Gama ışını astronomisi

Gama-ışını astronomisi, foton enerjileri 100 keVden 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 Dünyanın atmosferinde) üretilir fakat GeV aralığındaki gama ışınları bizim Güneş Sistemimiz 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 TeVlik elektronları dışarı atarkenki sıra dışı dışarıya saçılmasında ölçülmüştür.
Dedektör teknolojisi
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 (Yengeç Bulutsusu'nu tek bir pikselde 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.
Yengeç Bulutsusu'ndan yayılan TeV aralığındaki ilk gama radyasyonu 1989da, ABD Mt. Hopkins, Arizona'daki Whipple Gözlemevi'nde tespit edildi. H. E. S. S., VERITAS, MAGIC, ve CANGAROO III gibi Modern Cherenkov teleskopları, Yengeç Bulutsusu'nu birkaç dakikada saptayabilirler. En enerjitik fotonlar (16 TeVe 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. 2012deki bir keşif gama-ışını teleskoplarının hedeflenmelerini sağlayabilir. 700 keVden daha büyük foton enerjilerinde, kırılım yıldızlarının içerikleri tekrar artmaya başlar.
Erken tarih
Deneyler, kozmik kaynaklardan yayılan gama ışınlarını tespit edemeden çok önce, bilimadamları uzayın kendilerini üretiyor olması gerektiğini biliyorlardı. 1948de Eugene Feenberg ve Henry Primakoff, 1952de Sachio Hayakawa and I. B. Hutchinson, ve özellikle 1958de Philip Morrisonun 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, 1960lara 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, 1911de 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 MeVlik 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 Görevinde, 1980de fırlatılan uzayaracından yapılmıştır. Solar gözlemler, Reuven Ramaty ve başkaları tarafından teorik çalışmaları tetiklemiştir.
Belirli miktarda gama-ışını yayılımı bizim galaksimizde ilk olarak 1967de OSO-3 uydusunun ötesinde saptanmıştır. Kozmik gama ışınlarına atfedilen 621 olay saptamıştır. Fakat gama-ışını astronomisinin alanı SAS-2 (1972) ve COS-B (1975-1982) uyduları tarafından büyük uçurumlar almıştır. Bu iki uydu yüksek-enerji evrenine (evrende olan olayların ürettiği gama ışınları yüksek-hızdaki çarpışmalar ve benzer süreçlerin sonucu olduğundan, bazen şiddetli evren olarak tanımlanan) çok farklı bir bakış açısı getirmiştir. Daha önceki gama ışını arka planı buluşlarını doğruladılar, gama-ışını dalgaboylarındaki ilk ayrıntılı gökyüzü haritasını yaptılar ve birkaç tane noktasal kaynak tespit ettiler. Fakat bu araçların çözünürlükleri, bu noktaların birçoğunu ve görünür yıldızlar veya yıldızsal sistemleri ayrıntılı incelemek için yeterli değildi.
Gama-ışını astronomisindeki bir keşif, 1960ların sonlarına ve 1970'lerin başlarına doğru, askeri uydu birliklerinden geldi. Vela uyduları serileri üzerinde bulunan nükleer patlamalardan yayılan gama ışınlarını saptamak için dizayn edilmiş dedektörler, Dünyanın çevresinden ziyade, uzayın derinliklerinden fırlayan gama ışınlarını kaydetmeye başladırlar. Daha sonraki dedektörler, bu gama-ışını fırlamalarımın iki saniyeden dakikalara kadar olan zaman aralıklarında sürdüğünü, biranda ve umulmayan yönlerden biranda gözüktüklerini ve gama-ışını gökyüzünü domine ettikten sonra kaybolduklarını gözlemledirler. 1980'lerin ortalarına kadar, Sovyet Venera uzayaracını ve Pioneer Venus Orbiter'ın da dahil olduğu birçok uydu ve uzayaracına rağmen, bu enigmatik yüksek-enerjili parlamalarının kaynakları bir gizem olarak kalmıştır. Evrende çok uzak yerlerden eliyor gibiydiler ve şu andaki en mantıklı teorem de, çoğunun hipernova patlamalarından geldiği yönündedir-süpernovaların nötron yıldızı oluşturmaktansa karadelik oluşturmaları.
Nükleer gama ışınları 4 ve 7 Ağustos 1972de, 22 Kasım 1977de solar yanmalardan gözlemlenmişlerdir. Solar yanma, solar atmosferdeki bir patlamadır ve görsel olarak bizim Güneşimizde saptanmıştır. Solar yanmalar çok büyük miktarda bütün elektromanyetik spektrumun en büyük dalgaboyundan, radyo dalgaları, yüksek enerjili gama ışınlarına kadar radyasyon üretirler. Bu yanmalar sırasında bağlanan yüksek enerjili elektronlar ve gama ışınları çoğunlukla yüksek enerjili protonlar ve daha ağır iyonların nükleer kombinasyonlarından ortaya çıkarlar. Bu gama ışınlarının gözlemleri, bilimadamlarının başka dalgaboylarından yayılmayan enerjinin büyük sonuçlarını saptamaların sağlar.
1980'lerden 1990'lara
19 Haziran 1988de Birigüiden (50 20' W 21 20' S) saat 10:15te UTC, iki NaI(TI) dedektörü taşıyan (600 cm2 toplam alan)bir balonu 5.5 mb hava basıncı olan bir yüksekliğe çıkardı ve 6 saat boyunca gözlem yapıldı. Büyük Magellanik Bulut (LMC) içerisindeki SN1987A adlı süpernova, 23 Şubat 1987de keşfedildi ve atası, 2-5 x 1038 erg/s parlaklığındaki mavi süperdevdir (Sk -69 202). 56Co bozunumundan kaynaklı 847 keV ve 1238 keV gama ışınları tespit edilmiştir.
1977deki Yüksek Enerji Astronomi Gözlemleri programı sırasında NASA, gama-ışını astronomisi için olan büyük gözlemevi yapımı planlarını açıkladı. Compton Gama-Işını Gözlemevi (CGRO) 1980de dedektör teknolojisindeki büyük ilerlemelerin avantajını almak için dizayn edilmişti ve 1991 de fırlatıldı. Uydu, gama-ışını gözlemlerinin uzaysal ve maddi çözünürlüğünü oldukça arttıran dört ana alet taşıyordu. CGRO, evrenimizde olan yüksek-enerji süreçlerini daha iyi anlamamıza yarayan veriler sağladı. CGRO, sabitleyici cayroskoplarının bir tanesinde sorun çıkması sebebiyle Haziran 2000de yörüngeden ayrılmıştır.
BeppoSAX 1996dafırlatılmış ve 2003te yörüngeden ayrılmıştır. Öncü olarak X-ışınları çalışmış, ama aynı zamanda gama-ışını yanmalarını da gözlemlemiştir. Gama-ışını fışkırmalarına karşı olan ilk gama olmayan ışınları tanımlayarak, bu ışınların uzak galaksilerdeki uzaklaşan döküntülerinin optik gözlemlerinin ve uyumlu pozisyon saptamalarının yolunu açmıştır. Yüksek Enerji Geçici Gezgini (HETE-2), Ekim 2000de (sözde 2 yıllık bir görevde) fırlatıldı ve Mart 2007de hala operasyoneldi. Swift adlı bir NASA uzayaracı gama-ışını fışkırması gözlemleri için bir BAT cihazı taşımaktadır ve 2004te fırlatılmıştır. Bunları takip eden BeppoSAX ve HETE-2, birçok X-ışını ve bu fışkırmalara optiksel olarak karşıtlar gözlemlemiştir ve bu, uzaklık saptanmalarını ve detaylı optik araştırmalarını sağlamıştır. Bu araştırmalar, bu fışkırmaların çoğunun uzaktaki galaksilerde patlayan kütlesel yıldızlardan (süpernovalar ve hipernovalar) kaynaklandığını doğruladı.
Günümüz gözlemleri
Şu anda ana uzay-dayanaklı gama-ışını gözlemyerleri INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, (INTEGRAL), Fermi ve Astrorivelatore Gamma ad Immagini LEggeroda, (AGILE (spacecraft)) bulunmaktadır. INTEGRAL, Çek, Polonya, ABD ve Rusya tarafından destek gören bir ESA görevidir. 17 Ekim 2002de başlatılmıştır. NASA, Fermiyi 11 Haziran 2008 de fırlatmıştır. LAT denilen Geniş Alan Teleskobu, GBM, GLAST yanma monitörünü, gama-ışını yanmalarını çalışmak için içerisinde bulundurur. AGILE, ASI, INAF ve INFN ortak çalışması olan küçük bir İtalyan görevidir. Sriharikota ISRO üssünden 23 Nisan 2007de, Indian PSLV-C8 roketi tarafından başarılı bir şekilde çalıştırılmıştır.
Kasım 2010da, Fermi Gama-ışını Uzay Teleskobu kullanılarak, 25.000 ışık-yılı uzağa giden iki devasa gama-ışını kabarcığı, galaksimizin kalbinde saptanmıştır. Yüksek-enerjili bu kabarcıkların kütlesel bir karadelikten veya iki milyonlar yıl önceki bir yıldız oluşumunun yanmasından olan bir kanıt olduklarından şüphelenilmektedir. Bilimadamlarının gökyüzünü kaplayan gama-ışınlarının arka plan sisini çözdükten sonra keşfedilmişlerdir. Bu keşif, Samanyolunun merkezinde büyük bilinmeyen bir yapının olduğu yönündeki verileri doğrulamıştır.