1 9 5 8 - we w łoskim czasopiśm ie Nuovo C im e n to ukazuje się arty k u ł P. M o rriso n a su gerujący możliwość p row adzenia b a d a ń astronom icznych w prom ieniach gam m a.
1 9 6 1 - E X P L O R E R 1: s a te lita w ystrzelony przez N A SA reje stru je po raz pierw szy pozaziem skie fotony g am m a ( 2 1 zliczeń).
1 9 6 7 - V EL A : seria am erykańskich sa telitó w zw iadow czych odkryw a rozbłyski prom ieniow ania g a m m a (G R B ). O dkrycie to było trzy m an e w ścisłej ta jem n icy i zostało ogłoszone w sześć la t później.
1 9 6 8 - O SO-3: s a te lita ten obserw uje em isje fotonów g a m m a (621 zliczeń) p o ch o d zącą z c e n tru m i z dysku naszej G a la k ty k i, obserw uje on tak że rozproszone prom ieniow anie tła p o zagalaktycznego.
1 9 7 2 - SAS-2: w ykonuje ośm iom iesięczne obserw acje n ieba, podczas któ ry ch rejestru je około 8000 fotonów g am m a. J e s t uw ażany za pierw szy in stru m e n t pozw alający n a pow ażne b a d a n ia astro n o m iczn e w prom ieniach gam m a. O d k ry w a s tr u k tu r ę dysku g alaktycznego, em isję gam m a p o ch o d zącą od dwócli pulsarów w pozostałościach po w ybuchu supernow ych w K rab ie i Veli oraz niezw ykle źródło G em inga.
1 9 7 5 - C O S-B: s a te lita w ykonany w ESA ro zp o czy n a sw oją prawie sied m io letn ią m isję, podczas której o d b ie ra 210 000 fotonów g am m a o wysokich energiach, w ykonuje szczegółow ą m a p ę naszej G alak ty k i, o d k ry w a źró d ła w dysku i pierw sze źródło p o zag alak ty czn e.
1 9 7 7 - H EA O -1: w ykonuje pierw szą k o m p le tn ą m a p ę n ieb a w prom ie niow aniu g am m a o niskiej energii (około 100 keV)
1 9 7 9 - H EA O -3: w prom ieniow aniu g am m a p o ch o d zący m z płaszczyzny G a lak ty k i o d k ry w a linię ro zp ad u a lu m in iu m 26.
1 9 8 0 - Solar M axim um M ission: o d k ry w a linie ro z p ad u k o b altu 56 utw orzonego w pozostałościach gazow ych po w ybuchu supernow ej 1987A. 1 9 8 9 - Sigm a: teleskop n a pokładzie francusko-rosyjskiego sa te lity odkryw a zm ienność i lokalizuje źródło p ro d u k u jące lin ię 511 keV (a n ih ila c ja pary elek tro n -p o zy to n ) w obszarze c e n tru m G a la k ty k i.
1 9 9 1 - R ozpoczyna się m isja O b serw ato riu m P ro m ien io w an ia G am m a (G R O ).
Pow oduje to n ie ste ty pow ażne ograniczenie klasycznego in stru m e n tu scyntylacyjnego, p rzed e w szyst k im je śli chodzi o identyfikacje linii g am m a p o ch o d z en ia jądrow ego.
Linie te w w arunkach n o rm a l nych są b ard zo w ąskie, z drugiej zaś stro n y w łaśnie d o k ła d n a w artość energii fotonów pozw ala n a identyfi kacją ro d z a ju ją d ra , k tó re badam y. W spółczesna sp e k tro sk o p ia ją d ro w a w ykorzystuje do p o m ia ru ener gii prom ieniow ania g am m a od b io r n iki, w k tó ry ch pochłoniecie fo to n u n a stę p u ję w odpow iednio chłodzonych k ry ształa ch g erm anu. N ajm niejszy przed ział energii, ja k i m ożna o trzy m ać za p o m o cą t a kich odbiorników , je s t m niejszy lub porów nyw alny z n a tu ra ln ą sze rokością linii gam m a. O d b io rn ik i te są zatem idealne do identyfikow ania różnych izotopów . N iestety i w ty m p rzy p ad k u długie czasy p rzy g o to w ania, p ro je k to w a n ia i w ykonania in stru m e n tu nie pozw oliły n a um ie szczenie sp e k tro m e tró w g erm an o wych n a pokładzie G R O . Z ostały one zastosow ane w p rzestrz en i ko sm icznej dopiero w o sta tn ic h latach i są tak że przew idziane w m isji Integral.
om i ino tych dw óch pow aż nych ograniczeń technologicznych - b rak u m aski a p e rtu ry zakodow anej
energia (KcV)
P o ró w n an ie e n ei^ e ty c z n ej zdolności ro zd zielczej, o trzy m an e j n a p o d s ta wie a n alizy typow ego w id m a g a m m a w ob sza rze energii około 500 keV , z a po m o c ą o d b io rn ik a półprzew odnikow ego
(u góry) i z a p o m o c ą k lasycznego o d b io rn ik a scy n ty lacy jn eg o (n a dole) tak ieg o ja k i z o sta ł zastosow any w in s tru m e n ta c h G R O . W yższość n o w ych odb io rn ik ó w germ anow ych je s t b e z s p o rn a , je d n a k ż e ich tech n o lo g ia nie b y ła jeszcze d o b rze z n a n a w m o m en cie p ro je k to w a n ia G R O i d late g o nie p rz ew id z ian o um ieszczen ia tego ty p u odb io rn ik ó w n a jeg o p o k ład zie.
i sp ek tro sk o p u germ anow ego - G 110 p o zo staje je d n y m z najlepszych satelitó w , c h a rak tery zu jacy m się przede w szystkim w ysoką czułością.
P rz y p a trz m y sią bardzej szcze gółowo o d b io rn ik o m um ieszczonym n a po k ład zie O b serw ato riu m . N a w spólnej k o n stru k cji nośnej, wy pełniającej w iększą część ładow ni P ro m u , zam ontow ane są cztery in s tru m e n ty odsep aro w an e od siebie i p ra c u jące niezależnie.
BATSE
(an g . B urst A nd T ra n sie n t Source E x p e rim e n t - E k sp e ry m e n t R ozbłysków i Źródeł Przejściow ych) je s t je d y n y w swoim ro d z a ju . S k ład a się z ośm iu od dzielnych m odułów um ieszczonych w czterech rogach p latfo rm y : cztery w jej części górnej i cztery w dolnej. C elem tak ieg o rozm ie szczenia je s t możliwość obserw o w ania zawsze całego nieba, nie przesłoniętego przez Ziem ię (co s ta now i w przybliżeniu 2 /3 sfery nie bieskiej). In s tru m e n t ten p rzezn a czony je s t do obserw acji słynnych rozbłysków g a m m a (an g . g am m a ray b u rs t, w skrócie G R B ). S ą to zjaw iska nadzw yczaj energetyczne lecz b a rd zo kró tk o trw ałe.T rw a ją zwykle kilka sekund, p odczas k tó ry c h d e te k to r b o m b ar duje o lbrzym i s tru m ie ń prom ieni g a m m a o stosunkow o niskiej ener gii (zw ykle poniżej 1 M eV).
Ze w zględu n a niem ożność pro gnozow ania tych zjaw isk i n a ich k ró tk i czas trw a n ia , G R B są wciąż
B A T SE (B u rs t A n d T ra n s ie n t S ource E x p e rim e n t). R y su n e k p rz e d sta w ia je d e n z o śm iu m o d u łó w u m ieszczo n y ch n a k o iislru k rji n ośnej O b s e rw a to riu m N'a fotografii, m o n ta ż foto p o w ielarzy , s ta n o w ią c y k ońcow ą fa zę in sta la c ji d e te k to ra .
zag ad k ą astro n o m ic z n ą po praw ie dw udziestu la ta c h od m o m e n tu ich o d k ry cia w 1973 ro k u . W sw oim czasie stanow iły naw et pow ażny p ro b lem polityczny an g ażu jący o ba su p erm o ca rstw a . S atelity USA z serii Vela, p rzebyw ające n a orbicie p o d koniec la t 60-tych, m iały n a p o kładzie czułe d e te k to ry prom ie niow ania g am m a w celu kontrolow a n ia p rz e strz e g an ia u k ła d u o nieprze- prow adzaniu w ybuchów jąd ro w y ch w atm osferze.
G alaktyce; sugeruje to przede wszy stk im ich rozm ieszczenie n a niebie i b ilan s energetyczny tego zjawi ska.* A by w pełni zrozum ieć G R B , pierw szą rzeczą, ja k ą należy zrobić, je s t zidentyfikow anie źródeł prom ie niow ania g a m m a tak że w innych długościach fali, n a p rzy k ład w dziedzinie optycznej i w dziedzinie prom ieniow ania X. Z tego wzglądu kierunek, z jak ieg o dochodzą fotony, musi być w yznaczony z najw y ższą m ożliw ą dokładnością.
rozdzielczości kątow ej pojedynczego zjawiska.
K ażdy m oduł B A T SE zaw iera ta rc z ą z jo d k u sodu (N a l), spe cjalnego m a te ria łu scyntylacyjnego, z k tó ry m o d d zia ły w u ją prom ienie g am m a w yw ołując lum inescencją. E m itow ane św iatło zo sta je zebrane przez sp ecjaln y „św iatłow ód” i prze niesione do trzech fotopowielaczy, będących w sta n ie w ytw orzyć sygnał elektryczny, k tó ry z kolei zo staje o d pow iednio zakodow any i
prze-O S S E (prze-O rie n te d S c in tilla tio n S p e c tro m e te r E x p e rim e n t) In s tru m e n t s k ła d a siq z c z te re c h id en ty c zn y c h odb io rn ik ó w po leczo n y ch w b a te riq i um ieszczo n y ch n a je d n y m z krańców platform y.
R ozm ieszczenie G R O w ładow ni s ta tk u A tla n tis , z a p o m o cą k tó reg o G R O z o stało w yniesione n a o rb itę , (za z g o d ą NA SA)
O dkrycie p o w tarza jące g o siq chwilowego w zrostu zliczeń prom ieni g a m m a było początkow o in te rp re to wane ja k o w ybuchy p rzeprow adzane w sekrecie; bardziej d o k ła d n a an a liza pozw oliła je d n a k przypisać tem u zjaw isku pochodzenie kosm iczne. D ane zostały w końcu o d ta jn io n e i przed staw io n e m iądzynarodow em u środow isku astro n o m iczn em u w roku 1973, tylko p o to , by odkryć, że oczyw iście R osjanie w ykonali p o d o b n e p o m iary za p o m o cą swo ich odbiorników g a m m a i tak że nie wiedzieli, ja k in terp reto w a ć dane.
Do dziś jeszcze astrofizyczne pochodzenie błysków prom ieniow a n ia g a m m a nie je s t ja sn e . P ra w dop o d o b n ie p o w s ta ją one w naszej
N iestety, je s t to bard zo tru dne zadanie cl la tego tak kró tk o trw ałe go i nieprze--- w idyw alnego zjaw iska. BA TSE zlokalizuje G R B z dokładnością do jed n eg o sto p n ia luku; dokładność ta , sam a w so bie nie w y starczająca, p ołączona z danym i z innych in stru m en tó w , pozwoli n a o stateczn e określenie położenia źró d ła z niepew nością do kilku dziesiątek sekund l uku - znacznie lepiej niż było to m ożliwe do tej pory. P odział in stru m e n tu n a osiem m odułów rozm ieszczo nych w rogacłt o b serw ato riu m je st konieczny do u zyskania najlepszej
* T o stw ie rd zen ie o p a rte o w yniki sp rz ed w y strz ele n ia G R O w y d a je sio ulec m odyfikacji sk u tk ie m ro czn ej d ziałalności tejże m isji. A rty k u ł o w ynikach n a u k o w ych G R O p o jaw i się w n a s tę p n y m nu m erz e — p rz y p . re d .
tra n sm ito w an y n a Ziemią. K ażdy z ośm iu k ryształów N al w BA TSE je s t n ajw iększym k ry sz tałem , ja k i kiedykolw iek zo stał um ieszczony n a satelicie: m a ją po dw adzieścia cali średnicy (wiecej niż pól m e tra ). Za p ew n ia to czułość in stru m e n tu przy n ajm n iej dw adzieścia razy w iąkszą niż czułość po p rzed n ich teleskopów obserw ujących G R B .
Z rozum ienie n a tu ry G R B , a wiqc fizycznego m echanizm u em i sji prom ieniow ania, w y m aga do brej znajom ości ich w id m a energe tycznego. M a terial scyntylacyjny, o d b ie ra ją c prom ieniow anie gam m a, w ytw arza porcje energii, k tó ra je st p ro p o rc jo n a ln a do ilości św iatła do sta rcz an eg o n a fotopow ielacz. Do b ra jakość p o m iaru zależy jed n ak że od grubości m a te ria łu .
A by zw iąkszyć rozdzielczość e nergetyczną, B A T SE p o sia d a także o db io rn ik i o m niejszej pow ierzchni (12 cm śred n icy ), ale o wiąkszej g rubości (p o n ad 7 centym etrów ).
Zdjęcia ilustrują G RO - Obserwatorium Promienio wania Gamma umieszczone na orbicie 15 kwiet nia 1991 przez załogę promu kosmicznego Atlantis. Dwa górne zdjęcia to ostatnia faza montażu go towych już instrumentów tuż przed umieszczeniem całości w ładowni statku. Poniżej z lewej widoczny montaż instrumentu O SS E , u dołu po prawej insta lacja instrumentu EG R ET . U dołu z lewej ostatnia faza przygotowania GRO; wszystkie instrumenty już sa na swoich miejscach.
Pozwoli to na rozstrzygnięcie spo rnej kwestii, czy widmo promie niowania gamma pochodzące od G R B zawiera charakterystyczne li nie spektralne, takie ja k na przykład linie anihilacji par elektron-pozyton w pobliżu gwiazdy neutronowej.
Identyfikacja rozbłysków pro mieniowania
7
będzie dużym kro kiem naprzód. Zrozumienie tego zjawiska może nastąpić przy po mocy korelowania danych pozy cyjnych otrzymanych z B A T SE z obrazami w promieniowaniu X (na przykład z ROSATa), a zwłaszcza z obserwacjami ewentualnych błysków w dziedzinie optycznej, szybkich i widowiskowych pojaśnień słabej i nieznanej gwiazdy.Oczekuje się, że B A T SE będzie rejestrował średnio jeden G R B dziennie, i dla każdego z nich będzie możliwy pomiar zmienności zliczeń fotonów i kształtu widma w czasie. Zatem olbrzymia ilość danych zgromadzonych w czasie trwania całej misji, przewidzia nej na wiele lat, i dotyczącej tego szczególnego aspektu astro nomii wysokich energii, powinna spowodować przybliżenie momentu rozwiązania zagadki G R B .
OSSE
(ang. Oriented Scintillation Spectrometer Experi ment - Zorientowany Spektrometr Scyntylacyjny) jest instrumentem przeznaczonym do spektroskopii i do badania zmienności w czasie obiektów gamma, zarówno tych znanych, ja k i nowych, niedawno odkrytych przez GRO. Został on przystosowany do pracy w paśmie pomiędzy 100 keV i 10 MeV, w jed nym z bardziej interesujących pasm, zarówno ze względu na emisję widma ciągłego, ja k i ze względu na linie pochodzenia jądrowego emitowane w wyniku rozpadu radioaktywnego.O SSE zawiera cztery iden tyczne, niezależne od pozostałych detektory, z których każdy zamon towany je st w układzie celującym indywidualnie. Są one także w dużej mierze niezależne od systemu kon trolującego oprzyrządowanie całej stacji badawczej.
Pozwala to na skierowanie jed nego z liczników w kierunku pew nego źródła, podczas gdy inny w tym samym czasie mierzy szum tła celując w obszar nieba wolny od źródeł. Można także w tym sa mym czasie dokonać równoczesnych obserwacji kilku obiektów lub ob serwacji obiektów „drugorzędnych” ,
w czasie gdy obiekt główny, w kierunku którego skierowane jest całe Obserwatorium, chwilowo jest zasłonięty przez Ziemię. Wszystko to oczywiście następuje bez zmiany ogólnego programu obserwacyjnego GRO. Krótko mówiąc, jest to in strument wszechstronny, pomyślany tak, aby realizować optymalny pro gram obserwacyjny.
C O M P T E L (Im aging C om pton Tele- sco p e). W tym instrum encie sprzężone są odbiorniki b a d a ją ce efekt C om ptona, przeznaczone do re je s tra c ji p ad ającego prom ienia gam m a i odbiorniki scyn ty la cy jn e p o ch ła n ia ją ce fo to n rozproszony; In stru m en t ten um ieszczony je s t w cen tru m platfo rm y G R O .
Każdy ze spektrometrów OSSE zawiera centralny licznik scyntyla cyjny otoczony odbiornikami po mocniczymi, których zadaniem jest zmierzenie szumu tła, wywołanego zwłaszcza przez cząstki naładowane, i w konsekwencji jego wyelimi nowanie. Drastyczne osłabienie promieniowania tla jest jednym z podstawowych wymagań stawianych przed instrumentem gamma. Jest on narażony na zjawiska wywołujące sygnały bardzo podobne do pro mieni gamma (właśnie efekty tla), i to znacznie liczniejsze niż rejestracja poszukiwanych fotonów. Odbior nik centralny (spektrometr gammą) każdego z czterech modułów składa się z warstwowo ułożony cli kry ształów jodku sodu i jodku cezu, w których następuje oddziaływanie promieni gamma i emisja światła scyntylacyjnego w ilości propor
cjonalnej do energii fotonów pa dających. Kryształy są „widziane” przez siedem fotopowielaczy, które generują sygnał proporcjonalny do światła scyntylacyjnego. Po odpo wiedniej kalibracji sygnału możliwe jest określenie energii padającego promieniowania gamma. Przystoso wanie instrumentu do celów astrono micznych osiągnięte zostało poprzez umieszczenie nad kryształem koli- matora wolframowego, który określa prostokątne pole widzenia 3.°8 na
11.M.
Nawet z tak pobieżnego i upro szczonego opisu O SSE można się zorientować, jakie są słabe i silne strony instrumentu. Wadami są poważne ograniczenia rozdzielczości kątowej i energetycznej. Roz dzielczość kątowa określona jest za pomocą klasycznej, ale nie używanej już metody kolimacji dużego pola; rozdzielczość energetyczna, rzędu
10
%, jest spowodowana fizyką procesu oddziaływania promienia gamma w krysztale i następującym po nim procesem gromadzenia światła. Współczesne spektrome try gamma są oparte na odbiorze fotonów w germanie ze zdolnością rozdzielczą rzędu0
.1
%, niezbędną do obserwacji linii pochodzenia jądrowego. Na rysunku (str. 79) zaprezentowano porównanie pomiędzy energetyczną rozdzielczością najlep szych kryształów scyntylacyjnych i odbiornika germanowego w konkret nym przypadku spektroskopii linii jądrowych. Różnica istnieje i jest
łatwo zauważalna.
Zaletami istrumentu są: jego wszechstronność, zdolność dokład nego pomiaru tla, a przede wszyst kim jego duża powierzchnia zbior cza, co sprawia, że jest to in strument bardzo czuły. Przynosi on zaszczyt projektującym go nau kowcom, którzy za pomocą instru mentów i technologii dostępnych w momencie wykonywania projektu skonstruowali instrument wciąż je szcze dziś aktualny, który pozostanie jeszcze przez długi czas najczulszym
w swoim przedziale energii.
COMPTEL
teleskop Comptona, zadedykowany jest fizykowi amerykańskiemu A .II. Comptonowi. Jego nazwisko zwią zane jest z podstawowym me chanizmem oddziaływania promieni gamma z materią. W odróżnieniu od BA TSE i O SSE teleskop Comp tona jest w stanie na podsta wie obioru tylko jednego fotonu