A gamma - teleszkóp egy olyan távcső , amelyet a gamma- spektrum távoli objektumok megfigyelésére terveztek . A gamma-teleszkópokat gamma-sugárzás diszkrét forrásainak keresésére és tanulmányozására, a galaktikus és extragalaktikus diffúz gammasugárzás energiaspektrumának mérésére, a gamma-kitörések és a sötét anyag természetének tanulmányozására használják . Léteznek űr-gamma-teleszkópok , amelyek közvetlenül érzékelik a gamma-sugarakat, és földi Cserenkov-teleszkópok , amelyek meghatározzák a gammasugárzás paramétereit (például energiát és érkezési irányt) a gammasugárzás által a légkörben okozott zavarok megfigyelésével .
A nagyenergiájú gamma-csillagászatra jellemző energiatartományban (több tíz megaelektronvolttól több száz gigaelektronvoltig) a légkör átlátszatlan, így megfigyelések csak az űrből lehetségesek.
A nagyenergiájú gamma-csillagászatban minden kvantumot megfigyelnek, amelyekhez egyénileg beállítják az energiát és a beérkezési irányt. A gammateleszkóp által észlelt részecskék fluxusa meglehetősen kicsi, így a fotonok érkezése közötti idő meghaladja a műszer késleltetési idejét, amely alatt az új részecskék regisztrálása lehetetlen. Ezért a gamma-teleszkópoknak a lehető legnagyobb rekesznyílással kell rendelkezniük, hogy érzékeljék a rájuk eső kvantumokat. A bejövő gamma-kvantumok elektron - pozitron párok kialakulását váltják ki. Ezeknek a pároknak a pályáját a gamma-kvantum átalakítási pontjától a kaloriméter eltalálásáig szabályozzák , ami lehetővé teszi a gamma-kvantum érkezési irányának meghatározását [1] .
A kozmikus nagyenergiájú gammasugárzás mérését 1975 és 1982 között a Cos-B műholdon, 1991 és 2000 között az American Compton Space Observatory (CGRO) EGRET gamma-teleszkópján (100 MeV - 30 Ge V ) végezték. . Ezek a teleszkópok, valamint a szovjet-francia Gamma műholdra telepített Gamma-1 távcső a kvantum érkezési irányát úgy regisztrálták, hogy szikrakamrák segítségével követték nyomon a mozgását .
Jelenleg a méréseket az amerikai Fermi Űrobszervatóriumba telepített nagyméretű LAT gamma-teleszkóppal (20 MeV - 300 GeV) ( GLAST , 2008 júniusában indították el) és a kisméretű GRID gamma-teleszkóppal (30 MeV - 50) használják. GeV), amely az AGILE olasz űrobszervatóriumon működik (2007 áprilisában indult). A kvantum érkezési irányát ezekben a teleszkópokban helyzetérzékeny szilícium lapkák segítségével határozták meg .
E műholdak munkájának köszönhetően a nagyenergiájú gamma-sugárzás diffúz hátterét, pontszerű és kiterjesztett forrásait fedezték fel [1] .
Sok tudományos feladatnál már maga a gamma-kvantum regisztrálásának ténye is fontosabb, amelynek energiája még kevésbé pontosan (körülbelül 20%-os hibával) ismerhető meg. Ez szinte minden pontszerű gamma-forrásra vonatkozik, amikor a fluxusban nagy ingadozások figyelhetők meg, így az időben folytonos fénygörbe felrajzolása sokkal informatívabb lenne, mint a szigorúbb, de szórványos spektrummérések. Ezenkívül a nagy rekesznyílással lehetővé válik az égbolt számos forrás egyidejű nyomon követése, ami növeli a hatékony érzékenységet. Az égbolt nagy területeinek folyamatos megfigyelése különösen kritikus olyan rövid események esetén, mint például a kozmikus gamma-kitörések, amelyek iránya előre nem ismert [1] .
1993-ban egy új távcsövet javasoltak a nagyenergiájú kozmikus gamma-sugárzás észlelésére, a TsIGAM (CYGAM - English Cylindrical Gamma Monitor , Cylindrical gamma monitor) nevet. Hiányzott belőle a kaloriméter, ami azonnal lehetővé tette a teleszkóp rekesznyílásának csaknem nagyságrenddel történő növelését. A műszer látómezeje hat szteradián lenne , vagyis az égi szféra megközelítőleg fele egyszerre lenne látható. A keresztmetszetben nyolcszöget ábrázoló henger falainak egy konverterből kell állniuk, amelyben a kemény gamma-kvantum átmegy egy elektron-pozitron párba, és egy helyzetérzékeny rétegből, amely regisztrálja a töltött részecskék áthaladását. Az átalakulás után a megszületett részecskék szöget zárnak be egymással, ami a kezdeti gamma-kvantum energiájának növekedésével csökken - ezt a tágulási szög határozza meg. Ez a módszer korlátozza a mérésekhez rendelkezésre álló energiát: körülbelül 40 GeV-ot meghaladó kvantumenergiánál a szög túl kicsi lesz, és a henger másik oldalán lévő pozícióérzékeny számláló nem tudja feloldani a henger koordinátáit. a pár részecskéi. A határérték emelhető a beérkező részecskék koordinátáinak pontosságának növelésével vagy a részecskepályák közötti szög növelésével a repülés során a henger falai között (például mágneses mező létrehozásával belül) [2] . A TsIGAM projekt megvalósulatlan marad [1] .
Gamma-400A LAT gamma-teleszkóp mérési eredményeinek feldolgozása a Galaxis középpontjának tartományából a gammasugárzás spektrumában a 130 GeV-os energiatartományban egy jellemzőt jelez [3] . Ennek a tulajdonságnak az elméleti tanulmányai a WIMP megsemmisüléséből vagy bomlásából származó keskeny gamma-sugárvonalak létezését sugallják , amelyeket csak jövőbeni kísérletekkel lehet megbízhatóan elkülöníteni lényegesen jobb szög- és energiafelbontással.
Jelenleg Oroszországban folyik a program végrehajtása az e feladatoknak megfelelő GAMMA-400 gamma-teleszkóp létrehozására , valamint a gamma-csillagászatban a légkörön kívüli megfigyelések elvégzésére a kozmikus elektron-pozitron komponens fluxusainak egyidejű mérésével. sugarak. A GAMMA-400 egyedülálló képességekkel rendelkezik mind az energiaspektrumok gammavonalainak elkülönítésére a sötét anyag részecskéitől, mind pedig a sugárzás forrása irányának meghatározására. 2023-ra tervezik az űrobszervatórium elindítását, amelyben a GAMMA-400-at az S. A. Lavochkinről elnevezett NPO által kifejlesztett Navigator szolgáltatási platformra telepítik [4] . Az űrobszervatórium működési ideje legalább 7 év legyen [5] .
A légkör átlátszatlansága miatt a nagy energiájú részecskék számára ezek közvetlen megfigyelése a Föld felszínéről lehetetlen. Ugyanakkor a légkörbe jutva ezek a részecskék többszörös kaszkádreakciók eredményeként széles légzápor keletkezik, amely elektronok, protonok , fotonok , müonok áramlása formájában éri el a Föld felszínét , mezonok és egyéb részecskék. A szekunder elektronokból származó Vavilov-Cherenkov sugárzás lehetővé teszi, hogy teljes körű információt szerezzünk az elsődleges gamma-kvantumok energiájáról és érkezési irányáról. Ezt a sugárzást figyelik meg a földi gamma-teleszkópok (ezért az ilyen teleszkópokat Cherenkov-nak vagy IACT-nek ( Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope ) is nevezik ).
Mivel a szekunder elektronokból érkező maximális sugárzás egy 1°-os csúcsszögű kúpba bocsátódik ki, és 10 km-es tengerszint feletti magasságban figyelhető meg, a Cserenkov-sugárzás körülbelül 100 m sugarat „világít meg”. Egy egyszerű eszköz (detektor), amely egy körülbelül 10 m 2 területű optikai reflektorból és egy fókuszsíkban lévő fotodetektorból áll, képes a 10 4 m 2 -t meghaladó területű égboltból származó fotonok regisztrálására . A másodlagos záporokból származó Cserenkov-sugárzás nagyon gyenge, minden villanás csak néhány nanomásodpercig tart. Ezért a Cserenkov-teleszkópoknak 10 m 2 -nél nagyobb területű tükrökkel kell rendelkezniük ahhoz, hogy a sugárzást egy nagyon gyors, több pixeles (10 3 pixel nagyságrendű) kamerára vetítsék, amelynek pixelmérete 0,1-0,2° és egy mező. több fokos nézetből. Bár a Cserenkov-sugárzás az optikai tartományban van (kék fény), a szabványos CCD-kamera nem alkalmas Cserenkov-sugárzás regisztrálására az elégtelen eseményészlelési sebesség miatt. Szerencsére a zuhanyfejlődésről, az energiáról és a primer részecske érkezési irányáról információk megszerzéséhez elegendő egy közönséges, 0,1-0,2° pixelméretű fotosokszorozókból álló kamra.
Az első kísérleteket, amelyek megmutatták a nagy energiájú részecskékből származó kiterjedt légzáporok Cserenkov-sugárzásának megfigyelését, az 1950-es években W. Galbraith és J. V. Jelly Nagy-Britanniában, valamint A. E. Chudakov és N. M. Nesterova a Szovjetunióban végezte. Ezeknek a kísérleteknek a sikere az 1960-as években megkísérelte a Cserenkov-sugárzást ultranagy energiájú fotonok kimutatására. A bennük használt létesítmények (a Szovjetunióban - a FIAN krími állomásának helyén, az Egyesült Királyságban - az Atomenergia Kutatási SzervezetnélHarwellben _, az USA-ban - a Whipple Obszervatóriumban ) tekinthetők az első Cserenkov-teleszkópoknak. Ezeknek a létesítményeknek az első pozitív eredményeit az 1960-as évek végén és az 1970-es évek elején érték el. Így például az 1966-1967-es megfigyelések eredményei szerint a Rák-köd jelét rögzítették a Dublini Csoport Teleszkópján . A rögzített jelek megbízhatósága azonban nem haladta meg a 3σ értéket, ami azt jelenti, hogy a kapott eredmények megbízhatóságáról nem lehetett beszélni.
Az első generációs teleszkópok csak a Cserenkov-kitörés tényét rögzítették, és azon az elven működtek, hogy a Föld forgása miatt egy forrás áthalad a teleszkóp látóterén. 1983-ig (amikor megjelent a jelelemzési módszer legteljesebb és leghelyesebb változata) a vett jelek elemzésére szolgáló módszerek annyira tökéletlenek voltak, hogy még a hasznos jel 3σ tartományban lévő szignifikanciaszintje sem tudta egyértelműen megerősíteni a jelek regisztrálását. gamma-forrás, mivel egyes esetekben a jelszint sokkal gyengébb volt, mint a háttér (-2,7σ-ig). Így az első generációs Cserenkov-teleszkópok segítségével lehetetlen volt megbízhatóan kimutatni a kozmikus gamma-sugárzás forrásait. Lehetővé tették azonban a gamma-sugárzás nagyságának felső határát, valamint a lehetséges gamma-sugárforrások listájának összeállítását, amelyeket mindenekelőtt fejlettebb távcsövek segítségével kell megfigyelni [6] .
Második generációAz 1970-es években szovjet és amerikai tudósok két csoportja (az A. A. Sztepanjan vezette Krími Asztrofizikai Obszervatóriumban és a T. K. Wicks vezette Whipple Obszervatóriumban) olyan teleszkópok projektjeinek kidolgozásába kezdett, amelyek nemcsak a teljes jelet gyűjtik, hanem rögzítik annak képét, így lehetővé válik a sugárforrás helyzetének nyomon követése. 1978-ban a Whipple Obszervatórium 10 méteres teleszkópja kapott egy 19 pixeles kamerát (amelyet 1983-ban egy 37 pixeles váltott fel), amelyet különálló fénysokszorozókból szereltek össze, így a második generáció első távcsövévé vált.
A második generációs távcsövekkel nyert képen lévő fotonok számából meg lehetett becsülni az elsődleges gammasugár-részecske energiáját, a kép tájolása pedig lehetővé tette érkezési irányának rekonstruálását. A kapott kép alakjának tanulmányozása lehetővé tette a legtöbb olyan esemény kiküszöbölését, amelyben az elsődleges részecske nem nagy energiájú gamma-kvantum. Ily módon a kozmikus sugarak háttérzajszintje csökkent, nagyságrendekkel meghaladva az elsődleges gamma-sugarak fluxusát. Ennek a technikának a hatékonyságát 1989-ben meggyőzően bizonyították, amikor a Whipple Obszervatórium 10 méteres gamma-teleszkópja megbízható (9σ szintű) jelet regisztrált a Rák -ködből [6] [7] .
Sztereoszkópos módszerA földi gamma-csillagászat fejlődésének következő lépése, amely lehetővé tette a gamma-távcsövek hatékonyságának növelését, a sztereoszkópikus módszer volt, amelyet az 1980-as években javasoltak és fejlesztettek ki. a Jereváni Fizikai Intézet tudósainak egy csoportja . A módszer lényege, hogy egy eseményt egyszerre több vetületben regisztráljunk. Ez lehetővé teszi az elsődleges gamma-kvantum érkezési irányának meghatározását 0,1°-ot meghaladó pontossággal, energiájának meghatározását 15%-nál kisebb hibával. Kezdetben egy öt 3 méter átmérőjű teleszkóp rendszerét tervezték telepíteni a Byurakan obszervatórium közelében. A teleszkóp prototípusát megépítették és tesztelték, de különféle gazdasági és politikai okok akadályozták a projektet Örményországban. Ennek ellenére ezt vették alapul a Kanári-szigeteken épített HEGRA ( High Energy Gamma-Ray Astronomy ) távcsőrendszerhez. Ennek a rendszernek minden teleszkópja 271 fénysokszorozón alapuló kamerával volt felszerelve. A HEGRA obszervatórium segítségével először mérték meg a Rák-köd gamma-spektrumát nagy megbízhatósággal, 0,5-80 TeV tartományban.
Az elkövetkező 15 évben előrelépés történt a gamma-sugarak észlelésében a TeV tartományban a CAT ( Cserenkov Atmosphere Telescope ), a CANGAROO ( Ausztrália és a Nippon együttműködése a GammaRay Observatory in the Outback ) teleszkópokkal a kozmikus gammasugárzás tanulmányozására. , a HEGRA és a Whipple Obszervatórium gamma-teleszkópja. Az egyik legkiemelkedőbb eredmény, amelyet ekkoriban értek el, a blézárok TeV-sugárzásának detektálása volt , amelyek egyes galaxisok atommagjaiban található szupermasszív fekete lyukak körül erős gamma-sugárforrások . Ennek a generációnak a Cherenkov-teleszkópjainak működése során azonban kevesebb mint 10 forrást fedeztek fel, és néhányat az érzékenység határán regisztráltak. A sztereoszkópikus rendszerekben általában kis tükröket használtak az egyetlen teleszkópokhoz képest, ami nem tette lehetővé számukra, hogy teljes mértékben kiaknázhassák potenciáljukat. Nyilvánvalóvá vált a nagyobb érzékenységű detektorok létrehozásának szükségessége [6] [7] .
Harmadik generációAnnak ellenére, hogy a sztereoszkópikus megközelítés előnyeit már a viszonylag kisméretű távcsövekből álló HEGRA rendszer is kimutatta, csak a nagy nemzetközi HESS projekt megvalósításával jelent meg a megfigyelési asztrofizika új területe - az ultranagy energiájú csillagászat. A négy 13 méteres, 5°-os látómezővel rendelkező kamerákkal felszerelt Cserenkov légköri teleszkópból álló HESS rendszert Namíbiában telepítették, és 2004-ben kezdte meg működését. A HESS rendszer teleszkópjait a 100 GeV és 100 TeV közötti tartományban lévő nagyenergiájú fotonok érzékelésére tervezték, több ívperces szögfelbontással és 10 13 erg⋅cm −2 s −1 érzékenységi határral .
A sztereoszkópikus rendszer alternatívája az volt, hogy 2003-ban La Palma szigetén (Kanári-szigetek) létrehozták a 17 méteres nemzetközi MAGIC távcsövet ( Eng. Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov - egy nagy atmoszférikus Cherenkov gamma-ray telescope). A MAGIC teleszkóp látómezeje elsősorban az északi égi féltekén, míg a HESS rendszerek a déli égi féltekén található forrásokra esik. 2007 júliusában kezdte meg működését a VERITAS rendszer ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System - teleszkóprendszer a nagyenergiájú sugárzás kimutatására), amely négy 12 méteres teleszkópból áll [ 7] .
A harmadik generációs távcsövek fejlesztése során jelentős lehetőség nyílt azok további korszerűsítésére. Így például azt feltételezték, hogy a HESS 16, a VERITAS pedig hét teleszkópból áll. Ez a lehetőség már most megvalósul: 2009-ben üzembe helyezték a MAGIC II távcsövet, amely fejlettebb kamerával lehetővé tette a sztereoszkópikus megfigyelések elindítását a MAGIC gamma-obszervatóriumban, 2012-ben pedig a MAGIC I távcső korszerűsítését. , amely a csillagvizsgáló teleszkópjait azonossá tette. 2012-ben kezdték használni a HESS II távcsövet a HESS komplexum részeként, amely nagyobb, mint a komplexum másik 4 távcsöve [6] [7] .
2017-ig több mint 175 teraelektronvoltos sugárzásforrást fedeztek fel [6] . A regisztrált források több nagy csoportra oszthatók: szupernóva -maradványok , plerionok , kompakt bináris rendszerek , molekulafelhők , aktív galaktikus magok [7] .
Egy sor Cserenkov-teleszkóp ( Cserenkov Telescope Array, CTA ) jelenleg építés alatt áll . A tömbteleszkópokat a tervek szerint a déli és az északi féltekén is elhelyeznék, és ha az északi tömb alacsony energiatartományban (10 GeV-től 1 TeV-ig) fog működni, akkor a déli tömb energiatartománya 10 GeV-tól lesz. körülbelül 100 TeV-ig. 2020-ban tervezik a tömb üzembe helyezését [9] .
Az űr- és földi gamma-teleszkópok összehasonlító jellemzői [10] | ||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Űrgamma teleszkópok | Földi gamma-teleszkópok | |||||||||
NEMES KÓCSAG | AGILIS | Fermi-LAT | CALET | AMS-02 | Gamma-400 | HESS II | VARÁZSLAT | VERITAS | CTA | |
Munkaórák | 1991-2000 | 2007 óta | 2008 óta | 2014 óta | 2011 óta | 2013 óta | 2012 óta | 2004 óta | 2005 óta | 2020 óta |
Energiatartomány, GeV | 0,03—30 | 0,03—50 | 0,2-300 | 10–10.000 | 10-1000 | 0,1-3 000 | >30 | >50 | 50-50.000 | >20 |
Szögfelbontás (E γ > 100 GeV) | 0,2º (E γ ~0,5 GeV) | 0,1º (E γ ~1 GeV) | 0,1º | 0,1º | 1º | 0,01º | 0,07º | 0,07º (E γ = 300 GeV) | 0,1º | 0,1º (E γ = 100 GeV) 0,03º (E γ = 10 TeV) |
Energiafelbontás (E γ > 100 GeV) | 15% (E γ ~0,5 GeV | 50% (E γ ~1 GeV) | tíz % | 2% | 3% | egy % | tizenöt % | 20% (E γ = 100 GeV) 15% (E γ = 10 TeV) |
tizenöt % | 20% (E γ = 100 GeV) 15% (E γ = 10 TeV) |
![]() |
---|
Távcső | |
---|---|
Típusú | |
hegy | |
Egyéb |