• Общее описание
• Подробное описание
• Наблюдения
• Научные результаты

Общее описание

Начиная с 1973 года, параллельно с наблюдениями на имеющихся инструментах, сотрудники лаборатории гамма-астрономии под руководством Арнольда Арташесовича Степаняна начали разрабатывать конструкцию нового, более совершенного, гамма-телескопа состоящего из 48 зеркал ГТ-48. В 1989 году на этом телескопе были начаты наблюдения космических гамма-источников сверхвысоких энергий (СВЭ) и ведутся по настоящее время.

Гамма-телескоп ГТ-48 расположен на высоте 600 метров над уровнем моря. Пороговая энергия регистрации гамма-квантов - 1 ТэВ. Телескоп состоит из двух идентичных альт-азимутальных секций, северной (N) и южной (S), расположенных в 20 метрах друг от друга. На ГТ-48 проводятся наблюдения галактик с активными ядрами (блазары, квазары), пульсаров, радиоисточников, рентгеновских источников.

к содержанию

Подробное описание. Приёмники излучения.

Гамма-телескоп ГТ-48 представляет собой пару идентичных секций (монтировок), которые расположены на расстоянии 20 метров друг от друга в направлении линии север-юг.

На каждой монтировке (S и N) установлено 6 телескопов (элементы). Оптика каждого элемента состоит из четырёх сферических 1.2 метровых зеркал, имеющих общий фокус.

Зеркала 4-х элементов имеют фокусное расстояние 5 м. В фокальной плоскости каждого такого элемента расположен светоприемник (камера). Каждый из них состоит из 37 фотоумножителей ФЭУ 140, имеющих фотокатод диаметром 25 мм. С помощью этих ФЭУ регистрируются изображения черенковских вспышек в видимой области (300-600 нм). Перед каждым ФЭУ стоит конический световод, изготовленный из оргстекла. Наружные поверхности окон световодов, находящиеся в фокальной плоскости составного зеркала, имеют форму шестигранников и вплотную примыкают друг к другу, так что весь свет, поступающий в светоприемник, попадает на катоды ФЭУ. Оптический контакт выходных окон световодов с поверхностью катодов ФЭУ обеспечивается с помощью иммерсии. Средний диаметр входного окна световодов равен 37 мм, что соответствует линейному углу поля зрения одной ячейки светоприемника 0.4°. Поле зрения всего светоприемника равно 2.6° и весь свет черенковской вспышки распределяется на 37 независимых ячейках (каналов).

Схема устройства светоприемной камеры телескопа ГТ-48 и её внешний вид.

Сигналы от четырех камер линейно складываются. Черенковские вспышки регистрируются лишь в том случае, когда амплитуды сигналов совпадающих по времени в каких-либо двух из 37 каналов превышали установленный порог. Разрешающее время схемы совпадений равно 15 нс. Регистрация черенковских вспышек и контрольных параметров аппаратуры осуществляется с помощью разработанных в лаборатории автоматизированных систем и персональных компьютеров.

Кроме того, имеются два других элемента с фокусным расстоянием 3.2 м, предназначенные для регистрации вспышек ультрафиолетового излучения в области 200-300 нм. Ультрафиолетовый светоприемник представляет собой солнечно-слепой фотоэлектронный умножитель с диаметром фотокатода 100 мм. Максимум его спектральной чувствительности приходится на 2700Å, а длинноволновая граница чувствительности составляет ~3200Å.

Важной частью оптической системы являются бленды. Их назначение – не допускать попадания света на светоприемник от зеркал соседних элементов. Отсутствие бленд повлекло бы за собой увеличение засветки светоприемников.

Все 6 элементов крепятся и юстируются на вращающейся вокруг горизонтальной оси опорной платформе с противовесом. Общий вес платформы с оптической системой 6 тонн.

Блоки измерительно-регистрируещего тракта установки.

Движение установки осуществляется разработанной в лаборатории системой управления гамма-телескопом ГТ-48 с точностью ведения ±0.05°. Управление движением телескопа ГТ-48 осуществляется с помощью специальной программы разработанной для управляющего компьютера сотрудниками лаборатории гамма-астрономии. Благодаря ней процесс наблюдений полностью автоматизирован. Применение сдвоенных детекторов, отстоящих друг от друга на расстоянии 20 метров и более и работающих в режиме совпадений, полностью исключает регистрацию вспышек, вызванных локальными заряженными частицами и мюонами.

к содержанию

Наблюдения

В настоящее время уже известно, что практически все нестационарные процессы на звездах и в галактиках сопровождаются генерацией космических лучей. Тем не менее, пока нет полной ясности, какие именно процессы ответственны за их генерацию. Наблюдения гамма-излучения дают возможность изучать процессы, при которых происходит ускорение частиц до высоких и сверхвысоких энергий. Земная атмосфера не прозрачна для гамма-излучения во всем диапазоне энергий, поэтому для регистрации гамма-квантов в диапазоне от 10⁵ эВ до 10¹⁰ эВ используются приборы установленные на спутниках. Регистрация гамма-квантов с энергией Е>10¹¹ эВ осуществляется на наземной аппаратуре. В этом случае используется тот факт, что гамма-кванты сверхвысокой энергии, взаимодействуя с ядрами атомов земной атмосферы, образуют вторичные электроны, которые испускают кванты черенковского излучения в оптическом диапазоне под малым углом (1°) к направлению движения первичного гамма-кванта, что позволяет определить область, из которой исходит поток гамма-квантов. Площадь, освещаемая черенковской вспышкой, при этом довольно велика: десятки тысяч м². Благодаря этому оказывается возможной регистрация малых (примерно 10^-11 квантов см^-2 с^-1) потоков гамма-квантов. Первые гамма-телескопы, регистрировали только наличие черенковской вспышки, поэтому для уверенного обнаружения потока гамма-квантов требовалось большое время наблюдений вплоть до нескольких лет. Основным препятствием для обнаружения и дальнейшего исследования источников гамма-квантов СВЭ является наличие значительного фона космических лучей, частицы которых вызывают в атмосфере Земли черенковские вспышки, трудно отличимые от вспышек, вызванных гамма-квантами. Тем не менее, различия эти есть. Используя этот факт, многими группами исследователей были построены новые, конструктивно более сложные, гамма-телескопы. Главная особенность гамма-телескопов второго поколения это применение многоканальных камер, а следовательно и возможность строить изображение черенковских вспышек. Такая регистрация черенковских вспышек дает возможность отсечь подавляющую часть вспышек, вызванных заряженной компонентой космических лучей, что значительно повышает эффективность обнаружения объектов, излучающих гамма-кванты СВЭ.

Многоканальные светоприемники позволяют определять область на небесной сфере, где расположен источник гамма-квантов (Андреева и др., 2000) и для этого применяют метод пробных источников (Акерлоф и др., 1991; Нешпор и др., 1994; Фомин и др., 1994). Благодаря данному методу строится трехмерное изображение распределения числа отобранных вспышек по полю зрения светоприемника. Число изображений от гамма-ливней существенно зависит от положения предполагаемого источника и имеет максимум в направлении на источник гамма-квантов.

к содержанию

Основные научные результаты

При наблюдениях в сентябре-октябре 1993 года области Лебедя был зарегистрирован поток гамма-квантов СВЭ с высокой достоверностью (7σ) от нового объекта, расположенного вблизи рентгеновского источника Cyg X-3 (Нешпор и др., 1995). Этому источнику гамма-излучения СВЭ было дано название Cyg γ-2 (Каленин и др., 1996).

Наблюдения объекта Геминга в 1996-1997 годах показали, что этот объект является источником гамма-квантов СВЭ. Гамма-излучение изменяется со временем с периодом пульсара 0.237 сек., а также модулируется с периодом 59 сек. (Нешпор и др., 2001; Нешпор и др., 2001)

Обнаружены потоки в гамма-диапазоне СВЭ от активных ядер галактик 3С 66А и BL Lac (Нешпор и др., 1998; Нешпор и др., 2001).

Впоследствии спустя 10 лет все эти результаты были подтверждены наблюдениями на зарубежных телескопах.

к содержанию