Гамма-мониторинг космоса
Г.С.Бисноватый-Коган,
доктор физико-математических наук Институт космических исследований РАН
Отмечая в этом году 100 лет со дня рождения великого советского физика Якова Борисовича Зельдовича, мы вспоминаем его как одного из главных создателей советского ядерного оружия и человека, внесшего фундаментальный вклад во многие области современной физики и астрофизики. Мне посчастливилось быть одним из первых аспирантов Я.Б. по астрофизике и на протяжении 15 лет тесно взаимодействовать с ним. Огромную роль для меня сыграли еженедельные, а иногда и более частые семинары нашей небольшой астрофизической группы в Институте прикладной математики РАН, которые обычно сводились к подробной лекции Я.Б. по самым различным вопросам астрофизики и космологии. Без всякого преувеличения могу сказать, что о всех проблемах космологии, формирования крупномасштабной структуры Вселенной, физики нейтрино и многое другое я впервые узнал на этих семинарах, а постоянное обсуждение и необходимость активного участия в них обеспечивало знаниями, вполне достаточными для начала самостоятельной работы в этих областях. В наших работах с Я.Б. исследовались свойства релятивистской плазмы, и был обнаружен верхний предел температуры оптически прозрачной релятивистской плазмы с рождением электронно-по-зитронных пар. В других работах, совместно с В.М.Чечеткиным и З.Ф.Сеидовым и др., было рассмотрено образование неравновесного слоя в оболочках нейтронных звезд, их роль в нуклеосинтезе и в нестационарных процессах на нейтронных звездах, а также взаимодействие нейтрино с ядрами в различных ядерных моделях, что оказалось важным для анализа экспериментов по детектированию нейтрино от сверхновых. Мы все время чувствовали постоянную поддержку Я.Б., как научными советами и обсуждениями, так и в плане помощи для участия в конференциях, получения устных выступлений и др. Я.Б. часто существенно помогал при написании статьи, отказываясь затем становиться соавтором. Вспоминаю самый яркий пример, когда он собственноручно написал введение к нашей с Чечеткиным статье в Astrophys. Space Science (1974), но категорически запретил включать себя в соавторы.
Я.Б. учил нас не замыкаться в узком кругу какой-либо частной задачи, а думать о проблеме в целом
© Бисноватый-Коган Г.С., 2014
и постоянно расширять круг своих интересов. Главное, как он говорил, это понять, что же происходит на самом деле. Проблемой детектирования гамма-излучения высоких энергий я начал заниматься в последний год жизни Зельдовича, когда в Институте космических исследований шла работа над созданием спутника «Гамма-1», предназначавшегося для детектирования гамма-квантов с энергией от 50 МэВ до 5 ГэВ.
Новая концепция гамма-мониторинга
В классической области гамма-астрономии высоких энергий (от нескольких десятков мегаэлектронвольт до сотен гигаэлектронвольт) атмосфера непрозрачна, поэтому наблюдения возможны только из космоса. Благодаря специализированным спутникам — Cos B (работавшему в 1975 — 1982 гг.), Комптоновской гамма-обсерватории (прибору EGRET — Energetic Gamma Ray Experiment Telescope — Телескоп для эксперимента в области жесткого гамма-излучения, 1991 — 2000 гг.), AGILE (Astro-rivelatore Gamma a Immagini LEggero — Легкий космический телескоп для построения изображений в гамма-диапазоне, с 2007 г.), Космической обсерватории им.Э.Ферми (с 2008 г.) — были открыты диффузный фон, точечные и протяженные источники высокоэнергетического гамма-излучения. Большинство точечных источников (если не все они) связаны с компактными объектами, нейтронными звездами и черными дырами звездной массы внутри Галактики, а также с активными ядрами галактик, в которых расположены сверхмассивные черные дыры. Протяженные источники представлены плотными молекулярными облаками, в которых рождаются гамма-кванты при взаимодействии их вещества с космическими лучами. Те же источники в далеких галактиках создают, по-видимому, и изотропный диффузный фон в этой области энергий.
Гамма-астрономия высоких энергий берет на учет каждый отдельный квант, для которого в индивидуальном порядке находятся энергия и направление, откуда он приходит. Поток частиц, регистрируемых гамма-телескопом, довольно мал, так что время между приходами квантов превышает время задержки прибора, в течение которого регистрация невозможна. В этих условиях
разумнее всего иметь прибор с максимально возможной апертурой, чтобы обнаруживать все падающие на него кванты. Для каждого кванта необходимо определить направление прилета и тем или иным образом измерить энергию.
Первые два упомянутых выше космических гамма-телескопа, к которым можно добавить российский спутник с телескопом «Гамма-1», регистрировали направление прихода кванта, прослеживая его движение с помощью искровых камер, в двух последних вместо искровых камер использовались позиционно-чувствительные кремниевые пластины. В обоих вариантах контролировались траектории электронно-позитронной пары, рожденной энергичным гамма-квантом, от места его конверсии до попадания в калориметр.
Запуск аппарата «Гамма-1» получился неудачным — отказали искровые камеры, которые должны были фиксировать траектории полета электрона и позитрона. В результате оказалось практически невозможным определить направление прилета кванта. Для измерения энергии устанавливался массивный калориметр, позволявший измерять энергию кванта с точностью до 5—10%, но по чисто геометрическим причинам препятствующий увеличению апертуры телескопа (рис.1).
Следует, однако, иметь в виду, что для многих научных задач важнее сам факт регистрации гамма-кванта, энергию которого можно знать и менее точно (с погрешностью до ~20%). Это относится практически ко всем точечным гамма-источникам, когда наблюдаются большие колебания потока, поэтому построение непрерывной по времени кривой блеска было бы гораздо более информативным, чем более строгие, но эпизодические измерения спектра. Более того, при большой апертуре подобный телескоп мог бы следить одновременно за многими источни-
* ♦
и и и
Рис.1. Традиционная схема гамма-телескопа (EGRET) [3].
ками на небе, что увеличивало бы его эффективную чувствительность. Непрерывные наблюдения больших участков неба особенно критичны для коротких событий типа космических гамма-всплесков, направление на которые заранее неизвестно.
В 1993 г. была предложена новая конструкция телескопа для регистрации космического гамма-излучения высоких энергий [1, 2], получившая название ЦИГАМ (CYGAM — Cylindrical Gamma Monitor, Цилиндрический гамма-монитор, рис.2). В ней отсутствовал калориметр, что сразу позволяет почти на порядок увеличить апертуру телескопа. Поле зрения прибора составило бы шесть стерадиан, т.е. одновременно была бы видна примерно половина небесной сферы. Стенки цилиндра, представляющего в сечении восьмиугольник, должны состоять из конвертора, в котором жесткий гамма-квант переходит в пару электрон— позитрон, и позиционно-чувствительного слоя, регистрирующего пролет заряженных частиц. После конверсии родившиеся частицы летят под углом друг к другу, который уменьшается с ростом энергии исходного гамма-кванта — по величине угла разлета она и определяется. Такой метод имеет ограничение по энергии, доступной для измерений: при энергии кванта, превышающей примерно 40 ГэВ, угол станет слишком малым и позиционно-чувствительный счетчик на противоположной стороне цилиндра не сможет разрешить координаты частиц пары. Предел можно поднять, если повысить точность определения координат прилетающих частиц или увеличить угол между траекториями частиц во время полета между стенками цилиндра (например, за счет создания внутри магнитного поля). Схема регистрации жесткого гамма-кванта на приборе ЦИГАМ представлена на рис.3.
Рис.2. Схема телескопа ЦИГАМ [3].
Рис.3. Детальная схема регистрации жесткого гамма-кванта на телескопе ЦИГАМ [3]. Внешняя оболочка служит конвертором, проходя через который гамма-квант рождает электронно-позитронную пару. Примеры пересечения позицион-но-чувствительных детекторов при влете и вылете из цилиндра показаны для прямого (вид в торец цилиндра) и косого падения кванта (вид сбоку цилиндра).
Предложенная конструкция прибора должна быть легче за счет отсутствия калориметра и меньшей толщины стенок прибора по сравнению с толщиной слоя искровых камер или кремниевых пластин (стрипов). Наилучшее угловое разрешение, определяемое на основании расчетов Монте-Карло, составляет 25' (угловых минут) при энергии кванта в 1 ГэВ. Сравнить результаты моделирования для ЦИГАМа методом Монте-Карло с характеристиками прибора ЭГРЕТ позволяет приведенная таблица.
Более совершенный прибор LAT (Large Area Telescope — Телескоп большой площади) обсерватории им.Э.Ферми примерно в 20 раз более чувствителен за счет увеличения площади (8000 см2), телесного угла (2 стер), и спектрального диапазона (0.03—300 ГэВ), но его телесный угол зрения в три раза меньше, чем у ЦИГАМа. Это дает последнему преимущество в проведении обзоров, в возможно-
Таблица
Основные характеристики телескопов EGRET и ЦИГАМ
Параметр EGRET ЦИГАМ
Энергетический диапазон, ГэВ 0.03—20 1—40
Максимальная эффективная площадь, см2 1500 (0.5—1 ГэВ) 2000 (3—10 ГэВ)
Поле зрения, стер 0.6 6
Максимальный геометрический фактор, 1050 8500
см2 стер
Угловое разрешение 2.6° (100 МэВ) 0.4° (1000 МэВ)
1.0° (1000 МэВ)
Энергетическое разрешение, % 20 —
Размеры, м 0 1.65х 2.25 0 2х2
Вес, кг 1830 ~1000
сти непрерывного наблюдения большого числа источников, а также при обнаружении жесткого гамма-излучения вспыхивающих источников, включая космические гамма-всплески.
Немаловажен фактор экономичности — вес предлагаемого телескопа в три раза меньше, чем у прибора LAT. Но самое главное преимущество ЦИГАМа — возможность построения почти всех его деталей в России, что может простимулировать развитие не только астрофизики высоких энергий, но и высоких технологий во всей промышленности. Прогресс собственной промышленности для создания спутников и приборов внеатмосферной астрономии — главный приоритет всех без исключения развитых стран
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.