к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Гамма-астрономия
Гамма-астрономия - раздел астрономии, изучающий разл. космич. объекты по их эл--магн. излучению в гамма-диапазоне (длины волн <10-12 м, что соответствует энергии фотона >105 эВ). Со стороны низких энергий Г--а. граничит с рентгеновской астрономией, со стороны высоких энергий наблюдения ограничены макс. энергиями фотонов, доступными измерениям (~1016-1017 эВ). T. к. космич. -излучение полностью поглощается земной атмосферой, гамма-астрономич. наблюдения проводят в верх. слоях атмосферы и за её пределами [используя аэростаты, геофиз. ракеты и космич. аппараты (KA)] или с поверхности Земли, исследуя реакции фотонов -излучения с атомами атм. газов.

Гамма-излучение (ГИ) возникает при взаимодействии частиц высоких энергий (космических лучей) с веществом и эл--магн. полями в космич. пространстве, а также в процессе аннигиляции частиц с античастицами (рис. 1). Поскольку эл--магн. сечения генерации ГИ хорошо известны, измерения интенсивности ГИ дают сведения о космических лучах, полях излучения, плотности и составе космических мишеней (компактные объекты, межзвёздная и межгалактическая среда).

Ввиду слабого рассеяния ГИ межзвёздной и межгалактич. средами источники ГИ могут быть видны на расстояниях до космологич. красного смещения 2~100, что при создании -телескопов с высоким разрешением и высокой чувствительностью позволит получить достаточно полную и чёткую карту неба в -излучении.

По особенностям генерации и методам регистрации разделяют след. энергетич. интервалы ГИ: мягкое (105-106 эВ), среднее (106-107 эВ), высокоэнергичное (или жёсткое, 107-1011 эВ), сверхвысоких энергий (1011-1014 эВ) и ультравысоких энергий (1014-1017 эВ). Мягкое ГИ, возникающее при высвечивании возбуждённых ядер и в ядерных реакциях, состоит из отд. спектральных линий (линейчатое ГИ), уширенных в результате теплового движения атомов. Наложение отд. линий может создавать непрерывный спектр. В этот же интервал попадает аннигиляц. излучение, возникающее при аннигиляции позитронов (е+) с электронами (е-). В результате двухфотонной е+е--аннигиляции образуется спектральная линия 511 кэВ. Кроме линейчатого излучения, в этот и последующие энергетич. интервалы дают вклад процессы, приводящие к непрерывному спектру g-излучения: тормозное, магнитотормозное (синхротронное), изгибное излучения электронов и обратное комптоновское рассеяние электронов на малоэнергичных фотонах, в т. ч. на фотонах реликтового излучения. Испускание фотонов средних и высоких энергий (гамма-диапазона) обусловлено в основном радиац. распадами элементарных частиц, образующихся при взаимодействии протонов и ядер космич. лучей с веществом, а также в процессе -аннигиляции. Гл. вклад даёт распад нейтральных пионов: . Энергетич. спектр "пионных" фотонов характеризуется максимумом интенсивности, приходящимся на энергию =67,5 МэВ. ГИ сверхвысоких и ультравысоких энергий генерируют электроны и протоны соответствующих высоких энергий, спектр - непрерывный.

Рис. 1. Схематическое изображение элементарных процессов генерации g-излучения.

Регистрация фотонов ГИ основана на процессах их взаимодействия с веществом: фотоэффекте, компто-новском рассеянии и образовании е+-е--пар (см. Гамма-излучение).

Рис. 2. Схема телескопа двойного комптоновского рассеяния для регистрации -излучения с энергией фотонов =(0,1-10) МэВ: 1, 2 - годоскопические ряды сцинтилляционных счетчиков; - угол первого комптоновского рассеяния-фотона.

В телескопах, регистрирующих космич. ГИ, используются сцинтилляторы из NaI, CsI, в состав к-рых входят ядра с большим зарядом Z (сечение фотоэффекта пропорционально Z5), полупроводниковые детекторы на основе кристаллов германия, обладающие лучшим энергетич. разрешением (~1 кэВ при энергии =1 МэВ), жидкостные и газовые ксеноновые счётчики. Направленность телескопов создаётся за счёт внешнего активного или пассивного коллиматора, ограничивающего апертуру прибора несколькими градусами. Более высоким угл. разрешением обладают телескопы двойного комптоновского рассеяния (рис. 2), дополнит. преимуществом к-рых служит сильное подавление фона. В таком телескопе, состоящем из двух рядов сцинтилляц. счётчиков, измеряются координаты и энергии двух последовательных комптоновских электронов и энергия -кванта (-фотона). Совокупность зарегистрированных событий позволяет определить местоположение дискретного источника с точностью до неск. градусов. Параметры фотонов с ~107-1011 эВ определяются по конверсионным е+-е--парам, к-рые можно регистрировать с помощью сцинтилляционных и черенковских детекторов, а также искровых камер, фотогр. эмульсий и др. трековых детекторов частиц. Типичный -телескоп (рис. 3) состоит из набора искровых камер, его угл. точность y1° (для энергии ~100 МэВ). Космич. ГИ регистрируется на фоне заряж. частиц космич. лучей, потоки к-рых, как правило, на много порядков превышают искомый поток -фотонов. Поэтому -телескопы содержат системы сцинтилляц. счётчиков, обеспечивающие исключение входящих заряж. частиц.

Рис. 3. Схема телескопа для регистрации космического -излучения с 50 МэВ. -фотоны образуют в конвертерах искровых камер пары (е-,е+), заряженные частицы проходят через сцинтилляционный и газовый черенковский счетчики, которые дают команду на запуск искровых камер, изображение искр регистрируется телевизионной трубкой при помощи системы зеркал ; энергия фотонов измеряется сцинтилляционным калориметром. Сцинтилляционные счётчики, включённые на "антисовпадение", отсекают фон заряженных частиц.

Улучшение угл. разрешения -телескопов связано с использованием метода кодирования апертуры (аналогичные устройства есть и в рентг. астрономии). В поле зрения телескопа устанавливается экран с определ. распределением поглощающих и прозрачных элементов, в среднем поглощающий 50% падающего потока ГИ. Пройдя через экран, -фотоны регистрируются позиционно-чувствит. детектором (годоскоп счетчиков, искровая или пропорциональная камера, камера Ангера и др.), в плоскости к-рого образуется "тень" от экрана. Угл. разрешение определяется выражением: , где а - размер (по ширине) элемента экрана, сравнимый с координатным разрешением детектора, L - расстояние от экрана до детектирующей плоскости. Метод кодирования апертуры применим для любых энергий -фотонов и позволяет получить угл. точность порядка 1'.

Космич. -фотон с энергией 1011 эВ создаёт в атмосфере посредством электронно-фотонного каскада широкий атмосферный ливень (ШАЛ) (см. Космические лучи ),компоненты к-рого достигают поверхности Земли.

Г--а. сверхвысоких анергий (1011-1014 эВ) основана на регистрации с помощью параболич. зеркал оптич. вспышки черепковского излучения, порождаемого ШАЛ. Угл. разрешение телескопа, определяемое расходимостью ливня, составляет доли градуса. Г--а. ультравысоких энергий (1014 эВ) использует наземные установки для регистрации заряж. частиц ШАЛ, покрывающих большую площадь. Направление -фотона, измеряемое по временному запаздыванию импульсов от разнесенных в пространстве детекторов установки, определяется с точностью до неск. градусов. Осн. эксперим. трудностью наземной Г--а. является выделение полезных событий на большом фоне ливней, созданных протонами и ядрами космич. лучей. До сих пор нет метода, к-рый позволил бы однозначно отличать ШАЛ, созданные -фотонами, в связи с чем наземная регистрация космич. ГИ основана на статистич. методах его выделения (возраст ливня, доля мюонов, зависимость от небесных координат и т. д.).

Теоретич. основы Г--а. начали закладываться в 50-х гг. 20 в., наблюдения проводятся с 60-х гг., наиб. эффективны наблюдения с KA. Принято выделять ГИ Галактики, дискретные источники -фотонов, метагалактич. ГИ, кратковременные всплески ГИ.

Рис. 4. Долготное распределение галактического -излучения (70 МэВ) в полосе широт <10°; пунктир - уровень изотропного метагалактического -излучения; стрелками показаны отдельные дискретные источники.

Галактич. диффузное ГИ с 30 МэВ обусловлено гл. обр. взаимодействием космич. лучей с межзвездным газом, магн. полями и полями излучения. Наблюдается оно от всех участков неба, но наиб. ярко в полосе Млечного Пути, ограниченной галактич. широтой 10°. Долготная зависимость ГИ (рис. 4) отражает структуру Галактики, в частности наличие спиральных рукавов (ГИ от них более интенсивно).

К известным галактич. дискретным источникам ГИ относятся: Солнце (во время солнечных вспышек), молодые пульсары, PSR 0531+21 и PSR 0833-45, находящиеся в остатках вспышек сверхновых звёзд (Крабовидной туманности и туманности Паруса X), газовые облака в Орионе и Змееносце, галактический центр, источник Лебедь Х-3. ГИ спокойного Солнца очень мало и пока находится за пределами чувствительности детекторов. В мягкой области спектра поток солнечных -фотонов меньше 10-5 фотон/(см2*с). Однако во время солнечных вспышек интенсивность ГИ возрастает. Хорошо изучено мягкое вспышечное ГИ со сплошным спектром и в виде отдельных спектральных линий с =0,5; 2,2; 4,4; 6,1 МэВ и др., к-рое образуется в результате взаимодействия ускоренных во вспышке протонов и электронов с веществом хромосферы.

Существование аннигиляц. линии 0,5 МэВ указывает на возникновение позитронов, а линия 2,2 МэВ, образуемая в реакции ,- на большой поток свободных нейтронов (D - ядро дейтерия). Интенсивности этих линий на Земле при мощных вспышках на Солнце составляют ~0,1 фотон/(см2*с). Примерно на порядок меньше потоки линейчатого излучения с энергией 4,4 и 6,1 МэВ, к-рые, как считается, представляют излучение ядер 12C и 16O, возбуждённых при неупругих столкновениях с ускоренными протонами.

ГИ молодых пульсаров объясняется синхротронным излучением релятивистских электронов, испускаемых вдоль магн. оси нейтронной звезды-пульсара.

Мощным галактич. источником ГИ является Лебедь Х-3, наблюдаемый также в радио-, ИК- и рентг. диапазонах. Он представляет собой тесную двойную систему с орбитальным периодом 4,8 ч, один из компонентов к-рой - молодая нейтронная звезда (или черная дыра). Объект расположен в 12 кпк от Солнца, обладает высокой -светимостью (~1038 эрг/с), жёстким энергетич. спектром (рис. 5) и служит примером (пока единственным) естеств. ускорителя протонов в ядер вплоть до энергий 1017 эВ.

Рис. 5. Интегральный энергетический спектр рентгеновского и g-излучения источника Лебедь Х-3. МИФИ - данные Московского инженерно-физического института, KpAO - данные Крымской астрофизической обсерватории.

Галактич. центр проявляет себя в -диапазоне линией 0,5 МэВ, возникающей в результате е+е--аннигиляции и характеризуемой сильной временной переменностью (в течение месяца поток изменяется в неск. раз).

Б. ч. галактич. дискретных источников не отождествлена. Из их расположения вблизи галактич. экватора (ср. широта 2°) следует, что они принадлежат Галактике, находятся на расстояниях 2-7 кпк от Солнца и представляют собой новый тип объектов, характеризуемых высокой светимостью в -диапазоне (~1035 эрг/с для 100 МэВ). Самый яркий неотождествленный источник - Геминга (координаты l=195°, b=4°) является скорее всего близко расположенной нейтронной звездой (~10 пк от Солнца), периодически испускающей ГИ (период 59 с).

Среди внегалактич. источников - близкие активные (сейфертовские) галактики NGC 4151, MCG 8-11-11, радиогалактика Кентавр-А (все в радиусе 20 Мпк), а также находящийся на расстоянии 200 Мпк квазар 3С 273. Гамма-светимость внегалактич. источников, составляющая ~ 1044 эрг/с у близких активных галактик и ~1047 эрг/с у квазара, указывает на то, что ГИ доминирует над излучением в др. диапазонах эл--магн. спектра и большую роль в них играют частицы, ускоренные до высоких энергий.

Метагалактич. изотропное -излучение (МИГИ) выделяется на фоне диффузного излучения Галактики как компонент, не зависящий от галактич. координат и распределения межзвёздного газа. Энергетич. спектр МИГИ имеет важную особенность - изменение спектрального индекса при y3 МэВ. Этот факт может свидетельствовать о наличии в составе МИГИ космологич. (реликтового) ГИ, оставшегося от эпохи, определяемой параметром красного смещения z~100.

Кратковременные всплески ГИ (см. Гамма-всплески) представляют собой потоки рентг. и мягкого ГИ длительностью меньше 100 с с плотностью энергии 10-7- 10-3 эрг/см2, регистрируемые спутниками и KA. Хотя до сих пор не получено надёжного отождествления источников -всплесков с известными астрофиз. объектами, но по совокупности наблюдательных данных ими скорее всего являются старые нейтронные звёзды, находящиеся на заключит. этапе звёздной эволюции.

Литература по 

1. Гальпер А. M., Кириллов-Угрюмов В. Г., Лучков Б. И., Наблюдательная гамма-астрономия, "УФН". 1974, т. 112, с. 491; Гальпер А. M, Лучков Б. И., Прилуцкий О. Ф., Гамма-лучи и структура Галактики, там же, 1979, т. 128, с. 313; Левенталь M., Мак-Каллум К. Дж., Космическая гамма-спектраскопия, пер. с англ., там же, 1981, т. 135, с. 693; Астрофизика космических лучей, под ред. В. Л. Гинзбурга, M., 1984.

A. M. Галъпер, Б. И. Лучков.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ