Гамма-астрономия

ГАММА-АСТРОНОМИЯ

Содержание:

1. Введение
2. Механизмы генерации гамма-излучения
3. Методы регистрации космического гамма-излучения
4. Результаты астрономических исследований в гамма-диапазоне спектра

1. Введение

Гамма-астрономия исследует космич. объекты и процессы по характерному для них жёсткому эл.-магн. излучению с энергией фотонов, превышающей примерно 100 кэВ. Такие фотоны образуются, как правило, при взаимодействиях частиц высоких энергий. Поэтому уже в 50-х гг. 20 в. изучение космич. гамма-излучения (ГИ) рассматривалось как уникальный метод обнаружения энергичных частиц (протонов, электронов и др.) в удалённых областях Вселенной. Особый интерес представляло ГИ, возникающее при взаимодействиях протонов и ядер высоких энергий, когда практически не генерируется эл.-магн. излучение в др. диапазонах длин ноли.

Атмосфера Земли препятствует проникновению ГИ до земной поверхности, рассеивая и поглощая фотоны ГИ на высотах 30-50 км. Фотоны ГИ с энергией МэВ испытывают комптоновское рассеяние, а фотоны больших энергий порождают электрон-позитронные пары (см. Взаимодействие излучения с веществом). Наблюдения в диапазоне энергий фотонов от 100 кэВ до 10 ГэВ должны поэтому проводиться с помощью гамма-телескопов, установленных либо на КА, либо на высотных аэростатах. Фотоны с энергией e > 10 ГэВ могут быть зарегистрированы наземными установками по черенковскому излучению электронов, порождённых их взаимодействием с атмосферой (см. Черенкова - Вавилова излучение).

В 70-х гг. 20 в., после запуска специализированных спутников-обсерваторий, у многочисленных астрофизич. объектов (активных областей на Солнце, нек-рых пульсаров, ядер активных галактик, квазаров) было обнаружено весьма мощное ГИ. Наблюдения в g-диапазоне привели также к ряду неожиданных результатов. Среди них следует отметить открытие мощных всплесков космич. ГИ с энергией фотонов e от 0,1 МэВ до неск. МэВ (см. Гамма-всплески), а также открытие галактич. дискретных источников ГИ с e >100 МэВ.

Диапазон ГИ очень широк, его принято делить на неск. участков со своими научными задачами и методикой наблюдений:

область мягкого ГИ e » 0,1-5 МэВ (l » 0,12 - ),
область промежуточных энергий с e » 5-50 МэВ (l » 2,4^.10^-3 - ),
область жёсткого ГИ с e » 50 МэВ - 10 ГэВ (l » 2,4^.10^-4-),
область ГИ сверхвысоких энергий с

2. Механизмы генерации гамма-излучения

Элементарные процессы генерации ГИ хорошо исследованы теоретич. и экспериментальной физикой; в то же время условия, в к-рых эти процессы протекают в космосе, исследованы недостаточно.

Процессы генерации космич. ГИ можно разделить на три группы.

К первой группе относят генерацию ГИ при взаимодействиях электронов высоких энергий с заряженными частицами. При столкновении электронов с заряженными частицами образуется эл.-магн. излучение с широким по частоте спектром (энергия фотонов ограничена сверху начальной энергией электронов). Это излучение называют тормозным (см. Тормозное излучение). При достаточно больших энергиях электронов часть излучения приходится на g-диапазон. Эл.-магн. излучение в диапазоне ГИ образуется также при движении электронов в магн. поле (синхротронное излучение), для генерации синхротронного ГИ необходимы высокие энергии электронов и большие напряжённости магн. полей. Фотоны ГИ могут генерироваться также при рассеянии фотонов малых энергий на релятивистских электронах, этот процесс называют обратным эффектом Комптона (см. Комптонизация).

Ко второй группе относят ядерные процессы. Ядерные реакции нередко сопровождаются образованием возбуждённых ядер; при переходе ядер в осн. состояние излучаются фотоны с энергиями, соответствующими области мягкого ГИ. Среди ядерных спектральных g-линий особый интерес представляет линия с энергией 2,23 МэВ, связанная с образованием дейтрона при захвате нейтрона протоном; регистрация g-фотонов с энергией 2,23 МэВ позволяет оценивать потоки свободных нейтронов в удалённых космич. источниках. Осн. источником фотонов ГИ высоких энергий в ядерных реакциях служит распад p^o-мезонов, генерируемых в реакциях элементарных частиц высоких энергий. Спектр т. н. пионных фотонов ГИ непрерывный; его максимум расположен в области энергий e » 70 МэВ.

К третьей группе относят аннигиляционные процессы. Аннигиляция вещества и антивещества явл. эффективным механизмом генерации ГИ. При аннигиляции электрона и позитрона образуется либо два фотона, каждый с e = 0,511 МэВ, либо три фотона с непрерывным частотным спектром. Аннигиляция протонов и антипротонов сопровождается образованием большого числа мезонов, в т. ч. и нейтральных, к-рые распадаются на g-фотоны. Энергетич. спектр этого ГИ близок к тому, к-рый наблюдается при взаимодействии космических лучей с межзвёздным газом.

ГИ обладает весьма высокой проникающей способностью. Поглощение ГИ в межзвёздной среде незначительно даже в направлении на центр Галактики, закрытый облаками межзвёздной пыли. ГИ способно дойти к Земле с расстояний, соответствующих красным смещениям z~10², т. е. в несколько раз больших, чем для фотонов диапазонов видимого излучения. Поглощение в межгалактической среде становится существенным лишь для фотонов с ГэВ, где начинает сказываться процесс образования электрон-позитронных пар при столкновениях с фотонами фонового излучения в ИК-области спектра (см. Фоновое излучение Вселенной).

3. Методы регистрации космического гамма-излучения

Рис. 1. Схема гамма-телескопа диапазона низких энергий. Гамма-фотоны с энергией от 0,2 до 12 МэВ поглощаются в сцинтиллирующем кристалле NaI 1; образующееся излучение собирается световодом 2 и регистр и р у е т с я фотоумножителем 3. Сцинтилляционные счётчики 4 формируют диаграмму направленности телескопа и обеспечивают защиту центрального кристалла от заряженных частиц и диффузного излучения. Входная апертура телескопа защищена от заряженных частиц пластическим сцинтиллятором 5.

Рис. 2. Схема гамма-телескопа диапазона высоких  энергий. Гамма-фотоны с энергией от 50 МэВ до  5 ГэВ поглощаются в конверторах искровых камер 1 и образуют электрон-позитронные пары. Заряженные частицы проходят через  сцинтилляционный телескоп 2 и газовый черенковский  счётчик 3, в к-рых вырабатывается команда на запуск искровых камер. Изображение искр регистрируется телевизионной камерой 4 с помощью зеркальной системы 5.  Энергия фотонов измеряется сцинтилляционным калориметром 6. Защита от заряженных частиц и гамма-лучей, образующихся в стенке спутника 7, обеспечивается системой сцинтилляционных счётчиков 8.

В области мягкого ГИ наблюдения проводятся при помощи сцинтилляционных телескопов с механич. коллиматорами; для защиты от бокового фонового излучения применяются счётчики антисовпадении из неорганич. сцинтилляционных кристаллов. На рис. 1 показана схема типичного гамма-телескопа со сцинтилляционными счётчиками. Угловое разрешение подобных телескопов невелико (~10^o); более высокое разрешение может быть получено при помощи телескопов двойного комптоновского рассеяния (» 1 - 2^o при e ~1 МэВ). Наблюдения ядерных и аннигиляционных g-линий проводятся при помощи полупроводниковых спектрометров с кристаллами сверхчистого германия, позволяющих получить высокое энергетич. разрешение (до 2 кэВ при e ~1 МэВ).

Наблюдения в области ГИ промежуточных энергий связаны с серьёзными экспериментальными трудностями: в этой области эффективность сцинтилляционных детекторов уменьшается, а трековые детекторы, основанные на измерении траекторий электрон-позитронных пар, образуемых g-фотонами, работают недостаточно эффективно.

Наблюдения жёсткого ГИ проводятся при помощи телескопов, осн. элементом к-рых явл. трековый детектор, позволяющий регистрировать траекторию каждой заряженной частицы, образующейся при поглощении g-фотонов. Типичная схема телескопа, применяемого в диапазоне жёсткого ГИ, приведена на рис. 2. В качестве трековых детекторов могут использоваться: искровые камеры, в к-рых вдоль траектории частицы, ионизующей атомы газа, развивается искровой пробой и цепочка искр воспроизводит траекторию частицы; дрейфовые камеры, где положение траектории определяется по времени дрейфа электронов от трека частицы до соседних электродов, и др. В телескопы жёсткого ГИ входят также системы для исключения регистрации посторонних заряженных частиц (по схеме антисовпадений), для запуска искровых или дрейфовых камер во время пролёта частиц, возникающих при поглощении фотонов ГИ, для определения энергии регистрируемых частиц. Осн. недостатком совр. телескопов жёсткого ГИ с трековыми детекторами явл. низкое угловое разрешение (» 5^o при e ~100 МэВ). Увеличение разрешения до неск. угловых минут позволило бы решить проблему отождествления дискретных g-источников с астрофизич. объектами, наблюдаемыми в др. диапазонах спектра.

Наблюдения в области сверхвысоких энергий фотонов ( ГэВ) проводятся наземными установками по регистрации черенковского излучения. Это излучение генерируется электронами и позитронами ливня частиц, сопровождающего поглощение фотона сверхвысокой энергии в атмосфере (см. Черенкова-Вавилова излучение). Установки для регистрации черенковского излучения представляют собой рефлекторы, фокусирующие вспышку черенковского излучения на систему фотоэлектронного усилителя. Эффективная площадь регистрации фотонов (широких атмосферных ливней) достигает при этом 10⁵м².

4. Результаты астрономических исследований в гамма-диапазоне спектра

Область мягкого ГИ явл. естеств. продолжением рентг. диапазона (см. Рентгеновская астрономия). В этом участке спектра наблюдались многие источники рентг. излучения: остатки вспышек сверхновых, пульсары (напр., Крабовидная туманность и находящийся в ней пульсар PSR 0531 +21), активные галактики (NGC 4151 и Кентавр А) и, возможно, чёрные дыры в тесных двойных системах (Лебедь Х-1).

Мощное ГИ образуется во время вспышек на Солнце. При наблюдениях вспышек в авг. 1972 г. было впервые обнаружено линейчатое ГИ космич. источников. Измерения интенсивности аннигиляц. линии с энергией 511 кэВ и ядерных линий с энергиями 2,23 МэВ, 4,43 МэВ и 6,14 МэВ позволили провести исследования механизмов ускорения частиц высоких энергий в солнечных вспышках. Были обнаружены g-линии в спектрах др. космич. объектов: центра Галактики, радиогалактики Кентавр А, всплесков космич. ГИ. Обнаружена переменность интенсивности аннигиляц. излучения центра Галактики, указывающая на компактность центр. источника (поперечник 0,1 пк).

Одним из наиболее ярких событий в Г.-а. было открытие мощных всплесков космич. ГИ (см. Гамма-всплески). К 1981 г. точность определения координат всплесков на небесной сфере достигла ~1', но, несмотря на это, ни один пз источников до сих пор не отождествлён с к.-л. астрофизич. объектом, хотя есть данные, показывающие связь g-всплесков с нейтронными звёздами.

Область ГИ промежуточных энергий остаётся до сих пор наименее изученной из-за серьёзных методич. трудностей. В этой области единственным достоверно наблюдавшимся источником явл. пульсар PSR 0531 +21 в Крабовидной туманности.

Рис. 3. Распределение яркости диффузного галактического g-излучения (в произвольных единицах) по галактической широте b в интервале энергий от 300 МэВ до 5 ГэВ в области долгот от 320 до 350o (измерено на спутнике "COS-B" , Европейское Космическое Агентство, 1975 - 79 гг.).

Наиболее изучена область жёсткого ГИ. Первые данные о ГИ космич. происхождения были получены в 1968 г., когда при помощи гамма-телескопа, установленного на ИСЗ "OSO-3" (США), удалось зарегистрировать излучение с e >100 МэВ от Млечного Пути. Дальнейшие исследования галактич. ГИ на спутниках-обсерваториях "SAS-2" (США, 1972-73 гг.) и "COS-B" (1975-82 гг.) позволили детально исследовать св-ва галактич. диффузного ГИ (т. е. излучения, рождающегося в межзвёздной среде) и объяснить их в рамках модели взаимодействия ядерного и электронного компонентов космич. лучей с межзвёздным газом. Распределение интенсивности диффузного излучения по галактич. широте и долготе изучено также достаточно подробно (см. рис. 3, а также рис. 12 в ст. Галактика), получена информация о крупномасштабном распределении концентрации космич. лучей в Галактике. Наблюдения на спутниках "SAS-2" и "COS-B" позволили также обнаружить дискретные источники g-лучей с e > 100 МэВ. Открыто ок. 30 дискретных источников жёсткого ГИ, большая часть к-рых сосредоточена вблизи галактич. экватора (рис. 4). До сих пор отождествлены лишь три источника: пульсары в Крабовидной туманности и в созвездии Парусов, а также квазар ЗС 273. Природа неотождествлённых g-источников до сих пор остаётся неясной; если ср. расстояние до них принять равным 3-4 кик, то их светимость в жёстких g-лучах должна составлять 10³⁵-10³⁶ эрг/с. Не исключено, что нек-рые источники ГИ могут быть связаны с плотными облаками межзвёздного газа, пронизываемыми космич. лучами. Повышенная интенсивность ГИ была обнаружена в направлении туманности Ориона, одной из наиболее изученных областей звездообразования в Галактике; ещё один источник из каталога источников ГИ, составленного по данным "COS-B", может быть связан с плотным облаком в созвездии Змееносца.

Рис. 4. Положение на небесной сфере дискретных источников g-излучения, обнаруженных при помощи спутника "СОS-B" в 1975 - 79 гг.

Во время наблюдений в области ГИ сверхвысоких энергий, проводившихся наземными установками по регистрации черенковского излучения начиная с 60-х гг. 20 в., было обнаружено ГИ пульсаров в Крабовидной туманности и в созвездии Парусов, источника Лебедь Х-3, что подтверждает перспективность данного метода.

(О.Ф. Прилуцкий)