podbierane przez ciekie błony złożone z poliamidu. Siatki te wykorzystują fakt, że złote druty są częściowo przezroczyste dla promieni rentgenowskich. Dzięki temu bardzo skutecznie zaginają. Sprawia to, że detektory odbierają dużą ilość fotonów, wytwarzając spektrogram wysokiej rozdzielczości. Dyfrakcyjne właściwości siatek widać gołym okiem, poszczególne fasetki mają różne kolory (patrz zdjęcie).

Fasetki zostały umieszczone na metalowej, toroidalnej ramie, ustawionej w odpowiedniej orientacji w stosunku do zwierciadeł rentgenowskich. Rama ta składa się z czterech pierścieni. Dwa zewnętrzne pierścienie i dwa pierścienie wewnętrzne są ustawione pod różnymi kątami, co sprawa, że w płaszczyźnie ogniskowej promieniowanie rentgenowskie które przez nie przechodzi tworzy wzór przypominający literę X.

Cały spektrometr LEGTS jest połączeniem zwierciadeł rentgenowskich Chandry, siatki LETG, i detektorów teleskopu. LETG przyjmuje promieniowanie rentgenowskie odbite od zwierciadeł po aktywacji instrumentu, polegającej na przesunięciu siatki LETG w ścieżkę optyczną teleskopu poprzez zmianę pozycji ramy siatki, zmieniając jego kierunek zależnie od energii. Jeden z zestawów detektorów w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu (wchodzących w skald instrumentów ACIS lub HRC) rejestruje następnie promieniowanie wytwarzając spektrogram.

Instrument ten został zbudowany w SRON (Utrecht) i MPE. MPE był odpowiedzialny za projektowanie, przetestowanie i zintegrowanie elementów siatek wytworzonych przez firmę Heidenhain w Traunreut.

[Scorus]

HEGTS

Spektrometr wysokich energii wykorzystuje siatkę transmisyjną, doskonałą zdolność skupiającą zwierciadeł Chandry, i wysoką rozdzielczość detektorów do wykonywania badań spektroskopowych w zakresie rentgenowskim z wysoką rozdzielczością. Może zmierzyć energię promieniowania z dokładnością do jednej części na tysiąc, co umożliwia wyróżnianie poszczególnych linii atomów w widmie badanego obiektu. Umożliwia to w dalszej kolejności określenie jonizacji, temperatury i składu chemicznego źródła promieniowania. Instrument działa w zakresie energii 0.4 - 10 keV z mocą rozdzielczości widmowej 60 - 1000. Spektrometr ten służy do obserwacji najróżniejszych obiektów emitujących promieniowanie rentgenowskie - gwiazd, czarnych dziur, pozostałości po supernowych, galaktyk, gromad galaktyk itp.

Siatka transmisyjna HEGTS - siatka transmisyjna wysokich energii (High Energy Transmission Grating - HEGT)  została umieszczona we wnętrzu ławy optycznej teleskopu, blisko jej początku. Składa się z zestawu 336 fasetek w postaci siatek wykonanych ze złotych drutów. Druty te są położone koło siebie w mniejsze odległości niż długość fal światła widzialnego. Są podbierane przez cienkie błony wykonane z poliamidu. Siatki wykorzystują fakt, że złote druty są częściowo przezroczyste dla promieni rentgenowskich. Sprawia to że bardzo skutecznie zaginają wiązkę fotonów. Dzięki temu detektor rejestruje dużą ilość fotonów, dostarczając spektrogram, wysokiej rozdzielczości.

Fasetki HEGT zostały umieszczone na metalowej, toroidalnej ramie, ustawionej w odpowiedniej orientacji w stosunku do zwierciadeł rentgenowskich. Rama ta składa się z czterech pierścieni - dwa wewnętrzne pierścienie tworzą siatkę wysokich energii (High-Energy Grating - HEG), a dwa zewnętrzne pierścienie - siatkę energii pośrednich (Medium-Energy Grating - MEG). Druty w siatce HEG są rozstawione co 0.2 µm ( 2000Å), a w siatce MEG - co 0.4 µm (4000Å). Te dwie siatki są ustawione pod różnymi kątami, co sprawa, że w płaszczyźnie ogniskowej promieniowanie rentgenowskie które przez nie przechodzi tworzy wzór przypominający literę X.

Cały spektrometr HEGTS jest połączeniem zwierciadeł rentgenowskich Chandry, siatki HETG, i detektorów instrumentów płaszczyzny ogniskowej teleskopu. HETG przyjmuje promieniowanie rentgenowskie odbite od zwierciadeł po aktywacji instrumentu, polegającej na przesunięciu siatki HETG w ścieżkę optyczną teleskopu poprzez zmianę pozycji ramy siatki, zmieniając jego kierunek zależnie od energii. Jeden z zestawów detektorów w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu (wchodzących w skald instrumentów ACIS lub HRC) rejestruje następnie promieniowanie wytwarzając spektrogram.

Ponieważ złote druty są umieszczone bardzo blisko siebie, ich wyprodukowanie wymagało zastsowania specjalistycznych technologii. Odpowiednie techniki zostały opracowane w Laboratorium Mikrostruktur Kosmicznych (Space Microstructures Laboratory). Siatki wyprodukowano w Centrum Badań Kosmicznych (Center for Space Research) w MIT.