Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.kosmofizika.ru/model/svertilov_1.4.doc Дата изменения: Fri Apr 28 12:28:04 2006 Дата индексирования: Tue Oct 2 00:49:55 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: ultraviolet

Глава |1.4 | |
|Космическое рентгеновское и гамма-излучение |
|Сергей И. Свертилов |
|НИИЯФ им. Д.В.Скобельцына МГУ |
|119899 Россия, Москва, Воробьвы горы, НИИЯФ МГУ |


Абстракт Проведен анализ актуальных проблем современной наблюдательной
рентгеновской и гамма-асрономии. Рассмотрены основные механизмы
генерации рентгеновских и гамма-квантов в источниках, а также
методы их регистрации. Проанализированы физические процессы и
характеристики основных астрофизических явлений и объектов,
наблюдаемых в рентгеновском и гамма-диапазонах: тесные двойные
системы, пульсары, магнетары, кандидаты в черные дыры, активные
ядра галактик, диффузное галактичекое и метагалактическое
излучение, космические гамма-всплески.

Ключевые слова: рентгеновское, гамма-излучение, энергетические спектры,
кривая блеска, тесные двойные системы, пульсары, магнетары,
барстеры, транзиенты, рентгеновские новые, черные дыры, активные
галактические ядра, квазары, блазары, диффузный фон, космические
гамма-всплески.

1. Введение


как известно, рентгеновское и гамма излучение относится к коротковолновой
или жесткой области электромагнитного спектра (см. рис. 1). В
энергетическом представлении к рентгеновским фотонам принято относить
кванты электромагнитного поля с энергией более 100 эВ, к гамма-квантам - с
энергией >100 кэВ. генерация подобных фотонов происходит в процессах,
характеризуемых достаточно высокой энергетикой. поэтому регистрация
космического рентгеновского и гамма-излучения, наблюдения астрофизических
объектов в жестком диапазоне электромагнитного спектра вот уже в течение
нескольких десятилетий вызывают большой интерес именно в виду возможности
прямого исследования самых высокоэнергичных процессов во Вселенной.


[pic]

Рисунок 1. Спектральные диапазоны электромагнитного излучения.
Заштрихованные области соответствуют интервалам длин волн, в которых
атмосфера Земли прозрачна для космического излучения

За время, прошедшее с момента открытия в 1962 г. в эксперименте на ракете
«Аэроби» первого источника жесткого излучения, находящегося за пределами
солнечной системы - Sco X-1 (Giacconi et al., 1962), рентгеновская и гамма-
астрономия добилась впечатляющих результатов. Эта, пожалуй, самая динамично
развивающаяся область современной астрофизики охватывает явления,
происходящие как на Солнце и в солнечной системе, так и в нашей Галактике и
галактических объектах, а также далеко за ее пределами - вплоть до
космологических расстояний. В настоящем разделе будут рассмотрены проблемы,
связанные с изучением методами рентгеновской и гамма-астрономии процессов и
объектов вне гелиосферы и солнечной системы.
В мягком рентгеновском диапазоне (энергия фотонов менее нескольких кэВ)
на уровне светимости (1035 эрг/с излучают горячие короны звезд главной
последовательности, относящихся к спектральным классам O, B, A, F, G, K, M.
Из них в среднем наибольшей рентгеновской светимостью обладают горячие
сверхгиганты классов O и B - (1033 эрг/с. У звезд поздних спектральных
классов К, М рентгеновская светимость может доходить до 1029 эрг/с. Кроме
того, зарегистрировано мягкое рентгеновское излучение от белых карликов, а
также вспыхивающих звезд типа T Tau, катаклизмических переменных RS CVn и
некоторых других. В мягком рентгеновском излучении получены изображения
нескольких десятков остатков сверхновых (плерионов), в том числе и в
соседних галактиках. Мягкое рентгеновское излучение является довольно
типичным и для внегалактических объектов (галактик и квазаров). Считается,
что рентгеновская светимость нормальных галактик типа нашей Галактики
обусловлена в основном совокупным излучением отдельных источников, она
составляет (1039 эрг/с. В мягком рентгеновском диапазоне от многих
скоплений галактик зарегистрировано тепловое излучение горячего
межгалактического газа.
Что же касается объектов, излучающих преимущественно в жестком
рентгеновском и мягком гамма-диапазонах (энергии фотонов от нескольких кэВ
до нескольких сотен кэВ), то они составляют популяции, существенно
отличающиеся от большинства звездного населения Галактики. Согласно
современным представлениям большинство галактических источников жесткого
рентгеновского излучения - это двойные звездные системы, состоящие из
"нормальной" звезды известного спектрального класса и, так называемого,
релятивистского компактного объекта - коллапсара (нейтронной звезды или
черной дыры). При этом, в качестве основного механизма, обеспечивающего
высокую светимость в жестком диапазоне, рассматривается выделение энергии
при аккреции вещества звезды на релятивистский компактный объект,
обеспечивающее нагрев этого вещества до температур в десятки миллионов
градусов, что и дает очень высокую рентгеновскую светимость (1035 - 1038
эрг/с). В ходе многочисленных наблюдений, проведенных на различных
космических аппаратах, на сегодняшний день в нашей Галактике и ее ближайших
спутниках - большом и малом Магеллановом облаках открыто несколько сотен
подобных объектов. Следует отметить, что тесные двойные системы, содержащие
коллапсар, характеризуются падающими спектрами, поэтому число известных
источников такого типа убывает по мере увеличения энергии регистрируемых
фотонов. В диапазоне 100-300 кэВ значимые потоки зарегистрированы всего от
нескольких объектов, а при энергиях свыше 1 МэВ наблюдалась только двойная
система Cyg X-1, которая традиционно рассматривается в качестве одного из
наиболее вероятных кандидатов в черные дыры (Bassani et al., 1989).
В жестком диапазоне электромагнитного спектра излучают и некоторые
одиночные пульсары. Среди них наиболее известны пульсар в Крабовидной
туманности (спектр его излучения лежит практически во всех диапазонах
электромагнитного спектра), а также пульсар Vela. Всего на сегодняшний день
в нашей Галактике открыто около десяти одиночных пульсаров, от которых
зарегистрировано рентгеновское и гамма-излучение (Mereghetti, 2001;
Тhоmpson, 2001). Некоторые из них, в частности пульсар в Крабовидной
туманности, находятся в остатках сверхновых, которые тоже могут излучать в
жестком рентгеновском и мягком гамма-диапазонах. Спектры излучения
некоторых, так называемых, гамма-пульсаров простираются до очень высоких
энергий (вплоть до (1012-1013 эВ в случае пульсара в Крабовидной
туманности), они существенно более жесткие, чем спектры тесных двойных
систем. Поэтому именно гамма-пульсары составляют основную популяцию
галактических объектов, наблюдающихся в диапазоне гамма-излучения высоких
энергий (>30 МэВ).
Если мягкое рентгеновское излучение является вполне типичным для
большинства внегалактических источников, то в жестком рентгеновском и
мягком гамма-диапазонах излучают в основном активные галактики и квазары.
Эти объекты обладают существенно более высокой рентгеновской светимостью по
сравнению с обычными галактиками. Так, рентгеновская светимость
радиогалактик составляет (1042 эрг/с, так называемых Сейфертовых галактик -
(1045 эрг/с, а у некоторых квазаров она может достигать

1047 - 1048 эрг/с. В диапазоне энергий от нескольких десятков до сотен кэВ
на сегодняшний день открыто несколько десятков внегалактических источников
(главным образом радиоквазаров и Сейфертовых галактик). В то же время, в
диапазоне от нескольких сотен кэВ до 1 МэВ значимые потоки зарегистрированы
лишь от 3-х объектов. Это радиогалактика Cen-A (самый яркий в рентгеновском
диапазоне внегалактический объект), Сейфертова галактика NGC 4151 и квазар
3С273. При более высоких энергиях обнаружено несколько десятков
внегалактических источников. Это, так называемые, блазары (от Bl Lac
objects). Эти объекты обладают не только колоссальной светимостью при
высоких энергиях, но и характеризуются очень жесткими спектрами.
Большинство из них наблюдается вплоть до энергий в сотни МэВ. А от двух
блазаров (Mkn421, Mkn501) значимый поток был зарегистрирован при энергии
1012 - 1013 эВ наземными черенковскими установками.
Наряду с более или менее стационарно излучающими объектами в
рентгеновском и гамма-диапазонах также наблюдаются временно вспыхивающие
источники - транзиенты. Одним из наиболее интригующих явлений такого плана
являются космические гамма-всплески. По современным представлениям
источники гамма-всплесков находятся на очень далеких, космологических
расстояниях, что обуславливает неослабевающий интерес к их исследованию.
Наконец, помимо отдельных источников наблюдается космическое диффузное
рентгеновское и гамма-излучение. В этом излучении выделяют изотропную
составляющую - так называемый метагалактический диффузный фон, а также
галактическое диффузное излучение, существенный вклад в которое вносят
гамма-кванты, образующиеся в результате процессов взаимодействия частиц
космических лучей с межзвездным веществом Галактики.
Как видно из вышеизложенного, исследование космического рентгеновского и
гамма-излучения тесно переплетается с основными фундаментальными проблемами
современного естествознания. В первую очередь, это проблемы космологии -
объяснение происхождения, эволюции и наблюдаемой структуры Вселенной.
Современные космологические модели предсказывают, что большинство барионов
во Вселенной должно содержаться в горячем межгалактическом газе, который
доступен для наблюдений именно в рентгеновском диапазоне. Поэтому
рентгеновские наблюдения скоплений галактик наряду с исследованием
микроволнового реликтового излучения и сверхновых типа (а в других
галактиках дают основные тесты космологических моделей. Кроме того,
рентгеновские наблюдения являются критичными и для решения проблемы темной
материи и темной энергии, поскольку именно рентгеновская и гамма-
спектроскопия позволяет осуществлять диагностику распространенности
элементов. К решению космологических проблем имеют прямое отношение
исследование космических гамма-всплесков, метагалактического диффузного
фона, а также далеких активных галактик и квазаров.
Исследование космического рентгеновского и гамма-излучения может дать
информацию о структуре пространства-времени и поведении материи в
экстремальных условиях. Так, наблюдения астрофизических объектов,
содержащих черные дыры, могут использоваться для изучения релятивистских
эффектов в сильных гравитационных полях, проверки теорий гравитации и
познания ее природы. Изучение рентгеновских и гамма-пульсаров позволяет
судить о физических процессах в сверхсильных электромагнитных полях,
поскольку некоторые из этих объектов обладают очень большими магнитными
полями - вплоть до 1015 Гс.
Наконец, процессы генерации высокоэнергичных фотонов тесно связаны с
механизмами ускорения частиц, поэтому большинство космических источников
рентгеновского и гамма-излучения могут также рассматриваться и как
вероятные источники космических лучей, а, например, наблюдение линий гамма-
излучения в галактическом диффузном фоне дает прямую информацию о
взаимодействиях космических лучей в Галактике. Таким образом, данные
рентгеновской и гамма-астрономии имеют существенное значение в плане
решения проблемы происхождения космических лучей.
Наряду с рассмотренными общефизическими проблемами, рентгеновская и гамма-
астрономия имеет ключевое значение и для решения многих собственно
астрофизических проблем. В первую очередь, это проблема происхождения
космических гамма-всплесков; проблема природы метагалактического диффузного
фона, в частности, выяснение роли квазаров и активных галактик в его
образовании; проблема объяснения высокой светимости в жестком излучении
активных ядер галактик; определение механизмов формирования аккреционных
дисков и релятивистских струй - джетов в некоторых тесных двойных системах
и ядрах активных галактик; выяснение природы светимости рентгеновских и
гамма-пульсаров; определение роли тесных двойных систем и формирования
релятивистских компактных объектов в процессе звездной эволюции; выяснение
роли ядерных реакций в образовании гамма-излучения некоторых объектов.
В соответствии с указанной проблематикой в настоящем разделе будут
рассмотрены следующие вопросы: характеристики тесных двойных звезд,
особенности рентгеновской светимости систем со слабо намагниченными
нейтронными звездами; рентгеновская и гамма светимость быстро вращающихся
нейтронных звезд - пульсаров; генерация галактического диффузного
излучения; галактические и внегалактические черные дыры; проблема
метагалактического диффузного фона и проблема космических гамма-всплесков.
Но прежде, чем перейти к изложению указанных вопросов, кратко рассмотрим
основные механизмы генерации космического рентгеновского и гамма-излучения,
а также экспериментальные методы его наблюдения.

2. Механизмы генерации рентгеновского и гамма-излучения в
астрофизических объектах и межзвездной среде

согласно законам классической электродинамики заряженная частица,
движущаяся с ускорением, излучает электромагнитные волны, причем мощность
этого излучения W равна:
[pic] (1)

Здесь e - заряд электрона, c - скорость света в вакууме, v - скорость
заряженной частицы, m - ее масса, F - сила, действующая на частицу со
стороны внешнего поля. Формула (1) справедлива во всем диапазоне
электромагнитного спектра и соответственно может быть использована при
описании механизмов излучения рентгеновских и гамма-квантов. Согласно (1)
мощность электромагнитного излучения падает с увеличением массы излучающей
заряженной частицы, поэтому электромагнитные радиационные процессы наиболее
эффективны для электронов, которые, как известно, являются наиболее
«легкими» среди стабильных микрочастиц.
Обычно электромагнитные радиационные механизмы образования рентгеновских
и гамма-квантов разделяют в зависимости от типа поля, которое обусловливает
силу, действующую на электрон:
- Кулоновское поле - тормозное излучение;
- магнитное поле - магнитотормозное излучение;
- поле электромагнитной волны - обратное Томсоновское рассеяние.
Тормозное излучение возникает при рассеянии электронов в Кулоновском поле
ядер среды. В космических условиях источником Кулоновского поля могут
служить ядра атомов межзвездной среды или ядра вещества в излучающем
объекте. Поскольку энергия образующегося фотона не может быть больше
энергии электрона, генерацию гамма-квантов в этом процессе могут обеспечить
только достаточно высокоэнергичные электроны - с энергией более 0.1 МэВ.
Спектр тормозного излучения подобен спектру излучающих электронов. При
нетепловом излучении, связанном с энергичными электронами, обычно
наблюдается степенной спектр гамма-квантов с показателем, равным показателю
спектра электронов. В то же время тормозное излучение может иметь и
тепловую природу, например, в случае излучения «оптически тонкой» плазмы.
Спектр такого излучения обычно характеризуют эффективной температурой kT и
представляют в виде:

[pic] (2)

При движении электрона по криволинейной траектории в магнитном поле
возникает магнитотормозное излучение. Как известно, на заряженную частицу,
движущуюся в магнитном поле, действует сила Лоренца. При этом возникает
излучение, называемое циклотронным, если энергия электрона Ee ( mec2 и
синхротронным, если Ee ( mec2. Можно показать, что в случае синхротронного
излучения энергия возникающего фотона E(:

E( ( H(Ee2, (3)

где H( - компонент напряженности магнитного поля, перпендикулярный скорости
электрона. Как следует из (3) необходимым условием образования фотона
достаточно большой энергии является наличие либо магнитного поля высокой
напряженности, либо высокоэнергичных электронов. В случае, если исходная
скорость частицы направлена вдоль незамкнутой силовой линии магнитного
поля, частица будет двигаться вдоль такой силовой линии. Возникающее при
этом излучение называют "изгибным" или "излучением кривизны". Спектр
магнитотормозного излучения определяется спектром излучающих электронов.
Если дифференциальный энергетический спектр электронов имеет степенной
наклон с показателем (, то дифференциальный энергетический спектр фотонов
также будет степенным с показателем степени ((-1)/2.
Высокоэнергичные фотоны могут возникать и при рассеянии электронов в поле
электромагнитной волны (обратное Томсоновское рассеяние) или рассеянии
электронов на фотонах (обратное Комптоновское рассеяние). Очевидно, что о
последнем случае имеет смысл говорить, когда энергия фотона в системе покоя
электрона (mec2. При этом требуется квантовое рассмотрение эффекта. Энергия
фотона E(, возникающего при обратном Комптоновском рассеянии определяется
энергиями электрона Ee и первичного фотона E(0:

E( ( E(0Ee2. (4)

Так, для образования квантов с энергиями в десятки - сотни кэВ при
рассеянии на тепловых фотонах с энергиями (эВ, энергия электронов должна
составлять тысячи МэВ и более. Подобный механизм эффективен при большой
интенсивности тепловых фотонов. Спектр гамма-квантов, образующихся в
результате обратного Комптоновского рассеяния, определяется спектром
электронов. При степенном представления показатели спектров гамма-квантов
(() и электронов (() связаны так же, как и в случае синхротронного
излучения: ( = ((-1)/2.
Так называемое «характеристическое» рентгеновское излучение может
возникать при радиационных переходах в возбужденных атомах или при захвате
ионом «свободного» электрона («связанно-связанные» и «свободно-связанные»
переходы). Однако вероятность этих процессов при большой энергии
взаимодействующих частиц невелика, поэтому их вклад в жестком рентгеновском
и гамма-диапазонах несущественен.
Если в результате рассмотренных выше процессов излучения: тормозного,
магнитотормозного и обратного «Комптоновского рассеяния» образуются гамма-
кванты, характеризуемые в основном непрерывными спектрами, то в случае
двухфотонной электрон-позитронной аннигиляции:

e- + e+ ( ( + (

в спектре гамма-излучения должна наблюдаться линия при энергии E(=0.511
МэВ, соответствующей энергии покоя электрона. Наблюдение в спектре гамма-
излучения линии 0.511 МэВ свидетельствует о наличии в источнике этого
излучения позитронов. Следует отметить, что гамма-кванты могут возникать и
при аннигиляции других частиц, например, протонов и антипротонов (через
рождение нейтрального пиона).
Существенную роль в образование гамма-квантов высоких энергий играет
распад (0-мезона или нейтрального пиона:

(0 ( ( + (.

Характерное «время жизни» нейтрального пиона (1016 с. Нейтральные пионы
возникают, как правило, в результате множественного рождения частиц при
столкновении энергичных нуклонов космических лучей с ядрами межзвездной
среды. Другой возможный механизм образования (0-мезонов связан с
упоминавшейся выше аннигиляцией протона и антипротона (или нуклона и
антинуклона). Однако ввиду того, что потоки антинуклонов малы, вклад
подобных процессов в образование галактического гамма-излучения невелик.
Поскольку образующиеся в результате протон-нуклонных и нуклон-нуклонных
столкновений нейтральные пионы обладают, как правило, достаточно высокой
энергией и вследствие электрической нейтральности не тратят энергию на
ионизацию, они испытывают распад «на лету». Кинематический анализ такого
распада показывает, что дифференциальный спектр образующихся гамма-квантов
имеет максимум при энергии равной половине энергии покоя (0-мезона:
1/2m(0c2=70 МэВ и симметричен относительно этой энергии в логарифмической
шкале. Таким образом, в случае если нейтральные пионы дают вклад в
образование галактического гамма-излучения, на спектральном континууме
должна наблюдаться особенность в виде избытка гамма-квантов с энергиями
около 70 МэВ. Так как нейтральные пионы являются продуктом исключительно
нуклонных взаимодействий, интенсивность связанного с ними гамма-излучения,
пропорциональна концентрации протонно-ядерного компонента космических лучей
в Галактике.
При радиационных переходах в возбужденных ядрах высвечиваются гамма-
кванты определенной энергии, при этом в спектре наблюдаются, так называемые
линии гамма-излучения. Диапазон характерных энергий, при которых, как
правило, наблюдаются линии гамма-излучения - (1-10 МэВ. Известно несколько
механизмов возбуждения ядер. В астрофизике наиболее значимыми процессами
являются: столкновения с энергичными нуклонами, радиоактивный распад и
радиационный захват тепловых нейтронов. При столкновении энергичных
нуклонов с ядрами вещества (например, межзвездной среды) последние могут
переходить в возбужденное состояние. Если энергия нуклонов достаточно
велика - десятки - сотни МэВ и более, они могут расщеплять ядра мишени. В
этом случае в спектре гамма-излучения могут наблюдаться линии,
соответствующие как ядрам мишени, так и осколкам расщепленных ядер.
Возбужденные ядра могут также образовываться при радиоактивном распаде. В
принципе короткоживущие радиоактивные ядра, обладающие высокой активностью,
могут синтезироваться в недрах некоторых звезд. Однако, поскольку они
быстро распадаются и не успевают выйти на поверхность звезды, образующиеся
гамма-кванты поглощаются в ее недрах. Поэтому основными поставщиками
радиоактивных ядер являются взрывные процессы на звездах, в первую очередь
взрывы сверхновых, при которых в межзвездную среду выбрасывается огромное
количество разнообразных изотопов (56Ni, 0.812 МэВ; 56Co, 0.847 МэВ и др.).
Наконец, возбужденные ядра возникают при поглощении тепловых нейтронов. Для
этого необходимо очевидно, чтобы имели место процессы, в которых образуются
свободные нейтроны. В частности, нейтроны могут рождаться наряду с другими
частицами (например, рассмотренными выше (0-мезонами) в результате нуклон-
нуклонных и протон-нуклонных соударений при больших энергиях, а затем
терять энергию в результате упругого рассеяния на ядрах межзвездной среды.
В веществе с естественным химическим составом тепловые нейтроны, как
правило, захватываются водородом, образуя дейтерий, при этом излучается
гамма-квант с энергией, равной энергии связи ядра дейтерия 2.23 МэВ.


3. Наблюдательные методы рентгеновской и гамма-астрономии

Впервые идею о том, что космические объекты могут быть источниками гамма-
излучения, выдвинули а.е.чудаков и ф. моррисон в 1958 г. однако, как
известно, атмосфера земли непрозрачна как для рентгеновского, так и для
гамма-излучения. поэтому прогресс наблюдательной рентгеновской и гамма-
астрономии стал возможен благодаря появлению космических аппаратов и
развитию высотных летательных средств (ракеты, баллоны), которые обеспечили
вынос детекторов за пределы земной атмосферы или же их подъем на высоты
(более 25-30 км), на которых остаточная атмосфера практически прозрачна для
высокоэнергичных фотонов. В 1962 г. в эксперименте на ракете "аэроби" в
созвездии скорпиона был открыт первый космический источник жесткого
рентгеновского излучения - SCO X-1. В конце 60-х гг. в экспериментах на
баллонах были обнаружены космические источники гамма-излучения. В 1971 г.
был запущен первый специализированный спутник - рентгеновская обсерватория
"ухуру", в результате наблюдений на которой была построена карта неба в
рентгеновском излучении. В 70-е гг. в ходе экспериментов на спутниках SAS-2
и COS-B были впервые проведены регулярные обзорные наблюдения неба в
диапазоне гамма-излучения высоких энергий.
Для наблюдений в диапазонах "жесткого" рентгеновского и "мягкого" гамма-
излучения в основном используются приборы на основе известных детекторов,
широко применяемых в ядерной физике: газонаполненных, полупроводниковых и
сцинтиляционных. Из газонаполненных детекторов разного типа наибольшее
распространение в рентгеновской астрономии получили пропорциональные
счетчики, которые чувствительны в основном к рентгеновскому излучению в
диапазоне энергий от нескольких кэВ до (100 кэВ (именно такие детекторы
использовались в известном эксперименте на спутнике "Ухуру" (Giacconi et
al., 1974)). Диапазон применения полупроводниковых и сцинтилляционных
детекторов - от (10 кэВ до нескольких десятков МэВ. При этом
полупроводниковые детекторы (как правило, на основе сверхчистого или
обогащенного германия) обладают наилучшим энергетическим разрешением ((0.2%
при E( = 1 МэВ), их используют для спектрометрических измерений.
Сцинтилляционные же детекторы относительно дешевы и просты в эксплуатации,
поэтому на их основе создают высокочувствительные приборы с большой
эффективной площадью.
Приборы, применяемые для наблюдений в диапазонах "жесткого"
рентгеновского и "мягкого" гамма-излучения, можно разделить на два основных
класса. Первый класс - это приборы с ограниченным полем зрения или
узконаправленные, основная задача которых - исследование известных
дискретных источников. Приборы такого типа решают также и
спектрометрические задачи, иногда их используют и для независимого обзора
небесной сферы (например, сцинтилляционный спектрометр A4 на космической
станции HEAO-1). В последние годы наряду со спектрометрией инструменты
данного типа наделяют возможностью строить изображение исследуемого (как
правило, узкого) участка неба. Для этого были разработаны специальные
приборы с кодированной апертурой на основе комбинации, так называемой,
кодирующей маски (коллиматор с определенным расположением входных
отверстий) и позиционно-чувствительного детектора. С этой точки зрения
приборы с кодированной апертурой можно называть гамма телескопами
(например, телескоп "СИГМА" на космической обсерватории "ГРАНАТ" (Paul et
al., 1991).
Второй класс приборов - так называемые патрульные приборы, которые
отличаются от предыдущих тем, что обладают широкими полями зрения и не
разделяют источники излучения внутри них. Такие приборы используются в
основном для спектрометрических и мониторных измерений. В частности, с
помощью подобных спектрометров были открыты и исследованы космические гамма-
всплески (например, аппаратура "КОНУС" на межпланетных станциях "Венера"
(Mazets et al., 1981)), временные (транзиенты), а также периодические
источники. Широкое поле зрения является необходимым элементом при изучении
гамма-всплесков и транзиентов, так как события эти довольно редкие, и
невозможно заранее предсказать место их появления на небе.
В диапазоне гамма-излучения "средних" энергий в качестве гамма-телескопов
используют, так называемые, Комптоновские телескопы, основанные на эффекте
Комптоновского рассеяния (например инструмент COMPTEL на космической
обсерватории им. Комптона CGRO). Такие приборы представляют собой
комбинацию двух позиционно-чувствительных детекторов, позволяющих
локализовать места взаимодействия первичного гамма-кванта в верхнем
детекторе и рассеянного в нем (за счет Комптон-эффекта) кванта в нижнем
детекторе, в котором рассеянный квант должен полностью потерять свою
энергию. Таким образом, определяя величины энерговыделений в обоих
детекторах и угол рассеяния, можно измерить энергию первичного кванта и
угол его прихода относительно плоскости детектора.
Основным инструментом, применяемым для наблюдений в диапазоне гамма-
излучения "высоких" энергий, является искровая камера. Поскольку в этом
диапазоне взаимодействие гамма-квантов с веществом происходит в основном
через образование электрон-позитронных пар, регистрация гамма-квантов в
искровых камерах и определение их характеристик (в частности, углов
прихода) производится по наблюдениям траекторий образовавшихся пар. Для
того, чтобы измерить полное энерговыделение при регистрации
высокоэнергичного гамма-кванта и тем самым определить его энергию,
применяют комбинацию искровой камеры и ионизационного калориметра. Для
регистрации гамма-квантов с энергиями десятки МэВ и более используют также
Черенковские счетчики, т.е. детекторы, основанные на эффекте Вавилова-
Черенкова. В некоторых инструментах применяют комбинацию Черенковского
счетчика, искровой камеры и ионизационного калориметра (например, гамма-
телескоп на космической станции "Гамма").
В силу того, что в диапазонах "очень высоких" и "сверхвысоких' энергий
потоки регистрируемых гамма-квантов очень малы, для их наблюдения требуется
создание установок с очень большой эффективной площадью. Ввиду
ограниченности ресурсов в космических экспериментах, имеющиеся на
сегодняшний день возможности не позволяют осуществлять эффективные
наблюдения в космосе в этих диапазонах энергии. Поэтому используются
косвенные методы регистрации, в которых своеобр