4 Космическое рентгеновское и гамма-излучение Сергей И. Свертилов




старонка3/12
Дата канвертавання24.04.2016
Памер1.09 Mb.
1   2   3   4   5   6   7   8   9   ...   12

3. Наблюдательные методы рентгеновской и гамма-астрономии


Впервые идею о том, что космические объекты могут быть источниками гамма-излучения, выдвинули А.Е.Чудаков и Ф. Моррисон в 1958 г. Однако, как известно, атмосфера Земли непрозрачна как для рентгеновского, так и для гамма-излучения. Поэтому прогресс наблюдательной рентгеновской и гамма-астрономии стал возможен благодаря появлению космических аппаратов и развитию высотных летательных средств (ракеты, баллоны), которые обеспечили вынос детекторов за пределы земной атмосферы или же их подъем на высоты (более 25-30 км), на которых остаточная атмосфера практически прозрачна для высокоэнергичных фотонов. В 1962 г. в эксперименте на ракете “Аэроби” в созвездии Скорпиона был открыт первый космический источник жесткого рентгеновского излучения – Sco X-1. В конце 60-х гг. в экспериментах на баллонах были обнаружены космические источники гамма-излучения. В 1971 г. был запущен первый специализированный спутник – рентгеновская обсерватория “Ухуру”, в результате наблюдений на которой была построена карта неба в рентгеновском излучении. В 70-е гг. в ходе экспериментов на спутниках SAS-2 и COS-B были впервые проведены регулярные обзорные наблюдения неба в диапазоне гамма-излучения высоких энергий.

Для наблюдений в диапазонах “жесткого” рентгеновского и “мягкого” гамма-излучения в основном используются приборы на основе известных детекторов, широко применяемых в ядерной физике: газонаполненных, полупроводниковых и сцинтиляционных. Из газонаполненных детекторов разного типа наибольшее распространение в рентгеновской астрономии получили пропорциональные счетчики, которые чувствительны в основном к рентгеновскому излучению в диапазоне энергий от нескольких кэВ до 100 кэВ (именно такие детекторы использовались в известном эксперименте на спутнике “Ухуру” (Giacconi et al., 1974)). Диапазон применения полупроводниковых и сцинтилляционных детекторов – от 10 кэВ до нескольких десятков МэВ. При этом полупроводниковые детекторы (как правило, на основе сверхчистого или обогащенного германия) обладают наилучшим энергетическим разрешением (0.2% при E = 1 МэВ), их используют для спектрометрических измерений. Сцинтилляционные же детекторы относительно дешевы и просты в эксплуатации, поэтому на их основе создают высокочувствительные приборы с большой эффективной площадью.

Приборы, применяемые для наблюдений в диапазонах “жесткого” рентгеновского и “мягкого” гамма-излучения, можно разделить на два основных класса. Первый класс - это приборы с ограниченным полем зрения или узконаправленные, основная задача которых - исследование известных дискретных источников. Приборы такого типа решают также и спектрометрические задачи, иногда их используют и для независимого обзора небесной сферы (например, сцинтилляционный спектрометр A4 на космической станции HEAO-1). В последние годы наряду со спектрометрией инструменты данного типа наделяют возможностью строить изображение исследуемого (как правило, узкого) участка неба. Для этого были разработаны специальные приборы с кодированной апертурой на основе комбинации, так называемой, кодирующей маски (коллиматор с определенным расположением входных отверстий) и позиционно-чувствительного детектора. С этой точки зрения приборы с кодированной апертурой можно называть гамма телескопами (например, телескоп “СИГМА” на космической обсерватории “ГРАНАТ” (Paul et al., 1991).

Второй класс приборов - так называемые патрульные приборы, которые отличаются от предыдущих тем, что обладают широкими полями зрения и не разделяют источники излучения внутри них. Такие приборы используются в основном для спектрометрических и мониторных измерений. В частности, с помощью подобных спектрометров были открыты и исследованы космические гамма-всплески (например, аппаратура “КОНУС” на межпланетных станциях “Венера” (Mazets et al., 1981)), временные (транзиенты), а также периодические источники. Широкое поле зрения является необходимым элементом при изучении гамма-всплесков и транзиентов, так как события эти довольно редкие, и невозможно заранее предсказать место их появления на небе.

В диапазоне гамма-излучения “средних” энергий в качестве гамма-телескопов используют, так называемые, Комптоновские телескопы, основанные на эффекте Комптоновского рассеяния (например инструмент COMPTEL на космической обсерватории им. Комптона CGRO). Такие приборы представляют собой комбинацию двух позиционно-чувствительных детекторов, позволяющих локализовать места взаимодействия первичного гамма-кванта в верхнем детекторе и рассеянного в нем (за счет Комптон-эффекта) кванта в нижнем детекторе, в котором рассеянный квант должен полностью потерять свою энергию. Таким образом, определяя величины энерговыделений в обоих детекторах и угол рассеяния, можно измерить энергию первичного кванта и угол его прихода относительно плоскости детектора.

Основным инструментом, применяемым для наблюдений в диапазоне гамма-излучения “высоких” энергий, является искровая камера. Поскольку в этом диапазоне взаимодействие гамма-квантов с веществом происходит в основном через образование электрон-позитронных пар, регистрация гамма-квантов в искровых камерах и определение их характеристик (в частности, углов прихода) производится по наблюдениям траекторий образовавшихся пар. Для того, чтобы измерить полное энерговыделение при регистрации высокоэнергичного гамма-кванта и тем самым определить его энергию, применяют комбинацию искровой камеры и ионизационного калориметра. Для регистрации гамма-квантов с энергиями десятки МэВ и более используют также Черенковские счетчики, т.е. детекторы, основанные на эффекте Вавилова-Черенкова. В некоторых инструментах применяют комбинацию Черенковского счетчика, искровой камеры и ионизационного калориметра (например, гамма-телескоп на космической станции “Гамма”).

В силу того, что в диапазонах “очень высоких” и “сверхвысоких’ энергий потоки регистрируемых гамма-квантов очень малы, для их наблюдения требуется создание установок с очень большой эффективной площадью. Ввиду ограниченности ресурсов в космических экспериментах, имеющиеся на сегодняшний день возможности не позволяют осуществлять эффективные наблюдения в космосе в этих диапазонах энергии. Поэтому используются косвенные методы регистрации, в которых своеобразным детектором космических гамма-квантов является атмосфера Земли. Космические гамма-кванты с энергиями более ТэВ при попадании в атмосферу вызывают ливни частиц, которые регистрируются наземными (распложенными на уровне моря или на горах) установками. Если энергия первичного гамма-кванта не превосходит 100 ТэВ, то вызываемый им ливень может развиться, как правило, лишь в верхних слоях атмосферы, поэтому наземные установки регистрируют только оптическое Черенковское излучение, испускаемое заряженными частицами ливня (т.н. наземные Черенковские телескопы). При больших энергиях первичного кванта возможно развитие ливня по всей глубине атмосферы и соответственно регистрация вторичных частиц ливня непосредственно наземными детекторами, аналогично тому, как регистрируют широкие атмосферные ливни от заряженных частиц космических лучей. Основоположником наблюдательной гамма-астрономии сверхвысоких энергий в нашей стране является академик А.Е. Чудаков. Под его руководством в начале 60-х гг. на базе обсерватории в Крыму была создана установка, с помощью которой регистрировалось Черенковское излучение ливней частиц, порождаемых высокоэнергичными гамма-квантами. Благодаря развитию позиционно-чувствительных методов регистрации Черенковского света (на основе мозаики фотоэлектронных умножителей) были созданы гамма-телескопы, обеспечившие высокое угловое разрешение ( 1о) и высокую чувствительность.

Следует отметить, что диапазон энергий от десятков ГэВ до 1 ТэВ является наименее изученным в гамма-астрономии, поскольку при этих энергиях эффективность космических методов наблюдений существенно падает, а чувствительность наземных Черенковских телескопов недостаточна для надежной идентификации первичных гамма-квантов. В диапазоне “мягкого” гамма-излучения также имеется область – от 0.3 до 1 МэВ, в которой достигнутая на сегодняшний день чувствительность в большинстве экспериментов существенно ниже, чем в соседних диапазонах. Это связано с особенностями фона гамма-излучения в космических экспериментах. Поэтому, как представляется, дальнейший прогресс гамма-астрономии будет связан в первую с очередь с развитием методик, повышающих чувствительность наблюдений в указанных диапазонах.

На сегодняшний день наиболее крупными космическими рентгеновскими и гамма-обсерваториями, функционирующими на орбите являются: в мягком рентгеновском диапазоне - Chandra (Van Spreybroeck et al., 1997) и XMM-Newton (Lamb, 2000), в диапазоне жесткого рентгеновского излучения – RXTE (обсерватория им. Б. Росси) (Levine et al., 1996), в мягком гамма-диапазоне - INTEGRAL (Palumbo, 1997). Рентгеновские и гамма-телескопы, установленные на этих аппаратах, обеспечивают наблюдения с угловым разрешением 0.1 в мягком рентгеновском излучении и 10 в гамма-лучах на уровне чувствительности 10-5 фот/см2скэВ (диапазон 0.1-10 кэВ), 10-6 фот/см2скэВ (диапазон 0.1-1.0 МэВ) за время реальной экспозиции 105 с. Планируемые ныне космические миссии, такие, как Constellation X, XEUS, NeXT должны улучшить чувствительность в 15-100 раз, а проект MAXIM Pathfinder должен обеспечить в 1000 более высокое угловое разрешение в мягком рентгеновском диапазоне по сравнению с достигнутыми на обсерваториях Chandra и XMM-Newton (Cash et al., 2000; Parmar et al., 1999; Weaver et al., 2000).

Что касается жесткого рентгеновского и гамма-диапазонов, то в таких, наиболее крупных международных проектах, намеченных к реализации, как “СПЕКТР-РЕНТГЕН-ГАММА” (2-200 кэВ) (http://hea.iki.rssi.ru/SXG/sxg_00/rus/), Swift (15-200 кэВ) (Gehrels, 2004а), АСТ (0.5-50 МэВ) (О’Neil et al., 1996), GLAST (0.015-100 ГэВ) (Gehrels, 2004б), наряду с увеличением чувствительности и углового разрешения телескопов, предусмотрено проведение мониторных наблюдений всего неба (All Sky Monitor).


1   2   3   4   5   6   7   8   9   ...   12


База данных защищена авторским правом ©shkola.of.by 2016
звярнуцца да адміністрацыі

    Галоўная старонка