1tom - 0333.htm
399
дополнит, преимуществом к-рых служит сильное подавление фона. В таком телескопе, состоящем на двух рядов сцинтилляц. сч╦тчиков, измеряются координаты и энергии двух последовательных комптопонских электронов и энергия 7~кнапта Су-фотона). Совокупность зарегистрированных событии позволяет определить местоположение дискретного лоточника с точностью до неск. градусов. Параметры фотонов с е^ ~107≈1C11 эВ определяются но конверсионным о+ ≈е~-парам, к-рые можно регистрировать с помощью сцип-тилляцнонных и черепковских детекторов, а также искровых камер, фотогр. эмульсий и др. трековых детекторов частиц. Типичный у-телескон (рис. 3) состоит набора искровых камер,
Рис. 2. Схема телескопа двойного КОМПТОИОРСКОГО рапсеяпин для регистрации ∙уи^лук-ния с аш'ргисй фотонов е ≈(0,1≈10) МзВ: 1, 2 ≈- годоскоиичгские ряды сцинтилляционных сч╦т-чипов; <р ≈ угол порпого комгт-тоновскоги рассеянии
его угл. точность аф »sl0 (для энергии £~100 М:>В). Космич. ГИ регистрируется на фоне заря ж. частиц космич. лучей, потоки к-рых, как правило, на много порядков превышают искомый лоток у-фотоиов. Поэтому у-телесколы содержат системы сцинтиллнц.
Сцинтилляционный счетчик _,. антигсвпаденик
У└,└└,└,└└└Л,,└1&.└└└└└>я
Теневой экран Г^А^^^Ф^
Телевизионная I '
J
Обшивка
космического
корабля
Искровая
камера
И Внутренний
сцинтилляцион-ный счетчик
Черепковский счетчик
Искровая камера
трубка
Калориметр [
Сцинтиллятор
Рис. 3. Схема телескопа для регистрации космического 7" ченид с е>Г)0 МэВ: v-фотоны образуют в конвертерах искроных ка-мгр иары (ej, с+); заряженные частицы проходят че[)е;1 сцин-тилляционный и газовый черенковский сч╦тчики, которые дают команду на запуск иснровых камер; изображение искр регистрируется телевизионной тру Окой при помощи системы зерна.и; энергия фотонов измернется сцинтилляциотшьтм калориии'тром. Сциитилляционные считчики, включенные на «актисовпадение», отсекают фол заряженных частиц.
считчиков, обеспечивающие исключение входящих аа-ряж. частиц.
Улучшение угл, разрешения ^"тС!Лсекопов связано с использованием метода кодирования апертуры (аналогичные устройства есть и в рентг. астрономии}. В поле прения телескопа устанавливается экран с опрсдсл. распределением поглощающих и прозрачных элементов, в срсдЕЮМ поглощающий 50% падающего истока ГИ. Пройдя череа экран, у-фотшш регистри-
руются шкшционпо-чувствит. детектором (юдоскоп счетчиков, искровая или пропорциональная камера, камера Ангера IT др.). в плоскости к-рого образуется «тень» от экрана. Угл. разрешение определяется выражением: оф ~а//,, где а ≈ размер (по ширине) элемента экран», сравнимый с координатным разрешенном детектора, L ≈ расстояние от экрана до детектирующей плоскости. Метод кодирования апертуры применим для любых энергий у-фотопов и позволяет получить угл. ТОЧПОСТЕ. порядка 1'.
Космич. -уФ°тон с энергией е^Ю11 эВ создает в атмосфере посродстном электронно-фотонного каскада широкий атмосферный ливень (ШАЛ) (см. Космические лучи)) компоненты к-рого достигают поверхности Земли.
Г,-а. сверхвысоких энергий (К)11≈1014 эВ) основана на регистрации с помощью нараболич. зеркал оптич. вспышки черепковского излучения, порождаемого ШАЛ. Угл. разрешение телескопа, определяемое расходимостью ливня, составляет доли градуса. Г.-а. ультравысоких энергий (е.^1014 эВ) использует наземные установки для регистрации знряж. частиц ШАЛ, покрывающих большую площадь. Направление у~ФОТО11а1 измеряемое по временному запаздыванию импульсов от разнесенных в пространстве детекторов установки, определяется с точностью до песк. градусов. Оси. зксперим. трудностью наземной Г.-а. является выделение полезных событий ла большом фоне ливней, созданных протонами и ядрами космич. лучей. До сих пор пет метода, к-рый позволил бы однозначно отличать ШАЛ, созданные у-фотонами, в свл:ш с чем наземная регистрация космич. ГИ основана на статистич. методах его выделения (возраст ливня, доля мюонов, зависимость от пебеслых координат и т» д.).
Теоретич. основы Г.-а. начали закладываться в 50-х гг. 20 в., наблюдения проводятся с 00-х гг., наиб. аффективны наблюдения с КА. Принято выделять ГИ Галактики, дискретные источники уфотсшов» ме-тагалактич. ГИ, кратковременные всплески ГИ.
Ш
SS (J
А -г"
0,5 10
U 1-
3 CJ
ц. -В
Галактический центр
Паруса X Краб
\ \\
Изотропный поток
150 120 90 60 30 0 330
Галактическая долгота
270 -240 210 330
Рис. 4. Долготное распределение галактического v-иа л учения
(е>70 МоВ) в полосе широт 1Ы<10°; пунктир ≈ уровень и.чо-
тропного метаг0.:1мкти.чрского у-и;?лучония; стрелками показаны
отдельные дискретные источники-.
Галактич. диффу.чноо ГИ с е^ЗО МоВ обусловлено гл. обр. взаимодействием космич. лучен с межзв╦здным газом, магн. полями и полями излучения. Наблюдается оно от всех участков неба, но наиб, ярко в полосе Млечного Пути, ограниченной галактич. широтой |&1^10°. Долготная зависимость ГИ (рис. 4) отражает структуру Галактики, в частности наличие спиральных: рукавов (ГИ от них более интенсивно).
К изнсстным галактич. дискретным источникам ГИ относятся: Солнце (но время солнечлых вспышек), молодью пульсары PSH 0531-1-21 и PSR 0833≈45, находящиеся в остатках вспышек сверхнпвых зв╦зд
^^^»
о
X
О
о.
i-
u
405
")
}
