Gammastråleteleskop

Ett  gammastråleteleskop är ett teleskop som är utformat för att observera avlägsna föremål i gammastrålningsspektrumet . Gammastrålningteleskop används för att söka efter och studera diskreta källor för gammastrålning, mäta energispektra för galaktisk och extragalaktisk diffus gammastrålning, studera gammastrålning och mörk materias natur . Man skiljer på rymd- som detekterar gammakvanta direkt, och markbaserade Cherenkov-teleskop som fastställer parametrarna för gammastrålning (som energi och ankomstriktning) genom att observera de störningar som orsaka gammastrålar i atmosfären .

Kosmiska gammastrålningteleskop

I energiområdet som är klassiskt för högenergigammastrålastronomi (från flera tiotal megaelektronvolt till hundratals gigaelektronvolt) är atmosfären ogenomskinlig, så observationer är endast möjliga från rymden .

I högenergigammastrålastronomi observeras varje kvant, för vilket energin och ankomstriktningen är individuellt inställda. Flödet av partiklar som detekteras av gamma-teleskopet är ganska litet, så att tiden mellan fotonernas ankomster överstiger instrumentets fördröjningstid, under vilken registrering av nya partiklar är omöjlig. Därför måste gammastråleteleskop ha så stor bländare som möjligt för att kunna upptäcka alla kvanta som faller på dem. Inkommande gammakvanta provocerar uppkomsten av elektron - positronpar . Banorna för dessa par styrs från omvandlingen av gammakvantet till att man träffar kalorimetern , vilket gör det möjligt att bestämma riktningen för ankomsten av gammakvantet [1] .

Historik

Mätningar av kosmisk högenergi-gammastrålning utfördes från 1975 till 1982 på Cos-B- satelliten och från 1991 till 2000 på EGRET-gammastrålningsteleskopet (100 MeV - 30  Ge V ) från American Compton Space Observatory (CGRO) . Dessa teleskop, liksom Gamma-1-teleskopet installerat på den sovjetisk-franska Gamma -satelliten , registrerade riktningen för kvantets ankomst genom att spåra dess rörelse med hjälp av gnistkammare .

För närvarande utförs mätningar med det stora LAT-gammastrålningsteleskopet (20 MeV - 300 GeV) installerat på det amerikanska Fermi Space Observatory ( GLAST , lanserat i juni 2008), och det lilla GRID gamma-teleskopet (30 MeV - 50) GeV), som verkar på det italienska rymdobservatoriet AGILE (startat i april 2007). Riktningen för kvantankomst i dessa teleskop bestämdes med hjälp av positionskänsliga kiselskivor .

Tack vare dessa satelliters arbete upptäcktes en diffus bakgrund, punkt och utökade källor för högenergigammastrålning [1] .

Perspektiv

CYGAM

För många vetenskapliga uppgifter är själva faktumet att registrera ett gammastrålkvant viktigare, vars energi kan kännas ännu mindre noggrant (med ett fel på cirka 20%). Detta gäller nästan alla punktgammakällor när stora fluktuationer i flödet observeras, så att plotta en tidskontinuerlig ljuskurva skulle vara mycket mer informativ än mer stringenta men sporadiska spektrummätningar. Med en stor bländare blir det dessutom möjligt att spåra många källor på himlen samtidigt, vilket ökar dess effektiva känslighet. Kontinuerliga observationer av stora delar av himlen är särskilt kritiska för korta händelser som kosmiska gammastrålningskurar, vars riktning inte är känd i förväg [1] .

1993 föreslogs en ny teleskopdesign för att detektera kosmisk gammastrålning med hög energi, kallad TsIGAM (CYGAM - English  Cylindrical Gamma Monitor , Cylindrical gamma monitor). Den saknade en kalorimeter, vilket omedelbart gjorde det möjligt att öka teleskopets bländare med nästan en storleksordning. Instrumentets synfält skulle vara sex steradianer , det vill säga ungefär hälften av himmelssfären skulle vara synlig samtidigt. Cylinderns väggar, som representerar en oktagon i tvärsnitt, måste bestå av en omvandlare i vilken ett hårt gammastrålkvantum passerar in i ett elektron-positronpar, och ett positionskänsligt skikt som registrerar passagen av laddade partiklar. Efter omvandlingen flyger de födda partiklarna i en vinkel mot varandra, vilket minskar med ökande energi av det initiala gamma-kvantumet - det bestäms av expansionsvinkeln. Denna metod har en begränsning av den energi som är tillgänglig för mätningar: vid en kvantenergi som överstiger cirka 40 GeV blir vinkeln för liten och den positionskänsliga räknaren på motsatt sida av cylindern kommer inte att kunna lösa koordinaterna för parets partiklar. Gränsen kan höjas genom att öka noggrannheten för att bestämma koordinaterna för ankommande partiklar eller öka vinkeln mellan partikelbanorna under flygningen mellan cylinderns väggar (till exempel genom att skapa ett magnetfält inuti) [2] . TsIGAM-projektet förblir orealiserat [1] .

Gamma-400

Bearbetning av resultaten av mätningar av gammastrålningteleskopet LAT från regionen i mitten av galaxen indikerar en funktion i spektrumet av gammastrålning i energiområdet 130 GeV [3] . Teoretiska studier av denna funktion tyder på förekomsten av smala gammastrålningslinjer från WIMP -förintelse eller förfall , som endast kan isoleras tillförlitligt genom framtida experiment med betydligt bättre vinkel- och energiupplösningar.

För närvarande implementeras ett program i Ryssland för att skapa GAMMA-400 gammastrålningsteleskop som uppfyller dessa uppgifter och för att utföra extraatmosfäriska observationer inom gammastrålastronomi med samtidig mätning av flödena av elektron-positronkomponenten i kosmisk strålar. GAMMA-400 kommer att ha unika möjligheter både att isolera gammalinjer i energispektra från mörk materia partiklar, och att bestämma riktningen till källan för denna strålning. Lanseringen av rymdobservatoriet, där GAMMA-400 kommer att installeras på tjänsteplattformen Navigator, utvecklad av NPO uppkallad efter S. A. Lavochkin , är planerad till 2023 [4] . Rymdobservatoriets drifttid bör vara minst 7 år [5] .

Cherenkov-teleskop

På grund av atmosfärens opacitet för högenergipartiklar är deras direkta observation från jordens yta omöjlig. Samtidigt, när de kommer in i atmosfären, ger var och en av dessa partiklar, som ett resultat av flera kaskadreaktioner, upphov till en bred luftregn som når jordens yta i form av en ström av elektroner, protoner , fotoner , myoner , mesoner och andra partiklar. Vavilov-Cherenkov-strålning från sekundära elektroner gör det möjligt att få fullständig information om energin och ankomstriktningen för primära gammakvanta. Det är denna strålning som observeras av markbaserade gammastrålningteleskop (därför kallas sådana teleskop även Cherenkov eller IACT ( Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope ).

Eftersom den maximala strålningen som kommer från sekundära elektroner sänds ut i en kon med en vinkel vid spetsen av storleksordningen 1° och noteras på en höjd av 10 km över havet, "belyser" Cherenkov-strålningen en radie på cirka 100 m på marken En enkel anordning (detektor) bestående av en optisk reflektor med en yta på cirka 10 m 2 och en fotodetektor i fokalplanet kan registrera fotoner från ett himmelsområde med en yta som överstiger 10 4 m 2 . Cherenkov-strålningen från sekundära duschar är mycket svag, varje blixt varar bara några nanosekunder. Därför måste Cherenkov-teleskop ha speglar med en yta på mer än 10 m 2 för att projicera strålning på en mycket snabb multipixelkamera (i storleksordningen 10 3 pixlar) med en pixelstorlek på 0,1-0,2° och ett fält syn på flera grader. Även om Cherenkov-strålning är i det optiska området (blått ljus), är en standard CCD-kamera inte lämplig för att registrera Cherenkov-strålning på grund av otillräcklig händelsedetekteringshastighet. Lyckligtvis räcker det med en kammare bestående av vanliga fotomultiplikatorer med en pixelstorlek på 0,1-0,2° för att få information om duschens utveckling, energin och ankomstriktningen för primärpartikeln.

Historik

Första generationen

De första experimenten som visade möjligheten att observera Cherenkov-strålningen från omfattande luftduschar från högenergipartiklar utfördes på 1950-talet av W. Galbraith och J. V. Jelly i Storbritannien och A. E. Chudakov och N. M. Nesterova i Sovjetunionen. Framgången med dessa experiment på 1960-talet ledde till försök att använda Cherenkov-strålning för att detektera fotoner med ultrahög energi. Installationerna som används i dem (i Sovjetunionen - på platsen för Krim-stationen för FIAN, i Storbritannien - vid Organisationen för forskning om atomenergii Harwell, i USA - vid Whipple Observatory ) kan betraktas som de första Cherenkov-teleskopen. De första positiva resultaten av dessa installationer erhölls i slutet av 1960-talet och början av 1970-talet. Så, till exempel, enligt resultaten av observationer 1966-1967, registrerades en signal från krabbnebulosan vid Dublin Group Telescope . Tillförlitligheten hos de inspelade signalerna översteg dock inte 3σ, vilket betyder att det var omöjligt att tala om tillförlitligheten hos de erhållna resultaten.

Alla teleskop av den första generationen registrerade bara faktumet av Cherenkov-blossen och arbetade på principen om passage av en källa genom teleskopets synfält på grund av jordens rotation. Fram till 1983 (då den mest fullständiga och korrekta versionen av signalanalysmetoden publicerades) var metoderna för att analysera de mottagna signalerna så ofullkomliga att inte ens signifikansnivån för den användbara signalen i området 3σ entydigt kunde bekräfta registreringen av en gammakälla, eftersom signalnivån i vissa fall var mycket svagare än bakgrunden (upp till -2,7σ). Således, med hjälp av den första generationen Cherenkov-teleskop, var det omöjligt att på ett tillförlitligt sätt upptäcka källor till kosmisk gammastrålning. De gjorde det dock möjligt att sätta en övre gräns för storleken på gammastrålningsflödet, samt att bilda en lista över potentiella gammastrålkällor, som först och främst bör observeras med hjälp av mer avancerade teleskop [6] .

Andra generationen

På 1970-talet började två grupper av sovjetiska och amerikanska forskare (vid Krim Astrophysical Observatory ledd av A. A. Stepanyan och vid Whipple Observatory som leds av T. K. Wicks) utveckla projekt för teleskop som inte bara samlar in hela signalen, utan också registrerar dess bild och vilket gör det möjligt att spåra strålningskällans position. 1978 fick Whipple-observatoriets 10-metersteleskop en 19-pixelkamera (som ersattes av en 37-pixel 1983) sammansatt av separata fotomultiplikatorer och blev därmed det första teleskopet i den andra generationen.

Från antalet fotoner i bilden som erhölls av andra generationens teleskop var det möjligt att uppskatta energin hos den primära gammastrålningspartikeln, och bildens orientering gjorde det möjligt att rekonstruera riktningen för dess ankomst. Att studera formen på den resulterande bilden gjorde det möjligt att eliminera de flesta händelser där den primära partikeln inte var ett högenergisk gamma-kvantum. På detta sätt reducerades nivån av bakgrundsbrus från kosmiska strålar och översteg med storleksordningar flödet av primära gammastrålar. Effektiviteten av denna teknik demonstrerades på ett övertygande sätt 1989, när Whipple-observatoriets 10-meters gammastrålningteleskop registrerade en pålitlig (på 9σ-nivån) signal från krabbanebulosan [6] [7] .

Stereoskopisk metod

Nästa steg i utvecklingen av markbaserad gammastrålastronomi, som gjorde det möjligt att öka effektiviteten hos gammastrålningsteleskop, var den stereoskopiska metoden, som föreslogs och utvecklades på 1980-talet. av en grupp forskare från Yerevan Physics Institute . Tanken med metoden är att samtidigt registrera en händelse i flera projektioner. Detta gör det möjligt att bestämma ankomstriktningen för det primära gamma-kvantet med en noggrannhet som överstiger 0,1° och att bestämma dess energi med ett fel på mindre än 15%. Från början var det planerat att installera ett system med fem teleskop med en diameter på 3 meter nära Byurakan-observatoriet . Ett prototypteleskop byggdes och testades, men olika ekonomiska och politiska skäl hindrade projektet från att slutföras i Armenien. Ändå togs det som grund för teleskopsystemet HEGRA ( High Energy Gamma-Ray Astronomy )   byggt på Kanarieöarna. Vart och ett av teleskopen i detta system var utrustade med en kamera baserad på 271 fotomultiplikatorer. Speciellt med hjälp av HEGRA-observatoriet uppmättes gammastrålningsspektrumet för Krabbnebulosan för första gången med en hög tillförlitlighetsnivå i intervallet 0,5–80 TeV.

Under de kommande 15 åren gjordes framsteg med att detektera gammastrålar i TeV-området med teleskopen CAT ( Cherenkov Atmosphere Telescope  ), CANGAROO ( Collaboration  of  Australia and Nippon for a GammaRay Observatory in the Outback Ett av de mest enastående resultaten som uppnåddes vid denna tidpunkt var upptäckten av TeV-strålning från blazarer  , kraftfulla källor till gammastrålar runt supermassiva svarta hål i kärnorna i vissa galaxer. Men under driften av Cherenkov-teleskop av denna generation upptäcktes mindre än 10 källor, och några registrerades vid gränsen för känslighet. I stereoskopiska system användes som regel små speglar jämfört med enstaka teleskop, vilket inte tillät dem att fullt ut realisera sin potential. Nödvändigheten av att skapa detektorer med högre känslighet blev uppenbar [6] [7] .  

Tredje generationen

Trots det faktum att fördelarna med det stereoskopiska tillvägagångssättet redan har demonstrerats av HEGRA-systemet med relativt små teleskop, uppstod först med genomförandet av det stora internationella projektet HESS ett nytt område för observationsastrofysik - ultrahögenergiastronomi. HESS-systemet, bestående av fyra 13-meters Cherenkov-atmosfäriska teleskop utrustade med kameror med 5° synfält, installerades i Namibia och togs i drift 2004. Teleskop i HESS-systemet är designade för att detektera högenergifotoner i området från 100 GeV till 100 TeV med en vinkelupplösning på flera bågminuter och en känslighetsgräns på 10 13 erg⋅cm −2 s −1 .

Ett alternativ till det stereoskopiska systemet var skapandet 2003 på ön La Palma (Kanarieöarna) av det 17 meter långa internationella teleskopet MAGIC ( Eng.  Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov  - ett stort atmosfäriskt Cherenkov gammastrålningteleskop). Synfältet för MAGIC-teleskopet faller huvudsakligen på källor som är belägna på det norra himmelska halvklotet, medan HESS-systemen, på det södra. I juli 2007 började VERITAS- systemet ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System  - ett system av teleskop för att detektera högenergistrålning) att fungera, bestående av fyra 12-meters teleskop [  7] .

Under utvecklingen av tredje generationens teleskop lades en betydande potential för deras ytterligare modernisering. Så till exempel antogs det att HESS skulle bestå av 16 teleskop och VERITAS - av sju. Denna potential realiseras redan: 2009 togs MAGIC II-teleskopet i drift, som har en mer avancerad kamera och gjorde det möjligt att starta stereoskopiska observationer vid MAGIC gammastrålningsobservatorium, och 2012 uppgraderades MAGIC I-teleskopet , vilket gjorde observatoriets teleskop identiska. 2012 började HESS II-teleskopet användas som en del av HESS-komplexet, som är större än de övriga 4 teleskopen i komplexet [6] [7] .

Från och med 2017 har mer än 175 källor för teraelektronvoltstrålning upptäckts [6] . Registrerade källor kan delas in i flera stora grupper: supernovarester , plerioner , kompakta binära system , molekylära moln , aktiva galaktiska kärnor [7] .

Perspektiv

En rad Cherenkov-teleskop ( Cherenkov Telescope Array, CTA ) är för närvarande under uppbyggnad .  Arrayteleskopen är planerade att placeras både på södra och norra halvklotet, och om den norra arrayen kommer att fungera i lågenergiområdet (från 10 GeV till 1 TeV), kommer energiområdet för den södra arrayen att vara från 10 GeV till cirka 100 TeV. Under 2020 är det planerat att ta arrayen i drift [9] .

Jämförande egenskaper hos rymd- och markbaserade gammastrålningteleskop

Jämförande egenskaper hos rymd- och markbaserade gammastrålningteleskop [10]
Space Gamma Teleskop Markbaserade gammastråleteleskop
EGRET VIG Fermi-LAT CALET AMS-02 Gamma-400 HESS II MAGI VERITAS CTA
Arbetstimmar 1991-2000 sedan 2007 sedan 2008 sedan 2014 sedan 2011 sedan 2013 sedan 2012 sedan 2004 sedan 2005 sedan 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
Vinkelupplösning (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)
Energiupplösning (E γ > 100 GeV) 15 % (E y ~0,5 GeV 50 % (E γ ~1 GeV) tio % 2 % 3 % ett % femton % 20 % (E γ = 100 GeV)
15 % (E γ = 10 TeV) 		femton % 20 % (E γ = 100 GeV)
15 % (E γ = 10 TeV)

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 4 G. S. Bisnovaty-Kogan. RYMD GAMMA ÖVERVAKNING  // Natur . - Science , 2014. - Nr 6 (1186) . - S. 80-84 . Arkiverad från originalet den 3 december 2019.
  2. ↑ Akimov V.V., Bisnovaty Kogan G.S., Leikov N.S. Cylindrical gamma monitor CYGAM. Ett nytt koncept för ett högenergiteleskop för gammastrålning. Informationshäfte. M., 2003.
  3. ↑ Torsten Bringmann, Xiaoyuan Huang, Alejandro Ibarra, Stefan Vogl, Christoph Weniger. Fermi LAT Sök efter interna Bremsstrahlung-signaturer från 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 gammastrålningsobservatorium  (engelska)  // Proceedings of science: Artikel. - 2016. Arkiverad 17 januari 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 Vashvili. V. N., Kaplin V. A., Kachanov V. A., Leonov A. A., Longo F., Mazetz E. P. , Maestro P. et al. KARAKTERISTIKA PÅ GAMMA-400 GAMMA TELESKOPET FÖR SÖKNING EFTER SPÅR AV MÖRKA MATERIAL  // Izvestiya Rossiiskoi Akademi. Fysisk serie. - 2013. - T. 77 , nr 11 . - S. 1605 . Arkiverad från originalet 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 gammastrålningteleskop: dåtid, nutid, framtid. ALEGRO-projektet  // Tidskrift för teknisk fysik: tidskrift. - 2017. - T. 87 , nr 6 . - S. 803-821 . — ISSN 0044-4642 . Arkiverad från originalet 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 . Arkiverad från originalet den 3 december 2019.
  8. ↑ Robert Wagner (MPI). Astronomi  Dagens bild . NASA (15 oktober 2004). Hämtad 3 december 2017. Arkiverad från originalet 6 oktober 2020.
  9. ↑ Elizabeth Gibney . Panelhem in på platser för γ-stråldetektor , Nature  (15 april 2014). Arkiverad från originalet den 30 april 2014. Hämtad 16 oktober 2017.
  10. ↑ Gunter Dirk Krebs. Gunters rymdsida . Gunters rymdsida . Hämtad 14 januari 2018. Arkiverad från originalet 31 december 2019.
  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
 Teleskop
Sorts
montera
Övrig