Záření gama – okno do nejenergetičtějších částí vesmíru

Vladimír Wagner

V této části speciálu věnovanému velkým astronomickým přístrojům se budeme věnovat zkoumání záření gama, tedy té nejenergetičtější části elektromagnetického spektra. Jeho vznik je tak spojen s procesy ve vesmíru, při kterých se uvolňují obrovská množství energie. Záření gama tak může být skvělým zdrojem jejich studia. Erupce na Slunci, výbuchy supernov, aktivní jádra galaxií, procesy v blízkosti neutronových hvězd či horizontu černých děr a to těch hvězdných i supermasivních v nitrech galaxií můžeme zkoumat právě pomocí jejich záření gama. Stejnou službu nám může poskytnou při určování množství a rozložení antihmoty ve  vesmíru a řešení řady dalších i velmi exotických otázek struktury a vývoje našeho světa. Než se podíváme na konkrétní přístroje pro detekci záření gama z vesmíru, které nám sloužily, ještě fungují nebo se jejich konstrukce připravuje, řekněme si základní informace o vlastnostech, produkci a detekci záření gama.

 

Jaké jsou hodnoty energie fotonů, frekvence či vlnové délky záření gama?

 

Spodní hranice pro energii fotonů záření gama je definována značně volně, i když často se za ní považuje energie fotonu 10 keV. To odpovídá tomu, že gama záření má frekvenci vyšší než 2,42 EHz a jeho vlnová délka je menší než 0,124 nm. Nepřesnost stanovení hraniční energie mezi rentgenovým a gama zářením je dána tím, že jejich označení je založeno na původu záření.

Jestliže elektromagnetické záření s vysokou frekvencí vzniklo v procesech v elektronovém obalu atomu, mluvíme o rentgenovém záření. Protože však vazebná energie elektronů u prvků s vysokým protonovým číslem je velmi vysoká, například u uranu přesahuje hodnotu 110 keV, jsou jako rentgenové označovány i fotony s energií přesahující energii 100 keV které jsou vyzářeny při přechodech elektronů v atomových obalech těchto těžkých prvků.

Pokud bylo záření vyzářeno při procesech v jádře, mluvíme o záření gama, i když je energie jeho fotonů mnohem menší než 100 keV. V jádrech existují přechody mezi vybuzenými stavy, které mají energii i pouze v jednotkách kiloelektronvoltu.

Následkem toho se fyzika i detekce velmi tvrdého rentgenova záření a velmi měkkého záření gama často překrývají a sondy, které zkoumají vysokoenergetické elektromagnetické záření z vesmíru, studují rentgenovo a gama záření společně.

 

Kde všude záření gama vzniká

 

Jak jsme si už řekli, je záření gama spojeno s procesy probíhajícími v jádře. V řadě procesů se jádro může dostat do vybuzeného stavu s přebytkem energie, kterého se zbavuje vyzářením jednoho nebo více fotonů záření gama. V excitovaném stavu může být například dceřiné jádro vzniklé při přeměně beta. Zatímco přeměna gama, při které se jádro zbavuje energie vyzářením fotonů probíhá elektromagnetickou interakcí a tedy většinou velmi rychle (řádově 10-15s), přeměna beta probíhá slabou interakcí a tedy daleko pomaleji. Časté jsou případy, kdy je poločas takové přeměny v řádu hodin, dní i let. Při přeměně gama se vyzařují fotony s přesně danou energií, která je charakteristická pro izotop, který je vyzařuje. Jejich zachycení nám tak umožňuje přinést informaci o tom, kde vznikají příslušné radioizotopy, jejichž přeměnu beta vyzáření zmíněných fotonů gama následuje. Charakteristickým příkladem jsou například 56Co a 56Ni, které masivně vznikají při výbuchu supernovy a fotony z jejichž přeměn lze u supernov a jejich pozůstatků pozorovat.

 

 

Spektra elektromagnetického záření pro různé teploty

 

Také při reakcích částic se mohou produkovat kvanta gama. Existují například rozpady částic spojené se vznikem fotonů záření gama. Jako příklad může sloužit neutrální mezon pí nebo mezon eta. Energie vzniklých kvant gama je dána klidovou hmotností původní částice. Často se však stává, že tyto částice vznikají ve vysokenergetických procesech při srážkách urychlených částic. Mají tak velmi vysokou kinetickou energii, která se předá fotonům vzniklým v rozpadu. Ty mohou pak mít i velmi vysokou energii.

Existuje několik možností, jak může už existující foton elektromagnetického záření získat vysokou energií. Jednou z nich je proces, který se označuje jako obrácený Comptonův rozptyl. Při něm dochází k rozptylu fotonu s nízkou energií a elektronu s vysokou, při které předá elektron část své energie právě fotonu. Další možností je Doplerův posun v případě, že se zdroj, který vyzařuje elektromagnetické záření s nízkou frekvencí k nám extrémně rychle přibližuje. V takovém případě se frekvence tohoto záření může posunout až do oblasti gama.

Při pohybu lehké nabité částice s rychlostí velmi blízkou rychlosti světla v elektrickém poli dochází k jejímu brzdění nebo urychlení. Přitom částice vyzařuje brzdné elektromagnetické záření s frekvencí v oblasti gama. Pokud se pohybuje stejná nabitá částice v magnetickém poli, velikost rychlosti se nemění. Mění se však směr letu částice a vyzařuje se opět elektromagnetické záření, v případě intenzivních magnetických polí s frekvencemi až v oblasti gama. To se označuje jako synchrotronové záření.

Záření gama může vznikat i při anihilaci probíhající při setkání částice s antičásticí. Nejznámější je v tomto případě anihilace elektronu a pozitronu. Pokud anihilují tyto částice v klidu vůči pozorovateli, je energie vznikajícího záření gama 511 keV (klidová energie elektronu i pozitronu).

Záření gama může vznikat i jako tepelné záření při extrémně vysokých teplotách. Aby byla v podobě záření gama vyzářena větší část energie, je potřeba, aby se teplota blížila nebo překračovala hodnotu milion stupňů.

Velmi důležitou informací, jak vzniklo pozorované záření gama z vesmíru, nese jeho energetické spektrum. Pokud se nám podaří z něj identifikovat, který konkrétní proces stojí za jeho původem, můžeme získat velmi cenné informace o objektu, který je vyzařuje.

 

Jak je detekovat?

 

Abychom si mohli vysvětlit, jaké detektory se pro zachycení záření gama používají, podívejme se nejdříve na to, jak záření gama interaguje s hmotou. Dochází k tomu formou tří procesů. Prvním z nich je fotoefekt, při něm předá foton záření gama veškerou svou energii elektronu v atomovém obalu atomu a ten vyletí ven. Ten se s největší pravděpodobností uplatňuje při nízkých energiích a jeho pravděpodobnost klesá rychle s rostoucí energií záření gama. Druhým procesem je Comptonův rozptyl. Při něm se foton záření gama rozptýlí na elektronu a předá mu pouze část své energie. Ze zákonů zachování energie a hybnosti plyne, že to nemůže být v žádném případě energie celá. Ten se uplatňuje už od nízkých energií, ale dominantním se stává až od jisté energie záření gama. Ta závisí na protonovém čísle daného materiálu. Pro vápník (protonové číslo je 20) je zhruba 100 keV a pro uran (protonové číslo 92) pak zhruba 600 keV. Třetím procesem pak je produkce páru elektronu a pozitronu. K němu může dojít jen při dostatečné energii fotonu záření gama, protože ke společné produkci pozitronu a elektronu je potřeba energie rovná dvojnásobku klidové energie elektronu. A ta je 511 keV. Ovšem i po překonání prahu 1022 keV nějakou dobu trvá než pravděpodobnost vzroste. Energie záření gama, při které začne převládat produkce párů na Comptonovým rozptylem zase závisí na protonovém čísle materiálu, ale je zhruba v oblasti nad čtyřmi megaelektronvolty. 

Ve všech těchto třech případech je produktem elektron (případně i pozitron), který převzal část nebo veškerou energii původního fotonu gama. Jde o nabitou částici, kterou už lze zaznamenat pomocí ionizace. V případě, že je její energie dostatečně velká na to, aby její rychlost byla velmi blízká rychlosti světla ve vakuu, pak pomocí Čerenkovova záření. Typ detektoru a jeho uspořádání závisí hlavně na energii, kterou původní fotony gama mají mít. Ionizace vzniká při průchodu nabité částice hmotou, při kterém svým elektrickým polem vyráží elektrony z obalů atomů a ionizuje je. Čerenkovovo záření pak vzniká, když se nabitá částice pohybuje prostředím rychleji, než se jím pohybuje světlo. V tomto případě pak tato nabitá částice vyzařuje namodralé Čerenkovovo světlo.

V případě, že je energie vzniklých elektronů a pozitronů dostatečně vysoká, mohou produkovat fotony gama brzdného záření. Ty pak mohou produkovat další elektrony a pozitrony. Dostáváme spršku částic. Ta obsahuje elektrony, pozitrony a fotony, které interagují elektromagneticky. Proto se označuje jako elektromagnetická sprška.

 

 

Ukázka krystalu BaF2 využívaného jako scintilační detektor – zdroj TAPS spolupráce.

 

Jednotlivé typy detektorů

 

Pokud je energie záření gama nízká, v řádů keV až jednotek MeV, překrývá se nebo jen mírně překračuje energie rentgenova záření, používají se scintilační nebo polovodičové detektory. V případě scintilačních detektorů vznikají vlivem ionizace i excitivané stavy v molekulách, které se vybíjejí vyzářením světla. To lze zachytit pomocí fotonásobičů či fotodiod. Pokud chceme využít scintilační detektor nejen pro detekci elektronů vzniklých v interakci fotonu, ale i jako materiál, ve kterém fotony interagují, musí obsahovat těžší prvky. Hlavně pravděpodobnost fotoefektu velmi prudce roste s protonovým číslem prvku. Vhodnými materiály jsou pro nižší energie CsI a NaI, pro vyšší pak velké krystaly BaF2, BGO nebo PbWO4. Scintilační detektory mají velmi vysokou účinnost detekce. Přesnost určení energie závisí na průměrné velikosti energie potřebné k produkci jednoho fotonu scintilačního světla. Ta je poměrně vysoká a energetické rozlišení scintilačních detektorů je tak relativně nízké.

Detektory polovodičové využívají germanium nebo křemík. Elektron vzniklý v interakci gama produkuje ionizací páry elektron díra v polovodiči, na kterém je přiloženo vysoké napětí. Vzniklé nosiče náboje jsou tak svedeny a vytvoří signál. Jeho velikost je úměrná jejich počtu a tak energii fotonu. Střední energie potřebná na vytvoření páru elektronu a díry je mnohem menší než ta potřebná k vytvoření scintilačního fotonu. Energetické rozlišení polovodičových detektorů je tak mnohem lepší než scintilačních. Naopak účinnost detekce je u nich mnohem nižší.

Pro vyšší energie fotonů  v řádu desítek MeV až desítek GeV lze také použít už zmíněné scintilační detektory. Nebo se dá použít vhodný průhledný čirý materiál, který má velkou pravděpodobnost reakce fotonů a vytvoření elektromagnetické spršky a zároveň umožňuje produkovaným rychlým elektronům  a pozitronům vytvářet Čerenkovovo záření. To se zachycuje pomocí fotonásobičů. Typickým materiálem pro výrobu takových detektorů je olovnaté sklo.

Další možností hlavně pro vyšší energie gama je využití vhodného materiálu pro konverzi energie fotonu na energii nabitých částic pomocí Comptonova rozptylu či produkce páru a libovolných detektorů, které jsou schopny detekovat tyto nabité částice. Těmito detektory mohou být třeba jiskrové či mnohodrátové driftové komory nebo různé typy polohově citlivých polovodičových (hlavně křemíkových) detektorů. Taková sestava umožňuje určit dráhu vzniklých nabitých částic a je velmi vhodná při určování směru příletu původního fotonu. Při Comptonově rozptylu je sice shoda směru letu původního fotonu a odraženého elektronu jen částečná. S rostoucí energií se však tato korelace zvyšuje. Pokud však určíme směr letu elektronu i pozitronu v párové produkci, můžeme určit směr letu původního gama kvanta i velmi přesně. Pro nízké energie gama můžeme využít toho, že takové gama záření lze odstínit už relativně slabou vrstvou materiálu a využít pro určení směru vhodnou sestavu kolimátorů.

Velice důležitou vlastností záření gama je jeho polarizace, která vzniká v okamžiku, kdy elektromagnetické vlnění kmitá v dané rovině. Pokud sestoupíme na mikroskopickou úroveň, tak polarizace souvisí s projekcí spinu fotonu do směru jeho pohybu. Procesy, ve kterých detekované záření gama vzniklo, do značné míry určují, zda a jakou bude mít polarizaci. Při měření polarizace se dá například využít toho, že úhlové rozdělení fotonů při Comptonově rozptylu závisí na jeho polarizaci.

Jak se zmíníme později podrobněji, vzniká interakcí kosmického záření v atmosféře záření gama, které vytváří nežádoucí pozadí. Pokud tedy chceme detekovat záření gama ze zdrojů vesmírných musíme náš detektor od tohoto zdroje odstínit. Stejně tak je třeba jej odstínit od nabitých částice. Toto stínění může být pasivní, když využijeme dostatečně tlustou vrstvu materiálu, který záření gama a nabité částice intenzivně pohlcuje. V případě vysokoenergetických částic to může být problém. Často je vhodnější použít stínění aktivní, kdy slouží stínící vrstva jako veto detektor. V případě, že zaznamená signál nejen náš hlavní detektor, ale i veto detektor, víme že šlo o částici z pozadí.

 

 

Družice Explorer 11 (zdroj NASA).

 

Počátky historie pozorování záření gama z vesmíru

 

K tomu, abychom mohli pozorovat záření gama z vesmíru, musíme detektor gama vynést mimo atmosféru Země. Atmosféra Země velmi úspěšně toto záření gama pohlcuje a navíc jsou její vnější vrstvy i jeho intenzivní zdroj. Záření gama tam vzniká při interakcích částic a jader kosmického záření v atmosféře. Proto se první úspěšné pokusy o jeho zachycení uskutečnily až s nástupem kosmické éry. První sondou, která byla vypuštěna s cílem zachytit fotony záření gama, byl Explorer 11, který se dostal na oběžnou dráhu 27. dubna 1961. Na palubě nesl přístroj, který se skládal ze dvou vrstev scintilačních detektorů citlivých na záření gama (NaI a CsI). V nich foton gama vyprodukoval elektron pozitronový pár. Tyto částice s kinetickou energií mnohem vyšší než klidová energie těchto částic pak vletěly do Čerenkovova detektoru, který zachytil produkované Čerenkovovo záření. Celá sestava byla obklopena plastikovým scintilátorem, který je citlivý pouze pro nabité částice. Jako fotony gama pak byly identifikovány pouze případy, kdy nebyl signál v plastikovém scintilátoru. Popsaná sestava umožňovala zachytit pouze fotony gama s energií vyšší než 50 MeV. Bylo získáno pouze devět hodin čistého času měření, během kterých bylo zachyceno 127 gama fotonů. Z nich 105 letělo ze směru od Země a byly vytvořený kosmickým zářením v její atmosféře. Zbývajících 22 pak přiletělo z vesmíru a byly prvními případy zaznamenaného vesmírného záření gama. Zachycené fotony přicházely z vesmíru izotropně a nepodařilo se identifikovat žádný definovaný zdroj záření gama.

 

 

Družice OSO 3 (zdroj NASA).

 

První gama záření ze Slunce bylo pozorováno satelity OSO v průběhu slunečních erupcí. Intenzivnější pozorování záření gama zahájila družice OSO 3 vypuštěná v březnu 1967. Jednalo se o charakteristickou linku gama doprovázející vznik deuteronu z protonu a neutronu. Její energie je dána vazebnou energií deuteronu a je zhruba 2,2 MeV. Neutrony, které se reakce účastní, vznikají při srážkách iontů urychlených během erupce. Tato pozorování tak zahájila éru sluneční gama spektroskopie. První galaktické záření gama i první záření extragalaktické zaznamenala také družice OSO 3.

Ve stejném období zaznamenaly americké vojenské družice Vela i vesmírné záblesky gama. Tyto družice byly určeny pro detekci záření gama vznikajícího při jaderných výbuších. Byly vypuštěny, aby kontrolovaly dodržování dohody z roku 1963 o zákazu jaderných zkoušek ve vesmíru, v atmosféře a ve vodě. Družice Vela 3 a 4 zaznamenaly 2. července 1967 záblesk záření gama, který neodpovídal žádnému jadernému výbuchu. Další družice Vela 5a, 5b, 6a a 6b, vypuštěné v letech 1969 a 1970, měly několik detektorů gama obsahujících krystal CsI. Ty umožňovaly detekci záření gama s energií mezi řádově stovkou keV a jedním MeV s daleko vyšší citlivostí a hlavně časovým rozlišením. Analýzou rozdílů doby detekce záblesku různými satelity se tak podařilo prokázat, že nepocházejí ze Země ani ze Slunce. Teprve v roce 1973 byly výsledky odtajněny a publikovány v časopise Astrophysical Journal.

 

 

Družice Vela byly první, které zaznamenaly záblesky gama

 

V druhé polovině sedmdesátých let tak začíná intenzivní rozvoj gama astronomie. Na oběžnou dráhu okolo Země nebo Slunce se dostávají stále dokonalejší sondy pro studium záření gama. V následujících částech si povíme, jaké vesmírné objekty a procesy se studují a podrobněji si popíšeme několik příkladů moderních přístrojů, které jsou na palubách těchto sond.  

 

Záření gama ze Slunce

 

Ze Slunce přichází záření všeho druhu. Zdrojem záření gama je několik jevů. Jedním z nich je tepelné záření koróny, jejíž teplota dosahuje až dva milióny stupňů. Její vysokoenergetické záření je sice hlavně v rentgenovské oblasti ale zasahuje i do oblasti gama. Ovšem nad energií několik kiloelektronvoltů jeho intenzita velice rychle klesá. Takže pro studium klidného Slunce je význam astronomie gama silně omezený.

Jak už bylo zmíněno, intenzivním zdrojem gama záření jsou naopak sluneční erupce. Při nich dochází k urychlování částic i na značně vysoké energie. Při extrémně velkých erupcích byly na Zemi zaznamenány protony s energií několika gigaelektronvoltů. Až na takové energie se mohou urychlit nejen protony ale i těžší jádra a pochopitelně také elektrony. Záření gama vzniká v řadě procesů, které jsou s tímto urychlováním spojeny. Tepelné záření vzniká v počáteční fázi erupce a je spojeno s ohřevem plazmy koróny průchodem urychlených částic. Dosahuje se teplot deset až dvacet milionů stupňů. Při průchodu urychlených elektronů korónou vzniká brzdné záření a protože se elektrony pohybují magnetickými poli i záření synchrotronové. Se studia spektra rentgenovského a gama záření i jeho intenzity si lze udělat představu o teplotách zasažené plazmy, hustotě prostředí v různých částech koróny a intenzitách magnetických polí.

 

 

Meziplanetární sonda Ulysses (zdroj NASA).

 

Při srážkách protonů a těžších jader s jádry přítomnými v koróně probíhá řada jaderných reakcí, při kterých vznikají vybuzené stavy jader, které se vybíjejí, i řada radioaktivních jader. O tom, jaké reakce probíhají a s jakou pravděpodobností, se dovídáme z řady linek pozorovaných ve spektrech záření gama z erupcí. Pozitrony vznikají v některých přeměnách beta radioaktivních jader i v interakcích záření gama s hmotou. Takže linku s energií 0,511 MeV vznikající při jejich anihilaci s elektrony je také možné při erupcích pozorovat. Pokud dosáhne energie urychlených protonů hodnoty stovek megaelektronvoltů, začnou se produkovat mezony, jejichž rozpady mohou být také zdrojem vysokoenergetického záření gama.

Připomeňme si ještě, že zdrojem fotonů gama by mohly být rozpady exotických částic (jako jsou axiony či částice zodpovědné za temnou hmotu). Ať už přímo nebo jako sekundární produkty, například anihilace pozitronů vzniklých v rozpadu těchto exotických částic. Pokud by se tyto částice hromadily vlivem gravitace ve Slunci, pozorovali bychom to jako příspěvek k jeho záření gama. Zatím se však žádné takové záření gama pozorovat nepodařilo.

Jen pro úplnost je třeba říci, že našimi současnými družicemi pozorovatelný zdroj záření gama v naší Sluneční soustavě je kromě Slunce a Země také Měsíc. Zde vzniká stejně jako u Země v interakcích částic kosmického záření tentokrát však s pevným povrchem Měsíce. Podívejme se nyní na některé sluneční vesmírné  gama observatoře z poslední doby.

 

Sonda Wind

 

Tato sonda byla vypuštěna v roce 1994 a umístěna do bodu mezi Zemí a Slunce, který je ideální pro studium slunečního větru. Sonda však studuje činnost Slunce mnohem komplexněji. Ke studiu rentgenovského a gama záření na ni byly umístěny dva přístroje. Prvním byl TGRS (Transient Gamma Ray Spectrometer). Jeho hlavní část je polovodičový detektor z velmi čistého germania (HPGE), který umožňuje studovat rentgenovské a gama záření v energetickém rozsahu od 15 keV do 10 MeV s velmi dobrým rozlišením. Druhý přístroj byl prvním ruským zařízením na americké sondě. Jedná se o dva scintilační detektory umístěné v ose rotace na opačných koncích sondy. Jejich energetické rozlišení je nižší. Větší účinnost, konstrukce a umístění detektorů i umístění sondy umožňuje nepřetržité velmi široké pokrytí oblohy, což je naopak výhodou. Oba popsané přístroje se vzájemně velmi dobře doplňují.  

 

Sonda Ulysses

 

Tato sonda sice 30. června 2009 ukončila svoji veleúspěšnou misi, přesto bych se o ni a jejím přístrojovém vybavení chtěl zmínit podrobněji. Už z toho důvodu, že se jednalo o jeden z vůbec nejúspěšnějších evropských vesmírných projektů. Sonda byla určena pro podrobné studium Slunce a hlavně se jako první podrobně podívala na jeho polární oblasti. Splnění tohoto úkolu bylo důvodem pro výběr její oběžné dráhy kolem Slunce. Celkově dokončila během svého devatenáctiletého působení tři úplné oběhy Slunce. Na její palubě bylo deset přístrojů. Z hlediska našeho zájmu byl nejdůležitější přístroj GRB (Solar X-Ray/Cismic-Ray Burst Experiment). Ten se skládal ze dvou scintilačních CsI(Tl) detektorů propojené pomocí plastikových světlovodů s fotonásobiči. Ty zachycovaly tvrdé rentgenovské záření nebo z jiného úhlu pohledu měkké záření gama v rozsahu od 15 do 150 keV. Sonda byla vypuštěna v roce 1990 a s pomocí energie získané při průletu okolo Jupitera se dostala na oběžnou dráhu okolo Slunce, která ji zavedla do velkých vzdáleností od ekliptiky a umožnila ji nerušený pohled na sluneční póly. Kromě studia slunečních erupcí pomohla sonda Ulysses významně ke studiu záblesků gama. Díky své velké vzdálenosti od Země umožnila ve spolupráci s dalšími meziplanetárními sondami s gama detektory i sondami na zemské orbitě určovat velmi přesně směr, odkud záblesky gama přicházely.

 

 

Družice RHESSI (zdroj NASA).

 

Sonda RHESSI

 

Sluneční sonda RHESSI (Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager) je určena pro velmi přesné a detailní studium slunečních erupcí. Soustřeďuje se hlavně na procesy urychlování částic během vzniku a vývoje erupce. Tehdy  vzniká rentgenovské záření hlavně díky urychleným elektronům a gama záření v procesech spojených s urychlenými protony i těžšími jádry. Proto jsou na palubě přístroje, které umožňují velmi dobré úhlové rozlišení a spektroskopii rentgenovského a gama záření s velmi vysokým rozlišením. Sonda byla vypuštěna v únoru roku 2002. Pro velmi přesnou spektroskopii gama měla na palubě devítici detektorů z velmi čistého germania (HPGe), které umožňují studovat tvrdé rentgenovské a gama záření v rozsahu energií 3 keV až 20 MeV. Detektory byly podobné tomu, který byl umístěn na sondě Wind. Musely být také chlazeny na teplotu 77 K pomocí kryostatu.

Tyto detektory byly součástí teleskopu, který se dále skládá z páru mřížek v předem definované vzdálenosti od detektoru a od sebe. Ty jsou z toho důvodu, že rentgenovské a gama záření se jen velice špatně fokusuje. Proto se směr určuje pomocí zmíněných mřížek, které propouští záření gama jen z přesně daného směru. Musí být vyrobeny z materiálu, který je velmi hustý a dobře absorbuje rentgenovské a gama záření. Těmi jsou materiály s vysokým protonovým číslem. V případě mřížek spektrometru sondy RHESSI se použil molybden a wolfram. Jedná se o velmi jemnou strukturu, štěrbiny mříže jsou jemné jako vlasy. Vzájemná vzdálenost mřížek je 1,7 m a musí být nastavena s velmi vysokou přesností. V dalších sondách, jako je například INTEGRAL, jsou tyto mřížky nahrazeny „kódovací absorpční maskou“ z wolframu, kde jsou nepravidelně rozloženy prázdná okénka a stínící prvky z wolframu stejného tvaru.

Spektrometr se dá použít i jako Comptonův polarimetr. Buď se používala beryliová destička, kde se foton se známou dráhou v teleskopu rozptyluje do některého z devíti detektoru. Druhou možností je využít Comptonův rozptyl v jednom detektoru a zachycení rozptýleného gama kvanta druhým. Daří se tak určovat polarizace nejen rentgenovského a gama záření ze Slunce i z gama záblesků.

Během velmi intenzivních slunečních erupcí se před spektrometr předsouvá pohlcovací clona, který dramaticky sníží intenzitu rentgenovského a gama záření. Úhlové rozlišení při zobrazování je od zhruba dvou úhlových vteřin v dolní části energetického rozsahu do třiceti šesti v horní. Časové rozlišení dosahuje deseti milisekund. Velmi přesné prostorové, energetické a časové rozlišení umožňuje studovat velmi detailně dynamiku slunečních erupcí a procesy, které za ní stojí. Je to velice důležité, protože právě silné sluneční erupce ohrožují kosmonauty i sondy ve vesmírném prostoru a v extrémních případech mají i dopad na pozemní techniku a chod naší civilizace.  

 

 

Germaniové detektory družice RHESSI

 

Záření gama ze vzdáleného vesmíru

 

Stejně jako v případě Slunce je většinou vznik záření gama spojen s interakcemi vysoce urychlených částic a různými procesy, při kterých se uvolňuje velké množství energie. Je tak velice důležitým prostředkem pro studium takových objektů, jako jsou supernovy, neutronové hvězdy, černé díry. Produkují je aktivní jádra galaxií hlavně v procesech, které jsou spojeny s existencí galaktických černých děr v jejich nitrech. Záření gama vzniká i při anihilaci a je tak důležitým prostředkem pro studium výskytu antihmoty ve vesmíru. V budoucnu by také  mohlo být signálem existence rozpadů různých exotických částic

 

Spojité záření naší Galaxie

 

Už v roce 1958 dokazoval P. Morrison důležitost astronomie gama na jejím možném uplatnění při zkoumání toků a interakcí částic kosmického záření ve vzdálených oblastech naší Galaxie. Ovšem teprve po vypuštění družic SAS-2 v roce 1972 a COS-B v roce 1975 se podařilo uskutečnit první věrohodná pozorování. Jejich teleskop byl složen střídavě z wolframových desek a modulů jiskrové komory. Ve wolframu interagovaly fotony gama a rozvíjela se elektromagnetická sprška, v modulech jiskrové komory se pak detekovaly vzniklé elektrony a pozitrony. Teleskop byl obklopen scintilačními detektory, které identifikovaly nabité částice a pozadí. U sondy COS-B fungoval teleskop i jako kalorimetr, který pohltil veškerou energii spršky a umožnil určit energii gama pro fotony s energií až 2000 MeV. Obě družice zaznamenaly silné záření gama z galaktického disku. Velmi vysoká je intenzita hlavně ve směru k centru naší Galaxie. Na ostatních částech oblohy se pozorovala mnohem slabší intenzita záření gama s daleko rychlejším poklesem intenzity s energií. Změřené energetické spektrum vykazuje prudký pokles a jeho tvar potvrzuje, že vzniká interakcí částic kosmického záření s protony mezihvězdné hmoty. Pro energie nižší než 70 MeV je převládajícím zdrojem brzdné záření a pro energie vyšší pak rozpad neutrálních mezonů pí. Tyto procesy převládají v galaktickém disku. Ve větších vzdálenostech od něj se projevuje obrácený Comptonův rozptyl fotonů na elektronech.

 

 

Seyfertova galaxie NGC 7742, snímek pořízený Hublovým teleskopem (zdroj NASA).

 

Diskrétní zdroje

 

Už zmíněné družice SAS-2 a COS-B zaznamenaly i první diskrétní vesmírné zdroje záření gama. Pozdější družice pak objevily řadu dalších. Značná část z nich jsou pulsary a dvojhvězdy obsahující kompaktní složku, na kterou přetéká hmota ze složky druhé. Je pochopitelné, že mezi první pozorované patřil pulsar PSR 0531 + 21 v Krabí mlhovině.

Zajímavým počinem bylo pozorování záření gama supernovy 1987A pomocí balónového experimentu. Podařilo se poprvé identifikovat záření gama radioizotopů, jejichž produkce se v supernovách do té doby pouze předpokládala nebo se projevy jejich rozpadu pozorovaly v časovém průběhu intenzity v optickém oboru.

 

Mimogalaktické zdroje

 

Zmínily jsme se, že intenzivním zdrojem záření gama je střed naší Galaxie. Ve vesmíru existují galaxie, jejíchž střed je ještě daleko aktivnější. Právě některé z těchto galaxií jsou natolik intenzivními zdroji záření gama, že je možné je pozorovat na velmi velké vzdálenosti. Tyto objekty se souhrnně označují jako blazary a většinou jde o aktivní jádra galaxií a kvazary. Předpokládá se, že za chováním blazarů a dalších typů aktivních galaxií (Seyfertovy, radiové) stojí procesy spojené se supermasivní černou dírou v jejich středu. To potvrzuje i relativně rychlé změny v intenzitě těchto zdrojů. Ukazuje se, že hlavním zdrojem budou procesy související s akrecí hmoty do této černé díry a vznik výtrysků hmoty urychlené na relativistické energie. Při těchto procesech se uvolňuje extrémní množství energie a záření gama nám umožňuje nahlédnout pod pokličku právě takových dějů.

 

Lov antihmoty

 

Jak bylo zmíněno, dochází při setkání hmoty a antihmoty k anihilaci. A při ní vznikají i kvanta záření gama.  Buď přímo, jako je tomu při anihilaci elektronu a pozitronu, nebo nepřímo, jako je tomu při anihilaci nukleonů a antinukleounů. V tomto případě vznikají mezony pí. Neutrální mezony se rozpadají přímo na dvě kvanta gama a při rozpadu nabitých vznikají v konečném důsledku pozitrony a elektrony, které anihilují za vzniku fotonů gama. Místa, kde se setkává hmota a antihmota, by tak měla být intenzivním zdrojem záření gama. Velice důležitou informací, kterou díky studiu záření gama z vesmíru máme, je, že v pozorovatelné části vesmíru nejsou oblasti složené z antihmoty. Pozorovaná antihmota vzniká pouze v interakci částic kosmického záření, případně v dalších procesech které jsme již zmínili.

 

 

Pětistovka záblesků gama zachycených přístroji družice SWIFT.

 

Lov záblesků gama

 

Důležitým typem mimogalaktických zdrojů záření gama jsou i gama záblesky. Historii jejich objevu na rozhraní šedesátých a sedmdesátých let jsme si už popsali. Přelomovou událostí v jejich zkoumání se stalo vypuštění družice Compton v roce 1991. Ta pozorovala během velmi úspěšné mise, která trvala až do poloviny roku 2000, velký počet záblesků gama. Čekání na nový záblesk zkrátila na zhruba jeden den a pozorovala jich dohromady více než 2700. Prokázala, že jejich rozložení je izotropní a není korelováno s rozložením objektů v naší Galaxii. Tím byl potvrzen jejich mimogalaktický původ a tím velké vzdálenosti i extrémní hodnoty energie, která se při nich uvolňuje. Důležité bylo pozorování stejných záblesků sondami s gama detektory v různých místech Sluneční soustavy, zmiňovali jsme třeba sondu Ulysses, a následná triangulace.

Přímým potvrzením obrovských vzdáleností zdrojů záblesků gama se stala identifikace jejich protějšků v jiných oblastech spektra. V roce 1997 zaznamenala družice BeppoSax, postavená ve spolupráci Itálie a Holandska, rentgenovské záření ze záblesku GRB970228. Zároveň se podařilo pozemskými dalekohledy najít i optický protějšek a později identifikovat i hostitelskou galaxii. U záblesku GRB970508 zaznamenaného stejnou družicí se podařilo naměřit spektrum a z rudého posuvu, způsobeného vzdalováním, určit rychlost tohoto vzdalování a tím i vzdálenost okolo 6 miliard světelných let. V následujícím roce se podařilo v místě záblesku gama GRB980425 pozorovat supernovu SN1998bw a poprvé tak s velkou pravděpodobností potvrdit souvislost mezi zábleskem gama a supernovou.

První desetiletí nového století bylo ve znamení široké flotily družic zkoumajících záření gama v čele se sondami HETE-2 (před dvěma lety ukončila úspěšnou činnost), INTEGRAL, SWIFT a Fermi, vypuštěnými v roce 2000, 2002, 2004 a 2008. Na palubě mají kromě zařízení pro detekci záření gama i přístroje pracující v dalších oblastech spektra. Zároveň jsou údaje o jejich detekci záření gama velmi rychle přenášeny k dalším družicím a pozemním observatořím. Tak se daří hledání optických protějšků a dosvitů záblesků gama i identifikace mateřských galaxií. Přibývá tak počet záblesků s přesně určenou vzdáleností a případně i související supernovou. Společně se zpřesňováním energetického, prostorového i časového rozlišení to přispívá k pochopení původu záblesků a procesů, které se na jejich vzniku podílejí. V současné době panuje poměrně dobrá shoda, že záblesky můžeme rozdělit na dva typy. Krátké záblesky gama s dobou trvání menší než zhruba dvě sekundy a dlouhé s dobou trvání delší. Zdá se, že se liší nejen některé další jejich charakteristiky, ale mohly by mít i rozdílný původ. O souvislosti těch dlouhých se supernovami se již příliš nepochybuje. O povaze těch krátkých se ještě vedou diskuze, ale často se uvádí možnost, že alespoň část z nich je důsledkem splynutí dvou kompaktních objektů. V obou případech se uplatňují asymetrie vznikající intenzivními výtrysky částic urychlených a relativistické energie.   

 

 

Celkový pohled na družici FERMI (zdroj NASA).

 

Družice Fermi

 

Jako příklad si podrobněji popíšeme přístroje na palubě sondy Fermi, která je jednou z nejmodernějších a největších, které jsou v současné době na oběžné dráze a zaměřují se na studium záření gama. Přesnější její označení je Fermiho vesmírný teleskop pro detekci záření gama FGST (Fermi Gamma-ray Telescope), přičemž původně se sonda označovala jako GLAST. Sonda je společným projektem USA a několika evropských států. Byla vypuštěna v červnu 2008. Je 2,8 m vysoká a její průměr je 2,5 m. Jejími hlavními přístroji jsou GBM (Gamma-ray Burst Monitor) a LAT (Large Area Telescope).

Zařízení GBM se skládá ze čtrnácti sicintilačních detektorů. Dvanáct krystalů NaI je určeno pro detekci nízkoenergetických fotonů gama v rozsahu od 8 keV do 1 MeV. Mají válcový rozměr a jejich tloušťka je mnohem menší než průměr. Dva krystaly BGO jsou určeny pro energie vyšší, jejich rozsah je od 150 keV do 30 MeV. Jednotlivé scintilační detektory NaI jsou umístěny v různých místech na povrchu sondy, takže jejich čela míří v různých směrech. Srovnání intenzity záření gama z různých detektorů umožňuje lokalizovat směr, odkud záření přichází. Dva BGO detektory jsou umístěny na opačných koncích sondy. Scintilační detektory tak pokrývají celou oblohu, kromě části, kde vadí pozadí Země. Scintilační detektory mají velmi dobré časové rozlišení.

 

 

Test detektorů monitoru záblesků gama připravovaného pro sondu FERMI.

 

Gama teleskop LAT je zaměřen na detekci fotonů gama s energií od 30 MeV do energie 300 GeV. Jeho hlavním cílem je co nejpřesnější určení směru a času příletu fotonu gama i jeho energie. Při zorném poli pětiny oblohy je úhlové rozlišení teleskopu zhruba jedna úhlová minuta. Přístroj je třicetkrát citlivější než nejlepší předchozí, které se ve vesmíru objevily. Stejně jako v teleskopu družice COS-B je dráhový systém složen střídavě z vrstev wolframu a křemíkových stripových detektorů. Celkově šestnáct wolframových desek slouží ke konverzi fotonu na pár elektronu a pozitronu. Tato reakce je pro energie, na které je detektor zaměřen, dominantní. Křemíkové stripové detektory jsou tenké křemíkové destičky, na kterých jsou vytvořeny elektrody ve tvaru proužků. Detektor umožňuje velice přesné určení místa průletů nabitých částic, v našem případě elektronu a pozitronu. Pokud sadu takových detektorů umístíme za sebou, dostáváme trojrozměrný obraz dráhy částice. Po průletu dráhovým detektorem složeném střídavě s wolframu a křemíkových detektorů se elektrony, pozitrony a fotony elektromagnetické spršky dostanou do kalorimetru, který určí jejich celkovou energii. Kalorimetr je rozdělen do šestnácti identických modulů, složený celkově z 1536 scintilačních krystalů CsI(Tl). Jejich rozměry jsou přibližně 326´20´27 mm3. Scintilační světlo je sebráno a konvertováno na elektrický signál pomocí PIN fotodiod.  

Celý systém je obklopen tvarovaným plastikovým scintilačním detektorem, který je citlivý k nabitým částicím a necitlivý k neutrálním gama fotonům. Umožňuje tak oddělit gama od nabitých částic. Jde o velmi důležitou část, protože nabitých částic kosmického záření je o mnoho řádů více než fotonů gama. Efektivita potlačení nabitých částic musí být lepší než 99,999 %.

Sonda Fermi představuje nástup gama astronomie do druhého desetiletí tohoto století. Její životnost by měla být nejméně pět let, ale předpokládá se její prodloužení až na deset. Měla by rozšířit počet známých stálých zdrojů záření gama na tisícovku a detekovat každý rok zhruba dvě stě záblesků gama. Kromě mimogalaktických zdrojů gama je naděje, že se zvýší ze současných jednotek až na stovky počet známých pulsarů vyzařujících záření gama. Velmi výhodné je i časování vzhledem ke slunečnímu cyklu. Sonda Fermi by mohla v průběhu současného slunečního cyklu pozorovat stovku erupcí. Velkou výhodou teleskopu LAT je, že umožňuje studovat gama s velmi vysokou energií až stovek gigaelektronvoltů. V této oblasti je třeba vyřešit řadu záhad. Cesta k detekci záření gama s ještě většími energiemi však už nevede přes družice, ale musíme sestoupit zpátky na Zemi.

 

 

Pomocí družice FERMI byl získán obraz celé oblohy v oboru gama.

 

Detekce záření gama s velmi vysokou energií – pozemní gama astronomie

 

Se zvyšující se energií záření gama z vesmíru klesá velmi prudce jeho intenzita. Detektory na družicích jsou relativně malé a tak už na zachycení fotonů s velmi vysokou energií nestačí. Jak jsme si uvedli, vysokoenergetické fotony gama vyprodukují v atmosféře elektromagnetickou spršku. Pokud je energie fotonu dostatečně velká, může být vzniklá sprška natolik mohutná, že její projevy mohou být zaznamenány z povrchu. Je třeba poznamenat, že protony a jádra kosmického záření vyvolávají v atmosféře také spršku. Její částice však vznikají ve srážkách zmíněných částic kosmického záření s jádry v atmosféře a jedná se hlavně o nukleony a mezony pí. Ty patří mezi hadrony a proto mluvíme o hadronové spršce. V rozpadech nabitých mezonů pí vznikají miony, které jsou velmi pronikavé a dostávají se i velmi hluboko pod zem.  Pokud chceme pozorovat gama záření velmi vysokých energií, musíme velice dobře rozlišovat mezi elektromagnetickou a hadronovou sprškou. Protonů a jader s velmi vysokými energiemi je totiž o mnoho řádů více než fotonů gama.

První možností detekce fotonu vysokoenergetického záření gama je pozorování Čerenkovova světla, které vzniká při průchodu velmi rychlých elektronů a pozitronů elektromagnetické spršky atmosférou. Takové pozorování lze však provádět pouze za bezměsíčné noci s velmi dobrými povětrnostními podmínkami.

Druhou možností je detekce pomocí detektorů zaznamenávajících částice, které se dostanou až na zem. V případě, kdy je prvotní částicí foton záření gama, se vytvoří v atmosféře zmíněná elektromagnetická sprška a na zem tak dopadají hlavně elektrony, pozitrony a fotony. Ty lze pak zaznamenat různými typy detektorů. Aby sprška pronikla až k povrchu musí být energie původního fotonu dostatečně velká, větší než stačí pro detekci pomocí Čerenkovova záření spršky. Dalším problémem je odlišení elektromagnetické spršky způsobené fotonem a hadronové spršky způsobené částicí kosmického záření.

 

 

Fotografie blazaru Markarian 501

 

V současnosti jsou nejznámějšími zařízeními pracujícími v této oblasti H.E.S.S. (Namibie) MAGIC (La Palma v Kanárských ostrovech), VERITAS (Arizona) a CANGAROO III (Austrálie). Využívají se velká většinou segmentová zrcadla, která soustřeďují slabý svit Čerenkovova záření produkovaného elektromagnetickou sprškou v atmosféře. Pro co nejpřesnější určení směru, kterým se pohybovala sprška částic v atmosféře a tedy i směru, ze kterého k nám foton gama přiletěl, je výhodné mít několik dostatečně od sebe vzdálených teleskopů a získat prostorové zobrazení dráhy spršky v atmosféře. Dolní hranice energie pro detekci je dána tím, jestli má foton dost energie, aby v atmosféře vyprodukoval dostatečně velkou a viditelnou elektromagnetickou spršku. U většiny zařízení je to zhruba 100 GeV, maximální energie je dána velikostí sledované části atmosféry a tím i reálností zachycení fotonů s velmi velkou energií, kterých je extrémně malý počet. Současná hranice je zhruba okolo dvaceti TeV. Zařízení HEGRA, které bylo menším předchůdcem observatoře MAGIC, se proslavilo detekcí zatím nejenergetičtějšího fotonu s energií zhruba 16 TeV, který k nám přiletěl od extragalaktického objektu. Jeho zdrojem byl s největší pravděpodobností blazar Markarian 501.

Jako příklad pozemních detektorů částic spršek lze uvést detekční systém Milagro, který je v USA a je přímo zaměřen na detekci vesmírného záření gama s extrémními energiemi. Druhým je experiment AUGER v Argentině, který je zaměřen hlavně na detekci nabitých částic kosmického záření extrémních energií (protonů a jader), ale pochopitelně může detekovat i fotony záření gama.

 

 

Teleskopy observatoře pro detekci záření gama s velmi vysokou energií CANGAROO III

 

Observatoř H.E.S.S.

 

Zařízení H.E.S.S. (High Energy Sterescopic Systém) je složeno ze čtyř velkých segmentových zrcadlových teleskopů. První z nich začal pracovat v roce 2002 a všechny čtyři na konci roku 2003. Každý teleskop o celkové ploše 108 m2 je složen z 382 kruhových plošek o průměru 60 cm. Každá z plošek je nastavována dvěma motory. Každý teleskop má v ohnisku CCD kameru, která zachycuje obraz Čerenkovova světla ze spršky. Rozmístění čtveřice teleskopů umožňuje získat prostorové zobrazení spršek. Zároveň potlačuje velmi silně i pozadí a umožňuje rozšiřovat pozorování k nižším energiím fotonů.

 

 

Observatoř záření gama s velmi vysokými energiemi MAGIC.

 

Observatoř Milagro

 

Detektorový systém Milagro je vlastně velkou vodní nádrží, na kterou se dívá velký počet fotonásobičů. Ty zachycují Čerenkovovo světlo vznikající pří průchodu částic elektromagnetické spršky vodou. Původní aktivní plocha 4800 m2 se rozšiřuje zařazením dalších nádrží až na 40000 m2. Celková hloubka nádrže je 8 m a horní vrstva do hloubky 1,7 m pod hladinou slouží k pozorování elektromagnetické spršky. Miony z hadronové spršky pronikají daleko hlouběji pod hladinu než elektrony a pozitrony. Proto lze identifikovat hadronovou spršku tak, že jsou v hloubce šesti metrů pozorovány miony. Z elektromagnetické spršky už do této hloubky částice neproniknou. Efektivita odlišení elektromagnetické a hadronové spršky je velmi důležitá, protože fotonů je jen velmi malý počet ve srovnání s počtem protonů a jader kosmického záření. Úhlové rozlišení pro určení směru příletu spršky a tedy i původního fotonu je až 0,45o. Hlavním úkolem detektoru je pozorování diskrétních zdrojů záření gama s extrémně vysokou energií v oblasti 1 TeV a vyšší. Detektor začal pracovat v roce 2000 a už v prvních pěti letech se mu podařilo identifikovat pár zdrojů s takto extrémní energií gama. Nemohl pochopitelně chybět pozůstatek po supernově v Krabí mlhovině. Dalším je třeba aktivní galaxie Markarian 421.

Schopnost detekovat spršky způsobené fotony gama s velmi vysokou energií má i Observatoř Pierra Augera v Argentině. Tento systém pozemních Čerenkovových detektorů rozmístěných na obrovské ploše, které detekují částice z atmosférických spršek částic, má potenciál detekovat i gama fotony s extrémně vysokými energiemi v řádu petaelektronvoltů až exaelektronvoltů. Problémem je však jejich odlišení na pozadí nabitých částic kosmického záření. Možností je identifikace na základě rozdílu v rozvoji různých typů spršek. Ovšem přesnost rozlišení je taková, že zatím neumožňuje odlišení konkrétních gama fotonů, ale pouze odhad horních limit přítomnosti fotonů v pozadí nabitých částic. Nabité kosmické záření přichází díky ztrátě směru v magnetických polích v mezihvězdném a mezigalaktickém prostředí z velké části izotropně ze všech směrů. Větší šance pro identifikaci gama záření je tak hledání časově a prostorově lokalizovaných zdrojů. To je například případ zábleskových zdrojů gama. A tam by měl mít Auger velký potenciál.

 

 

Gama observatoř Milagro je vlastně velký vodní bazén.

 

Závěr

Je vidět, že studium vesmíru v gama okně udělalo od svých počátků v šedesátých letech obrovský pokrok. V současnosti pokrývají vesmírné i pozemní přístroje obrovský rozsah energií od jednotek kiloelektronvoltů až po teraelektronvolty. Umožňují studovat jevy a objekty spojené s těmi nejenergetičtějšími procesy, které ve vesmíru probíhají. Při těchto procesech se produkují i nabité částice kosmického záření s velmi vysokou energií. Obrovskou výhodou pozorování vysokoenergetického záření gama však oproti nim je, že jeho pohyb není ovlivněn magnetickými poli, které se v mezihvězdném a mezigalaktickém prostoru vyskytují. Tak lze určit směr, kde leží jeho zdroj a identifikovat příslušný vesmírný objekt. Jedním z největších objevů v této oblasti jsou záblesky gama a potvrzení souvislosti alespoň části z nich se supernovami.

Velmi důležitým aspektem je velmi efektivní spolupráce mezi přístroji, které studují různé oblasti frekvencí elektromagnetického spektra. Řada současných družic nese na palubě přístroje pro pozorování různých oblastí spektra. Informace o detekci záření gama se rychle předávají dalším observatořím a umožňují efektivně hledat protějšky záblesků gama v jiné oblasti spektra a identifikovat jejich původce.

Energie fotonů gama, které k nám z vesmíru přilétají mohou mít takové hodnoty, kterých v pozemských laboratořích dosáhnout nedokážeme. Zároveň může toto záření vznikat v procesech, které také nelze na pozemských urychlovačích uskutečnit. Tato oblast astronomie nám tak může přispět k novým fundamentálním poznatkům ve fyzice. V nedávné době začalo pracovat několik velmi dokonalých vesmírných i pozemních observatoří gama, které jsou známkou toho, že se i v budoucnu můžeme těšit na velmi zajímavé poznatky.

 

 

V Řeži 20. 8. 2010


Zpet