durumlarını sabit tutarken gözlemlenebilir operatörler değişir ve etkileşim tasvirinde durum vektörleri ve gözlenebilir operatörlerin ikisi de zaman içinde değişir. Schrödinger ve Heisenberg gösterimleri aktif ve pasif dönüşümler gibi birbirleriyle ilişkilidir ve aynı ölçüm istatistiklerine sahiptirler.

Schrödinger gösteriminde, bir sistemin durumu zamanla değişir. Kapalı bir kuantum sistemindeki değişim birleştirici bir operatörle birlikte anılır, zamandeğişim operatörü. Bir formula_1 zamanındaki formula_2 şeklinde gösterilen durum vektöründen formula_3 zamanındaki formula_4 şeklinde gösterilen başka bir durum vektörüne olan birleştirici vektör formula_5 şeklinde yazılır. Yani,formula_6 şeklinde bir gösterim yapsak yerinde olur. 
Eğer sistemim Hamotian'ı zamanla değişmiyor ise zaman değişim operatörü 
formula_7 
şeklinde yazılır ki bu üssel ifade de Taylor serisinden çıkartılmıştır.
Schrödinger gösterimleri özellikle zamandan bağımsız Hamoltanian'la uğraşıyorsak kullanışlıdır;
formula_8

Basit kuantum mekaniğinde, kuantum mekaniksel bir sistemin durumu kompleks değerli bir dalga fonksiyonuyla ψ("x", "t") ifade edilir. Daha soyut bir gösterimle, sistemin durumu bir durum vektörüyle gösterilebilir, başka bir deyişle bir ket ile,formula_9. Bu ket Hilbert uzayı'nın bir elmanıdır, Hilbert uzayı sistemin tüm olası durumlarını gösteren bir vektör uzayıdır.Bir kuantum mekanik operatörü öyle bir fonksiyondur ki bir ket formula_9 verdiğimizde başka bir ket formula_11 olarak çıkar.
Kuantum mekaniğindeki Heisenberg ve Schrödinger gösterimleri arasındaki fark zamanla değişen sistemlerin ne şekilde ele alındığıyla ilgilidir: sistemin zaman bağımlı doğası durum vektörlerinin ve operatörlerin bazı kombinasyonları olarak ortaya çıkmak zorundadır. Mesela, sinüsodial olarak salınım yapan bir kuantum harmonik osilatörü momentum operatörünün beklenen değeri için formula_9 durumunda olabilir. Bu sinüsodial salınım formula_9 durum vektörüne veya formula_14 momentum operatörüne yahut ikisine birden yansıtılmalı mı yansıtılmamalı mı diye sorgulanabilir. Her üç durum da söz konusu olabilir; ilki Schrödinger gösterimini, ikincisi Heisenberg gösterimini, ve üçüncüsü etkileşim tasfirini verir.

Zaman değişim operatörü "U"("t", "t"), "t" anındaki bir kete "t" anına ait yeni bir ket yaratmak için etki eden operatör olarak tanımlanır:

Başka bir gösterimle 

Zaman değişim operatörü birleştirici bir operatör olmalıdır. Bunun sebebi durum ketinin matematiğinin zamanla değişmemesini istememizdir. Bunu için de,

Bununla birlikte,

"t" = "t" olduğu zaman, "U" tanımlama operatörü olarak adlandırılır, 
O zaman,

"t" anından "t" anına kadar olan değişim iki parçalı bir değişim olarak ele alınabilir, ilki "t" anından "t" anına olarak adlandırabileceğimiz bir ara zaman değerine, "t" zaman değerinden de "t" son zaman değerine. 
O zaman,

 dönüşümüyle zaman değişim operatöründeki"t" indeksini atarız ve onu"U"("t") şeklinde yazarız. "H" kuantum mekaniğindeki Hamoltanian ise Schrödinger denklemi

formula_24 sabit bir ket olduğu için () anındaki durum keti, ve yukarıdaki ket Hilbert uzayındaki herhangi bir durum keti için doğru olduğundan, zaman değişim operatörü
denkleminde kullanılabilir.

Eğer Hamiltonian zamandan bağımsız ise, yukarıdaki denkleme çözüm 

"H" bir operatör olduğu için, bu üssel ifade Taylor serisine göre değerlendirilmelidir:

Bununla birlikte,

formula_24 ketinin rastgele seçilmiş bir ket olduğu göz önünde bulundurulması gerekir. Bununla birlikte, eğer ilk ket Hamiltonian'ın bir özdurumu ise, ve öz değeri "E" ise:

Bununla görürüz ki Hamiltonian özdurumları "durağan durumlardır": onlar zamanla değişirken yalnızca genel faz çarpanları alırlar.

Eğer Hamiltonian denklemleri zamandan bağımsızsa, fakat farklı zamanlardaki Hamiltonian değerleri değişiyorsa, o zaman zaman değişim operatörü şu şekilde yazılabilir;

Eğer Hamiltonian denklemleri zamana bağlıysa, fakat farklı zamanlardaki Hamiltonian değerleri değişmiyorsa, o zaman zaman değişim operatörleri su şekilde yazılabilir.
Burada T zaman sıralama operatörüdür,veF.J.Dyson anısına bazen de Dyson serileri olarak adlandırılırlar.

Schrödinger gösterimine alternatif referans sistemini dönen referans sistemine çevirmektir, yani bir üretici tarafından döndürülen sistem. Dalgalı dönüş şimdi referans sisteminin kendisi olarak varsayıldığı için, bir dağıtılmamış durum fonksiyonu statik olarak görünür. Bu Heisenberg gösterimidir.






Gama ışını astronomisi

Gama-ışını astronomisi, foton enerjileri 100 keV’den yüksek olan elektromanyetik radyasyonun en yüksek enerjili formu olan gama ışınlarının astronomik gözlemleridir. 100 keV altı radyasyonlar X-ışınları olarak sınıflandırılır ve X-ışını astronomisinin konusudur. Astronomik literatür genelde “gama-ışınlarını” sıfat olarak kullanıldığı zaman tire ile, isim olarak kullanıldğında “gamma ray” şeklinde tiresiz yazar.

MeV aralığındaki gamma ışınları solar alevlerde (ve hatta Dünya’nın atmosferinde) üretilir fakat GeV aralığındaki gama ışınları bizim Güneş Sistemi’miz içerisinde oluşmazlar, fakat ekstrasolar ve ekstra-galaktik astronomi çakışmaları için de çok önemlidirler. Gama ışınlarını yayan mekanizmalar ayrı ve X-ray yayan cihazlarla neredeyse aynı, fakat daha fazla enerjiye sahiptirler ve bu elektron-pozitron imhası olan Ters Compton Etkisini, ve bazı durumlarda uzayda süpernova ve hipernova gibi bazı ekstrem olaylardaki radyoaktif materyalin parçalanması (gama parçalanması) durumlarını, pulsar ve blazarlar gibi maddelerin ekstrem koşullar altında nasıl davrandıklarını içerir. Bugüne kadarki en yüksek foton enerjisi, TeV bazında bir blazarın 1997 yılında, 16 TeV’lik elektronları dışarı atarkenki “sıradışı dışarıya saçılmasında” ölçülmüştür.

Gama ışınlarının ilk gözlenebilmesi durumu 1960'larda gerçekleşmiştir. Gözlermleri, X-ılşınları veya görünür ışığınkinden çok daha zor gerçekleşmiştir çünkü gama-ışınları daha seyrektir, hatta saptanmadan önce “parlak” bir kaynağa, yaklaşık birkaç dakika önce, ihtiyaç duyulur ve gama ışınlarının sabitlenmesi, çok düşük çözünürlükte gözlemlenmelerine sebep olur. En yeni gama-ışını teleskopları (2000'ler), GeV aralığında 6 arc dakika ve katlarındadırlar (Crab Nebula'yı tek bir “pixelde” gösteren), Chandra X-ışını Gözlemevi (1999) araştırmalarındaki düşük enerji X-ışınında (1 keV) aralığındaki 0,5 arc saniyeye ve Yüksek Enerji Odaklanmalı Teleskop ile (2005) yapılan yüksek enerjili X-ışınındaki (100 keV) 1,5 ark dakikaya kıyasla.

~30 GeV üzerinde foton enerjilerine sahip çok enerjitik gama ışınları, yeryüzü gözlemleriyle de saptanabilir. Yüksek enerjilerdeki oldukça düşük foton akıları dedektörlerin etkili oldukları ve günümüz uzaya dayalı aletler için pratik olmayan biçimde büyük alanlar gerektirir. Neyse ki bu kadar yüksek-enerjili fotonlar fazla miktarda ikincil parçacıkların oluşturduğu akınlar, yeryüzünde radyasyon karşıtları ve optik olarak ultra-realitivistik akın parçacıkları yayan Cherenkov ışığı sayesinde gözlemlenebilir. Görüntülenen Atmosferik Cherenkov Teleskobu tekniği şimdiye kadarki en yüksek duyarlılığa erişir.

Crab Nebula’dan yayılan TeV aralığındaki ilk gama radyasyonu 1989’da, ABD Mt. Hopkins, Arizona'daki Whipple Gözlemevi'nde tespit edildi. H.E.S.S., VERITAS, MAGIC, ve CANGAROO III gibi Modern Cherenkov teleskopları, Crab Nebulayı birkaç dakikada saptayabilirler. En enerjitik fotonlar (16 TeV’e kadar) blazar Markarian 501 isminde (Mrk 501) ekstragalaktik bir objeden gözlemlenmiştir. Bu gözlemler, Yüksek-Enerji-Gama-Işını Astronomisi (HEGRA) hava Cherenkov teleskoplarıyla yapılmıştır.

Gama-ışını astronomisi gözlemleri hala, düşük enerjilerde gama-ışını olmayan arka planlarıyla, yüksek enerjilerde de saptanabilir foton sayısıyla sınırlıdır. Bu alanda daha büyük alan dedektörleri ve daha iyi arka plan baskınlıkları gerekmektedir. 2012’deki bir keşif gama-ışını teleskoplarının hedeflenmelerini sağlayabilir. 700 keV’den daha büyük foton enerjilerinde, kırılım yıldızlarının içerikleri tekrar artmaya başlar.

Deneyler, kozmik kaynaklardan yayılan gama ışınlarını tespit edemeden çok önce, bilimadamları uzayın kendilerini üretiyor olması gerektiğini biliyorlardı. 1948’de Eugene Feenberg ve Henry Primakoff, 1952’de Sachio Hayakawa and I.B. Hutchinson, ve özellikle 1958’de Philip Morrison’un çalışmaları, bilimadamlarını evrende olmakta olan farklı süreçlerin sayısının gama-ışını yayılımından olduğuna inandırdı. Bu süreçler, yıldızlararası gaz ilekozmik ışın etkileşimlerini, süpernova patlamalarını ve enerjitik elektronların manyetik alanlarla olan etkileşimlerini içeriyordu. Fakat, 1960’lara kadar bu yayılımları saptayamıyorduk.

Uzaydan gelen birçok gama ışını Dünya atmosferi tarafından emilir, bu sebeple gama-ışını astronomisi, atmosfer üstü balon ve uzayaracı dedektörleri kullanılmadıkça gelişememiştir. Yörüngeye sokulan ilk gama-ışını teleskobu, 1911’de Exploler 11 adlı uzayaracındaydı ve 100 kozmik gama-ışını fotonundan daha az sayıda foton saptayabildi. Evrenin her yerinden gelmekte gibiydiler ve eşit dağılmış “gama-ışını arka planını” anlatıyor gibiydiler. Bu çeşit bir arka planın kozmik ışınların yıldızlararası gaz ile olan etkileşiminden (uzaydaki çok yüksek enerjili parçacıklar) gelmesi bekleniyordu.

İlk doğru astronomik gama-ışını kaynakları solar yanmalardı ve Morrison tarafından güçlü 2.223 MeV’lik çizgi olarak tahmin edilen çizgiyi ortaya çıkarmıştır. Bu çizgi, deuteryumun bir proton ve nötron ikilisi ile olan formasyonundan ortaya çıkmıştır; bir solar yanma içerisinde, nötronlar, yanma sürecinin yüksek-enerjili iyonların hızlandırılmasıyla oluşan ikincil parçacıklar olarak ortaya çıkmışlardır. İlk gama-ışını çizgisi gözlemleri, OSO-3, OSO-7 ve Solar Maksimum Görevi’nde, 1980’de fırlatılan uzayaracından yapılmıştır. Solar gözlemler, Reuven Ramaty ve başkaları tarafından teorik çalışmaları tetiklemiştir.

Belirli miktarda gama-ışını yayılımı bizim galaksimizde ilk olarak 1967’de OSO-3 uydusunun ötesinde saptanmıştır. Kozmik gama ışınlarına atfedilen 621 olay saptamıştır. Fakat g