Μετάβαση στο περιεχόμενο

Αστρονομία ακτίνων γ

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Η πρώτη επισκόπηση της ουράνιας σφαίρας από φωτόνια ενεργειών πάνω από 1 GeV, που έγινε από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Ακτίνων γ Φέρμι σε τρία χρόνια παρατηρήσεων (2009 ως 2011).
Η ουράνια σφαίρα σε ενέργειες πάνω από 100 MeV, όπως παρατηρήθηκε από το όργανο EGRET του Αστεροσκοπείου ακτίνων γ Κόμπτον (CGRO), από το 1991 ως το 2000.
Η Σελήνη όπως παρατηρήθηκε από το όργανο EGRET του Αστεροσκοπείου ακτίνων γ Κόμπτον (CGRO) σε φωτόνια ενεργειών μεγαλύτερων των 20 MeV. Αυτά παράγονται από τον βομβαρδισμό της σεληνιακής επιφάνειας από τις κοσμικές ακτίνες.[1]

Η αστρονομία ακτίνων γ (γάμμα) είναι ο κλάδος της αστρονομίας που ασχολείται με την παρατήρηση ακτίνων γ, των υψηλότερης δηλαδή ενέργειας φωτονίων, με ενέργειες άνω των 100 keV. Η ακτινοβολία με ενέργειες φωτονίου κάτω των 100 keV κατατάσσεται στις ακτίνες Χ και αποτελεί αντικείμενο μελέτης της αστρονομίας ακτίνων Χ.

Οι ακτίνες γ με ενέργειες μερικών MeV παράγονται από ηλιακές εκλάμψεις (ακόμα και στην ατμόσφαιρα της Γης), αλλά οι ακτίνες γ στην περιοχή των GeV δεν προέρχονται από το Ηλιακό Σύστημα και είναι σημαντικές για τη μελέτη του γαλαξιακού και ιδίως του εξωγαλαξιακού Σύμπαντος. Οι μηχανισμοί που εκλύουν ακτίνες γ είναι ποικίλοι, και τις περισσότερες φορές οι ίδιοι που εκπέμπουν και ακτίνες X, αλλά σε υψηλότερες ενέργειες: εξαΰλωση ηλεκτρονίου-ποζιτρονίου, αντίστροφη σκέδαση Κόμπτον, η ραδιενεργός διάσπαση μερικών ραδιενεργών πυρήνων (γ-διάσπαση) στο διάστημα, κ.ά.. Τα φυσικά αυτά φαινόμενα απαντώνται στην περιοχή ακραίων γεγονότων, όπως οι εκρήξεις υπερκαινοφανών και υπερνόβα, καθώς και η συμπεριφορά της ύλης υπό ακραίες συνθήκες, όπως στους πάλσαρ και στα μπλέιζαρ. Οι υψηλότερες ενέργειες φωτονίων που έχουν μετρηθεί μέχρι σήμερα ανήκουν στην τάξη των TeV (τρισεκατομμυρίων ηλεκτρονιοβόλτ), με το ρεκόρ να το κατέχει ο Crab Pulsar, που σε έρευνα του 2004 έδωσε φωτόνια έως και 80 TeV.[2] [3] [4]

Τεχνολογία ανιχνευτών

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η παρατήρηση διαστημικών ακτίνων γ έγινε δυνατή κατά τη δεκαετία του 1960. Εκτός που δεν διαπερνούν την ατμόσφαιρα της Γης, οι ακτίνες γ είναι πολύ δυσκολότερο να παρατηρηθούν από τις ακτίνες X, επειδή τα φωτόνιά τους είναι σχετικώς πολύ λίγα. Ακόμα και μία έντονη πηγή ακτίνων γ χρειάζεται έναν χρόνο παρατηρήσεως αρκετών λεπτών μόνο και μόνο για να ανιχνευθεί απλώς, και επειδή οι ακτίνες γ εστιάζονται δύσκολα, με αποτέλεσμα πολύ χαμηλές αναλύσεις. Η πλέον σύγχρονη γενιά «τηλεσκοπίων» ακτίνων γ (μετά το 2000) έχουν διακριτική ικανότητα της τάξεως των 6 λεπτών της μοίρας σε ενέργειες φωτονίου GeV (δηλαδή βλέπουν το Νεφέλωμα «Καρκίνος» ως ένα μόνο «πίξελ»), συγκρινόμενη με 0,5 δευτερόλεπτα της μοίρας στις «μαλακές» (1 keV) ακτίνες Χ από το Τηλεσκόπιο ακτίνων Χ Τσάντρα (1999).

Πολύ υψηλής ενέργειας ακτίνες γ, με ενέργεια φωτονίου μεγαλύτερη των περίπου 30 GeV, μπορούν να ανιχνευθούν και από την επιφάνεια της Γης. Οι εξαιρετικά μικρές ροές φωτονίων σε τόσο υψηλές ενέργειες απαιτούν διαμέτρους που είναι απρόσιτες για τις σημερινές διαστημικές αποστολές. Αλλά τόσο «ενεργητικά» φωτόνια παράγουν εκτεταμένους συρμούς δευτερογενών σωματιδίων στην ατμόσφαιρα, που μπορούν να ανιχνευθούν από το έδαφος, τόσο απευθείας με μετρητές ραδιενέργειας, όσο και εμμέσως, οπτικά, από την ακτινοβολία Τσερενκόφ που εκπέμπουν τα υπερσχετικιστικά αυτά σωματίδια.

Ακτίνες γ με ενέργεια φωτονίου στην περιοχή των TeV από το Μ1 ανιχνεύθηκαν για πρώτη φορά από το φως Τσερενκόφ το 1989 στο Αστεροσκοπείο Χουίπλ στην Αριζόνα. Σύγχρονα πειράματα για την ανίχνευση ακτινοβολίας Τσερενκόφ, όπως τα H.E.S.S., VERITAS, MAGIC και CANGAROO III, μπορούν να εντοπίσουν το Μ1 μέσα σε λίγα λεπτά. Τα υψηλότερης ενέργειας φωτόνια (έως 16 TeV) που έχουν παρατηρηθεί μέχρι σήμερα από εξωγαλαξιακή πηγή προέρχονται από το μπλέιζαρ Μαρκαριάν 501 (Mrk 501). Αυτές οι παρατηρήσεις έγιναν από τους ανιχνευτές του HEGRA, προκατόχου του MAGIC.

Οι παρατηρήσεις αστρονομίας ακτίνων γ περιορίζονται ακόμη στις μεν χαμηλότερες ενέργειες από το υπόβαθρο, στις δε υψηλότερες ενέργειες από τον μικρό αριθμό φωτονίων. Μεγαλύτερες επιφάνειες ανιχνευτών και καλύτερος διαχωρισμός του υποβάθρου θα είναι ουσιώδεις εξελίξεις για την επίτευξη προόδου στο πεδίο αυτό.[5]

Πρώιμη ιστορία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πολύ προτού μπορέσουν να ανιχνευθούν πειραματικά ακτίνες γ από κοσμικές πηγές, οι επιστήμονες είχαν μάθει ότι το Σύμπαν θα έπρεπε να τις παράγει. Οι εργασίες των Γιουτζήν Φήνμπεργκ και Χένρυ Πριμακόφ το 1948, των Σάτσιο Χαγιακάβα και I. Χάτσινσον το 1952, και ιδίως του Φίλιπ Μόρισον[6] το 1958, οδήγησαν στην επικράτηση της απόψεως ότι διάφορες διεργασίες που συνέβαιναν στο Σύμπαν θα εξέπεμπαν ακτίνες γ. Τέτοια φαινόμενα θα ήταν οι αλληλεπιδράσεις των κοσμικών ακτίνων με το αέριο του διαστρικού χώρου, οι εκρήξεις υπερκαινοφανών και οι αλληλεπιδράσεις ηλεκτρονίων υψηλής ενέργειας με μαγνητικά πεδία. Ωστόσο χρειάσθηκε η έλευση της διαστημικής εποχής ώστε να καταστεί δυνατή η ανίχνευση αυτών των εκπομπών.[7]

Οι περισσότερες ακτίνες γ που έρχονται από το διάστημα απορροφώνται από τη γήινη ατμόσφαιρα, οπότε η αστρονομία ακτίνων γ δεν μπορούσε να αναπτυχθεί μέχρι να τεθούν ανιχνευτές πάνω από το μεγαλύτερο μέρος της ατμόσφαιρας, με τη χρήση αρχικώς αερόστατων και μετά διαστημικών αποστολών. Ο πρώτος ανιχνευτής ακτίνων γ που τέθηκε σε τροχιά (1961) βρισκόταν επάνω στον δορυφόρο Explorer 11 και κατέγραψε συνολικά λιγότερα από εκατό φωτόνια ακτίνων γ. Αυτά φαίνονταν να έρχονται αρκετά ομοιόμορφα από όλες τις κατευθύνσεις στο Σύμπαν, κατανομή που αναμενόταν από την αλληλεπίδραση των κοσμικών ακτίνων με το αέριο του διαστρικού χώρου.

Οι πρώτες αληθώς αστροφυσικές πηγές ακτίνων γ ήταν ηλιακές εκλάμψεις, οι οποίες φανέρωσαν την ισχυρή εκπομπή σε ενέργεια 2,223 MeV που είχε προβλεφθεί από τον Μόρισον. Αυτή η φασματική γραμμή παράγεται από τη δημιουργία δευτερίου δια της ενώσεως ενός νετρονίου και ενός πρωτονίου. Στις ηλιακές εκλάμψεις τα νετρόνια προκύπτουν από αλληλεπιδράσεις ιόντων υψηλής ενέργειας, που έχουν επιταχυνθεί από τη διαδικασία που προκαλεί τις εκλάμψεις. Οι σχετικές παρατηρήσεις έγιναν για πρώτη φορά από τους τεχνητούς δορυφόρους OSO-3, OSO-7 και SolarMax, με τον τελευταίο να έχει εκτοξευθεί το έτος 1980. Οι ηλιακές παρατηρήσεις ενέπνευσαν θεωρητική δουλειά από τον Ρέουβεν Ραμάτυ και άλλους.[8]

Αξιόλογη εκπομπή ακτίνων γ από τον Γαλαξία μας ανιχνεύθηκε για πρώτη φορά το 1967, από τον ανιχνευτή του OSO-3.[9] Αυτός κατέγραψε 621 γεγονότα που μπορούσαν να αποδοθούν σε κοσμικές ακτίνες γ. Ωστόσο η αστρονομία ακτίνων γ σημείωσε άλματα προόδου με τους δορυφόρους SAS-2 (1972) και Cos-B (1975-1982). Αυτοί προσέφεραν μία συναρπαστική εικόνα του Σύμπαντος υψηλών ενεργειών (αποκαλούμενο κάποτε και «βίαιο» Σύμπαν, επειδή τα φαινόμενα που παράγουν ακτίνες γ τείνουν να είναι συγκρούσεις σε υπερσχετικιστικές ταχύτητες και παρόμοια γεγονότα). Επιβεβαίωσαν τα προγενέστερα ευρήματα του υποβάθρου ακτίνων γ, συντάχθηκε από τα δεδομένα τους ο πρώτος λεπτομερής χάρτης του ουρανού (της ουράνιας σφαίρας) στις ακτίνες γ, και ανίχνευσαν μερικές «σημειακές» πηγές. Ωστόσο, η διακριτική ικανότητα των οργάνων τους ήταν ανεπαρκής για να ταυτίσει τις περισσότερες από αυτές τις πηγές με συγκεκριμένους ορατούς αστέρες, αστρικά σμήνη ή γαλαξίες.

Μια ανακάλυψη με μέλλον έγινε από το 1967 από στρατιωτικούς, και όχι επιστημονικούς, τεχνητούς δορυφόρους, τους Vela, εξοπλισμένους με ανιχνευτές ακτίνων Χ και γ ικανούς να καταγράφουν ακτίνες από όλες τις κατευθύνσεις, για να «προσέχουν» μήπως κάποια χώρα δοκίμαζε παράνομα πυρηνικές κεφαλές στην επιφάνεια της Γης, στον αέρα ή στο διάστημα. Κατά εντυπωσιακό τρόπο, οι δορυφόροι αυτοί δεν ανίχνευσαν ποτέ έκρηξη πυρηνικού όπλου, αλλά συνέλαβαν από την αρχή εκρήξεις ακτίνων γ (Gamma-Ray Bursts, GRB) από τα βάθη του Σύμπαντος. Μεταγενέστεροι ανιχνευτές βρήκαν ότι οι GRB φαίνονται να διαρκούν από <1 δευτερόλεπτο μέχρι κάποια λεπτά της ώρας και εμφανίζονται αιφνιδίως από μη αναμενόμενες κατευθύνσεις, ενώ πριν σβήσουν κυριαρχούν στον ουρανό των ακτίνων γ. Μελετήθηκαν μετά το 1984 με όργανα από ποικιλία διαστημικών αποστολών, ακόμα και από τις Venera και Pioneer 12 προς την Αφροδίτη, και όμως οι αστροφυσικοί δεν είναι ακόμα βέβαιοι για το τι είδος ουράνιου σώματος τις παράγει. Το φάσμα των οπτικών αντιστοίχων τους, τοποθετεί τις GRB στις εσχατιές τους Σύμπαντος. Σήμερα η πιθανότερη θεωρία φαίνεται να είναι ότι μερικές τουλάχιστον προέρχονται από τις λεγόμενες εκρήξεις υπερνόβα—υπερκαινοφανείς που δημιουργούν μαύρες τρύπες.

Μία κατηγορία πηγών με εξαιρετικά έντονες ροές ακτίνων γ χαμηλής ενέργειας ανακαλύφθηκε τον Μάρτιο του 1979. Αυτές είναι οι «επαναληπτικές πηγές μαλακών ακτίνων γ» (soft gamma repeaters, SGR) και την δεκαετία του 1990 ερμηνεύθηκαν ως σεισμοί πάνω σε μάγναστρα, αστέρες νετρονίων με εξαιρετικά ισχυρό μαγνητικό πεδίο.

Από το 1980 μέχρι το 2000

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στις 19 Ιουνίου 1988 ένα αερόστατο υψώθηκε από την πόλη Μπιριγκούι της Βραζιλίας, μεταφέροντας δύο ανιχνευτές NaI(Tl) σε υψόμετρο όπου η ατμοσφαιρική πίεση ήταν 5,5 mb. Μετά από εξάωρη παρατήρηση[10] ανιχνεύθηκαν ακτίνες γ στα 847 keV και 1.238 keV, που προέρχονται από τη ραδιενεργό διάσπαση του ισοτόπου 56Co στα αέρια της εκρήξεως του Υπερκαινοφανούς 1987A.

Το 1977 η NASA ανακοίνωσε σχέδια για την κατασκευή ενός «μεγάλου αστεροσκοπείου για την αστρονομία ακτίνων γ. Το Αστεροσκοπείο ακτίνων γ Κόμπτον (C-GRO) σχεδιάσθηκε για την εκμετάλλευση των προόδων στην τεχνολογία των ανιχνευτών κατά τη δεκαετία του 1980 και εκτοξεύθηκε από το Διαστημικό Λεωφορείο στις 5 Απριλίου 1991. Μετέφερε 4 επιστημονικά όργανα-πολλαπλούς ανιχνευτές, που βελτίωσαν πολύ τη χωρική και χρονική διακριτική ικανότητα των παρατηρήσεων ακτίνων γ. Το C-GRO παρέσχε μεγάλο όγκο δεδομένων, που χρησιμοποιήθηκαν και χρησιμοποιούνται για τη βελτίωση της κατανοήσεως των φαινομένων υψηλής ενέργειας στο Σύμπαν. Το σκάφος έπεσε στη Γη από την τροχιά του τον Ιούνιο του 2000.

Ο δορυφόρος BeppoSAX εκτοξεύθηκε το 1996 και παρέμεινε σε τροχιά μέχρι το 2003. Παρατήρησε κυρίως τις ακτίνες X, αλλά και εκρήξεις ακτίνων γ (GRB). Ανιχνεύοντας τα πρώτα αντίστοιχα αυτών σε άλλες ακτινοβολίες (ακτίνες Χ) άνοιξε τον δρόμο για τον ακριβή προσδιορισμό των θέσεών τους και την οπτική παρατήρηση των ταχέως εξασθενούμενων υπολειμμάτων τους σε μακρινούς γαλαξίες.

Ο High Energy Transient Explorer 2 (HETE-2) εκτοξεύθηκε τον Οκτώβριο του 2000 με σκοπό τη μελέτη των GRB και ήταν λειτουργικός μέχρι το 2007.

Πρόσφατες παρατηρήσεις

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το Διαστημικό παρατηρητήριο Swift της NASA εκτοξεύθηκε το 2004, επίσης για τη μελέτη των GRB. Ενεργό για πολλά χρόνια, παρατήρησε, όπως και οι BeppoSAX και HETE-2, πολλά αντίστοιχα των GRB στις ακτίνες X και στο ορατό φως, οδηγώντας σε προσδιορισμούς των αποστάσεών τους και λεπτομερές follow-up στο ορατό από μεγάλα επίγεια τηλεσκόπια. Αυτές οι δραστηριότητες απέδειξαν ότι οι περισσότερες GRB είναι εκρήξεις αστέρων μεγάλης μάζας (υπερκαινοφανείς) σε πολύ μακρινούς γαλαξίες.

Οι κυριότερες άλλες διαστημικές αποστολές του 21ου αιώνα για την παρατήρηση ακτίνων γ είναι το Διεθνές Εργαστήριο Αστροφυσικής Ακτίνων γ (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, INTEGRAL), το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Ακτίνων γ Φέρμι και το Astrorivelatore Gamma ad Immagini Leggero (AGILE).

Σχηματική απεικόνιση των δύο γιγαντιαίων φυσαλίδων που εκπέμπουν ακτίνες γ περί το κέντρο του Γαλαξία μας.

Τον Νοέμβριο του 2010 το «Φέρμι» ανίχνευσε δύο γιγάντιες φυσαλίδες διαμέτρου περίπου 25 χιλιάδων ετών φωτός που εκπέμπουν ακτίνες γ και περιβάλλουν το κέντρο του γαλαξία μας. Οι αστροφυσικοί υποπτεύονται ότι οι ακτίνες γ προέρχονται από μεγάλης μάζας μαύρη τρύπα ή αποτελούν «απόηχο» ενός κύματος γεννήσεως αστέρων πριν από εκατομμύρια έτη. Αυτή η ανακάλυψη επιβεβαίωσε προηγούμενες ενδείξεις ότι μία μεγάλη άγνωστη «δομή» βρισκόταν στο κέντρο του Γαλαξία μας.[11]

Το 2011 η ομάδα του Τηλεσκοπίου «Φέρμι» δημοσίευσε τον 2ο κατάλογο πηγών ακτίνων γ που ανίχνευσε το όργανο LAT, με 1.873 πηγές. Το 57% αυτών των πηγών είναι μπλέιζαρ και γενικότερα ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες των οποίων η κεντρική μαύρη τρύπα επάγει την εκπομπή ακτίνων γ από το άμεσο περιβάλλον της. Το ένα τρίτο των πηγών δεν έχουν ανιχνευθεί σε άλλη περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος πλην των ακτίνων γ.[12]

Πάνω στην επιφάνεια της Γης υπάρχουν επίσης σύγχρονα παρατηρητήρια ακτίνων γ, όπως το HAWC (Πείραμα Τσερενκόφ Νερού Μεγάλου Υψομέτρου), το MAGIC, το HESS και το VERITAS. Αυτά μπορούν να μελετούν περιοχή υψηλότερων ενεργειών από τα διαστημικά παρατηρητήρια.


Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ EGRET Detection of Gamma Rays from the Moon
  2. ↑ Carlino, G.· D'Ambrosio, G.· Merola, L.· Paolucci, P.· Ricciardi, G. (16 Σεπτεμβρίου 2008). IFAE 2007: Incontri di Fisica delle Alte Energie Italian Meeting on High Energy Physics. Springer Science & Business Media. σελ. 245. ISBN 978-88-470-0747-5. Ανακτήθηκε στις 21 Αυγούστου 2014. 
  3. ↑ Paredes, Josep M.· Reimer, Olaf· Torres, Diego F. (17 Ιουλίου 2007). The Multi-Messenger Approach to High-Energy Gamma-Ray Sources: Third Workshop on the Nature of Unidentified High-Energy Sources. Springer. σελ. 180. ISBN 978-1-4020-6118-9. Ανακτήθηκε στις 21 Αυγούστου 2014. 
  4. ↑ THE CRAB NEBULA AND PULSAR BETWEEN 500 GeV AND 80 TeV: OBSERVATIONS WITH THE HEGRA STEREOSCOPIC AIR CERENKOV TELESCOPES, The Astrophysical Journal, τόμ. 614, σσ. 897-913, 20 Οκτωβρίου 2004 Αρχειοθετήθηκε 2013-06-23 στο Wayback Machine.
  5. ↑ Krieg, Uwe (2008). Siegfried Röser, επιμ. Reviews in Modern Astronomy, Cosmic Matter. 20. WILEY-VCH. σελ. 191. ISBN 978-3-527-40820-7. Ανακτήθηκε στις 14 Νοεμβρίου 2010. 
  6. ↑ Morrison, Philip (16 Μαρτίου 1958). «On gamma-ray astronomy». Il Nuovo Cimento (1955-1965) 7 (6): 858–865. doi:10.1007/BF02745590. Bibcode: 1958NCim....7..858M. http://www.springerlink.com/content/3064g7043r2t77k5/. Ανακτήθηκε στις 2010-11-14. [νεκρός σύνδεσμος]
  7. ↑ «Cosmic Rays Hunted Down: Physicists Closing in on Origin of Mysterious Particles». ScienceDaily. 7 Δεκεμβρίου 2009. Ανακτήθηκε στις 14 Νοεμβρίου 2010. 
  8. ↑ «The History of Gamma-ray Astronomy». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 24 Νοεμβρίου 2010. Ανακτήθηκε στις 14 Νοεμβρίου 2010. 
  9. ↑ «Gamma ray». Science Clarified. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 9 Μαρτίου 2011. Ανακτήθηκε στις 14 Νοεμβρίου 2010. 
  10. ↑ Figueiredo N., Villela T., Jayanthi U.B., Wuensche C.A., Neri J.A.C.F., Cesta R.C.; Villela; Jayanthi; Wuensche; Neri; Cesta (1990). «Gamma-ray observations of SN1987A». Rev Mex Astron Astrofis. 21: 459–62. Bibcode: 1990RMxAA..21..459F. 
  11. ↑ Meng Su, Tracy R. Slatyer, Douglas P. Finkbeiner: «Giant Gamma-ray Bubbles from Fermi-LAT: AGN Activity or Bipolar Galactic Wind?» (2010) arXiv:1005.5480v3; «Astronomers Find Giant, Previously Unseen Structure in our Galaxy». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Press Release No.: 2010-22, 2010. Ανακτήθηκε στις 14 Νοεμβρίου 2010. ; «Why is the Milky Way Blowing Bubbles?». SKY and Telescope. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 14 Νοεμβρίου 2010. Ανακτήθηκε στις 14 Νοεμβρίου 2010. 
  12. ↑ «NASA-Fermi's Latest Gamma-ray Census Highlights Cosmic Mysteries». www.nasa.gov. Ανακτήθηκε στις 31 Μαΐου 2015. 

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Αστρονομία_ακτίνων_γ&oldid=10150347"