Gamma-távcső

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 .

Kozmikus gamma-teleszkópok

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] .

Történelem

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] .

Perspektívák

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-400

A 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] .

Cserenkov távcsövek

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.

Történelem

Első generáció

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 generáció

Az 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 módszer

A 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 generáció

Annak 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] .

Perspektívák

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] .

Űr- ​​és földi gamma-teleszkópok összehasonlító jellemzői

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)

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 3 4 G. S. Bisnovaty-Kogan. ŰR GAMMA MONITORING  // Természet . - Tudomány , 2014. - 6. szám (1186) . - S. 80-84 . Az eredetiből archiválva : 2019. december 3. (Orosz)
2. ↑ Akimov V.V., Bisnovaty Kogan G.S., Leikov N.S. Hengeres gamma monitor CYGAM. Új koncepció a nagy energiájú gamma-távcsőhöz. Tájékoztató füzet. M., 2003.
3. ↑ Torsten Bringmann, Xiaoyuan Huang, Alejandro Ibarra, Stefan Vogl, Christoph Weniger. Fermi LAT Internal Bremsstrahlung Signatures from Dark Matter Annihilation keresése  : [ eng. ] // arXiv. - 2014. - doi : 10.1088/1475-7516/2012/07/054 .
4. ↑ N. P. Topchiev, A. M. Galper et al. GAMMA-400 gamma-ray observatory  (angol)  // Proceedings of Science: Cikk. - 2016. Archiválva : 2018. január 17.
5. ↑ Galper A. M., Adriani O., Aptekar R. L., Arkhangelskaya I. V., Arkhangelsky A. I., Boetsio M., Bonvicchini V., Boyarchuk K. A., Vacchi A., Vanuccini E. , Gusakov Yu. V., Zampa V. Z., Zampa V. G., V. N., Kaplin V. A., Kachanov V. A., Leonov A. A., Longo F., Mazetz E. P., Maestro P. et al. CHARACTERISTICS OF THE GAMMA-400 GAMMA TELESCOPE FOR SEARCHING FOR DARK MATTER TRACES  // Naiskoi Izvestiyai Rossi Fizikai sorozat. - 2013. - T. 77 , 11. sz . - S. 1605 . Az eredetiből archiválva : 2019. december 3.
6. A _ _ _ _ _ _ , Chichagov Yu.V. Cserenkov gamma-teleszkópok: múlt, jelen, jövő. ALEGRO projekt  // Műszaki fizika folyóirat: folyóirat. - 2017. - T. 87 , 6. sz . - S. 803-821 . — ISSN 0044-4642 . Az eredetiből archiválva : 2019. december 3.
7. ↑ 1 2 3 4 5 Agaronyan F. A., Chernyakova M. A. SKY IN GAMMA RAYS  // Föld és az Univerzum. - 2009. - 2. sz . - 3-14 . o . Az eredetiből archiválva : 2019. december 3.
8. ↑ Robert Wagner (MPI). Csillagászat A nap képe  . NASA (2004. október 15.). Letöltve: 2017. december 3. Az eredetiből archiválva : 2020. október 6..
9. ↑ Elizabeth Gibney . Panelházak a γ-ray detektor helyszínein , Nature  (2014. április 15.). Az eredetiből archiválva : 2014. április 30. Letöltve: 2017. október 16.
10. ↑ Gunter Dirk Krebs. Gunter téroldala . Gunter téroldala . Letöltve: 2018. január 14. Az eredetiből archiválva : 2019. december 31. (határozatlan)

Szótárak és enciklopédiák	Nagy orosz Britannica (online)

Távcső
Típusú	gamma-távcső röntgen távcső Optikai teleszkóp ( Reflektor refraktor ) koronográf napteleszkóp infravörös teleszkóp Rádióteleszkóp ( Rádió interferométer )
hegy	Alt-azimut ( dobsoni ) egyenlítői
Egyéb	csillagászati ​​műhold űrtávcső aktív optika Asztrográf