Gamma-stråle teleskop

Et  gamma -stråleteleskop er et teleskop designet til at observere fjerne objekter i gamma-strålespektret . Gamma-stråleteleskoper bruges til at søge efter og studere diskrete kilder til gammastråling, måle energispektrene for galaktisk og ekstragalaktisk diffus gammastråling, studere gammastråleudbrud og mørkt stofs natur . Der skelnes mellem rumgamma-stråleteleskoper , der detekterer gammakvanter direkte, og jordbaserede Cherenkov-teleskoper , der fastlægger parametrene for gammastråler (såsom energi og ankomstretning) ved at observere de forstyrrelser, der forårsage gammastråler i atmosfæren .

Kosmiske gammastråleteleskoper

I det klassiske energiområde for højenergi gamma- stråleastronomi (fra flere titus af megaelektronvolt til hundredvis af gigaelektronvolt), er atmosfæren uigennemsigtig, så observationer er kun mulige fra rummet.

I højenergigammastrålastronomi observeres hvert kvante, for hvilket energien og ankomstretningen er individuelt indstillet. Fluxen af ​​partikler, der detekteres af gamma-teleskopet, er ret lille, så tiden mellem foton-ankomster overstiger instrumentets forsinkelsestid, hvor registrering af nye partikler er umulig. Derfor skal gamma-stråleteleskoper have så stor en blænde som muligt for at detektere alle de kvanter, der falder på dem. Indkommende gamma-kvanter fremkalder fremkomsten af ​​elektron - positron - par. Disse pars baner styres fra konverteringspunktet for gammakvantet til at ramme kalorimeteret , hvilket gør det muligt at bestemme gammakvantets ankomstretning [1] .

Historie

Målinger af kosmisk højenergi-gammastråling blev udført fra 1975 til 1982 på Cos-B- satellitten og fra 1991 til 2000 på EGRET gamma-ray-teleskopet (100 MeV - 30  Ge V ) fra American Compton Space Observatory (CGRO) . Disse teleskoper, såvel som Gamma-1-teleskopet installeret på den sovjetisk-franske Gamma -satellit , registrerede retningen for kvantets ankomst ved at spore dets bevægelse ved hjælp af gnistkamre .

I øjeblikket udføres målinger ved hjælp af det store LAT gammastråleteleskop (20 MeV - 300 GeV) installeret på det amerikanske Fermi Space Observatory ( GLAST , opsendt i juni 2008), og det lille GRID gammastråleteleskop (30 MeV - 50) GeV), der opererer på det italienske rumobservatorium AGILE (lanceret i april 2007). Retningen af ​​kvanteankomst i disse teleskoper blev bestemt ved hjælp af positionsfølsomme siliciumwafers .

Takket være disse satellitters arbejde blev en diffus baggrund, punkt og udvidede kilder til højenergi gammastråling opdaget [1] .

Perspektiver

For mange videnskabelige opgaver er selve det faktum at registrere et gammastrålekvante vigtigere, hvis energi kan kendes endnu mindre nøjagtigt (med en fejl på ca. 20%). Dette gælder for næsten alle punktgammakilder, når der observeres store fluktuationer i flux, så at plotte en tidskontinuerlig lyskurve ville være meget mere informativ end mere stringente, men sporadiske spektrummålinger. Med en stor blændeåbning bliver det desuden muligt at spore mange kilder på himlen samtidigt, hvilket øger dens effektive følsomhed. Kontinuerlige observationer af store områder af himlen er især kritiske for korte begivenheder såsom kosmiske gammastråleudbrud, hvor retningen ikke er kendt på forhånd [1] .

I 1993 blev et nyt teleskopdesign foreslået til at detektere højenergi kosmisk gammastråling, kaldet TsIGAM (CYGAM - English  Cylindrical Gamma Monitor , Cylindrical gamma monitor). Det manglede et kalorimeter, som umiddelbart gjorde det muligt at øge teleskopets blænde med næsten en størrelsesorden. Instrumentets synsfelt ville være seks steradianer , det vil sige, at cirka halvdelen af ​​himmelkuglen ville være synlig på samme tid. Cylinderens vægge, der repræsenterer en ottekant i tværsnit, skal bestå af en konverter, hvori et hårdt gammastrålekvantum passerer ind i et elektron-positron-par, og et positionsfølsomt lag, der registrerer passagen af ​​ladede partikler. Efter konvertering flyver de fødte partikler i en vinkel i forhold til hinanden, som aftager med stigende energi af det indledende gamma-kvante - det bestemmes af ekspansionsvinklen. Denne metode har en begrænsning på den energi, der er til rådighed for målinger: ved en kvanteenergi, der overstiger ca. 40 GeV, vil vinklen blive for lille, og den positionsfølsomme tæller på den modsatte side af cylinderen vil ikke være i stand til at opløse koordinaterne for parrets partikler. Grænsen kan hæves ved at øge nøjagtigheden af ​​at bestemme koordinaterne for ankommende partikler eller øge vinklen mellem partikelbanerne under flyvningen mellem cylinderens vægge (for eksempel ved at skabe et magnetfelt indeni) [2] . TsIGAM-projektet forbliver urealiseret [1] .

Gamma-400

Behandling af resultaterne af målinger af gamma-stråleteleskopet LAT fra området af galaksens centrum indikerer et træk i spektret af gammastråling i energiområdet på 130 GeV [3] . Teoretiske undersøgelser af denne funktion antyder eksistensen af ​​smalle gammastrålelinjer fra WIMP -udslettelse eller henfald , som kun pålideligt kan isoleres ved fremtidige eksperimenter med væsentligt bedre vinkel- og energiopløsninger.

På nuværende tidspunkt er et program ved at blive implementeret i Rusland for at skabe GAMMA-400 gamma-stråle-teleskopet, der opfylder disse opgaver og til at udføre ekstra-atmosfæriske observationer i gamma-ray astronomi med samtidig måling af fluxene af elektron-positron-komponenten af ​​kosmisk stråler. GAMMA-400 vil have unikke egenskaber både til at isolere gammalinjer i energispektre fra mørkt stof partikler og til at bestemme retningen til kilden af ​​denne stråling. Opsendelsen af ​​rumobservatoriet, hvor GAMMA-400 vil blive installeret på Navigator-serviceplatformen, udviklet af NPO opkaldt efter S. A. Lavochkin , er planlagt til 2023 [4] . Rumobservatoriets driftstid bør være mindst 7 år [5] .

Cherenkov teleskoper

På grund af atmosfærens opacitet for højenergipartikler er deres direkte observation fra Jordens overflade umulig. På samme tid, når de kommer ind i atmosfæren, giver hver af disse partikler, som et resultat af flere kaskadereaktioner, anledning til en bred luftbyge , der når jordens overflade i form af en strøm af elektroner, protoner , fotoner , myoner , mesoner og andre partikler. Vavilov-Cherenkov-stråling fra sekundære elektroner gør det muligt at opnå fuldstændig information om energien og ankomstretningen af ​​primære gamma-kvanter. Det er denne stråling, der observeres af jordbaserede gamma-stråleteleskoper (derfor kaldes sådanne teleskoper også Cherenkov eller IACT ( Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope ).

Da den maksimale stråling, der kommer fra sekundære elektroner, udsendes i en kegle med en vinkel på toppen af ​​størrelsesordenen 1° og noteres i en højde af 10 km over havets overflade, "lyser" Cherenkov-strålingen en radius på omkring 100 m på jorden En simpel enhed (detektor) bestående af en optisk reflektor med et areal på omkring 10 m 2 og en fotodetektor i brændplanet kan registrere fotoner fra et himmelområde med et areal på over 10 4 m 2 . Cherenkov-strålingen fra sekundære byger er meget svag, hvor hvert blink kun varer et par nanosekunder. Derfor skal Cherenkov-teleskoper have spejle med et areal på mere end 10 m 2 til at projicere stråling på et meget hurtigt multi-pixel (i størrelsesordenen 10 3 pixels) kamera med en pixelstørrelse på 0,1-0,2° og et felt flere graders syn. Selvom Cherenkov-stråling er i det optiske område (blåt lys), er et standard CCD-kamera ikke egnet til at registrere Cherenkov-stråling på grund af utilstrækkelig hændelsesdetektionshastighed. Heldigvis er et kammer bestående af almindelige fotomultiplikatorer med en pixelstørrelse på 0,1-0,2° tilstrækkeligt for at få information om bruserens udvikling, energien og ankomstretningen af ​​den primære partikel .

Historie

Første generation

De første eksperimenter, der viser muligheden for at observere Cherenkov-strålingen fra omfattende luftbyger fra højenergipartikler, blev udført i 1950'erne af W. Galbraith og J. V. Jelly i Storbritannien og A. E. Chudakov og N. M. Nesterova i USSR. Succesen med disse eksperimenter i 1960'erne førte til forsøg på at bruge Cherenkov-stråling til at detektere ultrahøjenergifotoner. Installationerne, der bruges i dem (i USSR - på stedet for Krim-stationen for FIAN, i Storbritannien - hos Organisationen for Atomenergiforskningi Harwell, i USA - ved Whipple Observatory ) kan betragtes som de første Cherenkov-teleskoper. De første positive resultater af disse installationer blev opnået i slutningen af ​​1960'erne og begyndelsen af ​​1970'erne. Så for eksempel, ifølge resultaterne af observationer i 1966-1967, blev et signal fra Krabbetågen optaget ved Dublin Group Telescope . Pålideligheden af ​​de registrerede signaler oversteg dog ikke 3σ, hvilket betyder, at det var umuligt at tale om pålideligheden af ​​de opnåede resultater .

Alle teleskoper af den første generation registrerede kun kendsgerningen om Cherenkov-flare og arbejdede efter princippet om passage af en kilde gennem teleskopets synsfelt på grund af jordens rotation. Indtil 1983 (hvor den mest komplette og korrekte version af signalanalysemetoden blev offentliggjort) var metoderne til at analysere de modtagne signaler så ufuldkomne, at selv signifikansniveauet af det nyttige signal i området 3σ ikke entydigt kunne bekræfte registreringen af ​​en gammakilde, da signalniveauet i nogle tilfælde var meget svagere end baggrunden (op til -2,7σ). Ved hjælp af den første generation af Cherenkov-teleskoper var det således umuligt pålideligt at opdage kilder til kosmisk gammastråling. De gjorde det dog muligt at sætte en øvre grænse for størrelsen af ​​gammastrålefluxen, samt at danne en liste over potentielle gammastrålekilder, som først og fremmest skulle observeres ved hjælp af mere avancerede teleskoper [6] .

Anden generation

I 1970'erne begyndte to grupper af sovjetiske og amerikanske videnskabsmænd (ved Krim Astrophysical Observatory ledet af A. A. Stepanyan og ved Whipple Observatory ledet af T. K. Wicks) at udvikle projekter for teleskoper, der ikke kun indsamler det fulde signal, men også optager dets billede og hvilket gør det muligt at spore strålingskildens position. I 1978 modtog Whipple-observatoriets 10-meter-teleskop et 19-pixel kamera (som blev erstattet af et 37-pixel i 1983) samlet fra separate fotomultiplikatorer og blev dermed det første teleskop af anden generation.

Ud fra antallet af fotoner i billedet opnået med andengenerationsteleskoper var det muligt at estimere energien af ​​den primære gammastrålepartikel, og billedets orientering gjorde det muligt at rekonstruere retningen for dens ankomst. At studere formen på det resulterende billede gjorde det muligt at eliminere de fleste begivenheder, hvor den primære partikel ikke var et højenergi-gamma-kvante. På denne måde blev niveauet af baggrundsstøj fra kosmiske stråler reduceret, hvilket med størrelsesordener oversteg fluxen af ​​primære gammastråler. Effektiviteten af ​​denne teknik blev overbevisende demonstreret i 1989, da Whipple-observatoriets 10-meter gammastråleteleskop registrerede et pålideligt (på 9σ-niveau) signal fra Krabbetågen [6] [7] .

Stereoskopisk metode

Næste trin i udviklingen af ​​jordbaseret gamma-ray astronomi, som gjorde det muligt at øge effektiviteten af ​​gamma-ray teleskoper, var den stereoskopiske metode, foreslået og udviklet i 1980'erne. af en gruppe videnskabsmænd fra Yerevan Physics Institute . Ideen med metoden er samtidig at registrere en begivenhed i flere projektioner. Dette gør det muligt at bestemme ankomstretningen af ​​det primære gamma-kvante med en nøjagtighed på mere end 0,1° og at bestemme dets energi med en fejl på mindre end 15%. Oprindeligt var det planlagt at installere et system med fem teleskoper med en diameter på 3 meter nær Byurakan-observatoriet . En prototype teleskop blev bygget og testet, men forskellige økonomiske og politiske årsager forhindrede projektet i at blive afsluttet i Armenien. Ikke desto mindre blev det taget som grundlag for HEGRA ( High Energy Gamma-Ray Astronomy )  teleskopsystemet  bygget på De Kanariske Øer. Hvert af teleskoperne i dette system var udstyret med et kamera baseret på 271 fotomultiplikatorer. Særligt ved hjælp af HEGRA-observatoriet blev Krabbetågens gammastrålespektrum for første gang målt med et højt niveau af pålidelighed i området 0,5-80 TeV.

I løbet af de næste 15 år blev der gjort fremskridt med at detektere gammastråler i TeV-området med CAT ( Cherenkov Atmosphere Telescope  ), CANGAROO ( Collaboration  of  Australia and Nippon for a GammaRay Observatory in the Outback Et af de mest fremragende resultater opnået på dette tidspunkt var påvisningen af ​​TeV-stråling fra blazarer  , kraftige kilder til gammastråler omkring supermassive sorte huller i kernerne i nogle galakser. Men under driften af ​​Cherenkov-teleskoper af denne generation blev mindre end 10 kilder opdaget, og nogle blev registreret ved grænsen for følsomhed. I stereoskopiske systemer blev der som regel brugt små spejle sammenlignet med enkelte teleskoper, hvilket ikke tillod dem fuldt ud at realisere deres potentiale. Nødvendigheden af ​​at skabe detektorer med højere følsomhed blev indlysende [6] [7] .  

Tredje generation

På trods af at fordelene ved den stereoskopiske tilgang allerede er blevet demonstreret af HEGRA-systemet af relativt små teleskoper, opstod først med implementeringen af ​​det store internationale projekt HESS et nyt felt inden for observationsastrofysik - ultrahøjenergi-astronomi. HESS-systemet, bestående af fire 13-meter Cherenkov atmosfæriske teleskoper udstyret med kameraer med et 5° synsfelt, blev installeret i Namibia og blev operationelt i 2004. Teleskoper i HESS-systemet er designet til at detektere højenergifotoner i området fra 100 GeV til 100 TeV med en vinkelopløsning på flere bueminutter og en følsomhedsgrænse på 10 13 erg⋅cm −2 s −1 .

Et alternativ til det stereoskopiske system var oprettelsen i 2003 på øen La Palma (De Kanariske Øer) af det 17-meter internationale teleskop MAGIC ( Eng.  Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov  - et stort atmosfærisk Cherenkov gamma-stråleteleskop). MAGIC-teleskopets synsfelt falder hovedsageligt på kilder placeret på den nordlige himmelhalvkugle, mens HESS-systemerne på den sydlige. I juli 2007 begyndte VERITAS -systemet ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System  - et system af teleskoper til detektering af højenergistråling) at fungere, bestående af fire 12-meter teleskoper [  7] .

Under udviklingen af ​​tredjegenerations teleskoper blev der lagt et betydeligt potentiale for deres yderligere modernisering. Så det blev for eksempel antaget, at HESS ville bestå af 16 teleskoper og VERITAS - af syv. Dette potentiale er allerede ved at blive realiseret: I 2009 blev MAGIC II-teleskopet sat i drift, som har et mere avanceret kamera og gjorde det muligt at starte stereoskopiske observationer ved MAGIC gamma-observatoriet, og i 2012 blev MAGIC I-teleskopet opgraderet , hvilket gjorde observatoriets teleskoper identiske. I 2012 begyndte HESS II-teleskopet at blive brugt som en del af HESS-komplekset, som er større end kompleksets øvrige 4 teleskoper [6] [7] .

Fra 2017 er mere end 175 kilder til teraelektronvoltstråling blevet opdaget [6] . Registrerede kilder kan opdeles i flere store grupper: supernova -rester , plerioner , kompakte binære systemer , molekylære skyer , aktive galaktiske kerner [7] .

Perspektiver

En række Cherenkov-teleskoper ( Cherenkov Telescope Array, CTA ) er i øjeblikket under konstruktion .  Array-teleskoperne er planlagt til at blive placeret både på den sydlige og nordlige halvkugle, og hvis det nordlige array vil fungere i lavenergiområdet (fra 10 GeV til 1 TeV), så vil energiområdet for det sydlige array være fra 10 GeV til omkring 100 TeV. I 2020 er det planlagt at sætte arrayet i drift [9] .

Sammenlignende karakteristika for rum- og jordbaserede gamma-stråleteleskoper

Sammenlignende karakteristika for rum- og jordbaserede gamma-stråleteleskoper [10]
	Rum Gamma-teleskoper						Jordbaserede gammastråleteleskoper
	EGRET	ADRÆT	Fermi-LAT	CALET	AMS-02	Gamma-400	HESS II	MAGI	VERITAS	CTA
Arbejdstimer	1991-2000	siden 2007	siden 2008	siden 2014	siden 2011	siden 2013	siden 2012	siden 2004	siden 2005	siden 2020
Energiområde, 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
Vinkelopløsning (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)
Energiopløsning (E γ > 100 GeV)	15 % (E y ~0,5 GeV	50 % (E γ ~1 GeV)	ti %	2 %	3 %	en %	femten %	20 % (E γ = 100 GeV) 15 % (E γ = 10 TeV)	femten %	20 % (E γ = 100 GeV) 15 % (E γ = 10 TeV)

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 G. S. Bisnovaty-Kogan. RUM GAMMA OVERVÅGNING  // Natur . - Videnskab , 2014. - Nr. 6 (1186) . - S. 80-84 . Arkiveret fra originalen den 3. december 2019. (Russisk)
2. ↑ Akimov V.V., Bisnovaty Kogan G.S., Leikov N.S. Cylindrical gammamonitor CYGAM. Et nyt koncept for et højenergi-gamma-stråleteleskop. Informationshæfte. M., 2003.
3. ↑ Torsten Bringmann, Xiaoyuan Huang, Alejandro Ibarra, Stefan Vogl, Christoph Weniger. Fermi LAT Søg efter interne Bremsstrahlung-signaturer fra Dark Matter Annihilation  : [ 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  (engelsk)  // Proceedings of science: Artikel. - 2016. Arkiveret 17. januar 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., Zverev Vashvil G. V. N., Kaplin V. A., Kachanov V. A., Leonov A. A., Longo F., Mazetz E. P. , Maestro P. et al. KARAKTERISTIKA FOR GAMMA-400 GAMMA-TELEKOPET TIL SØGNING EFTER MØRKE  STOFFER // Izvestiya Rossiiskoi Akademi. Fysisk serie. - 2013. - T. 77 , nr. 11 . - S. 1605 . Arkiveret fra originalen den 3. december 2019.
6. ↑ 1 2 3 4 5 Bykov A.M., Agaronyan F.A., Krasilshchikov A.M., Kholupenko E.E., Aruev P.N., Baiko D.A., Bogdanov A.A., Vasiliev G.I., Zabrodsky V.V., Tuboltsev., K.P. , Chichagov Yu.V. Cherenkov gamma-ray teleskoper: fortid, nutid, fremtid. ALEGRO-projekt  // Tidsskrift for teknisk fysik: tidsskrift. - 2017. - T. 87 , nr. 6 . - S. 803-821 . — ISSN 0044-4642 . Arkiveret fra originalen den 3. december 2019.
7. ↑ 1 2 3 4 5 Agaronyan F. A., Chernyakova M. A. SKY IN GAMMA RAYS  // Earth and the Universe. - 2009. - Nr. 2 . - S. 3-14 . Arkiveret fra originalen den 3. december 2019.
8. ↑ Robert Wagner (MPI). Dagens astronomibillede  . NASA (15. oktober 2004). Hentet 3. december 2017. Arkiveret fra originalen 6. oktober 2020.
9. ↑ Elizabeth Gibney . Panelboliger ind på pladser for γ-stråledetektor , Natur  (15. april 2014). Arkiveret fra originalen den 30. april 2014. Hentet 16. oktober 2017.
10. ↑ Gunter Dirk Krebs. Gunters rumside . Gunters rumside . Hentet 14. januar 2018. Arkiveret fra originalen 31. december 2019. (ubestemt)

Ordbøger og encyklopædier	Stor russer Britannica (online)

Teleskop
Type	gamma-stråle teleskop røntgen teleskop Optisk teleskop ( Reflektor refraktor ) koronografi solteleskop infrarødt teleskop Radioteleskop ( radiointerferometer )
montere	Alt-azimuth ( dobsonisk ) ækvatorial
Andet	astronomisk satellit rumteleskop aktiv optik Astrograf