Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 23 марта 2023 года; проверки требует 1 правка.
Художественная иллюстрация гамма-всплеска (NASA/Zhang & Woosley)
За первоначальным всплеском обычно следует гаснущее долгоживущее «послесвечение», излучаемое на все более длинных волнах (рентген, УФ, оптика, ИК и радио).
Спутники Vela-5A/B в комнате сборки. Спутники А и В разделяются после выхода на орбиту
Космический гамма-телескоп Ферми (FGST ), ранее называвшийся Gamma-ray Large Area Telescope (GLAST ), является космической обсерваторией, используется для выполнения гамма-астрономических наблюдений с низкой околоземной орбиты. Его основным инструментом является большой телескоп (LAT), с помощью которого астрономы в основном собираются выполнить обзор всего неба, изучая астрофизические и космологические явления, такие как активные ядра галактик, пульсары, другие источники высоких энергий и темная материя. Другой прибор на борту Fermi, монитор гамма-всплесков (GBM; ранее GLAST Burst Monitor), используется для изучения гамма-всплесков.
Fermi был запущен 11 июня 2008 года в 16:05 UTC. на борту ракеты Delta II 7920-H. Миссия является совместным предприятием НАСА, Министерства энергетики США и правительственных агентств Франции, Германии, Италии, Японии и Швеции, став самым чувствительным гамма-излучателем. телескоп на орбите, сменивший ИНТЕГРАЛ. Проект является признанным экспериментом ЦЕРН (RE7).
Самое интересное в обзорах
Учёные зафиксировали беспрецедентный всплеск гамма-лучей (GRB), который на некоторых длинах волн выглядел ярче, чем любой подобный выброс энергии, наблюдаемый ранее. Всплеск назвали GRB 221009A и первым его обнаружил космический гамма-телескоп «Ферми», являющийся совместным проектом NASA и Министерства энергетики США, а также космических агентств Франции, Италии, Японии и Швеции.
Источник изображения: MEHAU KULYK / Getty Images
Гамма-всплески представляют собой масштабные космические выбросы гамма-излучения электромагнитного спектра, которые могут возникать в результате разных явлений, таких как гибель больших звёзд. Такие события являются наиболее яркими электромагнитными событиями во Вселенной. О недавнем гамма-всплеске, зафиксированном 9 октября, сообщили учёные NASA, работающие с гамма-телескопом «Ферми» и космической обсерваторией Нила Герелса Свифта. Некоторые из них назвали данное событие «экстраординарным» и потенциально «самым ярким GRB за всю историю».
Астроном Фил Эванс (Phil Evans) из Университета Лестера заявил, что последний из зафиксированных гамма-всплесков «явно является самым ярким GRB, который мы видели в рентгеновских лучах». «Новый GRB 221009A примерно в 1000 раз ярче, чем типичный GRB, и в несколько сотен ярче, чем самые яркие из наблюдавшихся ранее, но это справедливо только для рентгеновского излучения. В гамма-лучах он является одним из самых ярких среди всех наблюдавшихся GRB», — сообщил Эванс.
Прибор регистрации гамма-всплесков, размещённый в конструкции телескопа «Ферми», является самым плодовитым детектором GRB. В среднем он фиксирует один гамма-всплеск в день и за примерно 14 лет работы собрал данные от тысячах таких событий. «Из этих тысяч вспышка 9 октября была, безусловно, самой яркой», — уверен Маркос Сантандер (Markos Santander), астроном из Университета Алабамы. Он отметил, что вспышка была настолько сильной, что она «на некоторое время ослепила приборы».
Вероятно, GRB 221009A знаменует собой энергетическую смерть массивной звезды и её последующее превращение в чёрную дыру. Событие не имеет аналогов на некоторых длинах волн отчасти потому, что оно произошло на расстоянии около 2 млрд световых лет от Земли. Несмотря на то, что расстояние кажется огромным, для гамма-всплесков оно таковым не является. Учёные намерены продолжить изучение этого явления, чтобы понять, почему рождение далёкой чёрной дыры породило такой ослепительный космический «фейерверк».
«Ключевой научный момент здесь заключается в том, что мы рассматриваем действительно экстремальные физические явления — очень сильную гравитацию, большие массы, движущиеся с очень высокой скоростью и при этом чрезвычайно горячие — условия, которые невозможно создать в лаборатории. Единственный способ начать понимать это — изучение экстремальных астрономических явлений, таких как GRB», — считает Фил Эванс.
Если вы заметили ошибку — выделите ее мышью и нажмите CTRL+ENTER.
Самые обсуждаемые публикации
Астрономы проанализировали наблюдения центральной молекулярной зоны (облака в центре Млечного Пути, в котором расположен ускоритель космических лучей высоких энергий) в гамма-диапазоне и по наблюдаемой светимости оценили плотность энергии космических лучей в этом облаке. Оказалось, что внутри облака эта плотность в среднем заметно меньше по сравнению с окружающим внешним регионом, и существенно спадает с ростом расстояния до центра галактики. Как отмечают авторы в статье, опубликованной в Nature Communications, это может указывать на физический барьер, который не пропускает в центральную молекулярную зону космические лучи, приблизительно равномерно заполняющие область вокруг нее.
На сегодняшний день не вполне ясно, где и как космические лучи в нашей галактике ускоряются до высоких энергий (и особенно до предельно высоких — порядка 1015 электронвольт). Существует множество теоретических моделей, которые пока не имеют надежного наблюдательного подтверждения (подробнее об этом можно узнать в материале «Да кто такой этот ваш певатрон»).
Для изучения механизмов ускорения космических лучей полезно искать области, в которых распределение космических лучей выделяется по отношению к среднему галактическому плавному квазистационарному фону. В таких регионах, вероятно, находятся (или сравнительно недавно находились) ускорители космических лучей, которые снабдили окрестности порцией «свежих» лучей, которая не успела слиться с устоявшимся фоном. Благодаря этому из таких наблюдений можно получать более детальную информацию как о параметрах самого ускорителя, так и о распространении космических лучей в галактике, чем из обычного среднего фона.
Астрономы из Китайской академии наук под руководством Сяоюань Хуан (Xiaoyuan Huang) из обсерватории Цзыцзиньшань сфокусировали свое внимание на центральной молекулярной зоне — плотном молекулярном облаке в центре Млечного Пути, где с большой вероятностью расположен ускоритель (или ускорители) космических лучей высоких энергий. Исследователи проанализировали архивные наблюдения космического гамма-телескопа Ферми с 4 августа 2008 по 1 февраля 2020 и в диапазоне энергий порядка 109—1012 электронвольт и в направлении, которое отвечает центру галактики.
Чтобы проследить за свойствами космических лучей внутри и снаружи центральной молекулярной зоны, авторы разбили угловую карту на участки толщиной порядка 0,5 градуса, и оценивали наблюдаемые светимости каждого участка в гамма-диапазоне и массу газа в пределах участков. Пользуясь тем, что гамма-излучение является результатом взаимодействия космических лучей с веществом, по этим данным авторы вычисляли среднюю плотность энергии космических лучей (в соответствующем диапазоне энергии) на каждом из участков.
Оказалось, что плотность энергии космических лучей в пределах центральной молекулярной зоны заметно отличается от плотности за ее пределами — как по величине (внутри облака величина плотности оказалась близка к той, которая измерена в окрестности Солнца, и до двух раз меньше по сравнению с внешней областью при равных расстояниях до центра галактики), так и по поведению в пространстве (плотность энергии у краев облака была примерно вдвое меньше, чем в его центре, тогда как в окружающем веществе вне облака плотность практически не зависела от расстояния до центра галактики).
По словам астрономов, такая картина может указывать на физический механизм, который мешает космическим лучам проникать в центральную молекулярную зону — например, удачную конфигурацию магнитного поля у границ облака. Если в дальнейшем предположение авторов подтвердится, то такого рода изоляция облака может помочь детальнее исследовать устройство предполагаемых ускорителей космических лучей внутри него.
После публикации заметки в первый абзац текста было добавлено пояснение термина «центральная молекулярная зона»
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы не обнаружили в окрестности центра галактики много молодых звезд и о том, как спектр железа в космических лучах оказался похож на спектр легких элементов.
Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.
Образование и работа с общественностью
Образование и работа с общественностью являются важными компонентами проекта Fermi. Главный образовательный и информационный веб-сайт Fermi по адресу http://glast.sonoma.edu предлагает доступ к ресурсам для студентов, преподавателей, ученых и общественности. Группа НАСА по образованию и работе с общественностью (E / PO) управляет образовательными и информационными ресурсами Fermi в Государственном университете Сономы.
Карта плоскости Галактики в гамма-лучах по данным обсерватории Cos-B
В классическом для гамма-астрономии высоких энергий энергетическом диапазоне (от нескольких десятков мегаэлектронвольт до сотен гигаэлектронвольт) атмосфера непрозрачна, поэтому наблюдения возможны только из космоса.
Измерения космического высокоэнергетического гамма-излучения проводились с 1975 по 1982 год на спутнике Cos-B и с 1991 по 2000 год на гамма-телескопе EGRET (100 МэВ — 30 ГэВ) американской космической обсерватории Комптон (CGRO). Эти телескопы, а также телескоп «Гамма-1», установленный на советско-французском спутнике «Гамма», регистрировали направление прихода кванта, прослеживая его движение с помощью искровых камер.
В настоящее время измерения осуществляются с помощью большого гамма-телескопа LАТ (20 МэВ — 300 ГэВ), установленного на американской космической обсерватории Ферми (GLAST, запущена в июне 2008 года), и небольшого гамма-телескопа GRID (30 МэВ — 50 ГэВ), работающего на итальянской космической обсерватории AGILE (запущена в апреле 2007 г.). Направление прихода кванта в этих телескопах определялись при помощи позиционно-чувствительных кремниевых пластин.
График полета
Запуск GLAST на борту ракеты Delta II, 11 июня 2008 г.
Запуск GLAST, как показано на космическом инфракрасном датчике, глядя на Землю
Предстартовый
4 марта 2008 года космический корабль прибыл на объект Astrotech обработки полезной нагрузки в Титусвилле, Флорида. 4 июня 2008 г., после нескольких предыдущих задержек, статус запуска был перенесен не ранее 11 июня, последние задержки были вызваны необходимостью замены батарей системы прекращения полетов. Окно запуска продлено с 15:45 до 17:40 UTC ежедневно до 7 августа 2008 года.
Запуск
Запуск успешно произошел 11 июня 2008 года в 16:05 UTC на борту Ракета Delta 7920H-10C с Станция ВВС США на мысе Канаверал Космический стартовый комплекс 17-B. Отрыв космического корабля произошел примерно через 75 минут после запуска.
Орбита
Ферми находится на околоземной круговой орбите на высоте 550 км (340 миль) и под наклоном 28,5 градусов.
Модификации программного обеспечения
GLAST получил некоторые незначительные модификации своего компьютерного программного обеспечения 23 июня 2008 года.
Рабочие компьютеры LAT / GBM
Компьютеры, работающие как с LAT, так и с GBM, и большинство компонентов LAT были включены 24 июня 2008 года. Высокое напряжение LAT было включено 25 июня, и он начал обнаруживать частицы высокой энергии из космоса, но все же потребовались незначительные корректировки для калибровки прибора. Высокое напряжение GBM также было включено 25 июня, но GBM все еще требовалась еще одна неделя испытаний / калибровок перед поиском гамма-всплесков.
Режим обзора неба
После представления обзора приборов Fermi и целей Дженнифер Карсон из Национальной ускорительной лаборатории SLAC пришла к выводу, что основные цели «все достижимы с помощью режим наблюдения по всему небу “. Ферми переключился в “режим обзора неба” 26 июня 2008 г., чтобы начать охватывать все небо каждые три часа (каждые две орбиты).
Столкновения удалось избежать
30 апреля 2013 года НАСА сообщило, что год назад телескоп едва избежал столкновения с несуществующим советским спутником-шпионом времен холодной войны, Космос 1805 в апреле 2012 года. Орбитальные прогнозы несколькими днями ранее показали, что два спутника должны были занять одну и ту же точку в космосе в пределах 30 миллисекунд друг от друга. 3 апреля операторы телескопов решили убрать параболическую антенну спутника с высоким коэффициентом усиления, повернуть солнечные панели в сторону и запустить ракетные двигатели Ферми на одну секунду, чтобы убрать ее с пути. Несмотря на то, что двигатели бездействовали с тех пор, как телескоп был выведен на орбиту почти пятью годами ранее, они работали исправно и, таким образом, удалось избежать потенциальной катастрофы.
Расширенная миссия 2013-2018 гг.
В августе 2013 г. Fermi приступила к продлению своей миссии на 5 лет.
Обновление программного обеспечения Pass 8
Сравнение двух LAT-изображений Fermi одного и того же региона в созвездии Киля. Первый основан на более раннем анализе, названном «Проход 7», а второй показывает улучшения, достигнутые в ходе «Прохода 8». Оба изображения содержат одинаковое количество гамма-лучей. На графике переднего плана высокие шипы представляют большую концентрацию гамма-лучей и соответствуют яркости. Pass 8 обеспечивает более точные направления для входящих гамма-лучей, поэтому большее количество из них падает ближе к источникам, создавая более высокие пики и более резкое изображение.
В июне 2015 года Fermi Collaboration опубликовала «Данные Pass 8 LAT». Итерации структуры анализа, используемой LAT, называются «проходами», и при запуске LAT-данные Fermi анализировались с помощью прохода 6. Значительные улучшения прохода 6 были включены в проход 7, который дебютировал в августе 2011 года.
Fermi LAT с момента его запуска был повторно исследован с помощью новейших инструментов, чтобы узнать, как детектор LAT реагирует как на каждое событие, так и на фон. Это улучшенное понимание привело к двум основным улучшениям: гамма-лучи, пропущенные предыдущим анализом, были обнаружены, и направление, откуда они пришли, было определено с большей точностью. Влияние последнего – обострить зрение Ферми ЛАТ, как показано на рисунке справа. Pass 8 также обеспечивает более точные измерения энергии и значительно увеличенную эффективную площадь. Был обработан весь набор данных миссии.
Эти улучшения имеют наибольшее влияние как на нижнюю, так и на верхнюю границы диапазона энергии, которую может обнаружить Ферми LAT – по сути, расширяя диапазон энергий, в пределах которого LAT может производить полезные наблюдения. Улучшение производительности Fermi LAT благодаря Pass 8 настолько разительно, что это обновление программного обеспечения иногда называют самым дешевым спутниковым обновлением в истории. Среди многочисленных достижений он позволил улучшить поиск галактических спектральных линий от взаимодействий темной материи, анализ протяженных остатков сверхновых и поиск протяженных источников в плоскости Галактики.
Почти для всех классов событий версия P8R2 имел остаточный фон, который не был полностью изотропным. Эта анизотропия была связана с утечкой электронов космических лучей через ленты детектора антисовпадений, и набор разрезов позволил отклонить эти события при минимальном влиянии на принятие. Этот выбор был использован для создания версии LAT-данных P8R3.
Сбой привода солнечной батареи
16 марта 2018 г. одна из солнечных батарей Ферми перестала вращаться, что привело к переходу в режим «безопасного удержания» и прибор выключен. Это была первая механическая поломка почти за 10 лет. Солнечные батареи Ферми вращаются, чтобы максимально увеличить их воздействие на Солнце. Двигатель, приводящий в движение это вращение, не смог двинуться в одном направлении в соответствии с инструкциями. 27 марта спутник был помещен под фиксированным углом по отношению к его орбите, чтобы максимизировать солнечную энергию. На следующий день прибор GBM был снова включен. 2 апреля операторы включили LAT, и 8 апреля он возобновил работу. Разрабатываются альтернативные стратегии наблюдения в связи с потребностями в энергии и температуре.
Открытие гамма-всплесков
Многие теории пытались объяснить эти вспышки. Большинство утверждало, что источники находятся в пределах Млечного Пути. Но никаких экспериментальных подтверждений так и не было сделано до 1991 года.
Накопление статистики
Также были установлены следующие эмпирические свойства ГВ: большое разнообразие кривых блеска (плавные и изрезанные на очень малых временных масштабах), бимодальное распределение по длительности (короткие — менее 2 секунд — с более жёстким спектром, и длинные — более 2 секунд — с более мягким спектром).
Открытие послесвечений
Прорыв в этом направлении произошёл в феврале 1997 года, когда итало-голландский спутник BeppoSAX обнаружил гамма-всплеск GRB 970228, а через 8 часов детектор рентгеновских лучей (тоже на борту BeppoSAX) обнаружил затухающее рентгеновское излучение от GRB 970228. Координаты рентгеновского «послесвечения» были определены с гораздо большей точностью, чем для гамма-лучей. В течение нескольких часов группа аналитиков проекта BeppoSAX определила координаты всплеска с точностью до 3 угловых минут.
Затем наземные оптические телескопы также обнаружили в этом районе слабеющий новый источник; таким образом, его положение стало известно с точностью до угловой секунды. Через некоторое время глубокий снимок Хаббловского телескопа выявил на месте бывшего источника далёкую, очень слабую галактику (z = 0,7). Таким образом, космологическое происхождение гамма-всплесков было доказано. В дальнейшем послесвечения наблюдались у многих всплесков, во всех диапазонах (рентген, ультрафиолет, оптика, ИК, радио). Красные смещения оказались очень большими (до 6, в основном в диапазоне 0—4 для длинных гамма-всплесков; для коротких — меньше).
Эра быстрого отождествления
Запущенный в 2004 году спутник Swift имеет возможность быстрого (менее минуты) оптического и рентгеновского отождествления всплесков. Среди его открытий — мощные, иногда многократные рентгеновские всплески в послесвечениях, через времена до нескольких часов после всплеска; обнаружение послесвечений ещё до окончания собственно гамма-излучения и т. д.
Открытия
Цикл импульсных гамма-лучей от пульсара Vela, созданный из фотонов, обнаруженных LAT
Обнаружением пульсара
Первое крупное открытие произошло, когда космический телескоп обнаружил пульсар в остатке сверхновой CTA 1 , который, по-видимому, испускал излучение в гамма-луче Только группы, впервые в своем роде. Этот новый пульсар облетает Землю каждые 316,86 миллисекунд и находится на расстоянии около 4600 световых лет.
Наибольшее выделение энергии гамма-всплеска
В сентябре 2008 г. произошел гамма-всплеск GRB 080916C в созвездии Киля был зарегистрирован телескопом Ферми. Этот всплеск примечателен тем, что имеет «самое большое выделение кажущейся энергии из когда-либо измеренных». Взрыв имел мощность около 9000 обычных сверхновых, и релятивистская струя вещества, выброшенная при взрыве, должна была двигаться как минимум на 99,9999% от скорости света. В целом, у GRB 080916C была «самая большая полная энергия, самые быстрые движения и самая высокая начальная энергия излучения» из когда-либо существовавших.
Космические лучи и остатки сверхновых
В феврале 2010 года было объявлено об этом что Fermi-LAT определила, что остатки сверхновой действуют как огромные ускорители для космических частиц. Это определение выполняет одну из заявленных задач этого проекта.
В марте 2010 года было объявлено, что активные галактические ядра не отвечают за большую часть гамма-излучения. -лучевой радиационный фон. Хотя активные галактические ядра действительно производят часть гамма-излучения, обнаруженного здесь, на Земле, менее 30% происходит из этих источников. Теперь поиски направлены на поиск источников оставшихся 70% или около того всех обнаруженных гамма-лучей. Возможные варианты включают звездообразование, слияние галактик и еще не объясненные взаимодействия темной материи .
Млечный Путь, излучающие гамма- и рентгеновские пузыри Ферми
Галактические гамма- и рентгеновские пузыри
Воспроизвести медиа Гамма- и рентгеновские пузыри в центре галактики Млечный Путь: вверху: иллюстрация; Внизу: видео.
В ноябре 2010 года было объявлено, что два пузыря, излучающие гамма- и рентгеновские лучи, были обнаружены вокруг Млечного Пути, галактики Земли и Солнечной системы. Пузыри, получившие название пузыри Ферми, простираются примерно на 25 тысяч световых лет над и под центром Галактики. Рассеянный туман гамма-излучения в галактике затруднял предыдущие наблюдения, но группа открытий во главе с Д. Финкбейнером, опираясь на исследования Дж. Доблера, работала над этой проблемой.
Свет с высочайшей энергией, когда-либо виденный от Солнца
В начале 2012 года Fermi / GLAST наблюдала свет с самой высокой энергией, когда-либо наблюдавшейся при извержении Солнца.
На пике вспышки LAT обнаружил гамма-лучи с энергией в два миллиарда раз превышающей энергию видимого света, или около четырех миллиардов. электрон-вольт (ГэВ), легко устанавливая рекорд для света самой высокой энергии, когда-либо обнаруженного во время или сразу после солнечной вспышки
Наблюдения за земными гамма-вспышками
Телескоп Ферми наблюдал и обнаруживал многочисленные земные гамма-вспышки и обнаружили, что такие вспышки могут производить 100 триллионов позитронов, что намного больше, чем предполагали ученые.
GRB 130427A
GRB 130427A до и после более чем в 100 МэВ свет
27 апреля 2013 года Ферми обнаружил GRB 130427A, гамма-всплеск с одним из самых высоких значений энергии, когда-либо зарегистрированных. Это включало обнаружение гамма-излучения мощностью более 94 миллиардов электрон-вольт (ГэВ). Это побило предыдущий рекорд Ферми, более чем в три раза.
GRB, совпавший с гравитационно-волновым событием GW150914
Fermi сообщил, что его прибор GBM обнаружил слабый гамма-всплеск с энергией выше 50 кэВ, начинается через 0,4 секунды после события LIGO и с областью позиционной неопределенности, перекрывающей область наблюдения LIGO. Команда Fermi подсчитала, что вероятность того, что такое событие является результатом совпадения или шума, составляет 0,22%. Однако наблюдения с помощью инструмента SPI-ACS телескопа всего неба телескопа INTEGRAL показали, что любое излучение энергии в гамма-лучах и жестких рентгеновских лучах от этого события составляло менее одной миллионной энергии, излучаемой в виде гравитационных волн. пришли к выводу, что «этот предел исключает возможность того, что событие связано со значительным гамма-излучением, направленным на наблюдателя». Если бы сигнал, наблюдаемый Fermi GBM, был связан с GW150914, SPI-ACS обнаружил бы его со значимостью на 15 сигм выше фона. Космический телескоп AGILE также не обнаружил гамма-аналог этого события. Последующий анализ отчета Ферми независимой группой, выпущенный в июне 2016 года, имел целью выявить статистические недостатки в первоначальном анализе, сделав вывод о том, что наблюдение соответствовало статистическим колебаниям или переходному процессу альбедо Земли в 1-секундной шкале времени.. Однако опровержение этого последующего анализа указывало на то, что независимая группа исказила анализ исходного документа Fermi GBM Team и, следовательно, неверно истолковала результаты исходного анализа. Опровержение подтвердило, что вероятность ложного совпадения рассчитывается эмпирически и не опровергается независимым анализом.
В октябре 2018 года астрономы сообщили, что GRB 150101B, находящийся на расстоянии 1,7 миллиарда световых лет от Земли, может быть аналогом исторического GW170817. Он был обнаружен 1 января 2015 года в 15:23:35 UT монитором гамма-всплесков на борту космического гамма-телескопа Ферми, а также обнаружен телескопом Burst Alert Telescope (BAT) на борту. Спутник обсерватории Swift.
Слияния черных дыр, которые, как считается, привели к возникновению гравитационных волн, не вызовут гамма-всплески, поскольку двойные черные дыры звездных масс не будут иметь большого количества орбитальных движений. иметь значение. Ави Лоэб предположил, что если массивная звезда быстро вращается, центробежная сила, возникающая во время ее коллапса, приведет к образованию вращающегося стержня, который распадается на два плотных сгустка материи в форме гантели, которая становится двойная черная дыра, и в конце коллапса звезды она вызывает гамма-всплеск. Леб предполагает, что задержка в 0,4 секунды – это время, за которое гамма-всплеск пересек звезду по сравнению с гравитационными волнами.
GRB 170817A сигнализирует о переходном процессе с несколькими мессенджерами
17 декабря. В августе 2017 года программа Fermi Gamma-Ray Burst Monitor обнаружила, классифицировала и локализовала гамма-всплеск, который позже был обозначен как GRB 170817A. Шесть минут спустя одиночный детектор в Hanford LIGO зарегистрировал кандидата на гравитационные волны, что соответствовало слиянию двойных нейтронных звезд , которое произошло за 2 секунды до события GRB 170817A. Это наблюдение было “первым совместным обнаружением гравитационного и электромагнитного излучения от одного источника “.
Релятивистские джеты
В отличие от собственно гамма-всплеска, механизмы послесвечения достаточно хорошо разработаны теоретически. Предполагается, что некоторое событие в центральном объекте инициирует образование ультрарелятивистской разлетающейся оболочки (лоренц-фактор γ порядка 100). По одной модели, оболочка состоит из барионов (масса её должна составлять 10−8 — 10−6 масс Солнца), по другой — это замагниченное течение, в котором основная энергия переносится вектором Пойнтинга.
Весьма существенно, что во многих случаях наблюдается сильная переменность как в самом гамма-излучении (на временах порядка разрешения прибора — миллисекунд), так и в рентгеновских и оптических послесвечениях (вторичные и последующие вспышки, энерговыделение в которых может быть сравнимо с самим всплеском). До некоторой степени это можно объяснить столкновением нескольких ударных волн в оболочке, двигающихся с разными скоростями, но в целом это явление представляет серьёзную проблему для любого объяснения механизма работы центральной машины: нужно, чтобы после первого всплеска она могла ещё давать несколько эпизодов энерговыделения, иногда через времена порядка нескольких часов.
Послесвечение обеспечивается в основном синхротронным механизмом и, возможно, обратным комптоновским рассеянием.
Кривые блеска послесвечений довольно сложны, так как они складываются из излучения головной ударной волны, обратной ударной волны, возможного излучения сверхновой и т. д. Иногда на последних стадиях излучения наблюдается излом кривой блеска (от степени −1 до −2), что считается свидетельством в пользу наличия релятивистского джета: излом происходит тогда, когда γ-фактор падает до значения ~1/θ, где θ — угол раскрытия джета.
Возможная опасность для Земли
Штерн полагает, что гамма-всплеск в нашей галактике случается в среднем раз в миллион лет. Гамма-всплеск такой звезды, как WR 104, может вызвать интенсивное разрушение озонового слоя на половине планеты.
Сто. в гамма-телескоп им. ферми наблюдали мощное гамма излучение центральных областей галактики с энергиями гамма квантов ey=2 гэв. оцените из закона сохранения энергии, какую энергию должен иметь электрон,чтобы излучать данные гамма кранты, и насколько она отличается от энергии покоя электрона. заранее
Еще вопросы: Физика
Топ вопросов
Полный доступ к позитиву
Живи ярче. Неограниченный доступ к базе и лучших ответам от экспертов
Оформи подписку
НАСА разработало миссию, рассчитанную на пять лет и рассчитанную на десять лет работы.
Ключевые научные цели исследования. миссия Ферми была описана как:
Национальные академии наук оценили эту миссию как высшую приоритетную. Ожидается, что в результате этой единственной миссии появится много новых возможностей и открытий, которые значительно расширят наш взгляд на Вселенную.
Изучение энергетических спектров и изменчивости длин волн приходящего света. от блазаров, чтобы определить состав струй черных дыр, направленных непосредственно на Землю – являются ли они (а) комбинацией электронов и позитронов or( б) только протонов.
Изучите гамма-всплески с энергетическим диапазоном, в несколько раз более интенсивным, чем когда-либо прежде, чтобы ученые могли лучше понять их.
Изучите более молодые, более энергичные пульсары в Млечном Пути, чем когда-либо прежде, чтобы расширить наше понимание звезд. Изучите импульсные излучения магнитосфер, чтобы, возможно, решить, как они возникают. Изучите, как пульсары генерируют ветры межзвездных частиц.
Предоставьте новые данные, чтобы помочь улучшить существующие теоретические модели нашей собственной галактики.
Лучше, чем когда-либо прежде, изучать, стоит ли обычные галактики ответственны за гамма-фоновое излучение. Потенциал грандиозного открытия ожидается, если обычные источники будут признаны безответственными, и в этом случае причиной может быть что угодно, от самоуничтожающейся темной материи до совершенно новых цепных реакций между межзвездными частицами, которые еще предстоит придумать.
Изучите лучше, чем когда-либо прежде, как концентрации видимого и ультрафиолетового света меняются с течением времени. Миссия должна легко обнаруживать области пространства-времени, где гамма-лучи взаимодействуют с видимым или ультрафиолетовым светом, образуя материю. Это можно рассматривать как пример того, как E = mc работает в обратном направлении, где энергия преобразуется в массу, в ранней Вселенной.
Изучите лучше, чем когда-либо прежде, как наше собственное Солнце производит гамма-лучи в солнечных вспышках.
Поиск доказательств того, что темная материя состоит из слабовзаимодействующих массивных частиц, дополняя аналогичные эксперименты, уже запланированные для Большого адронного коллайдера а также другие подземные детекторы. Потенциал для грандиозного открытия в этой области возможен в течение следующих нескольких лет.
Проверьте лучше, чем когда-либо прежде, определенные установленные теории физики, такие как скорость света в вакууме остается постоянным независимо от длины волны. Общая теория относительности Эйнштейна утверждает, что это так, однако некоторые модели в квантовой механике и квантовой гравитации предсказывают, что это не так. Поиск гамма-лучей, исходящих из бывших черных дыр, которые когда-то взорвались, – это еще один потенциальный шаг к объединению квантовой механики и общей теории относительности. Определите, фотоны естественным образом расщепляются на более мелкие фотоны, как предсказывает квантовая механика и уже было достигнуто в контролируемых, созданных человеком экспериментальных условиях.
Ученые оценивают очень высокую вероятность новых научных открытий, даже революционные открытия, сделанные из этой единственной миссии.
Вгамма-телескоп им. ферми наблюдали мощное гамма излучение центральных областей галактики с энергиями гамма квантов ey=2 гэв. оцените из закона сохранения энергии, какую энергию должен иметь электрон,чтобы излучать данные гамма кранты, и насколько она отличается от энергии покоя электрона. заранее
Еще вопросы: Математика
Ферми на Земле, солнечные батареи в сложенном виде
Ферми включает в себя два научных инструмента, Большой Зональный телескоп (LAT) и монитор гамма-всплесков (GBM).
General Dynamics Advanced Information Systems (ранее Spectrum Astro, а теперь Orbital Sciences ) в Гилберте, Аризона, спроектировала и построила космический корабль, который несет инструменты. Он движется по низкой круговой орбите с периодом около 95 минут. Его нормальный режим работы сохраняет его ориентацию, так что инструменты будут смотреть в сторону от Земли, «раскачиваясь», чтобы уравновесить покрытие неба. Обзор инструментов будет проходить по большей части неба около 16 раз в день. Космический корабль также может сохранять ориентацию, указывающую на выбранную цель.
Оба научных инструмента прошли испытания на воздействие окружающей среды, включая вибрацию, вакуум, высокие и низкие температуры, чтобы убедиться, что они могут выдерживать нагрузки при запуске и продолжать работу в космосе. Они были интегрированы с космическим кораблем на установке General Dynamics ASCENT в Гилберте, штат Аризона.
Данные с приборов доступны общественности через веб-сайт Центра поддержки науки Fermi. Также доступно программное обеспечение для анализа данных.
Премия Росси
Премия Бруно Росси 2011 была присуждена Биллу Этвуду, Питеру Майкельсону и команде Fermi LAT «за то, что благодаря разработке телескопа Large Area Telescope они позволили получить новые сведения о нейтронных звездах, остатках сверхновых, космических лучах, двойных системах, активных ядрах галактик и гамма- лучевые всплески ».
В 2013 году премия была присуждена Роджеру У. Романи из Университета Лиланда Стэнфордского университета и Алисе Хардинг из Центра космических полетов Годдарда за их работу по разработке теоретической основы, лежащей в основе многих захватывающих результатов исследования пульсаров Космический гамма-телескоп Ферми.
В 2014 году приз получил Трейси Слейер, Дуглас Финкейнер и Менг Су »за открытие в гамма-лучах большой неожиданной галактической структуры, называемой Пузыри Ферми.”
Приз 2018 был вручен Коллин Уилсон-Ходж и группа Fermi GBM для обнаружения GRB 170817A, первого однозначного и полностью независимого открытия электромагнитного аналога сигнала гравитационной волны (GW170817 ), которое «подтвердило, что короткие гамма-всплески производятся двойными нейтронные звезды слились и позволили провести глобальную многоволновую последующую кампанию. “
GLAST переименован в Fermi Gamma-ray Space Telescope
Fermi получил свое новое имя в 2008 году: 26 августа 2008 года GLAST был переименован в «Fermi Gamma- Ray Space Telescope »в честь Энрико Ферми, пионера в физике высоких энергий.
Механизм, в результате которого за столь короткое время в малом объёме выделяется столько энергии, до сих пор не вполне ясен. Наиболее вероятно, что он различен в случае коротких и длинных гамма-всплесков. На сегодняшний день различают два основных подвида ГВ: длинные и короткие, имеющие существенные различия в спектрах и наблюдательных проявлениях. Так, длинные гамма-всплески иногда сопровождаются взрывом сверхновой звезды, а короткие — никогда. Есть и две основные модели, объясняющие эти два типа катаклизмов.
Длинные гамма-всплески и сверхновые
Длинный гамма-всплеск в видимом диапазоне
Длинные гамма-всплески, вероятно, связаны со сверхновыми типа Ib/c. В нескольких случаях оптически отождествлённый источник через некоторое время после всплеска показывал характерные для сверхновых спектры и кривые блеска. Кроме того, в большинстве случаев отождествления с галактиками они имели признаки активного звездообразования.
Основная модель длинных гамма-всплесков предложена американским учёным Стеном Вусли — модель коллапсара под названием «несостоявшаяся сверхновая» (англ. ; Woosley 1993). В этой модели гамма-всплеск порождается джетом (струёй) при коллапсе массивной звезды Вольфа — Райе (по существу, гелиевого или углеродно-кислородного ядра нормальной звезды). Эта модель в принципе может описывать длинные (но не слишком длинные) ГВ. Некоторое развитие этой модели было сделано польским учёным , который использовал термин «взрыв гиперновой» (англ. ; Paczynski, 1998).
Также, термин «гиперновая» использовался гораздо раньше другими астрофизиками в ином контексте.
Короткие гамма-всплески и слияния релятивистских объектов
Приборы на борту Ферми
Ферми чувствителен от 8 кэВ, средний рентгеновский, до 300 ГэВ, гамма-излучение очень высокой энергии
Монитор гамма-всплеска
Монитор гамма-всплесков (GBM) (ранее GLAST Burst Monitor) обнаруживает внезапные вспышки гамма-излучения, вызванные всплесками гамма-излучения и солнечными вспышками. Его сцинтилляторы расположены по бокам космического корабля для просмотра всего неба, которое не заблокировано Землей. Конструкция оптимизирована для хорошего разрешения по времени и энергии фотонов и чувствительна от 8 кэВ (средний рентгеновский ) до 40 МэВ (гамма-излучение средней энергии).
«Гамма – лучевые всплески настолько яркие, что мы можем видеть их за миллиарды световых лет, а это значит, что они произошли миллиарды лет назад, и мы видим их такими, какими они выглядели тогда », – заявил Ч. Арлс Миган из Центра космических полетов им. Маршалла.
НАСА Монитор гамма-всплесков обнаружил гамма-лучи от позитронов, генерируемых во время мощных гроз.
Большой телескоп
Телескоп с большой площадью (LAT) обнаруживает отдельные гамма-лучи, используя технологию, аналогичную той, что используется в наземных ускорителях частиц. Фотоны попадают в тонкие металлические листы, конвертируясь в пары электрон – позитрон с помощью процесса, называемого образованием пар. Эти заряженные частицы проходят через чередующиеся слои кремниевых микрополосковых детекторов, вызывая ионизацию, которая производит обнаруживаемые крошечные импульсы электрического заряда. Исследователи могут комбинировать информацию с нескольких слоев этого трекера, чтобы определить путь частиц. Пройдя через трекер, частицы попадают в калориметр, который состоит из стопки кристаллов иодида цезия сцинтиллятор для измерения общей энергии частиц. Поле зрения LAT большое, около 20% неба. Разрешение его изображений скромное по астрономическим меркам, несколько угловых минут для фотонов самых высоких энергий и около 3 градусов при 100 МэВ. Он чувствителен от 20 МэВ до 300 ГэВ (от средних до некоторых гамма-лучей очень высоких энергий ). LAT является более крупным и лучшим преемником прибора EGRET на спутнике NASA Compton Gamma Ray Observatory в 1990-х годах. Некоторые страны производили компоненты LAT, которые затем отправляли компоненты для сборки в Национальную ускорительную лабораторию SLAC. В SLAC также находится Центр управления приборостроением LAT, который поддерживает работу LAT во время миссии Ферми для научного сотрудничества LAT и для НАСА.
Внешние ссылки
Компьютерная модель ливня, возникшего от первичного протона энергии 1 ТэВ, ударившего в атмосферу на высоте 20 км. Внизу изображено побережье в масштабе
В связи с непрозрачностью атмосферы для частиц высоких энергий их непосредственное наблюдение с поверхности Земли невозможно. Вместе с этим, попадая в атмосферу, каждая из таких частиц в результате множественных каскадных реакций рождает широкий атмосферный ливень, достигающий поверхности Земли в виде потока электронов, протонов, фотонов, мюонов, мезонов и других частиц. Излучение Вавилова — Черенкова от вторичных электронов позволяет получить полную информацию об энергии и направлении прихода первичных гамма-квантов. Именно это излучение наблюдается наземными гамма-телескопами (поэтому такие телескопы ещё называют черенковскими или IACT (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope).
Поскольку максимум излучения, приходящего от вторичных электронов, испускается в конус с углом при вершине порядка 1° и отмечен на высоте 10 км над уровнем моря, черенковское излучение «освещает» на земле радиус около 100 м. Простое устройство (детектор), состоящее из оптического отражателя площадью порядка 10 м2 и фотоприёмника в фокальной плоскости, может регистрировать фотоны с участка неба площадью, превосходящей 104 м2. Черенковское излучение вторичных ливней очень слабое, каждая вспышка длится всего несколько наносекунд. Поэтому черенковские телескопы должны иметь зеркала площадью более 10 м2 для проецирования излучения на очень быстродействующую многопиксельную (порядка 103 пикселей) камеру с пикселем размером 0,1—0,2° и полем зрения несколько градусов. Хотя черенковское излучение приходится на оптический диапазон (голубой свет), стандартная ПЗС-камера не подходит для регистрации черенковского излучения из-за недостаточной скорости фиксации события. К счастью, для получения информации о развитии ливня, энергии и направлении прихода первичной частицы достаточно камеры, состоящей из обычных фотоумножителей с пикселем размером 0,1—0,2°.
HEGRA (на переднем плане)
Первые эксперименты, показавшие возможность наблюдения черенковского излучения широких атмосферных ливней от частиц высоких энергий были проведены в 1950-х годах В. Гэлбрайтом и Дж. В. Джелли в Великобритании и А. Е. Чудаковым и Н. М. Нестеровой в СССР. Успех этих экспериментов в 1960-х годах привёл к попыткам использовать черенковское излучение для детектирования фотонов сверхвысоких энергий. Использованные в них установки (в СССР — на площадке Крымской станции ФИАН, в Великобритании — в Организации по исследованию атомной энергии в , в США — в обсерватории имени Уиппла) можно считать первыми черенковскими телескопами. Первые положительные результаты работы этих установок были получены в конце 1960-х — начале 1970-х годов. Так, например, по результатам наблюдений в 1966—1967 году на телескопе Дублинской группы был зарегистрирован сигнал от Крабовидной туманности. Однако достоверность зарегистрированных сигналов не превышала 3σ, а значит о надёжности полученных результатов говорить было нельзя.
В 1970-х две группы советских и американских учёных (в Крымской астрофизической обсерватории под руководством А. А. Степаняна и в обсерватории имени Уиппла, возглавляемые Т. К. Уиксом), начали разработку проектов телескопов, не только собирающих полный сигнал, но и записывающих его изображение и таким образом позволяющих отслеживать положение источника излучения. В 1978 году 10-метровый телескоп обсерватории имени Уиппла получил 19-пиксельную камеру (которая в 1983 году была заменена на 37-пиксельную), собранную из отдельных фотоумножителей, став таким образом первым телескопом второго поколения.
Вид с воздуха на комплекс H.E.S.S.
Следующим шагом в развитии наземной гамма-астрономии, позволившим увеличить эффективность гамма-телескопов, стал стереоскопический метод, предложенный и развитый в 1980-х гг. группой учёных Ереванского физического института. Идея метода состоит в одновременной регистрации события в нескольких проекциях. Это позволяет определить направление прихода первичного гамма-кванта с точностью, превышающей 0,1°, и установить его энергию с погрешностью ниже 15 %. Первоначально предполагалось установить вблизи Бюраканской обсерватории систему из пяти телескопов диаметром 3 метра. Прототип телескопа изготовили и протестировали, но различные экономические и политические причины не позволили завершить этот проект в Армении. Тем не менее его взяли за основу системы телескопов HEGRA (англ. High Energy Gamma-Ray Astronomy — гамма-астрономия высоких энергий), построенных на Канарских островах. Каждый из телескопов этой системы был оснащён камерой на основе 271 фотоумножителя. С помощью обсерватории HEGRA, в частности, впервые был с высоким уровнем достоверности измерен спектр гамма-излучения Крабовидной туманности в диапазоне 0,5—80 ТэВ.
Несмотря на то, что достоинства стереоскопического подхода уже были продемонстрированы системой относительно маленьких телескопов HEGRA, только с реализацией крупного международного проекта H.E.S.S. появилась новая область наблюдательной астрофизики — астрономия сверхвысоких энергий. Система H.E.S.S. из четырёх 13-метровых черенковских атмосферных телескопов, оборудованных камерами с полем зрения 5°, была установлена в Намибии и вступила в строй в 2004 году. Телескопы системы H.E.S.S. предназначены для детектирования высокоэнергичных фотонов в диапазоне от 100 ГэВ до 100 ТэВ с угловым разрешением несколько угловых минут и пределом чувствительности на уровне 1013 эрг⋅см−2⋅с−1.
Зеркала на одном из телескопов VERITAS
Расстояния и энергетика
Из космологической природы гамма-всплесков ясно, что они должны иметь исполинскую энергию. К примеру, для события GRB 970228 в предположении изотропии излучения энергия только в гамма-диапазоне составляет 1,6⋅1052 эрг (1,6⋅1045 Дж), что на порядок больше энергии типичной сверхновой. Для некоторых гамма-всплесков оценка доходит до 1054 эрг, то есть сравнима с энергией покоя Солнца. Причём эта энергия выделяется за очень короткое время.
Выход энергии происходит в виде коллимированного потока (релятивистского джета), в этом случае оценка энергии уменьшается пропорционально углу раскрытия конуса джета. Это подтверждается также наблюдениями кривых блеска послесвечений (см. ниже). Типичная энергия всплеска с учётом джетов составляет около 1051 эрг, но разброс достаточно большой. Наличие релятивистских джетов означает, что мы видим малую долю всех происходящих во Вселенной всплесков. Оценка их частоты составляет порядка одного всплеска на галактику раз в 100 000 лет.