地球の大気によって直接地上に到達することができないほどエネルギーの高い光が存在します。それらは非常に高エネルギーのガンマ線であり、宇宙で最も暴力的な現象のいくつかを伝達します。それらを研究するには、 科学者たちは、大気自体を検出器の一部に変える技術を開発しました。 そして、それを実行するための最も重要な手段の1つが、スペインで決定的な段階を終えたところです。
ラ・パルマ島のロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台には現在、将来のチェレンコフ望遠鏡アレイ天文台（CTAO）の4台の大型望遠鏡（LST）が設置されている。それぞれに直径 23 メートルの反射鏡と、非常に短い光のフラッシュを記録できる超高速カメラが搭載されています。このセットは、検出範囲内の最低エネルギーに特化した天文台の中核を構成しますが、これらは日常的な観点から見ると依然として巨大です。 約20ギガ電子ボルトから数テラ電子ボルトの間。 1 ギガ電子ボルトは 10 億電子ボルトに相当します。
これらの数値の大きさは、可視光がわずか数電子ボルトのエネルギーを持つ光子で構成されていることを思い出すと最もよく理解できます。 20ギガ電子ボルトのガンマ光子 可視光線の数十億倍のエネルギーを運びます。 この違いにより、ガンマ線は、宇宙加速器、物質が極限状態に達する領域、およびまだ完全には理解されていないプロセスを研究するための優れたツールとなっています。
しかし、機器に到達しない放射線をどのように観測するのでしょうか?ガンマ線が大気中に侵入すると、原子核と衝突し、粒子のカスケードを引き起こす可能性があります。は 非常に高速で移動するため、チェレンコフ光として知られる非常に短い青みがかった閃光が発生します。望遠鏡は元のガンマ線を直接撮影しません: 彼らは大気の輝きを捉え、そこからその輝きを引き起こした粒子のエネルギーと方向を再構築します。
このとき、検出速度が重要になります。フラッシュはわずか数十億分の 1 秒しか持続しないため、カメラは並外れた時間解像度で信号を記録する必要があります。その上、 4 つの望遠鏡は、同じ滝を異なる位置から観察できます。信号を比較する場合、科学者たちはガンマ線の到来方向とエネルギーの再構成を改善し、天体物理信号とバックグラウンドノイズをより正確に区別します。
リフレクターのサイズも重要です。エネルギーの低いガンマ線は弱いフラッシュを生成するため、できるだけ多くの光を集める必要があります。 LST は、これらの微弱な信号を検出し、宇宙論的な距離にある信号源を研究するように設計されています。 宇宙の膨張とガンマ線と空間を満たす放射線との相互作用により、最もエネルギーの高い粒子が非常に遠い領域から到達することが困難になります。 より低いエネルギーを検出できるようになると、観測の範囲が広がります。
これらの機器の目標は、赤方偏移が 4 に近い非常に遠いガンマ線バーストなど、宇宙初期の現象の研究に役立つことです。 これにより、宇宙が誕生してから 20 億年未満のときに光の旅が始まった光源を調査できるようになります。 それは、望遠鏡が最初の銀河の従来の写真を取得することを意味するのではなく、遠い時代からの高エネルギー信号を研究できるようになるということです。
考えられる標的には、物質を食い尽くす超大質量ブラックホール、中性子星やパルサー、恒星の爆発、暗黒物質の性質を解明する手がかりが含まれる。また これらは、膨大なエネルギーで宇宙を移動する粒子である宇宙線の起源を理解するのに役立ちますが、その起源は依然として天体物理学の大きな問題の1つです。
ジェームズ ウェッブやハッブルとの関係は、天文学のもう一つの変革を示しています。進歩はもはや、より大きな望遠鏡の構築だけに依存するのではなく、さまざまな方法で宇宙を観察する機器を組み合わせることに依存しています。ハッブルは主に紫外光、可視光、近赤外光を研究しています。 James Webb は赤外線用に最適化されています。 一方、LST は、大気中で発生するフラッシュを通じて非常に高エネルギーのガンマ線を調査します。 これらは、画像をより鮮明にするために競合するものではありません。それぞれが、同じオブジェクトまたはイベントに関する異なる物理情報を提供します。
4 つの LST の発足は、15 年を超える国際協力の集大成となりますが、プロジェクトの終了を意味するものではありません。望遠鏡は、定期的な科学的利用の前に、必要なテストと統合を完了する必要があります。 将来的には、ラ・パルマ島の北半球の施設とチリの南半球の施設の間に分散されている他の中小型望遠鏡に加わることになる。 目標は、世界で最も感度の高い高エネルギーガンマ線観測所を地上に建設することです。
