Га́мма-телеско́п (англ. Gamma-ray telescope) — клас (тип) телескопів, призначених для спостереження віддалених об'єктів у діапазоні гамма-випромінювання. Гамма-телескопи використовуються для пошуку і дослідження дискретних , вимірювання енергетичних спектрів галактичного і позагалактичного гамма-випромінювання, дослідження гамма-сплесків і природи темної матерії. Розрізняють космічні гамма-телескопи[⇨], що детектують гамма-кванти безпосередньо, і наземні черенковські телескопи [⇨], що встановлюють параметри гамма-квантів (такі як енергія і напрям приходу) шляхом спостереження за збуреннями, які викликають гамма-кванти в атмосфері.
Космічні гамма-телескопи
У класичному для гамма-астрономії високих енергій енергетичному діапазоні (від декількох десятків МеВ до сотень ГеВ) атмосфера непрозора, тому спостереження можливі тільки з космосу.
В гамма-астрономії високих енергій спостереження ведеться за кожним квантом, для якого індивідуально встановлюється енергія і напрям приходу. Потік реєстрованих гамма-телескопом частинок досить малий, так що час між приходами квантів перевищує час затримки приладу, протягом якого реєстрація нових частинок неможлива. Тому гамма-телескопи повинні мати якомога більшу апертуру, щоб виявляти всі кванти, що падають на них. Надходячи, гамма-кванти провокують виникнення електронно — позитронних пар. Траєкторії цих пар контролюються від місця конверсії гамма-кванта до потрапляння в калориметр, що дозволяє визначити напрямок приходу гамма-кванта.
Історія
Вимірювання космічного високоенергетичного гамма-випромінювання проводилися від 1975 до 1982 року на супутнику Cos-B і від 1991 до 2000 року на гамма-телескопі EGRET (100 МеВ — 30 ГеВ) американської космічної обсерваторії Комптон (CGRO). Ці телескопи, а також телескоп «Гамма-1», встановлений на радянсько-французькому супутнику [ru]», реєстрували напрямок приходу кванта, простежуючи його рух за допомогою іскрових камер.
Нині вимірювання здійснюються за допомогою великого гамма-телескопа LAT (20 МеВ — 300 ГеВ), встановленого на американській космічній обсерваторії Фермі (GLAST, запущено в червні 2008 року), і невеликого гамма-телескопа GRID (30 МеВ — 50 ГеВ), що працює на італійській космічній обсерваторії AGILE (запущено в квітні 2007 року). Напрямок приходу кванта в цих телескопах визначається за допомогою [ru] .
Завдяки роботі цих супутників відкрито дифузний фон, точкові і протяжні джерела високоенергетичного гамма-випромінювання.
Перспективи
CYGAM
Для багатьох наукових завдань важливішим є сам факт реєстрації гамма-кванта, енергію якого можна знати і менш точно (з похибкою приблизно до 20 %). Це стосується практично всіх точковим гамма-джерел, коли спостерігаються великі коливання потоку, тому побудова безперервної за часом кривої блиску була б значно інформативнішою, ніж строгіші, але епізодичні вимірювання спектра. Більш того, за великої апертури з'являється можливість стежити одночасно за багатьма джерелами на небі, що збільшує ефективну чутливість. Неперервні спостереження великих ділянок неба особливо критичні для коротких подій на зразок космічних гамма-сплесків, напрямок на які заздалегідь невідомий.
1993 року запропоновано нову конструкцію телескопа для реєстрації космічного гамма-випромінювання високих енергій, що отримала назву ЦИГАМ (CYGAM — англ. Cylindrical Gamma Monitor, Циліндричний гамма-монітор). У ній був відсутній калориметр, що відразу дозволило майже на порядок збільшити апертуру телескопа. Поле зору приладу склало б 6 стерадіан, тобто одночасно було б видно приблизно половину небесної сфери. Стінки циліндра, що являє в перерізі восьмикутник, повинні складатися з конвертера, в якому жорсткий гамма-квант переходить у пару електрон-позитрон, і позиційно-чутливого шару, який реєструє проліт заряджених частинок. Після конверсії народжені частинки летять під кутом одна до одної, який зменшується з ростом енергії вихідного гамма-кванта — за величиною кута розльоту вона й визначається. Такий метод має обмеження за енергією, доступною для вимірювань: за енергії кванта, що перевищує приблизно 40 ГеВ, кут стане занадто малим і позиційно-чутливий лічильник на протилежному боці циліндра не зможе розділити координати частинок пари. Межу можна підняти, якщо підвищити точність визначення координат частинок, що прилітають, або збільшити кут між траєкторіями частинок під час польоту між стінками циліндра (наприклад, завдяки створенню всередині магнітного поля). Проєкт ЦИГАМ залишається нереалізованим.
Гамма-400
Обробка результатів вимірювань гамма-телескопа LAT з району центру Галактики вказує на особливість у спектрі гамма-випромінювання в області енергій 130 ГеВ. Теоретичні дослідження цієї особливості припускають існування вузьких гамма-ліній від анігіляції або розпаду вімпів, які можна надійно виділити тільки за допомогою майбутніх експериментів з істотно кращим кутовим і енергетичним розділеннями.
Нині в Росії реалізується програма створення відповідного цим завданням гамма-телескопа [ru] і проведення позаатмосферних спостережень у гамма-астрономії з одночасним вимірюванням потоків електрон-позитронної компоненти космічних променів. ГАММА-400 буде володіти унікальними можливостями як за виділенням гамма-ліній в енергетичних спектрах від частинок темної матерії, так і за визначенням напряму на джерело цього випромінювання. Запуск космічної обсерваторії, в якій ГАММА-400 буде встановлено на службовій платформі «Навігатор», що розробляється в НВО імені С. О. Лавочкіна, планується на 2023 рік. Час роботи космічної обсерваторії має становити не менше 7 років.
Черенковські телескопи
У зв'язку з непрозорістю атмосфери для частинок високих енергій, їх безпосереднє спостереження з поверхні Землі неможливе. Разом з цим, потрапляючи в атмосферу, кожна з таких частинок, внаслідок багатьох каскадних реакцій, народжує атмосферну зливу, яка досягає поверхні Землі у вигляді потоку електронів, протонів, фотонів, мюонів, мезонів та інших частинок. Випромінювання Черенкова — Вавилова від вторинних електронів дозволяє отримати повну інформацію про енергію і напрямок приходу первинних гамма-квантів. Саме це випромінювання спостерігається наземними гамма-телескопами (тому такі телескопи ще називають черенковськими або IACT (англ. Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope).
Оскільки максимум випромінювання, що приходить від вторинних електронів, випускається в конус з кутом при вершині близько 1° і відзначений на висоті 10 км над рівнем моря, черенковське випромінювання «висвітлює» на землі радіус близько 100 м. Простий пристрій (детектор), що складається з оптичного відбивача площею близько 10 м2 і фотоприймача у фокальній площині, може реєструвати фотони з ділянки неба площею більше 104 м2. Черенковське випромінювання вторинних злив дуже слабке, кожен спалах триває всього кілька наносекунд. Тому черенковські телескопи повинні мати дзеркала площею понад 10 м2 для проєктування випромінювання на дуже швидкісну багатопіксельну (близько 103 пікселів) камеру з пікселем розміром 0,1-0,2° і полем зору кілька градусів. Хоча черенковське випромінювання припадає на оптичний діапазон (блакитне світло), стандартна не підходить для його реєстрації через недостатню швидкість фіксації події. На щастя, для отримання інформації про розвиток зливи, енергію і напрямок приходу первинної частинки досить камери, що складається зі звичайних фотопомножувачів з пікселем розміром 0,1-0,2°.
Історія
Перше покоління
Перші експерименти, які показали можливість спостереження черенковського випромінювання атмосферних злив від частинок високих енергій провели в 1950-х роках В. Гелбрайт (Galbraith W.) і Дж. В. Джеллі (Jelley J. V.) у Великій Британії і [ru] і Н. М. Нестерова в СРСР. Успіх цих експериментів у 1960-х роках привів до спроб використовувати черенковське випромінювання для детектування фотонів надвисоких енергій. Використані в них установки (в СРСР — на майданчику Кримської станції ФІАН, у Великій Британії — в Організації з дослідження атомної енергії у Гарвеллі, в США — в [ru]) можна вважати першими черенковськими телескопами. Перші позитивні результати роботи цих установок отримано в кінці 1960-х — на початку 1970-х років. Так, наприклад, за результатами спостережень у 1966—1967 роках на телескопі Дублінської групи зареєстровано сигнал від Крабоподібної туманності. Однак достовірність зареєстрованих сигналів не перевищувала 3σ, а отже про надійність отриманих результатів говорити було не можна.
Всі телескопи першого покоління фіксували тільки факт черенковського спалаху і працювали за принципом проходження джерела через поле зору телескопа внаслідок обертання Землі. Методи аналізу отриманих сигналів до 1983 року (коли опубліковано найбільш повну і коректну версію методу аналізу сигналів) були настільки недосконалими, що навіть рівень значущості корисного сигналу в районі 3σ не міг однозначно підтвердити реєстрацію гамма-джерела, оскільки в деяких випадках рівень сигналу був значно слабшим від фону (аж до -2,7σ). Таким чином, за допомогою черенковських телескопів першого покоління не можна було надійно зареєструвати джерела космічного гамма-випромінювання. Проте, вони дозволили встановити верхню межу величини потоку гамма-випромінювання, а також сформувати список потенційних гамма-джерел, за якими в першу чергу слід спостерігати за допомогою досконаліших телескопів.
Друге покоління
У 1970-х дві групи радянських і американських вчених (в Кримській астрофізичній обсерваторії під керівництвом А. А. Степаняна і в обсерваторії імені Віппла, очолювані Т. К. Віксом), почали розробку проєктів телескопів, які не тільки збирають повний сигнал, але й записують його зображення і таким чином дозволяють відстежувати положення джерела випромінювання. 1978 року 10-метровий телескоп обсерваторії імені Віппла отримав 19-піксельну камеру (яку 1983 року замінено 37-піксельною), зібрану з окремих фотопомножувачів, ставши таким чином першим телескопом другого покоління.
За кількістю фотонів на зображенні, одержуваному телескопами другого покоління, можна було оцінити енергію первинної гамма-частинки, а орієнтація зображення дозволяла відновити напрямок її приходу. Вивчення форми отриманого зображення дозволяло відсіяти більшість подій, у яких первинна частинка не була високоенергійним гамма-квантом. Таким чином було знижено рівень фонового шуму від космічних променів, який на порядки перевищує потік первинних гамма-променів. Ефективність цієї методики переконливо продемонстровано 1989 року, коли 10-метровий гамма-телескоп обсерваторії імені Віппла зареєстрував достовірний (на рівні 9σ) сигнал від Крабоподібної туманності.
Стереоскопічний метод
Наступним кроком у розвитку наземної гамма-астрономії, що дозволив збільшити ефективність гамма-телескопів, став стереоскопічний метод, запропонований і розвинений у 1980-х роках групою вчених Єреванського фізичного інституту. Ідея методу полягає в одночасній реєстрації події в кількох проєкціях. Це дозволяє визначити напрямок приходу первинного гамма-кванта з точністю, що перевищує 0,1°, і встановити його енергію з похибкою нижче 15 %. Спочатку передбачалося встановити поблизу Бюраканської обсерваторії систему з п'яти телескопів діаметром 3 м. Прототип телескопа виготовили і випробували, але різні економічні і політичні причини не дозволили завершити цей проєкт у Вірменії. Проте його взяли за основу системи телескопів [ru] (англ. High Energy Gamma-Ray Astronomy — гамма-астрономія високих енергій), побудованих на Канарських островах. Кожен з телескопів цієї системи оснащено камерою на основі 271 фотопомножувача. За допомогою обсерваторії HEGRA, зокрема, вперше з високим рівнем достовірності виміряно спектр гамма-випромінювання Крабоподібної туманності в діапазоні 0,5-80 ТеВ.
Протягом наступних 15 років досягнуто успіхів при детектуванні гамма-променів у діапазоні ТеВ телескопами САТ (англ. Cherenkov Atmosphere Telescope — черенковський атмосферний телескоп), CANGAROO (англ. Collaboration of Australia and Nippon for a GammaRay Observatory in the Outback — японсько-австралійське співробітництво для вивчення космічного гамма-випромінювання), HEGRA і гамма-телескопом обсерваторії імені Віппла. Один з найвидатніших результатів, досягнутих у цей час, — виявлення випромінювання з енергією порядку ТеВ від блазарів — потужних джерел гамма-променів навколо надмасивних чорних дір у ядрах деяких галактик. Однак за час роботи черенковських телескопів цього покоління вдалося відкрити менше 10 джерел, причому деякі зареєстровано на межі чутливості. У стереоскопічних системах, як правило, використовувалися невеликі, в порівнянні з поодинокими телескопами, дзеркала, що не дозволяло повною мірою реалізувати їх потенціал. Стала очевидною необхідність створення детекторів з вищою чутливістю.
Третє покоління
Попри те, що переваги стереоскопічного підходу вже були продемонстровані системою відносно невеликих телескопів HEGRA, тільки з реалізацією великого міжнародного проєкту H.E.S.S. з'явилася нова галузь спостережної астрофізики — астрономія надвисоких енергій. Система H.E.S.S. з чотирьох 13-метрових черенковських атмосферних телескопів, обладнаних камерами з полем зору 5°, встановлена в Намібії, вступила в дію 2004 року. Телескопи системи H.E.S.S. призначені для детектування високоенергійних фотонів у діапазоні від 100 ГеВ до 100 ТеВ з кутовим розділенням кілька кутових хвилин і межею чутливості на рівні 1013 ерг⋅см−2⋅с−1.
Альтернативою стереоскопічній системі стало створення 2003 року на острові Ла Пальма (Канарські острови) 17-метрового міжнародного телескопа MAGIC (англ. Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov — великий атмосферний черенковський гамма-телескоп). У поле зору телескопа MAGIC потрапляють переважно джерела, розташовані в північній небесній півсфері, а системи H.E.S.S. — у південній. У липні 2007 року почала працювати система VERITAS (англ. Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System — система телескопів для реєстрації випромінювання високих енергій), що складається з чотирьох 12-метрових телескопів.
Під час розробки телескопів третього покоління закладено значний потенціал для їх подальшої модернізації. Так, наприклад передбачалося, що H.E.S.S. буде складатися з 16 телескопів, а VERITAS — з семи. Цей потенціал вже реалізується: в 2009 році уведено в експлуатацію телескоп MAGIC II, що має досконалішу камеру, і дозволив розпочати на гамма обсерваторії MAGIC стереоскопічні спостереження, а в 2012 році модернізовано телескоп MAGIC I, що зробило телескопи обсерваторії ідентичними. 2012 року в складі комплексу H.E.S.S. почав використовуватися телескоп H.E.S.S. II, який перевершує за розмірами інші 4 телескопи комплексу.
Станом на 2017 рік відкрито понад 175 джерел тераелектронвольтного випромінювання. Зареєстровані джерела можна розділити на кілька великих груп: залишки наднових, плеріони, компактні подвійні системи, молекулярні хмари, активні ядра галактик.
Перспективи
Частина інформації в цій статті застаріла. |
Нині будується масив черенковських телескопів (англ. Cherenkov Telescope Array, CTA). Телескопи масиву планується розташувати як у південній, так і в північній півкулі, причому, якщо північний масив буде працювати в низькому енергетичному діапазоні (від 10 ГеВ до 1 ТеВ), то енергетичний діапазон південного масиву — від 10 ГеВ до порядку 100 ТеВ. 2020 року планується введення масиву в експлуатацію.
Порівняльні характеристики космічних і наземних гамма-телескопів
Порівняльні характеристики космічних і наземних гамма-телескопів | ||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Космічні гамма-телескопи | Наземні гамма-телескопи | |||||||||
EGRET | AGILE | Fermi-LAT | CALET | AMS-02 | HESS II | MAGIC | VERITAS | CTA | ||
Час роботи | 1991—2000 рр. | з 2007 р | з 2008 р | з 2014 р | з 2011 р | з 2023 р | з 2012 р | з 2004 р | з 2005 р | з 2020 р |
Діапазон енергій, ГеВ | 0.03—30 | 0.03—50 | 0.2—300 | 10—10000 | 10—1000 | 0.1—3 000 | > 30 | > 50 | 50—50000 | > 20 |
Кутова роздільність (Eγ > 100 ГеВ) | 0.2º (Eγ ~ 0.5 ГеВ) | 0.1º (Eγ ~ 1 ГеВ) | 0.1º | 0.1º | 1º | 0.01º | 0.07º | 0.07º (Eγ = 300 ГеВ) | 0.1º | 0.1º (Eγ = 100 ГеВ) 0.03º (Eγ = 10 ТеВ) |
Енергетична роздільність (Eγ > 100 ГеВ) | 15 % (Eγ ~ 0.5 ГеВ | 50 % (Eγ ~ 1 ГеВ) | 10 % | 2 % | 3 % | 1 % | 15 % | 20 % (Eγ = 100 ГеВ) 15 % (Eγ = 10 ТеВ) | 15 % | 20 % (Eγ = 100 ГеВ) 15 % (Eγ = 10 ТеВ) |
Примітки
- Г. С. Бисноватый-Коган. ГАММА-МОНИТОРИНГ КОСМОСА // Природа. — 2014. — № 6(1186). — С. 80—84. з джерела 3 грудня 2019. Процитовано 3 грудня 2019.
- Акимов В. В., Бисноватый Коган Г. С., Лейков Н. С. Цилиндрический гамма-монитор CYGAM. Новая концепция гамма-телескопа высоких энергий. Информационный буклет. М., 2003.
- 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.
- Н. П. Топчиев, А, М. Гальпер и др. GAMMA-400 gamma-ray observatory // Proceedings of science : стаття. — 2016. з джерела 17 січня 2018. Процитовано 3 грудня 2019.
- 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. — № 11. — С. 1605. з джерела 3 грудня 2019. Процитовано 3 грудня 2019.
- Быков А.М., Агаронян Ф.А., Красильщиков А.М., Холупенко Е.Е., Аруев П.Н., Байко Д.А., Богданов А.А., Васильев Г.И., Забродский В.В., Троицкий С.В., Тубольцев Ю.В., Кожберов А.А., Левенфиш К.П., Чичагов Ю.В. Черенковские гамма-телескопы: прошлое, настоящее, будущее. Проект ALEGRO // Журнал технической физики : журнал. — 2017. — Т. 87, № 6. — С. 803—821. — ISSN 0044-4642. з джерела 3 грудня 2019. Процитовано 3 грудня 2019.
- Агаронян Ф. А., Чернякова М. А. НЕБО В ГАММА-ЛУЧАХ // Земля и Вселенная. — 2009. — № 2. — С. 3—14. з джерела 3 грудня 2019. Процитовано 3 грудня 2019.
- Robert Wagner (MPI) (2004 October 15). (англ.). NASA. Архів оригіналу за 6 жовтня 2020. Процитовано 3 грудня 2017.
- Elizabeth Gibney (15 квітня 2014). Panel homes in on sites for γ-ray detector (PDF). Nature. Архів оригіналу за 30 квітня 2014. Процитовано 3 грудня 2019.
- Gunter Dirk Krebs. . Gunter's space page. Архів оригіналу за 31 грудня 2019. Процитовано 3 грудня 2019.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Ga mma telesko p angl Gamma ray telescope klas tip teleskopiv priznachenih dlya sposterezhennya viddalenih ob yektiv u diapazoni gamma viprominyuvannya Gamma teleskopi vikoristovuyutsya dlya poshuku i doslidzhennya diskretnih vimiryuvannya energetichnih spektriv galaktichnogo i pozagalaktichnogo gamma viprominyuvannya doslidzhennya gamma spleskiv i prirodi temnoyi materiyi Rozriznyayut kosmichni gamma teleskopi sho detektuyut gamma kvanti bezposeredno i nazemni cherenkovski teleskopi sho vstanovlyuyut parametri gamma kvantiv taki yak energiya i napryam prihodu shlyahom sposterezhennya za zburennyami yaki viklikayut gamma kvanti v atmosferi Kosmichni gamma teleskopiKarta Galaktiki v gamma promenyah za danimi orbitalnoyi gamma observatoriyi Fermi U klasichnomu dlya gamma astronomiyi visokih energij energetichnomu diapazoni vid dekilkoh desyatkiv MeV do soten GeV atmosfera neprozora tomu sposterezhennya mozhlivi tilki z kosmosu V gamma astronomiyi visokih energij sposterezhennya vedetsya za kozhnim kvantom dlya yakogo individualno vstanovlyuyetsya energiya i napryam prihodu Potik reyestrovanih gamma teleskopom chastinok dosit malij tak sho chas mizh prihodami kvantiv perevishuye chas zatrimki priladu protyagom yakogo reyestraciya novih chastinok nemozhliva Tomu gamma teleskopi povinni mati yakomoga bilshu aperturu shob viyavlyati vsi kvanti sho padayut na nih Nadhodyachi gamma kvanti provokuyut viniknennya elektronno pozitronnih par Trayektoriyi cih par kontrolyuyutsya vid miscya konversiyi gamma kvanta do potraplyannya v kalorimetr sho dozvolyaye viznachiti napryamok prihodu gamma kvanta Istoriya Vimiryuvannya kosmichnogo visokoenergetichnogo gamma viprominyuvannya provodilisya vid 1975 do 1982 roku na suputniku Cos B i vid 1991 do 2000 roku na gamma teleskopi EGRET 100 MeV 30 GeV amerikanskoyi kosmichnoyi observatoriyi Kompton CGRO Ci teleskopi a takozh teleskop Gamma 1 vstanovlenij na radyansko francuzkomu suputniku ru reyestruvali napryamok prihodu kvanta prostezhuyuchi jogo ruh za dopomogoyu iskrovih kamer Nini vimiryuvannya zdijsnyuyutsya za dopomogoyu velikogo gamma teleskopa LAT 20 MeV 300 GeV vstanovlenogo na amerikanskij kosmichnij observatoriyi Fermi GLAST zapusheno v chervni 2008 roku i nevelikogo gamma teleskopa GRID 30 MeV 50 GeV sho pracyuye na italijskij kosmichnij observatoriyi AGILE zapusheno v kvitni 2007 roku Napryamok prihodu kvanta v cih teleskopah viznachayetsya za dopomogoyu ru Zavdyaki roboti cih suputnikiv vidkrito difuznij fon tochkovi i protyazhni dzherela visokoenergetichnogo gamma viprominyuvannya Perspektivi CYGAM Dlya bagatoh naukovih zavdan vazhlivishim ye sam fakt reyestraciyi gamma kvanta energiyu yakogo mozhna znati i mensh tochno z pohibkoyu priblizno do 20 Ce stosuyetsya praktichno vsih tochkovim gamma dzherel koli sposterigayutsya veliki kolivannya potoku tomu pobudova bezperervnoyi za chasom krivoyi blisku bula b znachno informativnishoyu nizh strogishi ale epizodichni vimiryuvannya spektra Bilsh togo za velikoyi aperturi z yavlyayetsya mozhlivist stezhiti odnochasno za bagatma dzherelami na nebi sho zbilshuye efektivnu chutlivist Neperervni sposterezhennya velikih dilyanok neba osoblivo kritichni dlya korotkih podij na zrazok kosmichnih gamma spleskiv napryamok na yaki zazdalegid nevidomij 1993 roku zaproponovano novu konstrukciyu teleskopa dlya reyestraciyi kosmichnogo gamma viprominyuvannya visokih energij sho otrimala nazvu CIGAM CYGAM angl Cylindrical Gamma Monitor Cilindrichnij gamma monitor U nij buv vidsutnij kalorimetr sho vidrazu dozvolilo majzhe na poryadok zbilshiti aperturu teleskopa Pole zoru priladu sklalo b 6 steradian tobto odnochasno bulo b vidno priblizno polovinu nebesnoyi sferi Stinki cilindra sho yavlyaye v pererizi vosmikutnik povinni skladatisya z konvertera v yakomu zhorstkij gamma kvant perehodit u paru elektron pozitron i pozicijno chutlivogo sharu yakij reyestruye prolit zaryadzhenih chastinok Pislya konversiyi narodzheni chastinki letyat pid kutom odna do odnoyi yakij zmenshuyetsya z rostom energiyi vihidnogo gamma kvanta za velichinoyu kuta rozlotu vona j viznachayetsya Takij metod maye obmezhennya za energiyeyu dostupnoyu dlya vimiryuvan za energiyi kvanta sho perevishuye priblizno 40 GeV kut stane zanadto malim i pozicijno chutlivij lichilnik na protilezhnomu boci cilindra ne zmozhe rozdiliti koordinati chastinok pari Mezhu mozhna pidnyati yaksho pidvishiti tochnist viznachennya koordinat chastinok sho prilitayut abo zbilshiti kut mizh trayektoriyami chastinok pid chas polotu mizh stinkami cilindra napriklad zavdyaki stvorennyu vseredini magnitnogo polya Proyekt CIGAM zalishayetsya nerealizovanim Gamma 400 Obrobka rezultativ vimiryuvan gamma teleskopa LAT z rajonu centru Galaktiki vkazuye na osoblivist u spektri gamma viprominyuvannya v oblasti energij 130 GeV Teoretichni doslidzhennya ciyeyi osoblivosti pripuskayut isnuvannya vuzkih gamma linij vid anigilyaciyi abo rozpadu vimpiv yaki mozhna nadijno vidiliti tilki za dopomogoyu majbutnih eksperimentiv z istotno krashim kutovim i energetichnim rozdilennyami Nini v Rosiyi realizuyetsya programa stvorennya vidpovidnogo cim zavdannyam gamma teleskopa ru i provedennya pozaatmosfernih sposterezhen u gamma astronomiyi z odnochasnim vimiryuvannyam potokiv elektron pozitronnoyi komponenti kosmichnih promeniv GAMMA 400 bude voloditi unikalnimi mozhlivostyami yak za vidilennyam gamma linij v energetichnih spektrah vid chastinok temnoyi materiyi tak i za viznachennyam napryamu na dzherelo cogo viprominyuvannya Zapusk kosmichnoyi observatoriyi v yakij GAMMA 400 bude vstanovleno na sluzhbovij platformi Navigator sho rozroblyayetsya v NVO imeni S O Lavochkina planuyetsya na 2023 rik Chas roboti kosmichnoyi observatoriyi maye stanoviti ne menshe 7 rokiv Cherenkovski teleskopiKomp yuterna model zlivi sho vinikla vid pervinnogo protona z energiyeyu 1 TeV yakij vdariv v atmosferu na visoti 20 km Vnizu zobrazheno uzberezhzhya v masshtabi U zv yazku z neprozoristyu atmosferi dlya chastinok visokih energij yih bezposerednye sposterezhennya z poverhni Zemli nemozhlive Razom z cim potraplyayuchi v atmosferu kozhna z takih chastinok vnaslidok bagatoh kaskadnih reakcij narodzhuye atmosfernu zlivu yaka dosyagaye poverhni Zemli u viglyadi potoku elektroniv protoniv fotoniv myuoniv mezoniv ta inshih chastinok Viprominyuvannya Cherenkova Vavilova vid vtorinnih elektroniv dozvolyaye otrimati povnu informaciyu pro energiyu i napryamok prihodu pervinnih gamma kvantiv Same ce viprominyuvannya sposterigayetsya nazemnimi gamma teleskopami tomu taki teleskopi she nazivayut cherenkovskimi abo IACT angl Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope Oskilki maksimum viprominyuvannya sho prihodit vid vtorinnih elektroniv vipuskayetsya v konus z kutom pri vershini blizko 1 i vidznachenij na visoti 10 km nad rivnem morya cherenkovske viprominyuvannya visvitlyuye na zemli radius blizko 100 m Prostij pristrij detektor sho skladayetsya z optichnogo vidbivacha plosheyu blizko 10 m2 i fotoprijmacha u fokalnij ploshini mozhe reyestruvati fotoni z dilyanki neba plosheyu bilshe 104 m2 Cherenkovske viprominyuvannya vtorinnih zliv duzhe slabke kozhen spalah trivaye vsogo kilka nanosekund Tomu cherenkovski teleskopi povinni mati dzerkala plosheyu ponad 10 m2 dlya proyektuvannya viprominyuvannya na duzhe shvidkisnu bagatopikselnu blizko 103 pikseliv kameru z pikselem rozmirom 0 1 0 2 i polem zoru kilka gradusiv Hocha cherenkovske viprominyuvannya pripadaye na optichnij diapazon blakitne svitlo standartna ne pidhodit dlya jogo reyestraciyi cherez nedostatnyu shvidkist fiksaciyi podiyi Na shastya dlya otrimannya informaciyi pro rozvitok zlivi energiyu i napryamok prihodu pervinnoyi chastinki dosit kameri sho skladayetsya zi zvichajnih fotopomnozhuvachiv z pikselem rozmirom 0 1 0 2 Istoriya Pershe pokolinnya HEGRA na perednomu plani Pershi eksperimenti yaki pokazali mozhlivist sposterezhennya cherenkovskogo viprominyuvannya atmosfernih zliv vid chastinok visokih energij proveli v 1950 h rokah V Gelbrajt Galbraith W i Dzh V Dzhelli Jelley J V u Velikij Britaniyi i ru i N M Nesterova v SRSR Uspih cih eksperimentiv u 1960 h rokah priviv do sprob vikoristovuvati cherenkovske viprominyuvannya dlya detektuvannya fotoniv nadvisokih energij Vikoristani v nih ustanovki v SRSR na majdanchiku Krimskoyi stanciyi FIAN u Velikij Britaniyi v Organizaciyi z doslidzhennya atomnoyi energiyi u Garvelli v SShA v ru mozhna vvazhati pershimi cherenkovskimi teleskopami Pershi pozitivni rezultati roboti cih ustanovok otrimano v kinci 1960 h na pochatku 1970 h rokiv Tak napriklad za rezultatami sposterezhen u 1966 1967 rokah na teleskopi Dublinskoyi grupi zareyestrovano signal vid Krabopodibnoyi tumannosti Odnak dostovirnist zareyestrovanih signaliv ne perevishuvala 3s a otzhe pro nadijnist otrimanih rezultativ govoriti bulo ne mozhna Vsi teleskopi pershogo pokolinnya fiksuvali tilki fakt cherenkovskogo spalahu i pracyuvali za principom prohodzhennya dzherela cherez pole zoru teleskopa vnaslidok obertannya Zemli Metodi analizu otrimanih signaliv do 1983 roku koli opublikovano najbilsh povnu i korektnu versiyu metodu analizu signaliv buli nastilki nedoskonalimi sho navit riven znachushosti korisnogo signalu v rajoni 3s ne mig odnoznachno pidtverditi reyestraciyu gamma dzherela oskilki v deyakih vipadkah riven signalu buv znachno slabshim vid fonu azh do 2 7s Takim chinom za dopomogoyu cherenkovskih teleskopiv pershogo pokolinnya ne mozhna bulo nadijno zareyestruvati dzherela kosmichnogo gamma viprominyuvannya Prote voni dozvolili vstanoviti verhnyu mezhu velichini potoku gamma viprominyuvannya a takozh sformuvati spisok potencijnih gamma dzherel za yakimi v pershu chergu slid sposterigati za dopomogoyu doskonalishih teleskopiv Druge pokolinnya U 1970 h dvi grupi radyanskih i amerikanskih vchenih v Krimskij astrofizichnij observatoriyi pid kerivnictvom A A Stepanyana i v observatoriyi imeni Vippla ocholyuvani T K Viksom pochali rozrobku proyektiv teleskopiv yaki ne tilki zbirayut povnij signal ale j zapisuyut jogo zobrazhennya i takim chinom dozvolyayut vidstezhuvati polozhennya dzherela viprominyuvannya 1978 roku 10 metrovij teleskop observatoriyi imeni Vippla otrimav 19 pikselnu kameru yaku 1983 roku zamineno 37 pikselnoyu zibranu z okremih fotopomnozhuvachiv stavshi takim chinom pershim teleskopom drugogo pokolinnya Za kilkistyu fotoniv na zobrazhenni oderzhuvanomu teleskopami drugogo pokolinnya mozhna bulo ociniti energiyu pervinnoyi gamma chastinki a oriyentaciya zobrazhennya dozvolyala vidnoviti napryamok yiyi prihodu Vivchennya formi otrimanogo zobrazhennya dozvolyalo vidsiyati bilshist podij u yakih pervinna chastinka ne bula visokoenergijnim gamma kvantom Takim chinom bulo znizheno riven fonovogo shumu vid kosmichnih promeniv yakij na poryadki perevishuye potik pervinnih gamma promeniv Efektivnist ciyeyi metodiki perekonlivo prodemonstrovano 1989 roku koli 10 metrovij gamma teleskop observatoriyi imeni Vippla zareyestruvav dostovirnij na rivni 9s signal vid Krabopodibnoyi tumannosti Viglyad z povitrya na kompleks HESSStereoskopichnij metod Nastupnim krokom u rozvitku nazemnoyi gamma astronomiyi sho dozvoliv zbilshiti efektivnist gamma teleskopiv stav stereoskopichnij metod zaproponovanij i rozvinenij u 1980 h rokah grupoyu vchenih Yerevanskogo fizichnogo institutu Ideya metodu polyagaye v odnochasnij reyestraciyi podiyi v kilkoh proyekciyah Ce dozvolyaye viznachiti napryamok prihodu pervinnogo gamma kvanta z tochnistyu sho perevishuye 0 1 i vstanoviti jogo energiyu z pohibkoyu nizhche 15 Spochatku peredbachalosya vstanoviti poblizu Byurakanskoyi observatoriyi sistemu z p yati teleskopiv diametrom 3 m Prototip teleskopa vigotovili i viprobuvali ale rizni ekonomichni i politichni prichini ne dozvolili zavershiti cej proyekt u Virmeniyi Prote jogo vzyali za osnovu sistemi teleskopiv ru angl High Energy Gamma Ray Astronomy gamma astronomiya visokih energij pobudovanih na Kanarskih ostrovah Kozhen z teleskopiv ciyeyi sistemi osnasheno kameroyu na osnovi 271 fotopomnozhuvacha Za dopomogoyu observatoriyi HEGRA zokrema vpershe z visokim rivnem dostovirnosti vimiryano spektr gamma viprominyuvannya Krabopodibnoyi tumannosti v diapazoni 0 5 80 TeV Protyagom nastupnih 15 rokiv dosyagnuto uspihiv pri detektuvanni gamma promeniv u diapazoni TeV teleskopami SAT angl Cherenkov Atmosphere Telescope cherenkovskij atmosfernij teleskop CANGAROO angl Collaboration of Australia and Nippon for a GammaRay Observatory in the Outback yaponsko avstralijske spivrobitnictvo dlya vivchennya kosmichnogo gamma viprominyuvannya HEGRA i gamma teleskopom observatoriyi imeni Vippla Odin z najvidatnishih rezultativ dosyagnutih u cej chas viyavlennya viprominyuvannya z energiyeyu poryadku TeV vid blazariv potuzhnih dzherel gamma promeniv navkolo nadmasivnih chornih dir u yadrah deyakih galaktik Odnak za chas roboti cherenkovskih teleskopiv cogo pokolinnya vdalosya vidkriti menshe 10 dzherel prichomu deyaki zareyestrovano na mezhi chutlivosti U stereoskopichnih sistemah yak pravilo vikoristovuvalisya neveliki v porivnyanni z poodinokimi teleskopami dzerkala sho ne dozvolyalo povnoyu miroyu realizuvati yih potencial Stala ochevidnoyu neobhidnist stvorennya detektoriv z vishoyu chutlivistyu Odin z teleskopiv MAGIC vnochi uvimknena sistema lazeriv yaka vikoristovuyetsya dlya avtomatichnogo pidstroyuvannya fokusu shlyahom virivnyuvannya bezlichi nevelikih dzerkalTretye pokolinnya Popri te sho perevagi stereoskopichnogo pidhodu vzhe buli prodemonstrovani sistemoyu vidnosno nevelikih teleskopiv HEGRA tilki z realizaciyeyu velikogo mizhnarodnogo proyektu H E S S z yavilasya nova galuz sposterezhnoyi astrofiziki astronomiya nadvisokih energij Sistema H E S S z chotiroh 13 metrovih cherenkovskih atmosfernih teleskopiv obladnanih kamerami z polem zoru 5 vstanovlena v Namibiyi vstupila v diyu 2004 roku Teleskopi sistemi H E S S priznacheni dlya detektuvannya visokoenergijnih fotoniv u diapazoni vid 100 GeV do 100 TeV z kutovim rozdilennyam kilka kutovih hvilin i mezheyu chutlivosti na rivni 1013 erg sm 2 s 1 Dzerkala na odnomu z teleskopiv VERITAS Alternativoyu stereoskopichnij sistemi stalo stvorennya 2003 roku na ostrovi La Palma Kanarski ostrovi 17 metrovogo mizhnarodnogo teleskopa MAGIC angl Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov velikij atmosfernij cherenkovskij gamma teleskop U pole zoru teleskopa MAGIC potraplyayut perevazhno dzherela roztashovani v pivnichnij nebesnij pivsferi a sistemi H E S S u pivdennij U lipni 2007 roku pochala pracyuvati sistema VERITAS angl Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System sistema teleskopiv dlya reyestraciyi viprominyuvannya visokih energij sho skladayetsya z chotiroh 12 metrovih teleskopiv Pid chas rozrobki teleskopiv tretogo pokolinnya zakladeno znachnij potencial dlya yih podalshoyi modernizaciyi Tak napriklad peredbachalosya sho H E S S bude skladatisya z 16 teleskopiv a VERITAS z semi Cej potencial vzhe realizuyetsya v 2009 roci uvedeno v ekspluataciyu teleskop MAGIC II sho maye doskonalishu kameru i dozvoliv rozpochati na gamma observatoriyi MAGIC stereoskopichni sposterezhennya a v 2012 roci modernizovano teleskop MAGIC I sho zrobilo teleskopi observatoriyi identichnimi 2012 roku v skladi kompleksu H E S S pochav vikoristovuvatisya teleskop H E S S II yakij perevershuye za rozmirami inshi 4 teleskopi kompleksu Stanom na 2017 rik vidkrito ponad 175 dzherel teraelektronvoltnogo viprominyuvannya Zareyestrovani dzherela mozhna rozdiliti na kilka velikih grup zalishki nadnovih plerioni kompaktni podvijni sistemi molekulyarni hmari aktivni yadra galaktik Perspektivi Chastina informaciyi v cij statti zastarila Vi mozhete dopomogti onovivshi yiyi Mozhlivo mistit zauvazhennya shodo potribnih zmin Nini buduyetsya masiv cherenkovskih teleskopiv angl Cherenkov Telescope Array CTA Teleskopi masivu planuyetsya roztashuvati yak u pivdennij tak i v pivnichnij pivkuli prichomu yaksho pivnichnij masiv bude pracyuvati v nizkomu energetichnomu diapazoni vid 10 GeV do 1 TeV to energetichnij diapazon pivdennogo masivu vid 10 GeV do poryadku 100 TeV 2020 roku planuyetsya vvedennya masivu v ekspluataciyu Porivnyalni harakteristiki kosmichnih i nazemnih gamma teleskopivPorivnyalni harakteristiki kosmichnih i nazemnih gamma teleskopivKosmichni gamma teleskopi Nazemni gamma teleskopiEGRET AGILE Fermi LAT CALET AMS 02 HESS II MAGIC VERITAS CTAChas roboti 1991 2000 rr z 2007 r z 2008 r z 2014 r z 2011 r z 2023 r z 2012 r z 2004 r z 2005 r z 2020 rDiapazon energij GeV 0 03 30 0 03 50 0 2 300 10 10000 10 1000 0 1 3 000 gt 30 gt 50 50 50000 gt 20Kutova rozdilnist Eg gt 100 GeV 0 2º Eg 0 5 GeV 0 1º Eg 1 GeV 0 1º 0 1º 1º 0 01º 0 07º 0 07º Eg 300 GeV 0 1º 0 1º Eg 100 GeV 0 03º Eg 10 TeV Energetichna rozdilnist Eg gt 100 GeV 15 Eg 0 5 GeV 50 Eg 1 GeV 10 2 3 1 15 20 Eg 100 GeV 15 Eg 10 TeV 15 20 Eg 100 GeV 15 Eg 10 TeV PrimitkiG S Bisnovatyj Kogan GAMMA MONITORING KOSMOSA Priroda 2014 6 1186 S 80 84 z dzherela 3 grudnya 2019 Procitovano 3 grudnya 2019 Akimov V V Bisnovatyj Kogan G S Lejkov N S Cilindricheskij gamma monitor CYGAM Novaya koncepciya gamma teleskopa vysokih energij Informacionnyj buklet M 2003 Torsten Bringmann Xiaoyuan Huang Alejandro Ibarra Stefan Vogl Christoph Weniger Fermi LAT Search for Internal Bremsstrahlung Signatures from Dark Matter Annihilation angl arXiv 2014 DOI 10 1088 1475 7516 2012 07 054 N P Topchiev A M Galper i dr GAMMA 400 gamma ray observatory Proceedings of science stattya 2016 z dzherela 17 sichnya 2018 Procitovano 3 grudnya 2019 Galper A M Adriani O Aptekar R L Arhangelskaya I V Arhangelskij A I Boecio M Bonvichchini V Boyarchuk K A Vakki A Vanuchchini E Gusakov Yu V Zampa N Zverev V G Zirakashvili V N Kaplin V A Kachanov V A Leonov A A Longo F Mazec E P Maestro P i dr HARAKTERISTIKI GAMMA TELESKOPA GAMMA 400 DLYa POISKA SLEDOV TEMNOJ MATERII Izvestiya Rossijskoj akademii nauk Seriya fizicheskaya 2013 11 S 1605 z dzherela 3 grudnya 2019 Procitovano 3 grudnya 2019 Bykov A M Agaronyan F A Krasilshikov A M Holupenko E E Aruev P N Bajko D A Bogdanov A A Vasilev G I Zabrodskij V V Troickij S V Tubolcev Yu V Kozhberov A A Levenfish K P Chichagov Yu V Cherenkovskie gamma teleskopy proshloe nastoyashee budushee Proekt ALEGRO Zhurnal tehnicheskoj fiziki zhurnal 2017 T 87 6 S 803 821 ISSN 0044 4642 z dzherela 3 grudnya 2019 Procitovano 3 grudnya 2019 Agaronyan F A Chernyakova M A NEBO V GAMMA LUChAH Zemlya i Vselennaya 2009 2 S 3 14 z dzherela 3 grudnya 2019 Procitovano 3 grudnya 2019 Robert Wagner MPI 2004 October 15 angl NASA Arhiv originalu za 6 zhovtnya 2020 Procitovano 3 grudnya 2017 Elizabeth Gibney 15 kvitnya 2014 Panel homes in on sites for g ray detector PDF Nature Arhiv originalu za 30 kvitnya 2014 Procitovano 3 grudnya 2019 Gunter Dirk Krebs Gunter s space page Arhiv originalu za 31 grudnya 2019 Procitovano 3 grudnya 2019