Telescop cu raze gamma

Un  telescop cu raze gamma este un telescop conceput pentru a observa obiecte îndepărtate în spectrul razelor gamma . Telescoapele cu raze gamma sunt folosite pentru a căuta și a studia surse discrete de radiații gamma, pentru a măsura spectrele de energie ale radiației gamma difuze galactice și extragalactice, pentru a studia exploziile de raze gamma și natura materiei întunecate . Există telescoape spațiale cu raze gamma , care detectează direct razele gamma și telescoape Cherenkov la sol , care stabilesc parametrii razelor gamma (cum ar fi energia și direcția de sosire) prin observarea perturbațiilor pe care razele gamma le provoacă în atmosferă .

Telescoape cosmice cu raze gamma

În intervalul de energie clasic pentru astronomia cu raze gamma de înaltă energie (de la câteva zeci de megaelectronvolți la sute de gigaelectronvolți), atmosfera este opacă, astfel încât observațiile sunt posibile doar din spațiu.

În astronomia cu raze gamma de înaltă energie, se observă fiecare cuantă, pentru care energia și direcția de sosire sunt stabilite individual. Fluxul de particule detectat de telescopul gamma este destul de mic, astfel încât timpul dintre sosiri de fotoni depășește timpul de întârziere al instrumentului, timp în care înregistrarea de noi particule este imposibilă. Prin urmare, telescoapele cu raze gamma trebuie să aibă o deschidere cât mai mare pentru a detecta toate cuantele care cad asupra lor. Cuantele gamma primite provoacă apariția perechilor electron - pozitron . Traiectoriile acestor perechi sunt controlate de la punctul de conversie a cuantumului gamma până la lovirea calorimetrului , ceea ce face posibilă determinarea direcției de sosire a cuantumului gamma [1] .

Istorie

Măsurătorile radiațiilor gamma cosmice de înaltă energie au fost efectuate din 1975 până în 1982 pe satelitul Cos-B și din 1991 până în 2000 pe telescopul cu raze gamma EGRET (100 MeV - 30  Ge V ) al Observatorului Spațial American Compton (CGRO) . Aceste telescoape, precum și telescopul Gamma-1 instalat pe satelitul sovietic-francez Gamma , au înregistrat direcția de sosire a cuantumului urmărind mișcarea acestuia cu ajutorul camerelor de scânteie .

În prezent, măsurătorile sunt efectuate folosind telescopul mare cu raze gamma LAT (20 MeV - 300 GeV) instalat pe Observatorul Spațial American Fermi ( GLAST , lansat în iunie 2008) și telescopul mic GRID cu raze gamma (30 MeV - 50 GeV), care operează pe observatorul spațial italian AGILE (lansat în aprilie 2007). Direcția de sosire cuantică în aceste telescoape a fost determinată folosind plachete de siliciu sensibile la poziție .

Datorită muncii acestor sateliți, au fost descoperite un fundal difuz, punct și surse extinse de radiații gamma de înaltă energie [1] .

Perspective

Pentru multe sarcini științifice, însuși faptul de a înregistra un cuantum de raze gamma, a cărui energie poate fi cunoscută și mai puțin precis (cu o eroare de aproximativ 20%). Acest lucru se aplică aproape tuturor surselor gamma punctuale atunci când se observă fluctuații mari ale fluxului, astfel încât trasarea unei curbe de lumină continuă în timp ar fi mult mai informativă decât măsurătorile spectrului mai stricte, dar sporadice. Mai mult, cu o deschidere mare, devine posibilă urmărirea simultană a mai multor surse de pe cer, ceea ce crește sensibilitatea efectivă a acestuia. Observațiile continue ale zonelor mari ale cerului sunt deosebit de critice pentru evenimente scurte, cum ar fi exploziile de raze gamma cosmice, a căror direcție nu este cunoscută dinainte [1] .

În 1993, a fost propus un nou design de telescop pentru detectarea radiațiilor gamma cosmice de înaltă energie, numit TsIGAM (CYGAM - English  Cylindrical Gamma Monitor , Cylindrical gamma monitor). I-a lipsit un calorimetru, care a făcut imediat posibilă creșterea deschiderii telescopului cu aproape un ordin de mărime. Câmpul vizual al instrumentului ar fi de șase steradiani , adică aproximativ jumătate din sfera cerească ar fi vizibilă în același timp. Pereții cilindrului, reprezentând un octogon în secțiune transversală, trebuie să fie formați dintr-un convertor în care un cuantum dur de raze gamma trece într-o pereche electron-pozitron și un strat sensibil la poziție care înregistrează trecerea particulelor încărcate. După conversie, particulele născute zboară într-un unghi una față de alta, care scade odată cu creșterea energiei gamma-quantului inițial - este determinată de unghiul de expansiune. Această metodă are o limitare a energiei disponibile pentru măsurători: la o energie cuantică care depășește aproximativ 40 GeV, unghiul va deveni prea mic și contorul sensibil la poziție de pe partea opusă a cilindrului nu va putea rezolva coordonatele cilindrului. particulele perechii. Limita poate fi ridicată prin creșterea preciziei determinării coordonatelor particulelor care sosesc sau prin creșterea unghiului dintre traiectoriile particulelor în timpul zborului dintre pereții cilindrului (de exemplu, prin crearea unui câmp magnetic în interior) [2] . Proiectul TsIGAM rămâne nerealizat [1] .

Gamma-400

Prelucrarea rezultatelor măsurătorilor telescopului cu raze gamma LAT din regiunea centrului galaxiei indică o caracteristică în spectrul radiațiilor gamma în regiunea energetică de 130 GeV [3] . Studiile teoretice ale acestei caracteristici sugerează existența liniilor înguste de raze gamma de la anihilarea sau dezintegrarea WIMP , care pot fi izolate în mod fiabil doar prin experimente viitoare cu rezoluții unghiulare și energetice semnificativ mai bune.

În prezent, în Rusia este implementat un program pentru crearea telescopului cu raze gamma GAMMA-400 care să îndeplinească aceste sarcini și să efectueze observații extra-atmosferice în astronomia cu raze gamma cu măsurarea simultană a fluxurilor componentei electron-pozitroni cosmice. razele. GAMMA-400 va avea capabilități unice atât de a izola liniile gamma din spectrele de energie din particulele de materie întunecată, cât și de a determina direcția către sursa acestei radiații. Lansarea observatorului spațial, în care va fi instalat GAMMA-400 pe platforma de servicii Navigator, dezvoltată de NPO numită după S. A. Lavochkin , este planificată pentru 2023 [4] . Durata de funcționare a observatorului spațial ar trebui să fie de cel puțin 7 ani [5] .

Telescoape Cherenkov

Datorită opacității atmosferei pentru particulele de înaltă energie, observarea lor directă de la suprafața Pământului este imposibilă. În același timp, pătrunzând în atmosferă, fiecare dintre aceste particule, ca urmare a reacțiilor în cascadă multiple, dă naștere unui amplu ploaie de aer care ajunge la suprafața Pământului sub forma unui flux de electroni, protoni , fotoni , muoni , mezoni și alte particule. Radiația Vavilov-Cherenkov de la electronii secundari face posibilă obținerea de informații complete despre energia și direcția de sosire a cuantelor gamma primare. Această radiație este observată de telescoapele cu raze gamma de la sol (prin urmare, astfel de telescoape sunt numite și Cherenkov sau IACT ( Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope ).

Deoarece radiația maximă provenită de la electronii secundari este emisă într-un con cu un unghi la vârf de ordinul 1° și se notează la o altitudine de 10 km deasupra nivelului mării, radiația Cherenkov „iluminează” o rază de aproximativ 100 m. pe sol.Un dispozitiv simplu (detector) format dintr-un optic, un reflector cu o suprafață de aproximativ 10 m 2 și un fotodetector în planul focal poate înregistra fotoni dintr-o zonă a cerului cu o suprafață ce depășește 10 4 m 2 . Radiația Cherenkov din ploile secundare este foarte slabă, fiecare fulger durând doar câteva nanosecunde. Prin urmare, telescoapele Cherenkov trebuie să aibă oglinzi cu o suprafață mai mare de 10 m 2 pentru proiectarea radiației pe o cameră multi-pixeli foarte rapidă (de ordinul a 10 3 pixeli) cu o dimensiune a pixelilor de 0,1-0,2° și un câmp. de vedere de mai multe grade. Deși radiația Cherenkov este în domeniul optic (lumină albastră), o cameră CCD standard nu este potrivită pentru înregistrarea radiației Cherenkov din cauza ratei insuficiente de detectare a evenimentelor. Din fericire, pentru a obține informații despre dezvoltarea dușului, energia și direcția de sosire a particulei primare, este suficientă o cameră formată din fotomultiplicatori obișnuiți cu o dimensiune a pixelului de 0,1-0,2°.

Istorie

Prima generație

Primele experimente care arată posibilitatea observării radiației Cherenkov a averselor de aer extinse din particule de înaltă energie au fost efectuate în anii 1950 de W. Galbraith și J. V. Jelly în Marea Britanie și A. E. Chudakov și N. M. Nesterova în URSS. Succesul acestor experimente în anii 1960 a condus la încercări de a utiliza radiația Cherenkov pentru a detecta fotonii de energie ultraînaltă. Instalațiile utilizate în ele (în URSS - la locul stației din Crimeea a FIAN, în Marea Britanie - la Organizația pentru Cercetarea Energiei Atomiceîn Harwell, în SUA - la Observatorul Whipple ) pot fi considerate primele telescoape Cherenkov. Primele rezultate pozitive ale acestor instalații au fost obținute la sfârșitul anilor 1960 și începutul anilor 1970. Deci, de exemplu, conform rezultatelor observațiilor din 1966-1967, un semnal de la Nebuloasa Crab a fost înregistrat la Telescopul Dublin Group . Cu toate acestea, fiabilitatea semnalelor înregistrate nu a depășit 3σ, ceea ce înseamnă că a fost imposibil să vorbim despre fiabilitatea rezultatelor obținute.

Toate telescoapele din prima generație au înregistrat doar faptul fulgerului Cherenkov și au lucrat pe principiul trecerii unei surse prin câmpul de vedere al telescopului datorită rotației Pământului. Până în 1983 (când a fost publicată versiunea cea mai completă și corectă a metodei de analiză a semnalului), metodele de analiză a semnalelor primite erau atât de imperfecte încât chiar și nivelul de semnificație al semnalului util în regiunea 3σ nu putea confirma fără ambiguitate înregistrarea unui sursă gamma, deoarece în unele cazuri nivelul semnalului a fost mult mai slab decât fundalul (până la -2,7σ). Astfel, cu ajutorul telescoapelor Cherenkov din prima generație, a fost imposibil să se detecteze în mod fiabil sursele de radiații gamma cosmice. Cu toate acestea, au făcut posibilă stabilirea unei limite superioare a amplitudinii fluxului de raze gamma, precum și formarea unei liste de potențiale surse de raze gamma, care ar trebui în primul rând observate folosind telescoape mai avansate [6] .

A doua generație

În anii 1970, două grupuri de oameni de știință sovietici și americani (la Observatorul de astrofizică din Crimeea condus de A. A. Stepanyan și la Observatorul Whipple condus de T. K. Wicks) au început să dezvolte proiecte pentru telescoape care nu numai că colectează semnalul complet, ci și înregistrează imaginea acestuia și permiţând astfel urmărirea poziţiei sursei de radiaţii. În 1978, telescopul de 10 metri al Observatorului Whipple a primit o cameră de 19 pixeli (care a fost înlocuită cu una de 37 de pixeli în 1983) asamblată din fotomultiplicatoare separate, devenind astfel primul telescop din a doua generație.

Din numărul de fotoni din imaginea obținută de telescoapele din a doua generație, a fost posibilă estimarea energiei particulei primare de raze gamma, iar orientarea imaginii a făcut posibilă reconstruirea direcției de sosire a acesteia. Studierea formei imaginii rezultate a făcut posibilă eliminarea majorității evenimentelor în care particula primară nu era un gamma-cuantic de înaltă energie. În acest fel, nivelul zgomotului de fond din razele cosmice a fost redus, depășind cu ordine de mărime fluxul razelor gamma primare. Eficacitatea acestei tehnici a fost demonstrată convingător în 1989, când telescopul cu raze gamma de 10 metri al Observatorului Whipple a înregistrat un semnal de încredere (la nivelul 9σ) de la Nebuloasa Crabului [6] [7] .

Metoda stereoscopică

Următorul pas în dezvoltarea astronomiei cu raze gamma la sol, care a făcut posibilă creșterea eficienței telescoapelor cu raze gamma, a fost metoda stereoscopică, propusă și dezvoltată în anii 1980. de un grup de oameni de știință de la Institutul de Fizică din Erevan . Ideea metodei este de a înregistra simultan un eveniment în mai multe proiecții. Acest lucru face posibilă determinarea direcției de sosire a gamma-quantumului primar cu o precizie care depășește 0,1° și determinarea energiei acestuia cu o eroare mai mică de 15%. Inițial, a fost planificată instalarea unui sistem de cinci telescoape cu un diametru de 3 metri lângă Observatorul Byurakan . Un telescop prototip a fost construit și testat, dar diverse motive economice și politice au împiedicat finalizarea proiectului în Armenia. Cu toate acestea, a fost luată ca bază pentru sistemul de telescop HEGRA ( High Energy Gamma-Ray Astronomy )   construit în Insulele Canare. Fiecare dintre telescoapele acestui sistem a fost echipat cu o cameră bazată pe 271 de fotomultiplicatori. Cu ajutorul observatorului HEGRA, în special, spectrul de raze gamma al Nebuloasei Crabului a fost măsurat pentru prima dată cu un nivel ridicat de fiabilitate în intervalul 0,5–80 TeV.

În următorii 15 ani, s-au înregistrat progrese în detectarea razelor gamma în intervalul TeV cu telescoapele CAT ( Cherenkov Atmosphere Telescope  ), CANGAROO ( Colaborarea Australiei și Nippon  pentru un Observator GammaRay în Outback ) pentru studiul radiațiilor gamma cosmice) , HEGRA și telescopul cu raze gamma Whipple Observatory. Unul dintre cele mai remarcabile rezultate obținute în acest moment a fost detectarea radiației TeV de la blazarii  , surse puternice de raze gamma în jurul găurilor negre supermasive din nucleele unor galaxii. Cu toate acestea, în timpul funcționării telescoapelor Cherenkov din această generație, au fost descoperite mai puțin de 10 surse, iar unele au fost înregistrate la limita sensibilității. În sistemele stereoscopice, de regulă, au fost folosite oglinzi mici în comparație cu telescoapele individuale, ceea ce nu le-a permis să-și realizeze pe deplin potențialul. Necesitatea creării detectorilor cu sensibilitate mai mare a devenit evidentă [6] [7] .  

A treia generație

În ciuda faptului că avantajele abordării stereoscopice au fost deja demonstrate de sistemul HEGRA de telescoape relativ mici, abia odată cu implementarea marelui proiect internațional HESS a apărut un nou domeniu al astrofizicii observaționale - astronomia cu energie ultraînaltă. Sistemul HESS, constând din patru telescoape atmosferice Cherenkov de 13 metri echipate cu camere cu un câmp vizual de 5°, a fost instalat în Namibia și a devenit operațional în 2004. Telescoapele sistemului HESS sunt proiectate pentru a detecta fotonii de înaltă energie în intervalul de la 100 GeV la 100 TeV, cu o rezoluție unghiulară de câteva minute de arc și o limită de sensibilitate de 10 13 erg⋅cm −2 s −1 .

O alternativă la sistemul stereoscopic a fost crearea în 2003 pe insula La Palma (Insulele Canare) a telescopului internațional MAGIC de 17 metri ( Eng.  Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov  - un mare telescop cu raze gamma Cherenkov atmosferic). Câmpul vizual al telescopului MAGIC cade în principal pe surse situate în emisfera cerească nordică, în timp ce sistemele HESS, în sud. În iulie 2007, a început să funcționeze sistemul VERITAS ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System  - un sistem de telescoape pentru detectarea radiațiilor de înaltă energie), constând din patru telescoape de 12 metri [  7] .

În timpul dezvoltării telescoapelor de a treia generație, s-a creat un potențial semnificativ pentru modernizarea lor ulterioară. Deci, de exemplu, s-a presupus că HESS va consta din 16 telescoape, iar VERITAS - din șapte. Acest potențial este deja realizat: în 2009 a fost dat în funcțiune telescopul MAGIC II, care are o cameră mai avansată și a făcut posibilă începerea observațiilor stereoscopice la observatorul de raze gamma MAGIC, iar în 2012 a fost modernizat telescopul MAGIC I. , ceea ce a făcut ca telescoapele observatorului să fie identice. În 2012, telescopul HESS II a început să fie utilizat ca parte a complexului HESS, care este mai mare decât celelalte 4 telescoape ale complexului [6] [7] .

Începând cu 2017, au fost descoperite peste 175 de surse de radiație teraelectronvolt [6] . Sursele înregistrate pot fi împărțite în mai multe grupe mari: rămășițe de supernovă , plerioni , sisteme binare compacte , nori moleculari , nuclei galactici activi [7] .

Perspective

O serie de telescoape Cherenkov ( Cherenkov Telescope Array, CTA ) este în prezent în construcție .  Telescoapele cu matrice sunt planificate să fie situate atât în ​​emisfera sudică, cât și în emisfera nordică, iar dacă matricea nordică va funcționa în intervalul de energie scăzută (de la 10 GeV la 1 TeV), atunci intervalul de energie al matricei sudice va fi de la 10 GeV. la aproximativ 100 TeV. În 2020, este planificată punerea în funcțiune a matricei [9] .

Caracteristicile comparative ale telescoapelor cu raze gamma spațiale și terestre

Caracteristici comparative ale telescoapelor cu raze gamma spațiale și terestre [10]
	Telescoape Gamma Spațiale						Telescoape cu raze gamma la sol
	EGRETĂ	AGIL	Fermi-LAT	CALET	AMS-02	Gamma-400	HESS II	MAGIE	VERITAS	CTA
Ore de lucru	1991-2000	din 2007	din 2008	din 2014	din 2011	din 2013	din 2012	din 2004	din 2005	din 2020
Gama de energie, 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
Rezoluție unghiulară (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)
Rezoluție energetică (E γ > 100 GeV)	15% (E γ ~ 0,5 GeV	50% (E γ ~ 1 GeV)	zece %	2%	3%	unu %	cincisprezece %	20% (E γ = 100 GeV) 15% (E γ = 10 TeV)	cincisprezece %	20% (E γ = 100 GeV) 15% (E γ = 10 TeV)

Note

1. ↑ 1 2 3 4 G. S. Bisnovaty-Kogan. MONITORIZAREA GAMMEI SPATIALE  // Natura . - Stiinta , 2014. - Nr. 6 (1186) . - S. 80-84 . Arhivat din original pe 3 decembrie 2019. (Rusă)
2. ↑ Akimov V.V., Bisnovaty Kogan G.S., Leikov N.S. Cilindrical gamma monitor CYGAM. Un nou concept pentru un telescop cu raze gamma de înaltă energie. Broșura informativă. M., 2003.
3. ↑ Torsten Bringmann, Xiaoyuan Huang, Alejandro Ibarra, Stefan Vogl, Christoph Weniger. Fermi LAT Căutare semnături interne Bremsstrahlung din Dark Matter Annihilation  : [ ing. ] // arXiv. - 2014. - doi : 10.1088/1475-7516/2012/07/054 .
4. ↑ N. P. Topchiev, A. M. Galper și colaboratorii GAMMA-400 gamma-ray observatory  (engleză)  // Proceedings of science: Article. - 2016. Arhivat la 17 ianuarie 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 V. G. V. N., Kaplin V. A., Kachanov V. A., Leonov A. A., Longo F., Mazetz E. P. , Maestro P. et al. CARACTERISTICILE TELESCOPULUI GAMMA-400 GAMMA PENTRU CĂUTAREA  URMELOR DE MATERIEI ÎNTEGRATE // Izvestiya Rossiiskoi Akademii Nauk. Seria fizică. - 2013. - T. 77 , Nr. 11 . - S. 1605 . Arhivat din original pe 3 decembrie 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., Troitsky A.V.V., Troitsky A.V.V. , Chichagov Yu.V. Telescoape cu raze gamma Cherenkov: trecut, prezent, viitor. Proiect ALEGRO  // Jurnal de fizică tehnică: jurnal. - 2017. - T. 87 , Nr. 6 . - S. 803-821 . — ISSN 0044-4642 . Arhivat din original pe 3 decembrie 2019.
7. ↑ 1 2 3 4 5 Agaronyan F. A., Chernyakova M. A. SKY IN GAMMA RAYS  // Pământul și Universul. - 2009. - Nr 2 . - P. 3-14 . Arhivat din original pe 3 decembrie 2019.
8. ↑ Robert Wagner (MPI). Imaginea astronomică a  zilei . NASA (15 octombrie 2004). Preluat la 3 decembrie 2017. Arhivat din original la 6 octombrie 2020.
9. ↑ Elizabeth Gibney . Casete cu panouri pe amplasamente pentru detector de raze γ , Nature  (15 aprilie 2014). Arhivat din original pe 30 aprilie 2014. Preluat la 16 octombrie 2017.
10. ↑ Gunter Dirk Krebs. Pagina spațială a lui Gunter . Pagina spațială a lui Gunter . Consultat la 14 ianuarie 2018. Arhivat din original la 31 decembrie 2019. (nedefinit)

Dicționare și enciclopedii	Rusă mare Britannica (online)

Telescop
Tip de	telescop cu raze gamma telescop cu raze X Telescop optic ( reflector refractor ) coronograf telescopul solar telescopul infrarosu Radiotelescop ( Radio interferometru )
montură	Alt-azimut ( Dobsonian ) ecuatorial
Alte	satelit astronomic telescopul spațial optică activă Astrograf