Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 48 – vyšlo 26. prosince, ročník 3 (2005) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

48/2005

Astronomie v oboru vysoce energetického gama záření

Martin Žáček

Vesmír sledujeme ve všech oblastech celé škály elektromagnetického spektra. Na jednom konci je radioastronomie, umožňující díky jemným interferenčním metodám získat radiové snímky extrémně vzdálených objektů s nesmírným rozlišením a současně přesně proměřovat pohyb nejbližšího vesmírného objektu, naší Země. Další oblast, infračervená astronomie, nám umožňuje nahlédnout do míst, která jsou v jiných pozorovacích pásmech skrytá díky velkému útlumu mezihvězdným plynem a prachem. Jde například o těsné okolí galaktického jádra. Přejdeme-li dobře známou a ze zřejmých důvodů nejstarší a nejrozšířenější pozorovací oblast elektromagnetického spektra, viditelné záření, dostáváme se ke krátkým vlnovým délkám, jež historie fyziky pojmenovala jako ultrafialové, rentgenové a gama záření. Každé z nich má svůj význam, své objevy i svá experimentální specifika plynoucí z fyzikálních principů šíření a možností detekce daného druhu záření.

Kosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. Čerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. Čerenkovův detektor – detektor částic využívající kužele Čerenkovova záření za nabitou částicí pohybující se v daném prostředí nadsvětelnou rychlostí. Bývá součástí detektorů na velkých urychlovačích. Často se využívá k detekci elektronů nebo mionů v podzemních nádržích naplněných vodou. Stěny nádrží jsou pokryty fotonásobiči detekujícími světelný kužel. Jinou variantou jsou aerogelové Čerenkovovy detektory umísťované na sondách. Dalším typem detektoru je speciální pozemský dalekohled, který sleduje Čerenkovovo záření vznikající v atmosféře ze sekundárních spršek kosmického záření. IACT – Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes. Pozemské dalekohledy pro sledování Čerenkovova záření, které vzniká při průletu nabitých částic atmosférou. Původcem těchto částic (tzv. sekundární spršky) je gama foton kosmického záření. K nejznámějším dalekohledům tohoto typu patří HEGRA, HESS, VERITAS nebo MAGIC. HEGRA – High Energy Gamma Ray Astronomy, soustava pěti pozemních detektorů záření gama, které sledovaly Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Experiment HEGRA byl budován od roku 1992 a jeho činnost byla ukončena v roce 2002. Experiment byl umístěn na ostrově La Palma (Kanárské ostrovy) ve výšce 2 200 m a vybudovali ho vědci z Max Planck Institutu. Každý z dalekohledů měl plochu 8,2 m2. Citlivost: 0,5÷10 TeV. HESS – High Energy Stereoscopic System, soustava pěti pozemních detektorů záření gama, které sledují Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Dalekohledy umístili v Namíbii vědci z Max Planck Institutu. Zkratka projektu má připomínat Viktora Hesse, který objevil v roce 1912 kosmické záření. Dalekohledy projektu pracují od roku 2003. Průměr čtyř zrcadel je 12 metrů, centrální přístroj má průměr 28 metrů. Celková sběrná plocha je 614 m2. Citlivost detektorů: 0,1÷1 TeV. VERITAS – Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System, soustava čtyř pozemních detektorů záření gama, které sledují Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Průměr zrcadel je 12 metrů, sběrná plocha každého segmentovaného zrcadla 75 m2. Soustava je od roku 2005 v provozu na observatoři FLWO (Fred Lawrence Whipple Observatory) na Mount Hopkins v Arizoně. Citlivost detektorů: 0,1÷10 TeV. MAGIC – Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov, pozemní detektor záření gama, který sleduje Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Jde o dvojici dalekohledů na Kanárském ostrově La Palma. První byl uveden do provozu v roce 2003, druhý v roce 2009. Povrch každého ze zrcadel má plochu 236 m2, průměr je 17 metrů. Na stavbě se podílelo 17 institucí z různých zemí světa, k nejvýznamnějším patří MPI z Německa. GLAST – Gamma-ray Large Area Space Telescope, kosmický dalekohled pro obor gama, v roce 2008 se stal následovníkem slavné gama observatoře Compton. Projekt USA. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. V srpnu 2008 byla observatoř přejmenována na Fermi (podle významného italského kvantového fyzika).

V tomto bulletinu se budeme zabývat nejkratšími vlnovými délkami elektromagnetického spektra, spadajícími do oblasti záření gama. Nejznámější z historie v této pozorovací oblasti jsou například zábleskové zdroje gama záření, objevené původně vojenskými družicemi určenými k detekci jaderných zkoušek. Vesmírné gama záření nemůže být pozorováno přímo na zemském povrchu vzhledem k jeho atmosférickému útlumu. Proto mohlo být poprvé detekováno při experimentech využívajících stratosférické balóny a umělé družice. První pozorování v gama oboru vůbec bylo provedeno sondou Explorer-11 už v roce 1961. Na palubě měla scintilační a Čerenkovovy detektoryČerenkovův detektor – detektor částic využívající kužele Čerenkovova záření za nabitou částicí pohybující se v daném prostředí nadsvětelnou rychlostí. Bývá součástí detektorů na velkých urychlovačích. Často se využívá k detekci elektronů nebo mionů v podzemních nádržích naplněných vodou. Stěny nádrží jsou pokryty fotonásobiči detekujícími světelný kužel. Jinou variantou jsou aerogelové Čerenkovovy detektory umísťované na sondách. Dalším typem detektoru je speciální pozemský dalekohled, který sleduje Čerenkovovo záření vznikající v atmosféře ze sekundárních spršek kosmického záření. schopné kromě gama záření detekovat i částice kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. a to s úhlovým rozlišením asi 5°. Od té doby prováděla pozorování vesmíru v oboru gama řada družic. Nově navržený princip detekce gama záření však umožnil začít stavět pozemní pozorovací stanice schopné detekovat záření gama přicházející z vesmíru. Využívá se při tom Čerenkovova zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. sekundárních spršek, při němž jako pracovní médium slouží zemská atmosféra. Nejvýznamnější pozorovací projekty v oboru gama, jak družicové tak pozemní, jsou uvedeny v tabulce.

Projekt	Od	Do	Typ	Kdo	Rozsah detekce
Explorer 11	1961	1961	družice	NASA	> 50 MeV
Orbiting Solar Observatory 7 (OSO-7)	1971	1974	družice	NASA	1 keV ÷ 10 MeV
Small Astronomy Satellite 2 (SAS-2)	1972	1973	družice	NASA	20 MeV ÷ 1 GeV
COS-B	1975	1982	družice	ESA	2 keV ÷ 5 GeV
High Energy Astronomy Observatories 1 (HEAO-1)	1977	1979	družice	NASA	0,2 keV ÷ 10 MeV
GRANAT	1989	1998	družice	Rusko	2 keV ÷ 100 MeV
Compton Gamma Ray Observatory (CGRO)	1991	2000	družice	NASA	20 keV ÷ 30 GeV
International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL)	2002	2008	družice	NASA	15 keV ÷ 10 MeV
High-Energy-Gamma-Ray Astronomy (HEGRA)	1987	2002	pozemní	Max Planck Institut	do 20 TeV
Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov (MAGIC)	2004	v provozu	pozemní	Max Planck Institut	do 20 TeV
Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System (VERITAS)	2001	v provozu	pozemní	USA	50 GeV ÷ 50 TeV
High Energy Stereoscopic System (HESS)	2003	v provozu	pozemní	Max Planck Institut	100 GeV ÷ 10 TeV
Gamma-ray Large Area Space Telescope (GLAST)	2007		družice	USA	10 MeV ÷ 100 GeV

Vybrané pozorovací projekty ve vysokoenergetickém gama oboru s energií > 1 MeV.

Explorer-11, první družice na světě určená k pozorování v oboru záření gama.

Detekce gama záření na principu Čerenkovova jevu

Princip detekce vysoce energetického gama záření založeném na atmosférickém Čerenkovově záření byl poprvé navržen v roce 1977. Při něm foton vysoce energetického záření dopadající na svrchní vrstvu atmosféry Země ve výškách řádově 10 km interaguje s jejími částicemi za vzniku kaskády nových částic. Nutným předpokladem pro vznik Čerenkovova záření je, že vzniklá částice musí být nabitá a navíc její energie musí být taková, aby se v daném prostředí pohybovala nadsvětelnou rychlostí. Pak vznikne za částicí jako důsledek fyzikálních zákonů platných pro elektromagnetické pole rázová vlna podobným mechanizmem, jako například za nadzvukovým letadlem vzniká rázová vlna akustická. Přítomnost této rázové vlny se projeví namodralým světelným zábleskem. Záblesk pak může být na zemském povrchu zaregistrován vhodně rozmístěnými citlivými detektory a z časově prostorového průběhu detekovaného signálu lze zrekonstruovat tvar světelného kužele a spočítat směr a energii primárního gama fotonu. Tato technika se nazývá IACTIACT – Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes. Pozemské dalekohledy pro sledování Čerenkovova záření, které vzniká při průletu nabitých částic atmosférou. Původcem těchto částic (tzv. sekundární spršky) je gama foton kosmického záření. K nejznámějším dalekohledům tohoto typu patří HEGRA, HESS, VERITAS nebo MAGIC. a jde v současné době o nejcitlivější metodu detekce vesmírného gama záření v energiích řádu TeV.

Princip detekce záření gama na principu atmosférického Čerenkovova záření.

Pozemní projekty pro pozorování v oboru VHE gama

Pozemní pozorovací stanice pracující na principu atmosférického Čerenkovova jevu se začaly budovat teprve nedávno, jen v posledních několika letech a dalo by se říci, že plný rozvoj této pozorovací metody je teprve před námi. Jde o systém pozemních zrcadlových dalekohledů v jehož ohnisku jsou matice sestavené z fotonásobičůFotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu. jako citlivých optických detektorů. Celý dalekohled tak vlastně sestává ze zemské atmosféry, systému optických zrcadel soustřeďujících optické Čerenkovovo zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. do detektorů a vlastních detektorů pracujících na principu fotonásobičů. To, jak jsou sběrné plochy dalekohledů velké, jak jsou na zemském povrchu rozmístěny a jak je systém fotonásobičů uspořádán, určuje citlivost, detekovaný rozsah energií primárního gama záření a úhlové rozlišení. Tím, že lze využít velkou plochu pozemních dalekohledů a záření vzniká ve velkém objemu atmosféry, mají tyto systémy citlivost až 10 000 krát vyšší než detektory na družicích. Projekty mají jako jeden z vědeckých cílů pokusit se odhalit původ a urychlovací mechanismus částic kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. objeveného v roce 1912 Viktorem Hessem. Výhodou gama záření (na rozdíl od dalších, nabitých složek kosmického záření) je to, že jeho trajektorie není zakřivována galaktickým magnetickým polem a lze dobře určit směr odkud k nám přichází.

HESS

Název projektu vznikl jako zkratka ze spojení High Energy Stereoscopic System a má také připomínat jméno již zmíněného Viktora Hesse, objevitele kosmického záření a nositele Nobelovy ceny za fyziku pro rok 1936. Zařízení se nachází v Namíbii, v západní části jižní Afriky, které je známo vynikající optickou kvalitou atmosféry. První ze čtyř dalekohledů byl uveden do provozu v létě 2002, všechny čtyři dalekohledy byly plně provozuschopné v prosinci 2003 a oficiální slavnostní otevření celého systému bylo 28. 9. 2004.

Systém tvoří čtyři zrcadlové dalekohledy umístěné v rozích čtverce o stranách 120 m. Průměr zrcadla dalekohledu je 12 metrů s relativním otvorem f/d = 1,2. Zrcadlo sestává z 360 segmentů tvořených kruhovými zrcátky o průměru 60 cm. Každé zrcátko lze dálkově naklánět ve všech směrech a před pozorováním se všechna zrcátka opticky ustaví pomocí obrazu hvězdy zobrazené na víko detektoru. Obraz hvězdy je snímám CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) kamerou umístěnou uprostřed zrcadla a jeho vyhodnocením se získá chybový signál pro změnu polohy segmentů.

V ohnisku dalekohledu je matice tvořená 960 fotonásobičiFotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu.. Celé obrazové pole na obloze zabírá úhel přibližně 5°. Výsledné dosažené úhlové rozlišení je několik úhlových minut.

Pohled na jeden ze čtyř dalekohledů systému HESS.

Segment zrcadla dalekohledu systému HESS. Dvě ze tří podpor
tvoří aktuátory poháněné motorem pro nezávislé ustavení výšky.

 

Schéma kamery dalekohledu HESS.

HEGRA a MAGIC

Projekt HEGRA (High-Energy-Gamma-Ray Astronomy) je z obou projektů starší a byl ukončen v roce 2002. Projekt MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope) je vlastně jeho nástupnický projekt budovaný na stejném místě. Nachází se na ostrově La Palma, jednom z Kanárských ostrovů u západního Afrického pobřeží, kde je ve výšce 2 200 m nad mořem vybudována observatoř Roque de los Muchachos Observatory. Pozorovací systém HEGRA se skládal z pěti identických optických dalekohledů, každý se zrcadlem o ploše 8,2 m² a z kamery tvořené 271 fotonásobičiFotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu.. Dále byl systém doplněn sítí klasických scintilačních detektorů. Těch bylo více než 250 rozmístěných na ploše 180×180 m², schopných pracovat trvale, ve dne i v noci za jakéhokoliv počasí.

Dalekohled projektu MAGIC byl slavnostně uveden do provozu v říjnu 2003. Tvoří ho jediný dalekohled se zrcadlem o průměru 17 m. Nyní se připravuje projekt MAGIC II který se má budovat v letech 2005 a 2006 ve vzdálenosti 85 m od původního dalekohledu MAGIC. Dalekohled MAGIC I je navržen tak, aby byl schopen detekovat gama záření se spodním prahem 30 GeV, což je nejnižší dosažená hodnota ze všech obdobných dalekohledů. To má své důvody, neboť energie v rozsahu několik desítek až stovek GeV dosud byly mimo detekční schopnosti jak družicových tak pozemních pozorovacích systémů.

Dalekohled projektu MAGIC za mlžné noci, kdy je vidět laserový systém aktivní optiky.

VERITAS

Název je zkratkou ze slovního spojení Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System. Detekční systém sestává ze sedmi identických dalekohledů, každý o průměru 10 m, rozmístěných ve vrcholech rovnostranných trojúhelníků o straně 80 m. Každé zrcadlo je složeno z 350 segmentů. V ohnisku zrcadla bude mít každý dalekohled matici o 499 fotonásobičíchFotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu.. Prostorový úhel je 3,5°. Projekt je budován na observatoři FLWO (Fred Lawrence Whipple Observatory na Mount Hopkins v Arizoně.

Citlivost dalekohledů MAGIC I a II v porovnání s dalšími dalekohledy.

K čemu je dobré vidět vesmír gama očima?

Pozorování ve vysokoenergetickém gama oboru určitě přispěje ke zlepšení fyzikálních představ o vesmírných objektech, v nichž se hmota nachází v extrémních podmínkách jako jsou vysoké teploty a hustoty, vysoká elektrická a magnetická pole a vysoké rychlosti. Jsou to zejména objekty jako aktivní jádra galaxií, supernovy, pozůstatky po supernovách a to jak jejich obálky tak neutronové hvězdy či černé díry. Toto se týká rovněž gama záblesků. K zodpovězení řady otázek základní fyziky mohou také přispět zjištěné zákonitosti šíření gama záření vysokých energií na velkých vzdálenostech. Důsledky nových fyzikálních teorií rozšiřujících dosavadní standardní model založený na kvantové teorii pole a čtyřech základních interakcích by již mohly vést k pozorovatelným efektům. V úvahu připadají například následující:

• horizont gama záření,
• chladná temná nebaryonová hmota,
• kvantová gravitace.

Horizont gama záření je definován jako taková vzdálenost, pro kterou je tok fotonů snížený faktorem 1/e. To je způsobeno interakcí gama záření se zářením na dlouhých vlnových délkách, převážně v infračerveném oboru, které předpovídají některé nové teorie. Ve standardním modelu míjející se fotony neinteragují. Záření s nižší energií má horizont vzdálenější a pozorovaná intenzita záření gama u podobných objektů by proto měla na vyšších energiích ubývat s velikostí jejich červeného posuvu.

Tzv. chladná nebaryonová hmotaCDM – Cold Dark Matter. Chladná temná hmota je složka temné hmoty, která difunduje do menších vzdáleností, než jsou rozměry zárodečných fluktuací galaxií. Jde tak o jedinou složku temné hmoty, která je schopná tvořit makroskopické struktury. Předpokládá se, že většina temné hmoty je právě chladná temná hmota. by měla tvořit většinu z celkových 23 % temné hmoty ve vesmíru. Jedním z kandidátů na částice tvořící tuto zatím neznámou substanci jsou hypotetické částice WIMPS (Weakly Interacting Massive Particles). Ve standardním modelu neodpovídá těmto částicím žádný vhodný kandidát avšak v supersymetrické teorii by těmito částicemi mohla být například neutralina, supersymetričtí partneři k neutrinům. Neutralina mají ovšem na rozdíl od neutrin celočíselný spin. Neutralino jako nejlehčí supersymetrická částice by totiž měla být stabilní. Neutralina by mohla být nepřímo pozorována prostřednictvím gama záření vzniklého v důsledku jejich anihilace.

Modely kvantové gravitace vedou k předpovědím slabé závislosti rychlosti světla na energii. V tomto případě by mohlo gama záření odlišných energií, emitovaných ze vzdálených mimogalaktických objektů, dopadnout na Zemi v různých časech. Gama dalekohledy by mohly být rovněž vhodnými kandidáty k nalezení tohoto zajímavého jevu.

Dosavadní výsledky

Pozorování v oboru vysoceenergetického záření gama je poměrně mladé odvětví astronomie. Vůbec první nalezený zdroj v naší galaxii je známá Krabí mlhovina, která byla detekována v oboru gama v roce 1989. První mimogalaktický zdroj, galaxie Markarian 421, byla pozorována v roce 1992. Nyní jsou podobných nalezených objektů již desítky.

Každé zvýšení citlivosti pozorovací aparatury vede vždy k novým objevům. Skutečně, za více než rok oficiálního provozu systémů HESSHESS – High Energy Stereoscopic System, soustava pěti pozemních detektorů záření gama, které sledují Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Dalekohledy umístili v Namíbii vědci z Max Planck Institutu. Zkratka projektu má připomínat Viktora Hesse, který objevil v roce 1912 kosmické záření. Dalekohledy projektu pracují od roku 2003. Průměr čtyř zrcadel je 12 metrů, centrální přístroj má průměr 28 metrů. Celková sběrná plocha je 614 m². Citlivost detektorů: 0,1÷1 TeV. a MAGICMAGIC – Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov, pozemní detektor záření gama, který sleduje Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Jde o dvojici dalekohledů na Kanárském ostrově La Palma. První byl uveden do provozu v roce 2003, druhý v roce 2009. Povrch každého ze zrcadel má plochu 236 m², průměr je 17 metrů. Na stavbě se podílelo 17 institucí z různých zemí světa, k nejvýznamnějším patří MPI z Německa. a za přispění již částečně pracující gama observatoře VERITASVERITAS – Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System, soustava čtyř pozemních detektorů záření gama, které sledují Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Průměr zrcadel je 12 metrů, sběrná plocha každého segmentovaného zrcadla 75 m². Soustava je od roku 2005 v provozu na observatoři FLWO (Fred Lawrence Whipple Observatory) na Mount Hopkins v Arizoně. Citlivost detektorů: 0,1÷10 TeV. a dalších projektů již byla dosažena řada dalších významných objevů, publikovaných v prestižních vědeckých časopisech jako jsou Science a Nature. Byly například zmapovány pozůstatky supernov, změřena spektra některých mimogalaktických objektů a zmapovány gama-aktivní objekty naší Galaxie a přitom byla objevena řada nových. Protože počet gama observatoří přibývá a jejich parametry se zlepšují, lze v nejbližší době rozhodně očekávat mnoho nových a bezpochyby pozoruhodných výsledků.

Snímek objektu RXJ1713.7-3946. Ve vyznačených regionech byly počítány toky záření. Například západnímu okraji (W) odpovídá tok pouhých 4,1×10⁻⁸ fotonů/m²s. Celková pozorovací doba byla 26 hodin, k analýze použita data z 18 hodin pozorování. Nature 432 (2004) 75.

Snímky osmi nově objevených gama objektů. Z důvodů redukce statistických fluktuací toků záření byly obrázky gaussovsky rozostřeny, přičemž poloměr rozostření odpovídá 0,05°. Science 307 (2005) 1938.

V prosinci 2005 byla publikována zpráva o objevu blazaruBlazar – nejenergetičtější skupina galaxií s kompaktním aktivním jádrem. Buď jde o rychle proměnné kvazary OVV (Optically Violently Variable) nebo o proměnné galaxie typu BL Lacertae. 1ES 1101-232, který pravděpodobně přispěje k ověření efektu gama-horizontu. Gama záření o energiích větších než 1 TeV již má dostatečnou energii na to, aby se s nenulovou pravděpodobností mohl vytvořit pár elektron-pozitron. K tomu je zapotřebí interakce s dalším fotonem. V tomto případě by šlo o fotony světelného, mimogalaktického pozadí. Spektrum vzdálených blazarůBlazar – nejenergetičtější skupina galaxií s kompaktním aktivním jádrem. Buď jde o rychle proměnné kvazary OVV (Optically Violently Variable) nebo o proměnné galaxie typu BL Lacertae. je některými autory používáno k odhadu velikosti mimogalaktického světelného pozadí (EBL – Extragalactic Background Light) a s tím souvisejícím odhadem závislosti gama-horizontu na energii. Čím vyšší intenzita světelného pozadí, tím více je vysoce energetické gama záření v prostoru tlumeno. Zmíněný objekt zatím poskytuje tento test s největší přesností.

Gama-horizont, závislost maximálního dosahu záření gama v závislosti na energii, jednotlivé křivky vycházejí pro různé modely. Zdroj: Blanch and Martinez, 2005).

Spektrum objektu 1ES_1101-232. Čárkovaná křivka představuje nejnižší možný útlum, naměřené hodnoty ukazují na existenci přídavného útlumu gama záření. Zdroj: HESS

Klip týdne: MAGIC

MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) je segmentovaný dalekohled pro nízkoenergetický obor záření gama. Samotné gama fotony neprocházejí atmosférou. Při záchytu v atmosféře produkují sekundární spršky energetických nabitých částic, zejména elektronů a mionů. Tyto sekundární částice vyzařují charakteristické Čerenkovovo záření detekované dalekohledy typu MAGIC, které souhrnně označujeme zkratkou IACT (Imaging Air Cherenkov Telescopes – zobrazovací vzdušné Čerenkovovy dalekohledy). Dalekohled MAGIC byl uveden do provozu v říjnu 2003 na Kanárském ostrově La Palma. Povrch zrcadla má 236 m². Na stavbě se podílelo 17 institucí z různých zemí světa. Na klipu vidíte velmi rychlé natáčení dalekohledu v reálném čase. (avi, 9 MB)

Odkazy