Гамма-телескоп

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Гамма-телескоп (англ. Gamma-ray telescope) — телескоп, предназначенный для наблюдения удаленных объектов в спектре гамма-излучения. Гамма-телескопы используются для поиска и исследования дискретных источников гамма-излучения, измерения энергетических спектров галактического и внегалактического диффузного гамма-излучения, исследования гамма-всплесков и природы тёмной материи. Различают космические гамма-телескопы[⇨], детектирующие гамма-кванты непосредственно, и наземные черенковские телескопы[⇨], устанавливающие параметры гамма-квантов (такие как энергия и направление прихода) путём наблюдения за возмущениями, которые вызывают гамма-кванты в атмосфере.

Космические гамма-телескопы[править | править код]

Карта плоскости Галактики в гамма-лучах по данным обсерватории Cos-B

В классическом для гамма-астрономии высоких энергий энергетическом диапазоне (от нескольких десятков мегаэлектронвольт до сотен гигаэлектронвольт) атмосфера непрозрачна, поэтому наблюдения возможны только из космоса.

В гамма-астрономии высоких энергий наблюдение ведётся за каждым квантом, для которого индивидуально устанавливается энергия и направление прихода. Поток регистрируемых гамма-телескопом частиц довольно мал, так что время между приходами квантов превышает время задержки прибора, в течение которого регистрация новых частиц невозможна. Поэтому гамма-телескопы должны иметь как можно бо́льшую апертуру, чтобы обнаруживать все падающие на них кванты. Приходящие гамма-кванты провоцируют возникновение электронно-позитронных пар. Траектории этих пар контролируются от места конверсии гамма-кванта до попадания в калориметр, что позволяет определить направление прихода гамма-кванта[1].

История[править | править код]

Измерения космического высокоэнергетического гамма-излучения проводились с 1975 по 1982 год на спутнике Cos-B и с 1991 по 2000 год на гамма-телескопе EGRET (100 МэВ — 30 ГэВ) американской космической обсерватории Комптон (CGRO). Эти телескопы, а также телескоп «Гамма-1», установленный на советско-французском спутнике «Гамма», регистрировали направление прихода кванта, прослеживая его движение с помощью искровых камер.

В настоящее время измерения осуществляются с помощью большого гамма-телескопа LАТ (20 МэВ — 300 ГэВ), установленного на американской космической обсерватории Ферми (GLAST, запущена в июне 2008 года), и небольшого гамма-телескопа GRID (30 МэВ — 50 ГэВ), работающего на итальянской космической обсерватории AGILE (запущена в апреле 2007 г.). Направление прихода кванта в этих телескопах определялись при помощи позиционно-чувствительных кремниевых пластин.

Благодаря работе этих спутников были открыты диффузный фон, точечные и протяженные источники высокоэнергетического гамма-излучения.[1]

Перспективы[править | править код]

CYGAM[править | править код]

Для многих научных задач важнее сам факт регистрации гамма-кванта, энергию которого можно знать и менее точно (с погрешностью приблизительно до 20 %). Это относится практически ко всем точечным гамма-источникам, когда наблюдаются большие колебания потока, поэтому построение непрерывной по времени кривой блеска было бы гораздо более информативным, чем более строгие, но эпизодические измерения спектра. Более того, при большой апертуре появляется возможность следить одновременно за многими источниками на небе, что увеличивает его эффективную чувствительность. Непрерывные наблюдения больших участков неба особенно критичны для коротких событий типа космических гамма-всплесков, направление на которые заранее неизвестно[1].

В 1993 г. была предложена новая конструкция телескопа для регистрации космического гамма-излучения высоких энергий, получившая название ЦИГАМ (CYGAM — англ. Cylindrical Gamma Monitor, Цилиндрический гамма-монитор). В ней отсутствовал калориметр, что сразу позволило почти на порядок увеличить апертуру телескопа. Поле зрения прибора составило бы шесть стерадиан, то есть одновременно была бы видна примерно половина небесной сферы. Стенки цилиндра, представляющего в сечении восьмиугольник, должны состоять из конвертера, в котором жёсткий гамма-квант переходит в пару электрон-позитрон, и позиционно-чувствительного слоя, регистрирующего пролет заряженных частиц. После конверсии родившиеся частицы летят под углом друг к другу, который уменьшается с ростом энергии исходного гамма-кванта — по величине угла разлета она и определяется. Такой метод имеет ограничение по энергии, доступной для измерений: при энергии кванта, превышающей примерно 40 ГэВ, угол станет слишком малым и позиционно-чувствительный счетчик на противоположной стороне цилиндра не сможет разрешить координаты частиц пары. Предел можно поднять, если повысить точность определения координат прилетающих частиц или увеличить угол между траекториями частиц во время полёта между стенками цилиндра (например, за счет создания внутри магнитного поля)[2]. Проект ЦИГАМ остаётся нереализованным[1].

Гамма-400[править | править код]

Обработка результатов измерений гамма-телескопа LAT из района центра Галактики указывает на особенность в спектре гамма-излучения в области энергий 130 ГэВ[3]. Теоретические исследования этой особенности предполагают существование узких гамма-линий от аннигиляции или распада вимпов, которые можно надежно выделить только с помощью будущих экспериментов с существенно лучшим угловым и энергетическим разрешениями.

В настоящее время в России реализуется программа создания отвечающего этим задачам гамма-телескопа ГАММА-400 и проведения внеатмосферных наблюдений в гамма-астрономии с одновременным измерением потоков электрон-позитронной компоненты космических лучей. ГАММА-400 будет обладать уникальными возможностями как по выделению гамма-линий в энергетических спектрах от частиц темной материи, так и по определению направления на источник этого излучения. Запуск космической обсерватории, в которой ГАММА-400 будет установлен на служебной платформе «Навигатор», разрабатываемой в НПО имени С. А. Лавочкина, планируется в 2023 году[4]. Время работы космической обсерватории должно составить не менее 7 лет[5].

Черенковские телескопы[править | править код]

Компьютерная модель ливня, возникшего от первичного протона энергии 1 ТэВ, ударившего в атмосферу на высоте 20 км. Внизу изображено побережье в масштабе

В связи с непрозрачностью атмосферы для частиц высоких энергий их непосредственное наблюдение с поверхности Земли невозможно. Вместе с этим, попадая в атмосферу, каждая из таких частиц в результате множественных каскадных реакций рождает широкий атмосферный ливень, достигающий поверхности Земли в виде потока электронов, протонов, фотонов, мюонов, мезонов и других частиц. Излучение Черенкова-Вавилова от вторичных электронов позволяет получить полную информацию о энергии и направлении прихода первичных гамма-квантов. Именно это излучение наблюдается наземными гамма-телескопами (поэтому такие телескопы ещё называют черенковскими или IACT (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope).

Поскольку максимум излучения, приходящего от вторичных электронов, испускается в конус с углом при вершине порядка 1° и отмечен на высоте 10 км над уровнем моря, черенковское излучение «освещает» на земле радиус около 100 м. Простое устройство (детектор), состоящее из оптического отражателя площадью порядка 10 м2 и фотоприёмника в фокальной плоскости, может регистрировать фотоны с участка неба площадью, превосходящей 104 м2. Черенковское излучение вторичных ливней очень слабое, каждая вспышка длится всего несколько наносекунд. Поэтому черенковские телескопы должны иметь зеркала площадью более 10 м2 для проецирования излучения на очень быстродействующую многопиксельную (порядка 103 пикселей) камеру с пикселем размером 0,1—0,2° и полем зрения несколько градусов. Хотя черенковское излучение приходится на оптический диапазон (голубой свет), стандартная ПЗС-камера не подходит для регистрации черенковского излучения из-за недостаточной скорости фиксации события. К счастью, для получения информации о развитии ливня, энергии и направлении прихода первичной частицы достаточно камеры, состоящей из обычных фотоумножителей с пикселем размером 0,1—0,2°.

История[править | править код]

Первые телескопы[править | править код]

HEGRA (на переднем плане)

Первые попытки использовать черенковское излучение для детектирования фотонов сверхвысоких энергий были сделаны в начале 1960-х гг. в СССР и Англии под руководством академика А. Е. Чудакова и профессора Дж. В. Джелли. В этих пионерских работах были получены данные только о верхних пределах гамма-излучения от космических источников, что показало необходимость разработки методики, снижающей фоновое излучение. Группа ученых Крымской астрофизической обсерватории под руководством А. А. Степаняна и ученых обсерватории имени Уиппла (штат Аризона), возглавляемых Т. К. Уиксом (США), в 1970-х начали разработку проекта телескопов, не только собирающих полный сигнал, но и записывающих его изображение. Полное число фотонов на изображении характеризует энергию первичного фотона. Ориентация изображения позволяет восстановить направление прихода первичного фотона. Изучение формы полученного изображения позволяет отсеять большинство событий, в которых первичная частица не является высокоэнергичным гамма-квантом. Это снижает уровень фонового шума от космических лучей, поток которых на порядки превосходит поток первичных гамма-лучей. Эффективность этой методики была убедительно продемонстрирована в конце 1980-х гг., когда 10-метровый гамма-телескоп обсерватории имени Уиппла зарегистрировал достоверный сигнал от Крабовидной туманности.

Вид с воздуха на комплекс H.E.S.S.

Стереоскопический метод[править | править код]

Следующим шагом в развитии наземной гамма-астрономии стал стереоскопический метод, предложенный и развитый в 1980-х гг. группой ученых Ереванского физического института. Идея метода состоит в одновременной регистрации события в нескольких проекциях. Это позволяет определить направление прихода первичного гамма-кванта с точностью, превышающей 0,1°, и установить его энергию с погрешностью ниже 15 %. Первоначально предполагалось установить вблизи Бюраканской обсерватории систему из пяти телескопов диаметром 3 метра. Прототип телескопа изготовили и протестировали, но различные экономические и политические причины не позволили завершить этот проект в Армении. Тем не менее его взяли за основу системы телескопов HEGRA (англ. High Energy Gamma-Ray Astronomy — гамма-астрономия высоких энергий), построенных на Канарских островах. В течение последующих 15 лет достигнуты успехи при детектировании гамма-лучей в диапазоне ТэВ телескопами САТ (англ. Cherenkov Atmosphere Telescope — черенковский атмосферный телескоп), CANGAROO (англ. Collaboration of Australia and Nippon for a GammaRay Observatory in the Outback — японско-австралийское сотрудничество для изучения космического гамма-излучения), HEGRA и гамма-телескопом обсерватории имени Уиппла. Один из наиболее выдающихся результатов, достигнутых в это время, — обнаружение излучения с энергией порядка ТэВ от блазаров — мощных источников гамма-лучей вокруг сверхмассивных черных дыр в ядрах некоторых галактик. Однако за время работы черенковских телескопов этого поколения удалось открыть менее 10 источников, причем некоторые были зарегистрированы на пределе чувствительности. Стала очевидной необходимость создания детекторов с более высокой чувствительностью. В середине 1990-х гг. наиболее перспективной концепцией, значительно улучшающей чувствительность и снижающей порог детектирования до 100 ГэВ,признана стереоскопическая система. Такая система должна состоять из нескольких 10-метровых телескопов, одновременно наблюдающих черенковское свечение ливня в различных проекциях.

Один из телескопов MAGIC ночью, включена система лазеров, используемая для автоматической подстройки фокуса путём выравнивания множества небольших зеркал[6]

Современные телескопы[править | править код]

Несмотря на то, что достоинства стереоскопического подхода уже были продемонстрированы системой относительно маленьких телескопов HEGRA, только с реализацией крупного международного проекта H.E.S.S. появилась новая область наблюдательной астрофизики — астрономия сверхвысоких энергий. Система H.E.S.S. из четырех 13-метровых черенковских атмосферных телескопов, оборудованных камерами с полем зрения 5°, была установлена в Намибии и вступила в строй в 2004 г. Телескопы системы H.E.S.S. предназначены для детектирования высокоэнергичных фотонов в диапазоне от 100 ГэВ до 100 ТэВ с угловым разрешением несколько угловых минут и пределом чувствительности на уровне 1013 эрг⋅см-2⋅с-1.

Зеркала на одном из телескопов VERITAS

Альтернативой стереоскопической системе стало создание в 2003 г. на острове Ла Пальма (Канарские острова) 17-метрового международного телескопа MAGIC (англ. Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov — большой атмосферный черенковский гамма-телескоп). В поле зрения телескопа MAGIC попадают преимущественно источники, расположенные в северной небесной полусфере, а системы H.E.S.S. — в южной. В июле 2007 г. приступила к работе система VERITAS (англ. Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System — система телескопов для регистрации излучения высоких энергий), состоящая из четырех 12-метровых телескопов. К настоящему времени число открытых источников приближается к 100. Зарегистрированные источники можно разделить на несколько больших групп: остатки сверхновых, плерионы, компактные двойные системы, молекулярные облака, активные ядра галактик[7].

Перспективы[править | править код]

В настоящее время производится строительство массива черенковских телескопов (англ. Cherenkov Telescope Array, CTA). Телескопы массива планируется расположить как в южном, так и в северном полушарии, причём если северный массив будет работать в низком энергетическом диапазоне (от 10 ГэВ до 1 ТэВ), то энергетический диапазон южного массива — от 10 ГэВ до порядка 100 ТэВ. В 2020 году планируется введение массива в эксплуатацию[8].

Сравнительные характеристики космических и наземных гамма-телескопов[править | править код]

Сравнительные характеристики космических и наземных гамма-телескопов [9]
Космические гамма-телескопы Наземные гамма-телескопы
EGRET AGILE Fermi-LAT CALET AMS-02 Гамма-400 H.E.S.S. II MAGIC VERITAS CTA
Время работы 1991—2000 гг. с 2007 г. с 2008 г. с 2014 г. с 2011 г. с 2023 г. с 2012 г. с 2004 г. с 2005 г. с 2020 г.
Диапазон энергий, ГэВ 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
Угловое разрешение (Eγ > 100 ГэВ) 0.2º (Eγ ~0.5 ГэВ) 0.1º (Eγ ~1 ГэВ) 0.1º 0.1º 0.01º 0.07º 0.07º (Eγ = 300 ГэВ) 0.1º 0.1º (Eγ = 100 ГэВ)
0.03º (Eγ = 10 TэВ)
Энергетическое разрешение (Eγ > 100 ГэВ) 15 % (Eγ ~0.5 ГэВ 50 % (Eγ ~1 ГэВ) 10 % 2 % 3 % 1 % 15 % 20 % (Eγ = 100 ГэВ)
15 % (Eγ = 10 TэВ)
15 % 20 % (Eγ = 100 ГэВ)
15 % (Eγ = 10 TэВ)


Примечания[править | править код]

  1. 1 2 3 4 Г. С. Бисноватый-Коган ГАММА-МОНИТОРИНГ КОСМОСА // Природа. — 2014. — № 6(1186). — С. 80-84.
  2. Акимов В. В., Бисноватый Коган Г. С., Лейков Н. С. Цилиндрический гамма-монитор CYGAM. Новая концепция гамма-телескопа высоких энергий. Информационный буклет. М., 2003.
  3. Torsten Bringmann, Xiaoyuan Huang, Alejandro Ibarra, Stefan Vogl, Christoph Weniger. Fermi LAT Search for Internal Bremsstrahlung Signatures from Dark Matter Annihilation : [англ.] // arXiv. — 2014. — DOI:10.1088/1475-7516/2012/07/054.
  4. Н. П. Топчиев, А, М. Гальпер и др. GAMMA-400 gamma-ray observatory (англ.) // Proceedings of science : Статья. — 2016.
  5. Гальпер А. М., Адриани О., Аптекарь Р. Л., Архангельская И. В., Архангельский А. И., Боецио М., Бонвиччини В., Боярчук К. А., Вакки А., Вануччини Е., Гусаков Ю. В., Зампа Н., Зверев В. Г., Зиракашвили В. Н., Каплин В. А., Качанов В. А., Леонов А. А., Лонго Ф., Мазец Е. П., Маестро П. и др. ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАММА-ТЕЛЕСКОПА ГАММА-400 ДЛЯ ПОИСКА СЛЕДОВ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ // Известия Российской академии наук. Серия физическая. — 2013. — Т. 77, № 11. — С. 1605.
  6. Robert Wagner (MPI). Astronomy Picture of the Day (англ.). NASA (2004 October 15). Проверено 3 декабря 2017.
  7. Агаронян Ф. А., Чернякова М. А. НЕБО В ГАММА-ЛУЧАХ // Земля и Вселенная. — 2009. — № 2. — С. 3-14.
  8. Elizabeth Gibney. Panel homes in on sites for γ-ray detector, Nature (15 April 2014).
  9. Gunter Dirk Krebs. Gunter's space page. Gunter's space page.