Каталог гамма-джерел космічного телескопа Fermi на енергії понад 1 ГеВ[1]Небо на енергіях понад 100 МеВ за даними обсерваторії КомптонМісяць на енергіях понад 20 МеВ за даними обсерваторії Комптон. Зареєстровані фотони утворюються в результаті бомбардування поверхні Місяця космічними променями[2].
Діапазон гамма-випромінювання поділяють на такі ділянки[3]:
м'яке — з енергією від 0,1 до 5 МеВ
проміжної енергії — від 5 до 50 МеВ
жорстке — від 50 МеВ до 10 ГеВ
надвисоких енергій — понад 10 ГеВ
Атмосфера Землі поглинає та розсіює гамма-випромінювання на висотах 30—50 км, тому спостереження космічного гамма-випромінювання здійснюють або з висотних аеростатів, або з космічних апаратів за допомогою гамма-телескопів. Фотони надвисоких енергій можна реєструвати з поверхні землі шляхом спостереження черенковського випромінювання високоенергетичних частинок, які утворюються під час взаємодії таких фотонів з атмосферою[3].
Більшість гамма-променів, що надходять із космосу, поглинаються земною атмосферою, тому гамма-астрономія не могла розвиватися, доки не стало можливим підіймати детектори над атмосферою за допомогою повітряних куль і космічних кораблів[5]. Перший гамма-телескоп, виведений на орбіту на супутнику Explorer 11[en] у 1961 році, зафіксував менше 100 фотонів космічного гамма-випромінювання, які приходили з усіх боків, ніби створюючи однорідний «гамма-фон».
Першими визначеними у спостереженнях астрофізичними джерелами гамма-променів стали сонячні спалахи. Вони випромінювали передбачені Моррісоном фотони з енергією 2,223 МеВ, які утворюються внаслідок об'єднання нейтрона та протона в ядро дейтерію. Нейтрони, в свою чергу, утворювались в результаті взаємодії високоенергетичних іонів, прискорених у процесі спалаху. Ці перші спостереження лінії гамма-випромінювання були здійснені на OSO 3[en] (1967), OSO 7[en] (1971) та Solar Maximum Mission[en] (1980). Спостереження Сонця надихнули дослідження Реувена Раматі[en] та інших теоретиків[6].
Значне гамма-випромінювання нашої Галактики вперше виявив в 1967 році[7] детектор на борту супутника OSO 3[en] (1967). Він зареєстрував 621 подію, пов'язану з космічним гамма-випромінюванням.
Наприкінці 1960-х і на початку 1970-х років детектори на борту військових супутників Vela, призначених для виявлення спалахів від ядерних вибухів, почали реєструвати спалахи гамма-променів невідомого походження. Пізніше детектори визначили, що ці гамма-спалахи з'являються раптово з різноманітних напрямків і тривають від часток секунди до хвилин. У подальшому джерелами довгих гамма-спалахів стали вважати гіпернові, а коротких — злиття нейтронних зір.
Наступним великим кроком вперед для гамма-астрономії стали супутники SAS-2 (1972) і Cos-B (1975—1982), які дозволили дослідити гамма-промені високих енергій. Вони підтвердили попередні висновки щодо гамма-фону, створили першу детальну карту неба на різних довжинах хвиль гамма-променів і виявили кілька точкових джерел. Однак роздільна здатність інструментів була недостатньою, щоб пов'язати більшість цих точкових джерел із відомими оптичними об'єктами.
1991 року НАСА запустила космічну обсерваторію Комптон, який значно покращив просторову та часову роздільну здатність спостережень гамма-променів. Його звели з орбіти 2000 року через відмову одного зі стабілізуючих гіроскопів.
BeppoSAX запустили в 1996 році і звели з орбіти в 2003 році. Він вивчав переважно рентгенівське випромінювання, але також спостерігав гамма-спалахи. За його допомогою ідентифіковано перші рентгенівські післясвітіння гамма-спалахів, що відкрило шлях до точного визначення їх розташування в далеких галактиках.
Swift (2004). Спостерігав численні рентгенівські та оптичні аналоги гамма-спалахів, що уможливило визначення відстаней до них та детальні оптичні спостереження[8].
Спостереження гамма-променів стикається з кількома принциповими ускладненнями. Атмосфера Землі непрозора для них, тому гамма-телескопи необхідно підіймати на великі висоти. Гамма-промені рідкісні — навіть від яскравих гамма-джерел час між надходженням фотонів може становити кілька хвилин. Гамма-промені важко фокусувати, що призводить до низької роздільної здатності гамма-телескопів. Станом на початок 2000-х років космічні гамма-телескопи в ГеВ-діапазоні мали роздільну здатність близько 6 кутових мінут (уся Крабоподібна туманність зливалась в один піксель), тоді як у жорсткому рентгенівському діапазоні (100 кеВ) роздільна здатність досягала 1,5 мінути, а у м'якому рентгенівському діапазоні (1 кеВ) — 0,5 кутової секунди.
Гамма-промені з енергією фотонів понад ~30 ГеВ можна виявити наземними спостереженнями, оскільки вони створюють потужні атмосферні зливи вторинних частинок, які можна спостерігати на землі як безпосередньо (за допомогою лічильників), так і оптично (черенковське випромінювання ультрарелятивістських частинок зливи). Спостерігати такі високоенергетичні гамма-промені з космосу проблематично, бо потоки фотонів високої енергії надзвичайно низькі й потребують великої площі детектора, яка неприйнятна для сучасних космічних приладів.
Гамма-промені утворюються під час сонячних спалахів, спалахів наднових, анігіляції позитронів, утворенні чорних дір та внаслідок розпаду радіоактивних ізотопів у космосі. Вважається, що більша частина космічних гамма-променів утворюється шляхом прискорення електронів та внаслідок електрон-фотонних взаємодій.
За даними каталога космічного телескопа Fermi (2011), більше половини гамма-джерел із найвищою енергією були блазарами, а третина джерел не була виявлена на інших довжинах хвиль[9].
Під час гравітаційного колапсу наднової SN 1987A утворилася значна кількість радіоактивного Со-56, який вибухом викинуло в навколишній простір. Розпад кобальту супроводжується випромінюванням гамма-квантів з енергіями 847 кеВ і 1238 кеВ[11], які спостерігалися як «післясвітіння».
↑Figueiredo, N. та ін. (November 1990). Gamma-ray observations of SN 1987A. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 21: 459—462. Bibcode:1990RMxAA..21..459F.
