Gama dalekohled

Gama dalekohled je dalekohled určený k pozorování vzdálených objektů v gama  spektru . Gama-teleskopy se používají k hledání a studiu diskrétních zdrojů gama záření, měření energetických spekter galaktického a extragalaktického difúzního gama záření, ke studiu gama záblesků a povahy temné hmoty . Rozlišuje se mezi vesmírnými gama dalekohledy , které detekují gama kvanta přímo, a pozemními Čerenkovovými dalekohledy , které stanovují parametry gama záření (jako je energie a směr příchodu) pozorováním poruch, které způsobit gama záření v atmosféře .

Kosmické dalekohledy gama

V energetickém rozsahu klasickém pro vysokoenergetickou gama astronomii (od několika desítek megaelektronvoltů do stovek gigaelektronvoltů) je atmosféra neprůhledná, takže pozorování je možné pouze z vesmíru.

Ve vysokoenergetické gama astronomii je pozorováno každé kvantum, pro které je individuálně nastavena energie a směr příchodu. Tok částic detekovaný gama dalekohledem je poměrně malý, takže doba mezi příchody fotonů překračuje dobu zpoždění přístroje, během níž není registrace nových částic nemožná. Proto gama dalekohledy musí mít co největší otvor , aby detekovaly všechna kvanta, která na ně dopadají. Přicházející gama kvanta vyvolávají vznik párů elektron - pozitron . Dráhy těchto párů jsou řízeny od bodu přeměny gama kvanta až po zásah kalorimetru , což umožňuje určit směr příchodu gama kvanta [1] .

Historie

Měření kosmického vysokoenergetického gama záření byla prováděna v letech 1975 až 1982 na družici Cos-B a v letech 1991 až 2000 na gama dalekohledu EGRET (100 MeV - 30  Ge V ) americké Compton Space Observatory (CGRO) . Tyto dalekohledy, stejně jako dalekohled Gamma-1 instalovaný na sovětsko-francouzském satelitu Gamma , zaregistrovaly směr příchodu kvanta sledováním jeho pohybu pomocí jiskrových komor .

V současné době se měření provádějí pomocí velkého gama dalekohledu LAT (20 MeV - 300 GeV) instalovaného na americké Fermiho vesmírné observatoři ( GLAST , spuštěna v červnu 2008) a malého gama dalekohledu GRID (30 MeV - 50 GeV), působící na italské vesmírné observatoři AGILE (spuštěna v dubnu 2007). Směr kvantového příchodu v těchto dalekohledech byl určen pomocí polohově citlivých křemíkových plátků .

Díky práci těchto satelitů bylo objeveno difúzní pozadí, bodové a rozšířené zdroje vysokoenergetického záření gama [1] .

Perspektivy

Pro mnoho vědeckých úkolů je důležitější samotný fakt registrace kvanta gama záření, jehož energii lze znát ještě méně přesně (s chybou přibližně 20 %). To platí pro téměř všechny bodové zdroje gama, kdy jsou pozorovány velké fluktuace toku, takže vykreslení časově spojité světelné křivky by bylo mnohem informativnější než přísnější, ale sporadická měření spektra. Navíc s velkou clonou je možné sledovat současně mnoho zdrojů na obloze, což zvyšuje její efektivní citlivost. Nepřetržitá pozorování velkých oblastí oblohy jsou zvláště kritická pro krátké události, jako jsou kosmické gama záblesky, jejichž směr není předem znám [1] .

V roce 1993 byla navržena nová konstrukce dalekohledu pro detekci vysokoenergetického kosmického záření gama, nazvaná TsIGAM (CYGAM - anglicky  Cylindrical Gamma Monitor , Cylindrical gamma monitor). Chyběl mu kalorimetr, který okamžitě umožnil zvětšit aperturu dalekohledu téměř o řád. Zorné pole přístroje by bylo šest steradiánů , to znamená, že by byla současně viditelná přibližně polovina nebeské sféry. Stěny válce představující v průřezu osmiúhelník se musí skládat z konvertoru, ve kterém přechází tvrdé kvantum gama záření do páru elektron-pozitron, a z polohově citlivé vrstvy, která registruje průchod nabitých částic. Po přeměně k sobě zrozené částice létají pod úhlem, který se s rostoucí energií počátečního gama-kvanta zmenšuje – je dán úhlem expanze. Tato metoda má omezení, pokud jde o energii dostupnou pro měření: při kvantové energii přesahující asi 40 GeV bude úhel příliš malý a pozičně citlivý čítač na opačné straně válce nebude schopen rozlišit souřadnice částice páru. Limit lze zvýšit zvýšením přesnosti určení souřadnic přilétajících částic nebo zvětšením úhlu mezi trajektoriemi částic během letu mezi stěnami válce (například vytvořením magnetického pole uvnitř) [2] . Projekt TsIGAM zůstává nerealizován [1] .

Gamma-400

Zpracování výsledků měření gama dalekohledem LAT z oblasti středu Galaxie ukazuje na rys ve spektru gama záření v energetické oblasti 130 GeV [3] . Teoretické studie této vlastnosti naznačují existenci úzkých čar gama záření z anihilace nebo rozpadu WIMP , které lze spolehlivě izolovat pouze budoucími experimenty s výrazně lepším úhlovým a energetickým rozlišením.

V současné době je v Rusku realizován program na vytvoření gama dalekohledu GAMMA-400 splňujícího tyto úkoly a na provádění mimoatmosférických pozorování v gama astronomii se současným měřením toků elektron-pozitronové složky kosmického paprsky. GAMMA-400 bude mít unikátní schopnosti jak izolovat gama čáry v energetických spektrech od částic temné hmoty, tak určovat směr ke zdroji tohoto záření. Start vesmírné observatoře, ve které bude GAMMA-400 instalován na servisní platformě Navigator, vyvinuté organizací NPO pojmenovanou po S. A. Lavočkinovi , je plánován na rok 2023 [4] . Provozní doba vesmírné observatoře by měla být minimálně 7 let [5] .

Čerenkovovy dalekohledy

Vzhledem k neprůhlednosti atmosféry pro vysokoenergetické částice je jejich přímé pozorování z povrchu Země nemožné. Zároveň každá z těchto částic, která se dostane do atmosféry, v důsledku vícenásobných kaskádových reakcí vyvolá širokou vzduchovou sprchu , která dosáhne zemského povrchu ve formě proudu elektronů, protonů , fotonů , mionů , mezony a další částice. Vavilovovo-Čerenkovovo záření ze sekundárních elektronů umožňuje získat kompletní informaci o energii a směru příchodu primárních gama kvant. Právě toto záření je pozorováno pozemními gama dalekohledy (proto se takové dalekohledy také nazývají Čerenkov nebo IACT ( Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope ).

Protože maximum záření přicházející ze sekundárních elektronů je emitováno do kužele s úhlem na vrcholu řádově 1° a je zaznamenáno ve výšce 10 km nad mořem, Čerenkovovo záření „osvětluje“ poloměr asi 100 m. Jednoduché zařízení (detektor) skládající se z optického reflektoru o ploše cca 10 m 2 a fotodetektoru v ohniskové rovině dokáže registrovat fotony z oblasti oblohy o ploše větší než 10 4 m 2 . Čerenkovovo záření ze sekundárních přeháněk je velmi slabé, přičemž každý záblesk trvá jen několik nanosekund. Čerenkovovy dalekohledy proto musí mít zrcadla o ploše větší než 10 m 2 pro promítání záření na velmi rychlou multipixelovou (řádově 10 3 pixelů) kameru s velikostí pixelů 0,1-0,2° a polem. pohled z několika stupňů. Přestože je Čerenkovovo záření v optickém rozsahu (modré světlo), standardní CCD kamera není pro registraci Čerenkovova záření vhodná kvůli nedostatečné rychlosti detekce událostí. Naštěstí pro získání informací o vývoji sprchy, energii a směru příletu primární částice stačí komora složená z běžných fotonásobičů o velikosti pixelu 0,1-0,2°.

Historie

První generace

První experimenty ukazující možnost pozorování Čerenkovova záření rozsáhlých vzduchových sprch z vysokoenergetických částic provedli v 50. letech 20. století W. Galbraith a J. V. Jelly ve Velké Británii a A. E. Chudakov a N. M. Nesterova v SSSR. Úspěch těchto experimentů v 60. letech vedl k pokusům využít Čerenkovovo záření k detekci fotonů s ultravysokou energií. Zařízení v nich použitá (v SSSR - v místě krymské stanice FIAN, ve Spojeném království - v Organizaci pro výzkum atomové energiev Harwellu, v USA - na Whipple Observatory ) lze považovat za první Čerenkovovy dalekohledy. První pozitivní výsledky těchto instalací byly získány koncem 60. a začátkem 70. let 20. století. Takže například podle výsledků pozorování v letech 1966-1967 byl na Dublin Group Telescope zaznamenán signál z Krabí mlhoviny . Spolehlivost zaznamenaných signálů však nepřesáhla 3σ, což znamená, že o spolehlivosti získaných výsledků nebylo možné hovořit.

Všechny dalekohledy první generace zaznamenávaly pouze fakt Čerenkovovy erupce a fungovaly na principu průchodu zdroje zorným polem dalekohledu vlivem rotace Země. Až do roku 1983 (kdy byla publikována nejúplnější a nejpřesnější verze metody analýzy signálu) byly metody analýzy přijímaných signálů tak nedokonalé, že ani hladina významnosti užitečného signálu v oblasti 3σ nemohla jednoznačně potvrdit registraci signálu. gama zdroj, protože v některých případech byla úroveň signálu mnohem slabší než pozadí (až −2,7σ). S pomocí první generace Čerenkovových dalekohledů tedy nebylo možné spolehlivě detekovat zdroje kosmického záření gama. Umožnily však stanovit horní hranici velikosti toku gama záření a také vytvořit seznam potenciálních zdrojů gama záření, které by měly být především pozorovány pomocí pokročilejších dalekohledů [6] .

Druhá generace

V 70. letech 20. století začaly dvě skupiny sovětských a amerických vědců (na Krymské astrofyzikální observatoři v čele s A. A. Stepanyanem a na observatoři Whipple v čele s T. K. Wicksem) vyvíjet projekty pro dalekohledy, které nejen sbírají plný signál, ale také zaznamenávají jeho obraz a což umožňuje sledovat polohu zdroje záření. V roce 1978 dostal 10metrový dalekohled Whipple Observatory 19pixelovou kameru (která byla v roce 1983 nahrazena 37pixelovou) sestavenou ze samostatných fotonásobičů, čímž se stal prvním dalekohledem druhé generace.

Z počtu fotonů na snímku získaném dalekohledy druhé generace bylo možné odhadnout energii primární částice gama záření a orientace snímku umožnila rekonstruovat směr jejího příchodu. Studium tvaru výsledného obrazu umožnilo eliminovat většinu událostí, ve kterých primární částice nebyla vysokoenergetickým gama-kvantem. Tímto způsobem byla snížena hladina šumu pozadí z kosmického záření a řádově převyšovala tok primárního záření gama. Účinnost této techniky byla přesvědčivě prokázána v roce 1989, kdy 10metrový gama dalekohled Whipple Observatory zaregistroval spolehlivý (na úrovni 9σ) signál z Krabí mlhoviny [6] [7] .

Stereoskopická metoda

Dalším krokem ve vývoji pozemní gama astronomie, který umožnil zvýšit účinnost gama dalekohledů, byla stereoskopická metoda, navržená a vyvinutá v 80. letech 20. století. skupinou vědců z Jerevanského fyzikálního institutu . Myšlenkou této metody je současně zaregistrovat událost v několika projekcích. To umožňuje určit směr příchodu primárního gama-kvanta s přesností přesahující 0,1° a určit jeho energii s chybou menší než 15 %. Původně se počítalo s instalací soustavy pěti dalekohledů o průměru 3 metry poblíž observatoře Byurakan . Byl postaven a testován prototyp dalekohledu, ale dokončení projektu v Arménii zabránily různé ekonomické a politické důvody. Přesto byl vzat jako základ pro dalekohledový systém HEGRA ( High Energy Gamma-Ray Astronomy )   postavený na Kanárských ostrovech. Každý z dalekohledů tohoto systému byl vybaven kamerou založenou na 271 fotonásobičích. Zejména pomocí observatoře HEGRA bylo poprvé změřeno spektrum gama záření Krabí mlhoviny s vysokou spolehlivostí v rozsahu 0,5–80 TeV.

Během následujících 15 let bylo dosaženo pokroku v detekci gama záření v rozsahu TeV pomocí teleskopů CAT ( Čerenkovův atmosférický dalekohled  ), CANGAROO ( Spolupráce Austrálie a Nippon  pro GammaRay Observatory ve vnitrozemí ) pro studium kosmického gama záření) , HEGRA a gama dalekohled Whipple Observatory. Jedním z nejvýraznějších výsledků dosažených v této době byla detekce TeV záření z blazarů  , silných zdrojů gama paprsků kolem supermasivních černých děr v jádrech některých galaxií. Během provozu Čerenkovových dalekohledů této generace však bylo objeveno méně než 10 zdrojů a některé byly registrovány na hranici citlivosti. Ve stereoskopických systémech se zpravidla používala malá zrcadla ve srovnání s jednotlivými dalekohledy, což jim neumožňovalo plně využít jejich potenciál. Nutnost vytvářet detektory s vyšší citlivostí se stala zřejmou [6] [7] .  

Třetí generace

Navzdory tomu, že výhody stereoskopického přístupu prokázal již systém relativně malých dalekohledů HEGRA, teprve realizací velkého mezinárodního projektu HESS vznikl nový obor pozorovací astrofyziky - astronomie ultravysokých energií. Systém HESS, sestávající ze čtyř 13metrových Čerenkovových atmosférických dalekohledů vybavených kamerami se zorným polem 5°, byl instalován v Namibii a uveden do provozu v roce 2004. Teleskopy systému HESS jsou určeny k detekci vysokoenergetických fotonů v rozsahu od 100 GeV do 100 TeV s úhlovým rozlišením několika obloukových minut a limitem citlivosti 10 13 erg⋅cm −2 s −1 .

Alternativou ke stereoskopickému systému bylo vytvoření v roce 2003 na ostrově La Palma (Kanárské ostrovy) 17metrového mezinárodního dalekohledu MAGIC ( Eng.  Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov  - velký atmosférický Čerenkovův gama teleskop). Zorné pole dalekohledu MAGIC dopadá hlavně na zdroje umístěné na severní nebeské polokouli, zatímco systémy HESS na jižní. V červenci 2007 začal pracovat systém VERITAS ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System  - systém dalekohledů pro detekci vysokoenergetického záření) složený ze čtyř 12metrových dalekohledů [  7] .

Při vývoji dalekohledů třetí generace byl položen významný potenciál pro jejich další modernizaci. Takže se například předpokládalo, že HESS se bude skládat z 16 dalekohledů a VERITAS - ze sedmi. Tento potenciál se již realizuje: v roce 2009 byl uveden do provozu dalekohled MAGIC II, který má pokročilejší kameru a umožnil zahájit stereoskopická pozorování na gama observatoři MAGIC a v roce 2012 byl modernizován dalekohled MAGIC I , čímž byly dalekohledy observatoře shodné. V roce 2012 se jako součást komplexu HESS začal používat dalekohled HESS II, který je větší než ostatní 4 dalekohledy komplexu [6] [7] .

K roku 2017 bylo objeveno více než 175 zdrojů teraelektronvoltového záření [6] . Registrované zdroje lze rozdělit do několika velkých skupin: zbytky supernov , pleriony , kompaktní binární systémy , molekulární mraky , aktivní galaktická jádra [7] .

Perspektivy

Řada Cherenkovových dalekohledů ( Cherenkov Telescope Array, CTA ) je v současné době ve výstavbě .  Teleskopy jsou plánovány tak, aby byly umístěny jak na jižní, tak na severní polokouli, a pokud severní pole bude pracovat v nízkoenergetickém rozsahu (od 10 GeV do 1 TeV), bude energetický rozsah jižního pole od 10 GeV. na cca 100 TeV. V roce 2020 se plánuje uvedení pole do provozu [9] .

Srovnávací charakteristiky vesmírných a pozemních gama dalekohledů

Srovnávací charakteristiky vesmírných a pozemních gama dalekohledů [10]
	Vesmírné gama dalekohledy						Pozemní gama dalekohledy
	EGRET	AGILNÍ	Fermi-LAT	CALET	AMS-02	Gama-400	HESS II	KOUZLO	VERITAS	CTA
Pracovní doba	1991-2000	od roku 2007	od roku 2008	od roku 2014	od roku 2011	od roku 2013	od roku 2012	od roku 2004	od roku 2005	od roku 2020
Energetický rozsah, GeV	0,03-30	0,03-50	0,2–300	10–10 000	10-1 000	0,1–3 000	>30	>50	50–50 000	>20
Úhlové rozlišení (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)
Energetické rozlišení (E γ > 100 GeV)	15 % (E γ ~0,5 GeV	50 % (E γ ~1 GeV)	deset %	2 %	3 %	jeden %	patnáct %	20 % (E γ = 100 GeV) 15 % (E γ = 10 TeV)	patnáct %	20 % (E γ = 100 GeV) 15 % (E γ = 10 TeV)

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 G. S. Bisnovaty-Kogan. VESMÍRNÉ GAMMA MONITOROVÁNÍ  // Příroda . - Věda , 2014. - č. 6 (1186) . - S. 80-84 . Archivováno z originálu 3. prosince 2019. (Ruština)
2. ↑ Akimov V.V., Bisnovaty Kogan G.S., Leikov N.S. Cylindrický gama monitor CYGAM. Nový koncept vysokoenergetického gama dalekohledu. Informační brožura. M., 2003.
3. ↑ Torsten Bringmann, Xiaoyuan Huang, Alejandro Ibarra, Stefan Vogl, Christoph Weniger. Fermi LAT Hledání interních podpisů Bremsstrahlung z vyhlazení temné hmoty  : [ eng. ] // arXiv. - 2014. - doi : 10.1088/1475-7516/2012/07/054 .
4. ↑ N. P. Topchiev, A. M. Galper et al. GAMMA-400 gama-ray observatory  (anglicky)  // Proceedings of science: Article. - 2016. Archivováno 17. ledna 2018.
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 N., Zverli Zverak V. V. N., Kaplin V. A., Kachanov V. A., Leonov A. A., Longo F., Mazetz E. P. , Maestro P. a kol  . Fyzická řada. - 2013. - T. 77 , č. 11 . - S. 1605 . Archivováno z originálu 3. prosince 2019.
6. B _ _ _ _ _ _ , Čichagov Yu.V. Čerenkov gama-teleskopy: minulost, přítomnost, budoucnost. Projekt ALEGRO  // Časopis technické fyziky: časopis. - 2017. - T. 87 , č. 6 . - S. 803-821 . — ISSN 0044-4642 . Archivováno z originálu 3. prosince 2019.
7. ↑ 1 2 3 4 5 Agaronyan F. A., Chernyakova M. A. SKY V GAMMA PARARY  // Země a vesmír. - 2009. - č. 2 . - str. 3-14 . Archivováno z originálu 3. prosince 2019.
8. ↑ Robert Wagner (MPI). Astronomický snímek  dne . NASA (15. října 2004). Získáno 3. prosince 2017. Archivováno z originálu dne 6. října 2020.
9. ↑ Elizabeth Gibneyová . Panel zavádí místa pro detektor γ záření , Nature  (15. dubna 2014). Archivováno z originálu 30. dubna 2014. Staženo 16. října 2017.
10. ↑ Gunter Dirk Krebs. Gunterova vesmírná stránka . Gunterova vesmírná stránka . Staženo 14. ledna 2018. Archivováno z originálu 31. prosince 2019. (neurčitý)

Slovníky a encyklopedie	Velký Rus Britannica (online)

Dalekohled
Typ	gama dalekohled rentgenový dalekohled Optický dalekohled ( Reflektor refraktor ) koronograf sluneční dalekohled infračervený dalekohled Radioteleskop ( radiový interferometr )
namontovat	Alt-azimut ( dobsonský ) rovníkový
jiný	astronomická družice vesmírný dalekohled aktivní optika Astrograf