Zehn Jahre Fermi-Gammateleskop. Teil I

Zehn Jahre Fermi-Gammateleskop. Teil I

Boris Stern
Ved. wissenschaftlich sotr. INR RAS, Chefredakteur von TrV-Science
"Trinity Option" №15 (259), 31. Juli 2018

Boris Stern

Am 11. Juni 2008 wurde das Fermi-Weltraum-Gammateleskop gestartet. Dann hieß es anders – GLAST (Gamma-Ray Large Area Space Telescope), der Name Enrico Fermi erhielt das Tool im August desselben Jahres. Für mich persönlich kommt der Fermi-Jahrestag am 4. August – es war am 4. August 2008 um 15:43 Uhr, dass das erste Gamma-Quantum eintraf, das in einer öffentlich zugänglichen Datenbank erscheint (vorher hat das Tool auch Gammaquanten im Debugging- und Kalibrierungsmodus aufgenommen).

Das erste Gamma-Quant von mehr als einer Milliarde hochenergetischer Photonen, Informationen, über die sich jeder in fast jedem bewohnten Teil des Globus, in dem es Internet gibt, auskennen kann. Der Autor dieses Artikels lädt Fermi-Daten aus fachlichem Interesse auf seinen Laptop, aber jeder Schüler oder Schulkind kann das aus Neugierde tun – ist es nicht interessant, wie man das Universum in Gammastrahlen betrachtet?

Im Allgemeinen sind Gamma-Quanten Photonen mit Energien über hundert keV – die Region, die für Kernreaktionen und darüber charakteristisch ist. In dieser Notiz konzentrieren wir uns auf Photonen der Energie über 100 MeV, noch wahrscheinlicher über 1 GeV, wo Sie die Richtung der Ankunft eines Gammaquantenbrunnens genug messen können.Es sind diese Energien, die für die Gamma-Astronomie am günstigsten sind.

Was ist das Fermi Gammastrahlen Observatorium?

Der erste kosmische Gamma-Detektor wurde auf dem Explorer-11-Satelliten installiert, der im April 1961 in die Erdumlaufbahn gelangte [1]. Er registrierte 22 Gammastrahlen. Die ersten Weltraum-Gammateleskope SAS-2 und COS B wurden 1972 bzw. 1975 auf den Markt gebracht. Darüber hinaus wurden kleine Gamma-Detektoren auf den sowjetischen Aufklärungssatelliten der Cosmos-Serie gestartet. Dies waren kleine Detektoren (die maximale effektive Fläche von COS B betrug etwa 50 cm2), aber sie sahen viele interessante Dinge – eine Galaxie in Gammastrahlung, den Krebsnebel, die ersten Gammapulsare, extragalaktische Objekte, später Blazare genannt. COS-B arbeitete länger (mehr als 6 Jahre) und erfolgreicher als andere von Gammateleskopen der ersten Generation.

Der nächste Schritt war das EGRET-Tool an Bord des 1991 eingeführten Gamma-Observatoriums Compton. Dieser Detektor hatte eine effektive Fläche von etwa 1000 cm.2 – Eine Größenordnung mehr als seine Vorgänger. Dementsprechend gab er eine Größenordnung mehr Ergebnisse. Sein Katalog enthält 271 Quellen, von denen die meisten Blazare sind, einschließlich derjenigen, die zu dieser Zeit noch nicht mit optischen Objekten identifiziert wurden. Er arbeitete ungefähr 6 Jahre für EGRET – dann begannen Probleme mit Gas für Funkenkammern.

Das Gammastrahlenteleskop an Bord der Fermi stieg um eine weitere Größenordnung. Seine effektive Fläche beträgt etwa einen Quadratmeter. Im Fermi-Katalog gibt es bereits mehr als 3000 Quellen.

Das Teleskop selbst wird als LAT – Large Area Telescope bezeichnet, an Bord der Fermi befindet sich ein weiteres, wesentlich kleineres Gerät – GBM, das zur Registrierung von Gammastrahlenausbrüchen im Bereich von einigen zehn bis mehreren hundert keV dient. Wenn die früheren Gammateleskope auf der Basis von Drahtfunkenkammern hergestellt wurden, ist der Fermi-Detektor ein Halbleiter. Dies erhöht neben der besseren räumlichen Auflösung auch die Lebensdauer: LAT übertrifft EGRET bereits seit mehreren Jahren.

LAT-Teleskop-Layout

LAT ist ein typischer Detektor für Gamma-Quanten, in Experimenten an Beschleunigern werden Instrumente verwendet, die nach der gleichen Ideologie hergestellt wurden. Der Detektor löst die folgenden drei Probleme.

1. Umwandlung von Gamma- zu Elektron-Positron-Paar. Hier benötigen Sie Material mit einer großen Kernladung (die Wahrscheinlichkeit der Umwandlung ist proportional zu Z)2), in diesem Fall werden Wolframplatten verwendet.

2. Messung der Ankunftsrichtung von Gamma-Quanten. Geborenes Paar von e + e- speichert die Bewegungsrichtung des Gamma-Quants mit Genauigkeit me/ Eγ, was für eine Energie von 1 GeV 0,03 Grad ist. Aber alles verdirbt die Mehrfachstreuung in Wolframplatten.Um die Richtung genauer wiederherzustellen, werden erstens mehrschichtige Spurdetektoren benötigt, und zweitens sollten Wolframplatten so dünn wie möglich sein, und Spurdetektorschichten, die mit Platten durchsetzt sind, sollten so groß wie möglich sein. Als Spurdetektoren werden Siliziumstreifen verwendet, die kreuzweise in benachbarten Schichten angeordnet sind.

3. Messung der gesamten Gamma-Quantenenergie. Durch die Bremsstrahlung von Elektronen und Positronen entsteht eine elektromagnetische Kaskade, die im weiteren Verlauf "aufflattert". Um die Energie des anfänglichen Gamma-Quants zu messen, ist es notwendig, die meisten Kaskadenpartikel "zu sammeln". Ein Sandwich aus Wolframplatten und Spurdetektoren macht das nicht. Es verwendet eine andere Technologie – ein Szintillationskalorimeter. In diesem Fall handelt es sich um einen Plattensatz eines in der Hochenergiephysik populären Szintillators (Einkristall aus Cäsiumiodid).

Natürlich ist der Detektor von einem Koinzidenzschutz umgeben, um ein Gamma-Quant von einem geladenen Teilchen zu unterscheiden. Das Gesamtgewicht des LAT betrug 2,7 Tonnen.

Um einen Detektor herzustellen, ist es außerdem notwendig, ihn zu kalibrieren, dh zu lernen, wie die Reaktion vieler Elemente in die Eigenschaften des ursprünglichen Gamma-Quants übersetzt werden kann.Es ist sehr schwierig, dies experimentell an Beschleunigern zu tun – wir brauchen eine komplexe Technologie von markierten Photonen, und es ist keine Tatsache, dass es in der richtigen Menge existiert. Daher wurde der Detektor mittels Monte-Carlo-Simulation kalibriert: Elektromagnetische Kaskaden verschiedener Energien wurden in großen Mengen zusammen mit der Reaktion der Anlage simuliert. Diese Technik ist gut entwickelt, aber nicht perfekt, was nachfolgend zu einigen Problemen führte, die im Folgenden diskutiert werden.

Die Instrumentenkalibrierung wurde während des Fluges fortgesetzt. In diesem Fall wurden Objekte mit mehr oder weniger bekannten Eigenschaften verwendet. Aufgrund der Offenheit der Daten haben Forscher, die nicht Teil der Fermi-Kollaboration waren, am Kalibrierungsprozess teilgenommen, von denen eines im nächsten Artikel diskutiert wird.

Der angegebene Fermi-Energiebereich reicht von 20 MeV bis zu Hunderten von GeV. Tatsächlich werden Gammastrahlen unterhalb von 100 MeV schlecht detektiert und sind nur im Falle der Registrierung von Gammastrahlenausbrüchen nützlich. Bei Energien unter 300 MeV ist es sehr schwierig, ein Spektrum diskreter Quellen zu rekonstruieren – es ist schwierig, ein Signal von einem diffusen Hintergrund zu isolieren. Bei Energien über 300 GeV beginnen die Probleme mit der Bestimmung der Energie eines Gamma-Quants.Aber insgesamt ist das Tool wunderbar und seine offene Datenbank wird lange Zeit als Quelle interessanter neuer Ergebnisse dienen.

Der Himmel durch die Augen von "Fermi"

In Abb. 1 – Himmelskarte in Gammastrahlen der Energie über 1 GeV, von Fermi für die ersten 5 Jahre der Operation akkumuliert. Die Karte wurde in galaktischen Koordinaten erstellt, so dass die helle galaktische Scheibe in der Mitte der Figur verläuft. Der Hauptbeitrag zu der hellen Bande kommt von der Emission kosmischer Strahlen, hochenergetischer Protonen, die, wenn sie mit Teilchen des interstellaren Mediums kollidieren, neue Teilchen erzeugen, einschließlich Gamma-Quanten. Es gibt auch kompakte Quellen – hauptsächlich Gammapulsare und junge Supernova-Überreste.

Abb. 1.

Die hellsten von ihnen sind der Krebsnebel (der Nebel und der Pulsar darin leuchten dort) und der Vela-X-Gammapulsar mit dem umgebenden Nebel. Fermi sieht etwa anderthalb hundert Gammapulsare und mehrere Dutzend Nebeln – Supernova-Überreste. Außerdem leuchten Cluster großer Sterne, es gibt auch unbekannte Quellen. Die Bögen, die sich von der galaktischen Ebene aus erstrecken, befinden sich in der Nähe der Supernovae, die vor etwa einer Million Jahren explodierten. Die diffuse Gammastrahlung der Galaxie reicht weit über die galaktische Scheibe hinaus,ein Teil seines Anteils fliegt vom galaktischen Antizentrum.

Neben der galaktischen diffusen Strahlung gibt es auch extragalaktische, isotrope. Was und in welchem ​​Verhältnis es sich entwickelt, es gibt immer noch Streitigkeiten. Wir werden auf dieses Problem zurückkommen.

Schließlich sind aus der Sicht des Autors dieses Artikels die am hellsten über den ganzen Himmel verstreuten Punkte interessant. Die meisten dieser Stellen sind Blazare, Hunderte von Millionen und Milliarden von Lichtjahren von uns entfernt. Die Blazare wurden in der vorherigen Ausgabe von TrV-Science diskutiert – kürzlich wurde ein Neutrino-Fluss von einem von ihnen aufgenommen – nur ein paar Stücke, aber der Beginn von Schwierigkeiten [2].

In Abb. Abbildung 1 zeigt die verarbeitete Himmelskarte – die Farbe gibt die Anzahl der Gammastrahlen wieder, die aus diesem Bereich stammen. In der Tat, jede Verarbeitung, obwohl es die Wahrnehmung erleichtert, sondern versteckt einige der Informationen. Es ist interessant, die Originalbilder zu zeigen, wo jedes Gamma-Quantum durch einen Punkt dargestellt wird. Die allgemeine Karte wird "beleuchtet", wenn Sie Photonen mit Energien über 1 GeV zeigen (es gibt zu viele von ihnen), daher geben wir eine Karte von Photonen mit Energien über 6 GeV (Abb. 2).

Abb. 2 Die Himmelskarte in Gamma-Quanten der Energie liegt über 6 GeV. "Fermi-Blasen" sind sichtbar – Beweis für die frühere Aktivität des galaktischen Kerns

Es zeigt die gleiche galaktische Ebene, die gleichen Blazare, aber die "Säulen", die vom Zentrum der Galaxis auf und ab gehen, sind deutlicher sichtbar. Dies sind die berühmten "Fermi-Blasen" – Spuren der Aktivität des Kerns unserer Galaxie, wo sich ein schwarzes Loch mit einer Masse von 4,7 Millionen Sonnenmassen befindet.

Vor etwa 10 Millionen Jahren funktionierte der Kern unserer Galaxie und strahlte Jets aus. Die in diesen Strahlen beschleunigten Protonen leben immer noch in Blasen und emittieren Gammaquanten, wenn sie mit Teilchen des interstellaren Mediums in Wechselwirkung treten.

Es ist interessant, das Zentrum der Galaxie zu betrachten. In Abb. 3 zentrale Region ± 10 Grad im galaktischen Breitengrad. In der Mitte, mit einem Kreuz markiert, gibt es eine kleine kompakte Quelle. Das ist unser "schlafender Quasar", die Radioquelle Schütze A: dort ist eine Art von Aktivität, vielleicht gibt es eine verdünnte Akkretionsscheibe.

Abb. 3 Entlang der Achsen – galaktischer Längen- und Breitengrad in Grad

Der Himmel in Gammastrahlen ist unbeständig: Blazare blinken und gehen aus, manchmal, damit sie im Allgemeinen unsichtbar werden. In Abb. 4 Kreuze markieren Blazare aus dem EGRET-Katalog, der von 1991 bis 1996 arbeitete. Wenn sie dauerhaft wären, wären sie helle Quellen auf dieser Karte, aber die Hälfte von ihnen existiert überhaupt nicht: sie sind in den letzten Jahren verblasst, nachdem sie die Schwelle der Sichtbarkeit überschritten haben.Im Gegenteil, es gibt helle Blazare, die EGRET gesehen haben sollte, aber sie sind nicht in seinem Katalog. Weitere Details zur Variabilität von Blazaren werden im nächsten Artikel besprochen.

Abb. 4 Quellen aus dem EGRET-Katalog überlagerten die Fermi-Karte von Energiephotonen über 1 GeV

Zoo "Fermi"

Die Gammastrahlenquellen, die Fermi sieht, sind in einem Katalog zusammengefasst, der aus vierjährigen Beobachtungen zusammengestellt wurde. Jetzt wird wahrscheinlich ein neuerer Katalog vorbereitet, vielleicht wird es ein "Jubiläum" sein. Insgesamt enthält der veröffentlichte Katalog dreieinhalbtausend Objekte von zwanzig gleichen Typs. Im Katalog gibt es keine Sonne und Mond, die auch in Gammastrahlen deutlich sichtbar sind, aber keine festen Koordinaten haben. Gammastrahlenausbrüche werden in einem separaten Verzeichnis gesammelt.

Die meisten Objekte sind "hohe Breiten", das heißt, sie liegen weit entfernt von der galaktischen Ebene und die meisten von ihnen sind sehr weit entfernt – in Milliarden von Lichtjahren. Dies sind verschiedene Arten von Blasaren, 1667 davon, auch solche, deren Art nicht bestimmt werden kann.

Blazar ist eine der Manifestationen von supermassiven schwarzen Löchern, die in den Zentren von Galaxien sitzen (aktive galaktische Kerne). Ein schwarzes Loch wird aktiv, wenn eine nahe gelegene Substanz darüber gezogen wird.Das klassische Schema solcher Objekte: die Akkretionsscheibe und die Strahlen aus magnetisiertem Plasma entlang der Rotationsachse der Akkretionsscheibe und des Schwarzen Lochs (diese Achsen stimmen überein).

Jet strahlt Gammastrahlen in einem ziemlich schmalen Kegel aus, wie ein Spotlight-Strahl. Wenn wir in diesen Strahl gelangen, sehen wir den Blazar: eine sehr helle Quelle des gesamten elektromagnetischen Spektrums, in der Gammastrahlung in der Regel die Macht dominiert. Die Wahrscheinlichkeit, in den Quasar-Strahl zu gelangen, beträgt weniger als ein Tausendstel, woraus geschlossen werden kann, dass es im beobachtbaren Teil des Universums Millionen aktiver Galaxienkerne mit ausreichend starken Jets gibt. Ausführlicher über blazary wird es im folgenden Artikel erzählt.

Aktive Kerne, die keine Blazare sind, sieht Fermi nur zwei Dutzend. Obwohl ihre Konzentration drei Größenordnungen höher ist, ist die Leuchtkraft so viel geringer, dass nur die nächsten Objekte sichtbar sind. Es gibt immer noch ungefähr tausend nicht klassifizierte Quellen, von denen die meisten wahrscheinlich auch Blazare sind.

Gewöhnliche (inaktive) Galaxien "Fermi" sieht nur wenige Stücke. Dies sind die Magellanschen Wolken und M31 – Andromeda-Nebel, plus ein paar mehr, die durch die schnelle Bildung von Sternen gekennzeichnet sind.

Unter den (hauptsächlich galaktischen) Objekten mit geringer Breite dominieren Pulsare. In 143 Puls sind sichtbare Impulse im Gamma-Bereich. Einige weitere Objekte sind irgendwie mit Pulsaren verbunden – das sind Supernova-Schalen, deren Explosion zu Pulsaren und Schockwellen führte, die aus der Wechselwirkung des Pulsarwindes mit der Umgebung entstanden sind. Einige, wie der Krebsnebel, sind Überlagerungen aller drei Komponenten. Der Pulsar fällt ganz einfach auf: Der Zeitpunkt des Eintreffens von Photonen, so dass die Spektren des Nebels und des Pulsars getrennt gebaut werden können, obwohl sie nicht durch den Winkel aufgelöst werden.

Seltenere galaktische Objekte: Kugelsternhaufen (15 Stück), binäre Systeme eines Sterns und eines kompakten Objekts (5 Stück) und Bereiche intensiver Sternentstehung.

Schließlich enthält der Fermi-Zoo nicht nur Objekte, sondern auch Ereignisse. Die wichtigsten sind Gammastrahlenausbrüche. Ein Gammastrahlenausbruch ist so etwas wie ein kleiner Blazar, der für eine Sekunde, mehrere Sekunden und manchmal Hunderte von Sekunden lebt. Ein kurzlebiger Blazar bildet sich in einem kollabierenden Stern: ein schwarzes Loch in der Mitte, eine superdichte Akkretionsscheibe um ihn herum und Jets: eine reduzierte Version des aktiven galaktischen Kerns im Raum (aber nicht an der Macht).Die äußeren Schichten des Sterns "wissen davon zunächst nichts", aber die Strahlen brennen in wenigen Sekunden eine Million Kilometer durch und brechen aus. Wenn die Strahlen in unserer Richtung ausgerichtet sind, sehen wir nach Milliarden Jahren einen Gammastrahlenausbruch.

Anfangs wurden sie im weichen Gamma-Bereich gesehen – Hunderte von keV. Später registrierten EGRET und andere Detektoren ein Spektrum "Schwanz", das sich in den GeV-Bereich erstreckte. Weit entfernt von allen Ausbrüchen hat dieser Schwanz, aber irgendwie hat Fermi hochenergetische Photonen aus den Gamma-Bursts auf den Strom gelegt: Der neueste Katalog von Gamma-Bursts enthält 130 solcher Ereignisse.

Unter anderem beobachtet Fermi Sonneneruptionen und geophysikalische Phänomene in Verbindung mit Gammastrahlung in den oberen Schichten der Erdatmosphäre. Leider haben wir nicht genug Platz, um ihnen die gebührende Aufmerksamkeit zu schenken.

Im nächsten Teil des Artikels werden wir Daten zu Blazaren, zu einem extragalaktischen diffusen Hintergrund, zu Gammastrahlenausbrüchen und zu ihrer physikalischen Interpretation diskutieren.


1. Hochenergie-Astrophysik-Observatorien: Explorer-11

2. Stern B. Der erste Schrei der Neutrino-Astronomie // TrV-Science Nr. 258 vom 17. Juli 2018, p. 1.


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