На этой установке были проведены наблюдения сорока трех небесных объектов различного типа: пульсаров, остатков сверхновых звезд, источников гамма-квантов с энергией 108 эВ и др. Зарегистрировано гамма-излучение СВЭ E>2х1012 эВ от пульсара CP 1133, от рентгеновского источника Cyg X-3 и объекта Cas g-1 с высокой степенью достоверности. Детальный анализ результатов наблюдений показал, что два типа объектов можно уверенно считать источниками гамма-квантов СВЭ - это пульсары и источники гамма-излучения в области 108 эВ. Особое внимание было уделено рентгеновскому источнику Cyg X-3, который наблюдали в Крыму с 1972 года по 1980 год включительно. В результате девятилетних наблюдений был определен с высокой точностью период излучения в 4,8 часа и его производная. Показано, что как в гамма-излучении СВЭ, так и в рентгеновском излучении источника Cyg X-3 присутствует составляющая с периодом 328 суток.
Для уверенного обнаружения гамма-квантов сверхвысоких энергий от определенного объекта при наблюдениях на простейших гамма-телескопах (гамма-телескопы первого поколения), которые регистрировали только само наличие черенковской вспышки, требовалось очень длительное время регистрации, при наблюдениях некоторых источников достигавшее нескольких лет. Это очень сильно затрудняло поиск новых объектов и особенно исследование переменных источников гамма-квантов, хотя именно такие объекты являются типичными и самыми распространенными. Наибольшим препятствием для обнаружения и исследования источников гамма-квантов СВЭ является значительный фон космических лучей, заряженные частицы которых вызывают в атмосфере Земли черенковские вспышки, трудно отличимые от вспышек, вызванных гамма-квантами. Тем не менее различия между ними есть. Используя этот факт, многие группы исследователей построили новые, конструктивно более сложные, гамма-телескопы. Главная особенность современных гамма-телескопов (телескопы второго поколения) - это применение многоканальных камер, а следовательно, и возможность строить изображение черенковских вспышек.
Первый в мире сдвоенный гамма-телескоп второго поколения ГТ-48 (в нем насчитывается 48 зеркал) был построен в Крымской астрофизической обсерватории под руководством А. А. Степаняна (научный руководитель и главный конструктор проекта). Практические наблюдения в КрАО на этом гамма-телескопе (комплексной установке) были начаты в 1989 году.
Установка состоит из двух идентичных альт-азимутальных монтировок (секций) - северной (N) и южной (S), расположенных на расстоянии 20 м в направлении север-юг на высоте 600м над уровнем моря. На каждой монтировке установлено по шесть телескопов, которые здесь правильнее называть элементами. Оптика каждого элемента состоит из четырех 1,2-метровых зеркал, имеющих общий фокус. В фокальной плоскости каждого такого элемента расположен светоприемник (камера), состоящий из 37 фотоумножителей (37 ячеек), с помощью которого, собственно, и регистрируются изображения черенковских вспышек в видимой области спектра (300–600 нм).
Перед каждым фотоэлектронным умножителем (ФЭУ) помещен конический световод. Наружные поверхности окон световодов имеют форму шестигранников и вплотную прилегают друг к другу, так что весь свет, поступающий в светоприемник, попадает на катоды ФЭУ. Средний диаметр входного окна световодов определяет угол поля зрения одной ячейки (0,4 градуса). Сигналы от ячеек четырех элементов, направленных на один и тот же участок неба, линейно складываются, а вспышки регистрируются лишь в том случае, когда амплитуды сигналов, совпадающих по времени (в диапазоне 15 нс) в каких-либо двух из 37 каналов, превышают установленный порог.
Оставшиеся два элемента монтировки имеют фокусное расстояние 3,2 м и предназначены для регистрации вспышек ультрафиолетового излучения в области 200–300 нм. Светоприемниками там являются солнечно-слепые фотоумножители. Общая площадь зеркал на обеих монтировках (секциях) составляет 54 кв. м. Движение установки осуществляется системой управления с точностью ведения ±0,05 градуса. Наблюдения могут проводиться как в режиме совпадения между двумя секциями, так и независимо каждой секцией. Эффективная пороговая энергия регистрации гамма-квантов - 1 ТэВ. Управление телескопом ГТ-48 осуществляется с помощью персонального компьютера, соответствующие программы для которого были написаны сотрудниками нашей лаборатории.
Наблюдения на гамма-телескопах второго поколения проводятся в различных точках земного шара, однако таких телескопов во всем мире не больше десятка: три из них установлены в южном полушарии, остальные в северном, один из них - в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО).
Глубже в землю - ближе к звездам!..
Применение эффекта Вавилова-Черенкова - именно в силу физических свойств возникающего излучения - позволяет решить непростую задачу пространственной локализации наблюдаемого источника излучения.
Характер черенковского излучения таков, что, фиксируя с высоким временны,м разрешением его кванты и зная пространственную геометрию экспериментальной установки (зная координаты размещения фотоэлектронных умножителей), мы при помощи вычислений можем достаточно точно определить местоположение источника первичного излучения в сферической системе координат, связанной с экспериментальной установкой. Таким образом, соединение системы датчиков и вычислителя рождает качественно иное устройство - телескоп.
Эффект Вавилова-Черенкова позволяет конструировать телескопы, способные успешно работать не только в области гамма-астрономии сверхвысоких энергий [Космические частицы высоких энергий способны формировать в атмосфере так называемые широкие атмосферные ливни вторичных быстрых заряженных частиц, исследование которых также осуществляется при помощи датчиков черенковского излучения]. Целый ряд интереснейших физических процессов во Вселенной (в частности, в недрах Солнца, куда принципиально не способен "заглянуть" ни один из оптических, радио- или гамма- инструментов) происходит с выделением нейтрино - до сих пор во многом загадочной частицы, главным из свойств которой является, пожалуй, чрезвычайно слабое взаимодействие с веществом. Тем не менее редкие взаимодействия нейтрино с атомами вещества рождают вторичные заряженные частицы высоких энергий, которые при движении в подходящей среде способны излучать "черенковские" фотоны.
Ничтожная плотность событий взаимодействия нейтрино с веществом определяет необходимость строительства (иного слова не подберу!) огромных по размеру и массе детекторов - их масса достигает сотен тысяч тонн. А само использование черенковского излучения (оптического) приводит к тому, что детекторы должны быть прозрачными и с возможно более высоким показателем преломления. На практике же самым подходящим веществом для создания детектором нейтринных телескопов оказалось… вода.
Что же собой представляет нейтринный телескоп?
Сильно упрощая, это устройство можно описать так: бак со специально подготовленной водой, снабженный системой многочисленных датчиков черенковских фотонов (фотоэлектронные умножители, способные реагировать на единичные кванты света), плюс электроника, позволяющая с возможно большим временны,м разрешением фиксировать кванты черенковского излучения. Ну и, конечно, вычислитель. Разумеется, конструкция нейтринного телескопа гораздо сложнее, а его размеры и инженерная сложность - поражают. Ведь для того, чтобы исключить попадание в объем детектора случайных заряженных частиц (например, из космоса), его необходимо окружить мощнейшей защитой. С этой целью установку помещают глубоко под землю или под воду.
Например, нейтринный телескоп Kamiokande-II японцы упрятали в шахту глубиной 1 км. Сердцем телескопа является цилиндрическая стальная емкость диаметром 15,5 м и высотой 16 м. В емкость залито три тысячи тонн тщательно очищенной воды [В столь чистой воде длина пробега фотона достигает 55 м.]. В качестве приемников черенковских фотонов использовались 1300 фотоэлектронных умножителей. В той же шахте расположился усовершенствованный телескоп Super-Kamiokande, снабженный водяным детектором массой пятьдесят тысяч тонн. Компьютер обрабатывает сигналы от 13600 фотоэлектронных умножителей. Эта установка обеспечивает пространственное разрешение, достаточное для исследования нейтринных потоков не только от Солнца, но и от взрывов сверхновых звезд и других нейтринных источников в далеком космосе.
Поистине уникальным является Баксанский подземный галлий-германиевый нейтринный телескоп (ГГНТ) с детектором из шестидесяти тонн металлического галлия. Этот телескоп, служащий для исследования солнечных нейтрино, расположен на расстоянии 3,5 км от входа в горный тоннель (3670 м в глубь горы).
