Astronomia promieniowania gamma

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

Astronomia promieniowania gamma – dziedzina astronomii zajmująca się badaniem promieniowania gamma pochodzącego od ciał niebieskich.

Przypuszczenia i teorie na temat istnienia we Wszechświecie procesów prowadzących do emisji promieniowania gamma datują się na wiele lat przed powstaniem technicznych możliwości ich detekcji. Szczególny wkład miały tu prace E. Feenberga i H. Primakoffa z 1948, Y. Hayakawy i G. W. Hutchinsona z 1952, oraz P. Morrisona z 1958 roku. Procesy te to głównie oddziaływanie promieniowania kosmicznego z gazem międzygwiazdowym, wybuchy supernowych, oddziaływanie wysokoenergetycznych elektronów z międzygwiazdowym polem magnetycznym. Możliwość detekcji tych emisji pojawiła się dopiero w latach sześćdziesiątych XX wieku.

Detekcja promieniowania gamma[edytuj | edytuj kod]

Ze względu na fakt, iż promieniowanie gamma jest niemal całkowicie pochłaniane przez atmosferę Ziemi, bezpośrednie obserwacje muszą być wykonywane spoza najgęstszych warstw atmosfery. W tym celu teleskopy promieniowania gamma umieszczane są w balonach lub sztucznych satelitach. Pierwsze orbitalne obserwatorium promieniowania gamma, wyniesione na orbitę okołoziemską w roku 1961 w satelicie Explorer 11, zarejestrowało zaledwie kilkadziesiąt fotonów promieniowania gamma. Było to promieniowanie tła, powstałe najprawdopodobniej wskutek oddziaływania promieni kosmicznych z gazem międzygwiazdowym. Pierwszymi zidentyfikowanymi źródłami astronomicznymi promieniowania gamma były rozbłyski w koronie słonecznej. Pierwszych szczegółowych informacji o niebie w zakresie gamma dostarczył wystrzelony w 1972 roku SAS-2, który zbadał 55% nieba[1]. Liczne źródła promieniowania gamma zostały odkryte m.in. przez satelity COS-B oraz Teleskop kosmiczny Comptona. Obecnie działa kilka satelitów mierzących promieniowanie gamma, w tym Swift, Integral i Teleskop Fermiego. W zakresie gamma działał również jeden z detektorów na pokładzie satelity BeppoSAX.

Od połowy lat osiemdziesiątych XX wieku istnieje jednak możliwość detekcji promieniowania gamma z powierzchni Ziemi. Wykorzystuje się w tym celu teleskopy optyczne, które nie rejestrują kwantów gamma bezpośrednio. Rejestrują one natomiast promieniowanie Czerenkowa, które jest emitowane w wyniku oddziaływania fotonów gamma z atmosferą ziemską. Atmosfera Ziemi stanowi zatem jakby integralną część detektora promieniowania gamma. Główną zaletą detektorów naziemnych jest ich bardzo duża powierzchnia zbierająca, o około 5 rzędów wielkości większa niż w wypadku satelitów. Co za tym idzie, możliwe jest rejestrowanie fotonów o najwyższych energiach (GeV - TeV), których strumień na jednostkę powierzchni jest bardzo mały. Obecnie działającymi detektorami naziemnymi są HESS, VERITAS oraz MAGIC, a także CANGAROO.

Kosmiczne źródła promieniowania gamma[edytuj | edytuj kod]

Najważniejsze, jak dotąd, odkrycie w dziedzinie astronomii gamma zostało dokonane na przełomie lat sześćdziesiątych i siedemdziesiątych XX wieku. Było to odkrycie silnych impulsów promieniowania dochodzących z różnych stron nieba. Przez wiele lat nie udawało się odnaleźć odpowiadających im obiektów w innych zakresach widma elektromagnetycznego. Dopiero na przełomie XX i XXI wieku, dzięki intensywnym wysiłkom i koordynacji działań w ramach całego globu zdołano zaobserwować optyczne odpowiedniki rozbłysków gamma (ang. gamma-ray bursts). Udało się stwierdzić, że obiekty te położone są w bardzo dużych odległościach, porównywalnych z rozmiarem widzialnego Wszechświata. Obecnie sądzi się, iż są to wybuchy gwiazd hipernowych, w których powstają czarne dziury zamiast gwiazd neutronowych.

Pierwszym ważnym odkryciem teleskopu czerenkowowskiego, dokonanym w 1989 roku w Obserwatorium Whipple w USA, była emisja promieniowania o energii TeV z Mgławicy Krab. Źródłem tego promieniowania jest wiatr z pulsara znajdującego się wewnątrz mgławicy. Na styku wiatru, który tworzą emitowane z pulsara relatywistyczne pary elektronowo-pozytonowe, oraz wolniej ekspandującej pozostałości po supernowej, tworzy się fala uderzeniowa. Przyspieszane w niej cząstki emitują promieniowanie gamma. Mgławice wiatrów pulsarowych są najliczniejszą klasą źródeł zaobserwowanych przez HESS w płaszczyźnie naszej Galaktyki[2]. Również same pozostałości po supernowych, zderzające się z gazem ośrodka międzygwiazdowego i przenikane polem magnetycznym, mogą być źródłami wysokoenergetycznego promieniowania.

Nową klasą Galaktycznych źródeł promieniowania gamma są układy podwójne gwiazdy z obiektem zwartym. Znamy na razie trzy takie źródła, mikrokwazary LS 5039 i LS I +61 303 oraz układ z pulsarem PSR B1259-63. W wypadku tego ostatniego, promieniowanie gamma powstaje podobnie jak w mgławicy wiatru pulsarowego, z tym że dodatkowo mamy jeszcze oddziaływanie z wiatrem gwiazdowym towarzysza. W wypadku mikrokwazarów, dżet wyrzucany z okolic biegunowych akreującej czarnej dziury oddziałuje z wiatrem towarzysza oraz ośrodkiem międzygwiazdowym.

Źródłami promieniowania gamma mogą być również gromady masywnych gwiazd, takie jak Westerlund 2. Poza naszą Galaktyką, źródłami promieniowania gamma są kwazary i blazary.

Mechanizmy produkcji wysokoenergetycznego promieniowania gamma[edytuj | edytuj kod]

Wysokoenergetyczne promieniowanie gamma może powstawać wskutek rozpadu ciężkich cząstek lub jąder atomowych w wyniku promieniotwórczości. W źródłach astrofizycznych mamy do czynienia jednak głównie z promieniowaniem powstającym w wyniku oddziaływania przyspieszonych naładowanych elektrycznie cząstek z otaczającym gazem lub polem promieniowania. Mechanizmem przyspieszania cząstek w obecności pola magnetycznego jest proces Fermiego, działające efektywnie na przykład w pozostałościach po supernowych. Alternatywnie, ruch plazmy może charakteryzować systematyczna ekspansja (ang. bulk motion), z którą mamy do czynienia w dżetach.

Modele emisji promieniowania gamma dzielą się na leptonowe i hadronowe. W modelach leptonowych, elektrony produkują promieniowanie gamma w odwrotnym procesie Comptona, gdy rozproszeniu ulegają fotony mikrofalowego promieniowania tła, podczerwone, optyczne lub rentgenowskie w otaczającym ośrodku. Dodatkowo, elektrony mogą emitować promieniowanie synchrotronowe oraz promieniowanie hamowania. W modelach hadronowych, cząstkami przyspieszanymi są protony i jądra atomowe. Wskutek ich zderzeń z protonami ośrodka powstają głównie mezony pi oraz trochę cięższych hadronów. Rozpad neutralnych pionów prowadzi do emisji kwantów gamma.

Przypisy

  1. SAS-2 (ang.). W: HEASARC [on-line]. Goddard Space Flight Center, 2003-10-08. [dostęp 2014-07-16].
  2. J. A. Hinton, W. Hofmann. Teraelectronvolt Astronomy. „Annual Review of Astronomy and Astrophysics”. 47, s. 523-565, wrzesień 2009. DOI: 10.1146/annurev-astro-082708-101816 (ang.). 

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • Rybicki G.B., Lightman A.P., Radiative processes in astrophysics, 1985, wyd. Wiley