Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Thiên văn học tia gamma”
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Không có tóm lược sửa đổi |
|||
Dòng 1:
[[Tập tin:Moon egret.jpg|thumb|[[Mặt Trăng]] quan sát bằng Kính viễn vọng EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) với [[tia gamma]] năng lượng ≥20 MeV, hình thành do hạt vũ trụ bắn phá bề mặt<ref>[http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/cgro/epo/news/gammoon.html EGRET Detection of Gamma Rays from the Moon]</ref>.]]
[[Tập tin:The_MAGIC_Telescope.jpg|thumb|[[Kính viễn vọng khí quyển Cherenkov|Kính viễn vọng Cherenkov]] MAGIC ∅17m tại [[La Palma]], [[Quần đảo Canaria]], {{flagcountry|Spain}}.]]
Khảo sát bầu trời ở các năng lượng trên 1 GeV, được thu thập bởi Kính viễn vọng Không gian tia Gamma Fermi trong năm năm quan sát (2009 đến 2013).
Bầu trời có năng lượng trên 100 MeV được quan sát bằng Kính viễn vọng thí nghiệm Gamma Ray (EGRET) của vệ tinh Compton Gamma Ray (CGRO) (1991 tiết2000).
Mặt trăng được nhìn thấy bởi Kính viễn vọng thí nghiệm Gamma Ray năng lượng (EGRET), trong các tia gamma lớn hơn 20 MeV. Chúng được tạo ra bởi sự bắn phá tia vũ trụ trên bề mặt của nó. [1]
Thiên văn học tia gamma là sự quan sát thiên văn của các tia gamma, [nb 1] dạng năng lượng mạnh nhất của bức xạ điện từ, với năng lượng photon trên 100 keV. Bức xạ dưới 100 keV được phân loại là tia X và là chủ đề của thiên văn học tia X.
Trong hầu hết các trường hợp được biết, tia gamma từ ngọn lửa mặt trời và bầu khí quyển của Trái đất được tạo ra trong phạm vi MeV, nhưng hiện tại người ta đã biết rằng tia gamma trong phạm vi GeV cũng có thể được tạo ra bởi ngọn lửa mặt trời. Người ta đã tin rằng các tia gamma trong phạm vi GeV không bắt nguồn từ Hệ Mặt Trời. Vì tia gamma GeV rất quan trọng trong nghiên cứu ngoài mặt trời, và đặc biệt là ngoài thiên hà, thiên văn học, các quan sát mới có thể làm phức tạp một số mô hình và phát hiện trước đó. [2] [3]
Các cơ chế phát ra tia gamma rất đa dạng, hầu hết giống với các tia phát ra tia X nhưng ở năng lượng cao hơn, bao gồm sự hủy diệt electron positron, hiệu ứng Compton nghịch đảo và trong một số trường hợp cũng là sự phân rã của chất phóng xạ (phân rã gamma) trong không gian [4 ] phản ánh các sự kiện cực đoan như siêu tân tinh và siêu tân tinh, và hành vi của vật chất trong điều kiện khắc nghiệt, như trong các pulsar và blazar.
Năng lượng photon cao nhất đo được cho đến nay là trong phạm vi TeV, kỷ lục được nắm giữ bởi Tinh vân Con cua năm 2004, mang lại các photon có tới 80 TeV. [5] [6] [7]
Công nghệ dò
Việc quan sát tia gamma lần đầu tiên trở nên khả thi vào những năm 1960. Quan sát của họ có vấn đề hơn nhiều so với tia X hoặc ánh sáng khả kiến, bởi vì tia gamma tương đối hiếm, ngay cả một nguồn "sáng" cần thời gian quan sát vài phút trước khi nó được phát hiện và vì tia gamma rất khó để tập trung, dẫn đến độ phân giải rất thấp. Thế hệ kính viễn vọng tia gamma gần đây nhất (những năm 2000) có độ phân giải theo thứ tự 6 phút cung trong phạm vi GeV (xem Tinh vân Con cua như một "pixel"), so với 0,5 giây nhìn thấy trong X năng lượng thấp phạm vi -ray (1 keV) của Đài quan sát tia X Chandra (1999) và khoảng 1,5 phút cung trong phạm vi tia X năng lượng cao (100 keV) được nhìn thấy bởi Kính viễn vọng tập trung năng lượng cao (2005).
Các tia gamma rất năng lượng, với năng lượng photon trên ~ 30 GeV, cũng có thể được phát hiện bằng các thí nghiệm trên mặt đất. Các thông lượng photon cực thấp ở mức năng lượng cao như vậy đòi hỏi các khu vực hiệu quả của máy dò có kích thước chính xác lớn đối với các thiết bị dựa trên không gian hiện tại. Các photon năng lượng cao như vậy tạo ra các hạt mưa thứ cấp rộng lớn trong bầu khí quyển có thể quan sát được trên mặt đất, cả trực tiếp bằng máy đếm bức xạ và quang học thông qua ánh sáng Cherenkov mà các hạt tắm cực tương đối phát ra. Kỹ thuật Kính viễn vọng Cherenkov của Khí quyển Hình ảnh hiện đang đạt được độ nhạy cao nhất.
Bức xạ gamma trong phạm vi TeV phát ra từ Tinh vân Con cua được phát hiện lần đầu tiên vào năm 1989 bởi Đài quan sát Whíp Fred Lawrence tại Mt. Hopkins, ở Arizona ở Mỹ. Các thí nghiệm kính viễn vọng hiện đại Cherenkov như H.E.S.S., VERITAS, MAGIC và CANGAROO III có thể phát hiện Tinh vân Con cua trong vài phút. Các photon năng lượng nhất (lên đến 16 TeV) được quan sát từ một vật thể ngoài vũ trụ có nguồn gốc từ blazar, Markarian 501 (Mrk 501). Các phép đo này được thực hiện bằng kính viễn vọng không khí Cherenkov của Năng lượng cao Gamma-Ray (HEGRA).
Các quan sát thiên văn học tia gamma vẫn bị giới hạn bởi các nền không tia gamma ở năng lượng thấp hơn và, ở năng lượng cao hơn, bởi số lượng photon có thể được phát hiện. Các máy dò diện tích lớn hơn và triệt tiêu nền tốt hơn là điều cần thiết cho sự tiến bộ trong lĩnh vực này. [8] Một khám phá vào năm 2012 có thể cho phép tập trung các kính thiên văn tia gamma. [9] Ở năng lượng photon lớn hơn 700 keV, chỉ số khúc xạ bắt đầu tăng trở lại. [9]
Lịch sử ban đầu
Rất lâu trước khi các thí nghiệm có thể phát hiện các tia gamma phát ra từ các nguồn vũ trụ, các nhà khoa học đã biết rằng vũ trụ sẽ tạo ra chúng. Tác phẩm của Eugene Feenberg và Henry Primakoff năm 1948, Sachio Hayakawa và I.B. Hutchinson năm 1952 và đặc biệt là Philip Morrison năm 1958 [10] đã khiến các nhà khoa học tin rằng một số quá trình khác nhau xảy ra trong vũ trụ sẽ dẫn đến sự phát xạ tia gamma. Các quá trình này bao gồm các tương tác tia vũ trụ với khí liên sao, vụ nổ siêu tân tinh và tương tác của các electron năng lượng với từ trường. Tuy nhiên, phải đến thập niên 1960, khả năng phát hiện những khí thải này của chúng ta mới được thông qua. [11]
Hầu hết các tia gamma đến từ không gian đều bị khí quyển Trái đất hấp thụ, do đó, thiên văn học tia gamma không thể phát triển cho đến khi có thể có được máy dò trên tất cả hoặc hầu hết bầu khí quyển bằng bóng bay và tàu vũ trụ. Kính viễn vọng tia gamma đầu tiên được đưa vào quỹ đạo, trên vệ tinh Explorer 11 vào năm 1961, đã thu được ít hơn 100 photon tia gamma vũ trụ. Chúng dường như đến từ mọi hướng trong Vũ trụ, ngụ ý một số loại "nền tia gamma" thống nhất. Một nền tảng như vậy sẽ được mong đợi từ sự tương tác của các tia vũ trụ (các hạt tích điện rất mạnh trong không gian) với khí liên sao.
Các nguồn tia gamma vật lý thiên văn thực sự đầu tiên là các tia lửa mặt trời, cho thấy dòng 2.223 MeV mạnh được dự đoán bởi Morrison. Dòng này là kết quả của sự hình thành deuterium thông qua sự kết hợp của neutron và proton; trong một ngọn lửa mặt trời, các neutron xuất hiện dưới dạng thứ hai từ các tương tác của các ion năng lượng cao được tăng tốc trong quá trình bùng phát. Những quan sát dòng tia gamma đầu tiên này là từ OSO 3, OSO 7 và Solar Maximum Mission, tàu vũ trụ sau ra mắt năm 1980. Các quan sát mặt trời lấy cảm hứng từ công trình lý thuyết của Reuven Ramaty và những người khác. [12]
Phát xạ tia gamma đáng kể từ thiên hà của chúng ta được phát hiện lần đầu tiên vào năm 1967 [13] bởi máy dò trên vệ tinh OSO 3. Nó đã phát hiện 621 sự kiện do các tia gamma vũ trụ. Tuy nhiên, lĩnh vực thiên văn học tia gamma đã có những bước phát triển vượt bậc với các vệ tinh SAS-2 (1972) và các vệ tinh Cos-B (1975 Tiết1982). Hai vệ tinh này cung cấp một cái nhìn thú vị về vũ trụ năng lượng cao (đôi khi được gọi là vũ trụ 'bạo lực', bởi vì các loại sự kiện trong không gian tạo ra tia gamma có xu hướng va chạm tốc độ cao và các quá trình tương tự). Họ đã xác nhận những phát hiện trước đó về nền tia gamma, tạo ra bản đồ chi tiết đầu tiên của bầu trời ở bước sóng tia gamma và phát hiện ra một số nguồn điểm. Tuy nhiên, độ phân giải của các thiết bị không đủ để xác định hầu hết các nguồn điểm này bằng các sao hoặc hệ thống sao cụ thể.
Một khám phá trong thiên văn học tia gamma xuất hiện vào cuối những năm 1960 và đầu những năm 1970 từ một chòm sao của các vệ tinh phòng thủ quân sự. Các máy dò trên tàu vệ tinh Vela, được thiết kế để phát hiện các tia gamma từ vụ nổ bom hạt nhân, bắt đầu ghi lại các vụ nổ tia gamma từ không gian sâu hơn là vùng lân cận Trái đất. Các máy dò sau đó xác định rằng các vụ nổ tia gamma này được nhìn thấy kéo dài trong các phân số từ một giây đến vài phút, xuất hiện đột ngột từ các hướng bất ngờ, nhấp nháy, và sau đó mờ dần sau khi thống trị một thời gian ngắn trên bầu trời tia gamma. Được nghiên cứu từ giữa những năm 1980 với các thiết bị trên tàu với nhiều vệ tinh và tàu thăm dò không gian, bao gồm tàu vũ trụ Venera của Liên Xô và Tàu vũ trụ Tiên phong, những nguồn sáng của những tia sáng năng lượng cao bí ẩn này vẫn còn là một bí ẩn. Chúng dường như đến từ rất xa trong Vũ trụ, và hiện tại lý thuyết có khả năng nhất là dường như ít nhất một số trong số chúng đến từ cái gọi là vụ nổ hypernova, các siêu tân tinh tạo ra các lỗ đen chứ không phải sao neutron.
Tia gamma hạt nhân được quan sát từ các vụ cháy mặt trời ngày 4 và 7 tháng 8 năm 1972 và ngày 22 tháng 11 năm 1977. [14] Một ngọn lửa mặt trời là một vụ nổ trong bầu khí quyển mặt trời và ban đầu được phát hiện trực quan trong Mặt trời. Bão mặt trời tạo ra lượng phóng xạ khổng lồ trên toàn phổ điện từ từ bước sóng dài nhất, sóng vô tuyến đến tia gamma năng lượng cao. Mối tương quan của các electron năng lượng cao được cung cấp năng lượng trong quá trình bùng phát và tia gamma chủ yếu là do sự kết hợp hạt nhân của các proton năng lượng cao và các ion nặng khác. Những tia gamma này có thể được quan sát và cho phép các nhà khoa học xác định các kết quả chính của năng lượng được giải phóng, không được cung cấp bởi sự phát xạ từ các bước sóng khác. [15]
Xem thêm Phát hiện Magnetar # 1979 của bộ lặp gamma mềm.
Những năm 1980 đến 1990
Compton được đưa lên quỹ đạo bởi Tàu con thoi, 1991
Vào ngày 19 tháng 6 năm 1988, từ Birigüi (50 ° 20 'W, 21 ° 20' S) lúc 10:15 UTC, một vụ phóng khinh khí cầu đã xảy ra mang theo hai máy dò NaI (Tl) (tổng diện tích 600 cm2) đến độ cao áp suất không khí 5,5 mb trong tổng thời gian quan sát là 6 giờ. [16] Siêu tân tinh SN1987A trong Đám mây Magellan Lớn (LMC) được phát hiện vào ngày 23 tháng 2 năm 1987, và tổ tiên của nó, Sanduleak -69 202, là một siêu sao màu xanh với độ sáng từ 2-5 × 1038 erg / s. [16] Các dòng tia gamma 847 keV và 1238 keV từ phân rã 56Co đã được phát hiện. [16]
Trong chương trình quan sát thiên văn năng lượng cao vào năm 1977, NASA đã công bố kế hoạch xây dựng một "đài thiên văn vĩ đại" cho thiên văn học tia gamma. Đài thiên văn Compton Gamma Ray (CGRO) được thiết kế để tận dụng những tiến bộ lớn trong công nghệ máy dò trong những năm 1980, và được phóng vào năm 1991. Vệ tinh này mang theo bốn thiết bị chính giúp cải thiện đáng kể độ phân giải không gian và thời gian của các quan sát tia gamma . CGRO cung cấp một lượng lớn dữ liệu đang được sử dụng để cải thiện sự hiểu biết của chúng ta về các quá trình năng lượng cao trong Vũ trụ của chúng ta. CGRO đã bị mất quỹ đạo vào tháng 6 năm 2000 do sự thất bại của một trong các con quay ổn định của nó.
BeppoSAX được ra mắt vào năm 1996 và được khử hấp thụ vào năm 2003. Nó chủ yếu nghiên cứu tia X, nhưng cũng quan sát thấy các vụ nổ tia gamma. Bằng cách xác định các tia không phải là tia gamma đầu tiên đối với các vụ nổ tia gamma, nó đã mở đường cho việc xác định vị trí chính xác của chúng và quan sát quang học về tàn dư mờ dần của chúng trong các thiên hà xa xôi.
Explorer năng lượng cao thoáng qua 2 (HLEX-2) đã được ra mắt vào tháng 10 năm 2000 (trên một nhiệm vụ 2 năm trên danh nghĩa) và vẫn hoạt động (nhưng mờ dần) vào tháng 3 năm 2007.
Những năm 2000 và 2010
Thông tin thêm: Pulsar và Blazar
Khảo sát đầu tiên về bầu trời ở các mức năng lượng trên 1 GeV, được Fermi thu thập trong ba năm quan sát (2009 đến 2011).
Danh mục thứ hai của Fermi về Nguồn Gamma-Ray được xây dựng trong hai năm. Hình ảnh toàn bộ bầu trời cho thấy năng lượng lớn hơn 1 GeV. Màu sáng hơn biểu thị nguồn tia gamma. [17]
Swift, một tàu vũ trụ của NASA, đã được phóng vào năm 2004 và mang theo thiết bị BAT để quan sát vụ nổ tia gamma. Sau khi CookpoSAX và HLEX-2, nó đã quan sát thấy nhiều tia X và các bản sao quang học bị vỡ, dẫn đến xác định khoảng cách và theo dõi quang học chi tiết. Những điều này đã xác định rằng hầu hết các vụ nổ bắt nguồn từ vụ nổ của các ngôi sao lớn (siêu tân tinh và hypernovas) trong các thiên hà xa xôi. Nó vẫn hoạt động vào năm 2015.
Hiện tại các đài quan sát tia gamma dựa trên không gian chính (khác) là INTEGRAL (Phòng thí nghiệm vật lý thiên văn Gamma-Ray quốc tế), Fermi và AGILE (Astro-Rivelatore Gamma a Immagini Leggero).
INTEGRAL (ra mắt vào ngày 17 tháng 10 năm 2002) là một nhiệm vụ ESA với sự đóng góp bổ sung từ Cộng hòa Séc, Ba Lan, Hoa Kỳ và Nga.
AGILE là một sứ mệnh nhỏ của Ý do sự hợp tác của ASI, INAF và INFN. Nó được phóng thành công bởi tên lửa PSLV-C8 của Ấn Độ từ căn cứ ISRO của Sriharikota vào ngày 23 tháng 4 năm 2007.
Fermi đã được NASA ra mắt vào ngày 11 tháng 6 năm 2008. Nó bao gồm LAT, Kính thiên văn khu vực rộng lớn và GBM, Gamma-Ray Burst Monitor, để nghiên cứu các vụ nổ tia gamma.
Khái niệm về hai bong bóng tia gamma khổng lồ ở trung tâm dải Ngân hà.
Vào tháng 11 năm 2010, bằng cách sử dụng Kính thiên văn không gian tia gamma Fermi, hai bong bóng tia gamma khổng lồ, trải dài khoảng 25.000 năm ánh sáng, đã được phát hiện tại trung tâm của Dải Ngân hà. Những bong bóng bức xạ năng lượng cao này bị nghi ngờ phun trào từ một lỗ đen khổng lồ hoặc bằng chứng về sự bùng nổ của sự hình thành sao từ hàng triệu năm trước. Chúng được phát hiện sau khi các nhà khoa học lọc ra "sương mù của tia gamma nền tràn ngập bầu trời". Khám phá này đã xác nhận manh mối trước đó rằng một "cấu trúc" lớn chưa biết nằm ở trung tâm của Dải Ngân hà. [18]
Vào năm 2011, nhóm Fermi đã phát hành danh mục nguồn tia gamma thứ hai được phát hiện bởi Kính thiên văn Khu vực Lớn (LAT) của vệ tinh, nơi tạo ra một kho chứa 1.873 vật thể chiếu với dạng ánh sáng năng lượng cao nhất. 57% các nguồn là blazar. Hơn một nửa nguồn là các thiên hà hoạt động, các lỗ đen trung tâm của chúng tạo ra phát xạ tia gamma được phát hiện bởi LAT. Một phần ba nguồn không được phát hiện trong các bước sóng khác. [17]
Các đài quan sát tia gamma trên mặt đất bao gồm HAWC, MAGIC, HESS và VERITAS. Các đài quan sát trên mặt đất thăm dò một phạm vi năng lượng cao hơn các đài quan sát trên không gian, vì các khu vực hiệu quả của chúng có thể có nhiều bậc lớn hơn một vệ tinh.
Những quan sát gần đây
Vào tháng 4 năm 2018, danh mục lớn nhất về các nguồn tia gamma năng lượng cao trong không gian đã được xuất bản. [19]
== Các quan sát và thiết bị ==
| |||