감마선 천문학

Gamma-ray astronomy
페르미 감마선 우주 망원경이 5년간의 관측(2009~2013년) 동안 수집한 1GeV 이상의 에너지에서의 하늘 조사.
콤프턴 감마선 관측소(CGRO) 위성(1991–2000)의 에너지 감마선 실험 망원경(EGRET)이 관측한 100 MeV 이상의 에너지에서 하늘.
에너지 감마선 실험 망원경(EGRET)이 20MeV 이상의 감마선으로 본 달.이것들은 우주선의 [1]표면 충격에 의해 생성된다.

감마선 천문학은 광자 에너지가 100keV 이상인 전자파 방사선의 가장 에너지 있는 형태인 감마선을 [nb 1]천문학적으로 관측하는 것이다.100 keV 미만의 방사선은 X선으로 분류되며 X선 천문학의 대상이다.

대부분의 경우 태양 플레어와 지구 대기의 감마선은 MeV 범위에서 생성되지만, GeV 범위의 감마선도 태양 플레어에 의해 생성될 수 있는 것으로 알려져 있다.GeV 범위의 감마선은 태양계에서 발생하는 것이 아니라고 믿어왔다.GeV 감마선은 태양외, 특히 은하외 천문학 연구에 중요하기 때문에 새로운 관측은 일부 이전 모델과 [2][3]발견을 복잡하게 만들 수 있다.

그 메커니즘 감마선을 주로 엑스 레이를 방출하는 것이지만 높은 에너지에서,electron–positron 소멸, 역 콤프턴 효과, 일부 경우에는 space[4]초신성들과 hypernovae 같은 극단적인 사건에 비추어 또한 방사성 물질의 부식(감마 붕괴)고, 그 행동을 포함과 동일한 다양하다.엄마.펄서나 블레이저처럼 극단적인 조건에서 흔들린다.

2021년 5월 18일 보도자료에서 중국의 LHAASO(대고도항공 샤워 관측소)는 관측된 광자 중 1페타 전자볼트(4조 전자볼트 또는 PeV)를 초과하는 에너지를 가진 12개의 초고에너지 감마선을 검출했다고 보고했다.이 보고서의 저자는 이러한 PeV 감마선의 선원을 PeVatron이라고 명명했다.

초기 역사

실험이 우주 근원에 의해 방출된 감마선을 발견할 수 있기 훨씬 전에, 과학자들은 우주가 감마선을 생성해야 한다는 것을 알고 있었다.1948년 유진 파인버그와 헨리 프리마코프, 하야카와 사치오, I.B.의 작품.1952년의 허친슨, 특히 1958년의[5] 필립 모리슨은 과학자들이 우주에서 일어나고 있는 많은 다른 과정들이 감마선 방출을 야기할 것이라고 믿게 만들었다.이러한 과정에는 성간 가스와의 우주선 상호작용, 초신성 폭발, 그리고 에너지 전자와 자기장의 상호작용이 포함됩니다.그러나 1960년대에 이르러서야 이러한 배출물을 실제로 검출할 [6]수 있게 되었습니다.

우주에서 오는 대부분의 감마선은 지구의 대기에 흡수되기 때문에, 감마선 천문학은 풍선과 우주선을 이용하여 대기권 전체 또는 대부분 위에 탐지기를 설치할 수 있을 때까지 발달할 수 없었다.1961년 익스플로러 11 위성에 실려 궤도에 오른 최초의 감마선 망원경은 100개 미만의 우주 감마선 광자를 포착했다.그것들은 우주의 모든 방향에서 온 것으로 보이며, 일종의 균일한 "감마선 배경"을 암시한다.이러한 배경은 우주선과 성간 가스의 상호작용으로부터 예상될 수 있다.

최초의 진짜 천체물리 감마선 선원은 태양 플레어였으며, 모리슨이 예측한 2.223 MeV 선을 밝혀냈다.이 선은 중성자와 양성자의 결합을 통한 중수소의 형성에 기인한다. 태양 플레어에서 중성자는 플레어 과정에서 가속되는 고에너지 이온의 상호작용에 의해 보조로 나타난다.이러한 최초의 감마선 관측은 OSO 3, OSO 7, 그리고 1980년에 발사된 후자의 우주선인 태양 최대 임무에서 이루어졌다.태양 관측은 Rueven Ramaty와 [7]다른 사람들의 이론적 작업에 영감을 주었다.

1967년 OSO[8] 3 위성에 탑재된 검출기에 의해 우리 은하로부터의 상당한 감마선 방출이 처음으로 감지되었습니다.우주 감마선으로 인한 621개의 사건을 검출했다.그러나, 감마선 천문학 분야는 SAS-2(1972년)와 Cos-B(1975년-1982년) 위성으로 크게 발전했다.이 두 위성은 고에너지 우주에 대한 흥미로운 전망을 제공했습니다. (감마선을 생성하는 우주에서 일어나는 일들은 고속 충돌과 유사한 과정인 경향이 있기 때문에 '폭력적인' 우주라고도 불립니다.그들은 감마선 배경의 초기 발견을 확인하고, 감마선 파장에서 최초의 상세한 하늘 지도를 작성했으며, 많은 점 선원을 검출했다.그러나 계측기의 분해능은 이러한 점 선원의 대부분을 특정 가시성 또는 항성계로 식별하기에 불충분했다.

감마선 천문학의 발견은 1960년대 후반과 1970년대 초에 군사 방위 위성 별자리를 통해 이루어졌다.핵폭탄 폭발로 인한 감마선 섬광을 감지하도록 설계된 벨라 위성 시리즈에 탑재된 검출기는 지구 근처가 아닌 깊은 우주에서 감마선 폭발을 기록하기 시작했다.이후 검출기는 이러한 감마선 폭발이 예기치 않은 방향에서 갑자기 나타나 깜박이고 감마선 하늘을 잠시 지배한 후 희미해지는 몇 초에서 몇 분 동안 지속되는 것으로 나타났다.1980년대 중반부터 소련의 베네라 우주선과 파이오니어 금성 궤도선을 포함한 다양한 인공위성과 우주탐사선에 탑재된 기구로 연구된 이 수수께끼 같은 고에너지 섬광의 근원은 미스터리로 남아있다.그것들은 우주에서 멀리 떨어진 곳에서 온 것으로 보이며, 현재 가장 가능성이 높은 이론은 적어도 그 중 일부는 중성자별이 아닌 블랙홀을 만드는 초노바 폭발에서 온 것으로 보인다.

핵 감마선은 1972년 8월 4일과 7일, 1977년 [9]11월 22일 태양 플레어에서 관측됐다.태양 플레어는 태양 대기의 폭발로 원래 태양에서 시각적으로 감지되었다.태양 플레어는 가장 긴 파장인 전파에서 높은 에너지 감마선에 이르기까지 전체 전자기 스펙트럼에 걸쳐 엄청난 양의 방사선을 생성한다.플레어와 감마선 사이에 공급되는 고에너지 전자의 상관관계는 대부분 고에너지 양성자와 기타 무거운 이온의 핵결합에 의해 발생한다.이러한 감마선은 관찰할 수 있고 과학자들이 방출되는 에너지의 주요 결과를 결정할 수 있게 한다. 이것은 다른 [10]파장의 방출에 의해 제공되지 않는다.

소프트 감마 리피터의 Magnetar #1979 검출도 참조해 주세요.

검출기 기술

감마선의 관측은 1960년대에 처음 가능해졌다.감마선은 비교적 드물고, 검출되기 몇 분 전에 "밝은" 선원도 관측 시간이 필요하고, 감마선은 초점을 맞추기가 어려워서 분해능이 매우 낮기 때문에 이들의 관측은 X선이나 가시광선보다 훨씬 더 문제가 있다.가장 최근 세대의 감마선 망원경(2000s)은 찬드라 X선 관측소(1999년)의 저에너지 X선(1keV) 범위에서 0.5초, 높은 X선에서는 약 1.5분 동안 볼 수 있는 것과 비교하여 GeV 범위에서 (게 성운을 단일 "픽셀"로 본다) 6분 정도의 분해능을 가진다.고에너지 초점 망원경(2005)에 의해 관측되었다.

광자 에너지가 최대 30GeV 이상인 매우 고에너지 감마선도 지상 실험을 통해 검출할 수 있다.그러한 높은 에너지에서 광자속이 매우 낮기 때문에 현재 공간 기반 계측기에 대해 실용적으로 큰 검출기 유효 영역이 필요하다.이러한 고에너지 광자는 방사선 카운터에 의해 직접 또는 초상대성 샤워 입자가 방출하는 체렌코프 빛을 통해 지상에서 관찰할 수 있는 광범위한 이차 입자의 소나기를 생성한다.영상 대기 체렌코프 망원경 기술은 현재 가장 높은 감도를 달성합니다.

게 성운에서 방출되는 TeV 범위의 감마선은 1989년 미국 애리조나 홉킨스산의 프레드 로렌스 휘플 천문대에 의해 처음 검출되었다. H.E.S., VERITAS, MAGIC, CANGARO III와 같은 현대 체렌코프 망원경 실험은 게 성운에서 게 성운을 검출했다.은하계 외 물체에서 관측된 가장 에너지 높은 광자(최대 16TeV)는 블라자르(Mrk 501)에서 비롯된다.이러한 측정은 HEGRA(High-energy-Gamma-Ray Astronomy) 공기 체렌코프 망원경으로 수행되었다.

감마선 천문학 관측은 여전히 낮은 에너지에서는 비감마선 배경에 의해 제한되며, 높은 에너지에서는 검출할 수 있는 광자의 수에 의해 제한된다.더 [11]큰 면적 검출기와 더 나은 백그라운드 억제는 현장에서의 발전을 위해 필수적이다.2012년 발견으로 초점 감마선 망원경을 [12]사용할 수 있다.700 keV 이상의 광자 에너지에서는 굴절률이 다시 [12]증가하기 시작합니다.

1980~1990년대

콤프턴 우주왕복선에 의해 궤도로 방출, 1991년

1988년 6월 19일 10:15 UTC에 Birigui(50° 20' W, 21° 20' S)에서 풍선 발사가 발생하였고, 두 개의 NaI(Tl) 검출기(총 면적 600cm2)를 5.5mb의 공기압 고도로 운반하여 총 6시간의 [13]관측 시간을 보냈다.대마젤란 구름(LMC)의 초신성 SN1987A는 1987년 2월 23일 발견되었으며, 그 시조인 Sanduleak -69 202는 2-5×10erg38/[13]s의 밝기를 가진 청색 초거성이었다.Co 붕괴의 847 keV 및 1238 keV 감마선 라인이 [13]검출되었다.

1977년 고에너지 천문대 프로그램 동안, NASA는 감마선 천문대를 위한 "위대한 천문대"를 건설할 계획을 발표했다.콤프턴 감마선 관측소(CGRO)는 1980년대 검출기 기술의 주요 진보를 이용하도록 설계됐으며 1991년에 발사됐다.이 위성은 감마선 관측의 공간 분해능과 시간 분해능을 크게 향상시킨 네 가지 주요 기구를 탑재했다.CGRO는 우주의 고에너지 과정에 대한 이해를 높이기 위해 사용되는 대량의 데이터를 제공했습니다.CGRO는 2000년 6월 안정화 자이로스코프 중 하나의 고장으로 인해 탈궤도가 되었다.

Beppo SAX는 1996년에 발사되어 2003년에 궤도에서 벗어났다.주로 X선을 연구했지만 감마선 폭발도 관찰했다.감마선 폭발에 대한 최초의 비감마선 폭발을 확인함으로써, 그것은 그들의 정확한 위치 결정과 먼 은하에서 퇴색하는 잔해에 대한 광학 관찰의 길을 열었다.

HETE-2(High Energy Transient Explorer 2)는 2000년 10월(공칭 2년 임무)에 발사되어 2007년 3월에도 가동되고 있습니다(그러나 소멸하고 있습니다.HETE-2 미션은 2008년 3월에 종료되었다.

2000년대 및 2010년대

상세 정보:펄서와 블라자르
페르미가 3년 관찰(2009~2011년) 만에 수집한 1GeV 이상의 에너지에서 하늘을 처음으로 조사했다.
감마선 선원에 대한 페르미 2차 카탈로그는 2년에 걸쳐 구축되었다.1GeV보다 큰 에너지를 보여주는 전천후 이미지.밝은 색상은 감마선 [14]선원을 나타냅니다.

NASA의 우주선 스위프트는 2004년에 발사되어 감마선 폭발 관측용 BAT 기구를 탑재하고 있다.팔로우 벳포SAX와 HETE-2는 수많은 X선 및 광학적 대응물이 폭발하는 것을 관찰하여 거리 결정과 상세한 광학적 후속 조치를 이끌어냈다.이를 통해 대부분의 폭발이 먼 은하에서 거대한 별(슈퍼노바와 하이퍼노바)의 폭발에서 발생한다는 것이 밝혀졌습니다.2021년 현재 Swift는 계속 [15]가동 중입니다.

현재 (기타) 주요 우주 기반 감마선 관측소는 INTERIAL(International Gamma-Ray Astrophysical Laboratory), Fermi 및 AGIL(Astro-rivelatore Gamma a Immagini Legero)이다.

  • INTELCTION(2002년 10월 17일 시작)은 체코, 폴란드, 미국 및 러시아로부터 추가 공헌을 받은 ESA 미션입니다.
  • AGIL은 ASI, INAF 및 INFN 공동작업에 의한 이탈리아만의 소규모 미션입니다.그것은 2007년 4월 23일 인도 PSLV-C8 로켓에 의해 스리하리코타 ISRO 기지에서 성공적으로 발사되었다.
  • 페르미는 2008년 6월 11일 NASA에 의해 발사되었다.여기에는 감마선 버스트 연구를 위한 광역 망원경인 LAT와 감마선 버스트 모니터인 GBM이 포함된다.
은하 중심부에 있는 두 개의 거대한 감마선 거품의 개념입니다.

2010년 11월, 페르미 감마선 우주 망원경을 사용하여, 지름 약 25,000 광년에 이르는 두 개의 거대한 감마선 거품이 은하수의 중심에서 감지되었다.이러한 고에너지 방사선의 기포들은 거대한 블랙홀에서 분출되거나 수백만 년 전의 별 형성이 폭발했다는 증거로 의심된다.과학자들이 "하늘을 뒤덮는 배경 감마선의 안개"를 걸러낸 후 발견되었다.이 발견은 알려지지 않은 [16]큰 "구조"가 은하수의 중심에 있다는 이전의 단서를 확인시켜 주었다.

2011년 페르미 팀은 인공위성의 광역망원경(LAT)에 의해 검출된 감마선 선원의 두 번째 카탈로그를 발표했는데, 이 목록은 가장 높은 에너지 형태의 빛으로 빛나는 1,873개의 물체의 목록을 만들었다.출처의 57%가 블레이저입니다.근원의 절반 이상이 활동 은하이며, 중심 블랙홀은 LAT에 의해 검출된 감마선 방출을 생성한다.선원의 [14]3분의 1은 다른 파장에서 검출되지 않았다.

지상 기반 감마선 관측소에는 HAWC, MAGIC, HESS 및 VERITAS가 포함된다.지상 관측소는 유효 면적이 위성보다 훨씬 클 수 있기 때문에 우주 관측소보다 높은 에너지 범위를 탐사한다.

최근의 관찰

2018년 4월, 우주에서 고에너지 감마선 선원의 최대 카탈로그가 발간되었다.[17]

2020년에는 감마선 강도 [18]간섭계를 사용하여 일부 별의 지름이 측정되었다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

메모들

  1. ^ 천문학 문헌은 형용사로 사용될 때 일반적으로 "감마선"을 하이픈으로 표기하지만, 명사에는 하이픈이 없는 "감마선"을 사용한다.

인용문

  1. ^ "EGRET Detection of Gamma Rays from the Moon". Goddard Space Flight Center. August 1, 2005.
  2. ^ Grossman, Lisa (August 24, 2018). "Strange gamma rays from the sun may help decipher its magnetic fields". Science News.
  3. ^ Reddy, Francis (January 30, 2017). "NASA's Fermi Sees Gamma Rays from 'Hidden' Solar Flares". NASA.
  4. ^ 예를 들어 초신성 SN 1987A는 폭발로 인해 구름의 우주로 방출된 새로 만들어진 방사성 코발트-56의 붕괴에서 감마선 광자의 "잔광"을 방출했다.
    "The Electromagnetic Spectrum - Gamma-rays". NASA. Archived from the original on April 30, 2007. Retrieved November 14, 2010.
  5. ^ Morrison, Philip (March 1958). "On gamma-ray astronomy". Il Nuovo Cimento. 7 (6): 858–865. Bibcode:1958NCim....7..858M. doi:10.1007/BF02745590. S2CID 121118803.
  6. ^ Lutz, Diana (December 7, 2009). "Washington University physicists are closing in on the origin of cosmic rays". Washington University in St. Louis.
  7. ^ "The History of Gamma-ray Astronomy". NASA. Archived from the original on May 20, 1998. Retrieved November 14, 2010.
  8. ^ "Gamma ray". Science Clarified. Retrieved November 14, 2010.
  9. ^ Ramaty, R.; et al. (July 1979). "Nuclear gamma-rays from energetic particle interactions". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 487–526. Bibcode:1979ApJS...40..487R. doi:10.1086/190596. hdl:2060/19790005667.
  10. ^ "Overview of Solar Flares". NASA. Retrieved November 14, 2010.
  11. ^ Krieg, Uwe (2008). Siegfried Röser (ed.). Reviews in Modern Astronomy: Cosmic Matter. Vol. 20. Wiley. p. 191. ISBN 978-3-527-40820-7.
  12. ^ a b Wogan, Tim (May 9, 2012). "Silicon 'prism' bends gamma rays". PhysicsWorld.com.
  13. ^ a b c Figueiredo, N.; et al. (November 1990). "Gamma-ray observations of SN 1987A". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 21: 459–462. Bibcode:1990RMxAA..21..459F.
  14. ^ a b "Fermi's Latest Gamma-ray Census Highlights Cosmic Mysteries". NASA. September 9, 2011. Retrieved May 31, 2015.
  15. ^ "The Neil Gehrels Swift Observatory". NASA. January 12, 2021. Retrieved January 17, 2021.
  16. ^ Su, Meng; Slatyer, Tracy R.; Finkbeiner, Douglas P. (December 2010). "Giant Gamma-ray Bubbles from Fermi-LAT: Active Galactic Nucleus Activity or Bipolar Galactic Wind?". The Astrophysical Journal. 724 (2): 1044–1082. arXiv:1005.5480v3. Bibcode:2010ApJ...724.1044S. doi:10.1088/0004-637X/724/2/1044. S2CID 59939190.
    Aguilar, David A. & Pulliam, Christine (November 9, 2010). "Astronomers Find Giant, Previously Unseen Structure in our Galaxy". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Retrieved November 14, 2010.
    Beatty, Kelly (November 11, 2010). "Why is the Milky Way Blowing Bubbles?". Sky & Telescope. Retrieved November 14, 2010.
  17. ^ "The largest catalog ever published of very high-energy gamma ray sources in the Galaxy" (Press release). CNRS. Phys.org. April 9, 2018.
  18. ^ 감마선 과학자 "먼지 제거" 강도 간섭계, 디지털 전자 장치를 통한 기술 업그레이드, 대형 망원경 및 향상된 감도

외부 링크

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