Космічні промені: відмінності між версіями

'''Космі́чні про́мені''' — [[електричний заряд|заряджені]] [[частинка|частинки]] високих [[енергія|енергій]] з [[космос|космічного простору]]. Майже 90 % від загальної кількості частинок складають [[протон]]и, 9 % — [[ядро (атом)|ядра]] [[гелій|гелію]] ([[альфа-частинки]]) та близько 1 % — [[електрон]]и ([[бета-промені|бета-мінус частинки]]). Слово «промені» в назві явища не слід сприймати буквально, оскільки частинки потрапляють в [[Атмосфера Землі|атмосферу Землі]] окремо, а не у вигляді напрямленого [[пучок частинок|пучка частинок]] чи [[промінь (геометрія)|променя]]. Назва походить з часів відкриття явища і є більше даниною історії, аніж описом суті явища.

Існування космічних променів довів [[1912]] року [[Віктор Франц Гесс]]. Під час [[затемнення Сонця]] на висоту 5300  м на [[повітряна куля|повітряній кулі]] було піднято три [[електрометр]]и. Швидкість їх розрядки виявилася вчетверо більшою, ніж на поверхні. Оскільки випромінювання Сонця було усунено, Гесс зробив висновок про існування в космосі променів, які мають велику іонізаційну здатність. За ці дослідження він отримав [[Нобелівська премія з фізики|Нобелівську премію з фізики]] [[1936]] року.

[[FileФайл:VERITAS array.jpg|thumb|600px|Масив ВЕРІТАС повітряного Черенковского телескопа.]]

В даний час використовуються, кілька наземних методів реєстрації космічних променів. Перший метод виявлення називається повітряним телескопом Черенкова, призначений для виявлення низько енергетичних (<200 ГеВ) космічних променів за допомогою аналізу їх [[Черенковське випромінювання|Черенковського випромінювання]], який передбачає дослідження гамма-променів, що випромінювались з швидкістю більшою ніж [[швидкість світла]] у їх середній атмосфері. У той же час, ці телескопи надзвичайно добре розрізняють фонове випромінювання і космічні промені. Їхнім недоліком є те, що вони можуть функціонувати тільки в ясні ночі, коли не світить Місяць, і мають дуже невеликі поля зору і активні тільки протягом декількох відсотків часу. Інший телескоп Черенкова використовує воду як середовище, через яку частинки проходять і виробляють випромінювання.

[[FileФайл:PIA17601-Comparisons-RadiationExposure-MarsTrip-20131209.png|thumb|250px|left|Порівняння доз радіації -&nbsp;— включає в себе виявлену під час подорожі від Землі до Марса по RAD в MSL (2011 - 20132011—2013).]]

Широкі атмосферні зливи (ШАЗ), другий метод виявлення, вимірювання заряджених частинок, які проходять через них. Детектування ШАЗ дозволяє вимірювати значно вищі енергетичні космічні промені, ніж повітряні черенковсковські телескопи, і в них можна спостерігати широку ділянку неба, і може бути активним близько 90&nbsp;% часу. Тим не менш, вони меншою мірою здатні відокремити фонові ефекти від космічних променів. Детектори ШАЗ використовують пластикові сцинтилятори для того, щоб виявити частинки.

Інший метод був розроблений Робертом Флейшер, Бурфордом Прайсом, і Робертом М. УокерВокер для використання у висотних аеростатах. У цьому методі, листи прозорого пластику, такі як 0,25 &nbsp;мм полікарбонату, які складені разом і піддаються безпосередньо впливу космічних променів в просторі або на великій висоті. У верхній частині стеку ширина іонізації менша, через високу швидкість космічних променів. Космічна швидкість променя зменшується через уповільнення в стеку, іонізація зростає уздовж шляху. Отримані листи пластику "«травлення"» або повільно розчинюють в теплому розчині каустичної соди їдкого натрію, який видаляє матеріал поверхні з повільною, відомою швидкістю. Каустична сода гідроксиду натрію розчиняє пластик більш швидкими темпами по шляху іонізації. Кінцевим результатом є конічне травлення ями в пластиці. Ямки травлення вимірюється під мікроскопом високої роздільності (зазвичай 1600X), а швидкість травлення у вигляді функції від глибини в шаруватої пластмаси.

Можна виділити дві великі категорії космічних променів: первинні та вторинні. Космічні промені від позасонячних астрофізичних джерел є первинними космічними променями; вони можуть взаємодіяти з матерією [[Міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]] і утворювати вторинні космічні промені. [[Сонце]] також продукує космічні промені невисоких енергій переважно під час [[сонячний спалах|сонячних спалахів]]. Точний склад первинних космічних променів, поза атмосферою Землі, залежить від діапазону спостережуваного енергетичного [[спектр]]у. Загалом, майже 90 &nbsp;% всіх космічних променів, що надходять складають протони, близько 9 &nbsp;% ядра гелію (альфа-частинки) та майже 1 &nbsp;% &nbsp;— електрони. Залишок складають інші важчі ядра, які є продуктами зоряних реакцій ядерного синтезу. Вторинні космічні промені складаються з легких ядер, які не є продуктами життєдіяльності [[зоря|зір]], але є результатом [[Великий Вибух|Великого Вибуху]], це переважно [[літій]], [[берилій]] та [[бор]]. Цих легких ядер значно більший вміст в космічних променях (співвідношення приблизно 1:100 частинок), а ніж в сонячній атмосфері, де їхній вміст становить близько 10⁻⁷ вмісту ядер гелію.

Якщо мати на увазі весь енергетичний діапазон, в якому спостерігаються космічні промені, то безумовно, слід визнати, що завершена теорія цього питання відсутня. Навіть в відношенні походження Галактичних Космічних Променів навряд чи в наш час можна претендувати на більше, ніж створення розумних моделей які б пояснювали найбільш суттєві факти. До таких слід віднести в першу чергу, величину [[густина енергії|густини енергії]] космічних променів ~10-12 ерг/см³, а також степеневу форму енергетичного спектру, яка не зазнає яких-небудь різких змін аж до енергії ~3·10¹⁵ еВ, де показник диференціального енергетичного спектру всіх частинок міняється з -2.7 на -3.1. Вимоги до енергетичної потужності джерел, генеруючих космічні промені, досить високі, так що звичайні [[зоря|зорі]] [[Чумацький Шлях|Галактики]] не можуть їм задовольняти. Однак така потужність може бути отримана внаслідок вибуху [[наднова|наднової]]. Якщо під час вибуху виділяється енергія ~10⁵¹ ерг, а вибухи відбуваються з частотою 1 раз в 30-100 років, то потужність, яка генерується при вибухах наднових, складає ~10⁴² ерг/см³ і для забезпечення необхідної потужності космічних променів достатньо лиш декількох процентів енергії спалаху. Питання про формування спостережного енергетичного спектра космічних променів далеко не тривіальний. Необхідно передати макроскопічну енергію намагніченої [[плазма|плазми]] (оболонки [[наднова|наднової]] яка розширяється) індивідуальним зарядженим частинкам, забезпечуючи при цьому такий розподіл енергії, який суттєвим образом відрізняється від теплового. Найбільш вірогідним механізмом прискорення космічних променів до енергії ~10¹⁵ еВ, а, можливо і вище, представляється наступник. Рух скинутої при вибусі оболонки породжує в оточуючому міжзоряному середовищі ударну хвилю. Диффузійний розподіл заряджений частинок, захоплених в процес прискорення, дозволяє їм багатократно перетинати фронт ударної хвилі. Кожна пара послідовних перетинів збільшує енергію частинки пропорційно вже досягнутій енергії ([[Механізм прискорення Фермі|механізм, запропонований Фермі]]), що і призводить до пришвидшення космічних променів. По мірі збільшення числа перетинів фронту ударної хвилі росте і вірогідність покинути область прискорення, так що кількість частинок падає по мірі росту енергії приблизно степеневим чином. Прискорення виявляється досить ефективним, а спектр пришвидшених частинок жорстким ~Е^-2−2 аж до ~Е_max -&nbsp;— максимально допустимій енергії пришвидшених частинок.

Ранні припущення про походження космічних променів датуються 1934 роком, коли [[Фріц Цвіккі]] та Вальтер Бааде запропонували ідею виникнення космічних променів, як результат процесів у [[наднова|наднових]].<ref name=BaadeZwicky1934>{{cite journal | last1 = Baade | first1 = W. | last2 = Zwicky | first2 = F. | year = 1934 | title = Cosmic Rays from Super-novae | journal = Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America | volume = 20 | issue = 5 | pages = 259–263 | publisher = National Academy of Sciences | jstor =86841 | doi=10.1073/pnas.20.5.259|bibcode = 1934PNAS...20..259B }}</ref> А у 1948 році, Хорес Бебкок припустив, що змінні магнітні зорі теж можуть бути джерелом космічних променів.<ref name=babcock-1948>{{Cite journal | last1 = Babcock | first1 = H. | title = Magnetic Variable Stars as Sources of Cosmic Rays | doi = 10.1103/PhysRev.74.489 | journal = Physical Review | volume = 74 | issue = 4 | pages = 489 | year = 1948 | pmid = | pmc = |bibcode = 1948PhRv...74..489B }}</ref> Згодом, Й. Секідо та ін., ідентифікували [[Крабоподібна туманність|Крабоподібну туманність]] як джерело космічних променів.<ref name=sediko-1951>{{Cite journal | last1 = Sekido | first1 = Y. | last2 = Masuda | first2 = T. | last3 = Yoshida | first3 = S. | last4 = Wada | first4 = M. | title = The Crab Nebula as an Observed Point Source of Cosmic Rays | doi = 10.1103/PhysRev.83.658.2 | journal = Physical Review | volume = 83 | issue = 3 | pages = 658–659 | year = 1951 | pmid = | pmc = |bibcode = 1951PhRv...83..658S }}</ref> З тих пір, почала з'являтись велика кількість різноманітних потенційних джерел космічних променів, в тому числі [[наднова|наднові]], [[активні ядра галактик]], [[квазар|квазари]]и та [[гамма-спалахи]].<ref name=cosmicraysources>{{cite web|last=Gibb|first=Meredith|title=Cosmic Rays|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/cosmic_rays.html|work=Imagine the Universe|publisher=NASA Goddard Space Flight Center|accessdate=17 March 2013|date=3 February 2010}}</ref> Наступні експерименти допомогли визначити джерела космічних променів з більшою достовірністю. У 2009 році, у статті представленій вченими з обсерваторії П'єра Оже на Міжнародній Конференції Космічних Променів, було показано, що космічні промені надвисоких енергій зароджуються в області неба, дуже близькій до [[радіогалактика|радіогалактики]] Кентавр А, хоча автори спеціально зазначили, що для безумовного підтвердження Кентавр А, як джерела космічних променів, необхідні подальші дослідження.<ref name=auger-2009-1>{{cite conference | url=http://www.auger.org/technical_info/ICRC2009/arxiv_astrophysics.pdf | title=Correlation of the Highest Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects in Pierre Auger Observatory Data | accessdate=17 March 2013 | author=Hague, J. D. | booktitle=Proceedings of the 31st ICRC, Łódź 2009 |date=July 2009 | conference=International Cosmic Ray Conference | location=Łódź, Poland | pages=6–9}}</ref> Однак не було знайдено ніякої [[кореляція|кореляції]] між частотою [[гамма-спалахи|гамма-спалахів]] і космічними променями, в результаті чого, авторам довелося встановити нижню межу енергії космічних променів з [[гамма-спалахи|гамма-спалахів]] до 3.,4 × 10^-6−6 ерг см^-2−2, на потік від 1 Гев до 1 Тев.<ref name=auger-2009-2>{{cite journal |author=Hague, J. D. |title=Correlation of the Highest Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects in Pierre Auger Observatory Data |url=http://www.auger.org/technical_info/ICRC2009/arxiv_astrophysics.pdf |journal=Proceedings of the 31st ICRC, Łódź, Poland 2009 - International Cosmic Ray Conference|date=July 2009 |pages=36–39 |accessdate=17 March 2013 }}</ref> У 2009 році [[наднова|наднові]], як заявили дослідники, були скуті відкриттям зробленим групою вчених з використанням даних з [[Дуже Великий Телескоп|Дуже Великого Телескопа]].<ref name=moskowitz-2009>{{cite web | url=http://www.space.com/6890-source-cosmic-rays-pinned.html | title=Source of Cosmic Rays Pinned Down | publisher=TechMediaNetwork | work=Space.com | date=25 June 2009 | accessdate=20 March 2013 | author=Moskowitz, Clara}}</ref> Однак, цей аналіз був спростований даними з телескопу [[PAMELA]], які продемонстрували що "«спектральні форми (ядер [[водень|водню]] і [[гелій|гелію]]) різні, і не можуть достовірно описуватись єдиним законом"», що в свою чергу передбачає більш складний процес утворення космічних променів.<ref name=piccoza-2011>{{Cite journal | last1 = Adriani | first1 = O. | last2 = Barbarino | first2 = G. C. | last3 = Bazilevskaya | first3 = G. A. | last4 = Bellotti | first4 = R. | last5 = Boezio | first5 = M. | last6 = Bogomolov | first6 = E. A. | last7 = Bonechi | first7 = L. | last8 = Bongi | first8 = M. | last9 = Bonvicini | first9 = V. | last10 = Borisov | doi = 10.1126/science.1199172 | first10 = S. | last11 = Bottai | first11 = S. | last12 = Bruno | first12 = A. | last13 = Cafagna | first13 = F. | last14 = Campana | first14 = D. | last15 = Carbone | first15 = R. | last16 = Carlson | first16 = P. | last17 = Casolino | first17 = M. | last18 = Castellini | first18 = G. | last19 = Consiglio | first19 = L. | last20 = De Pascale | first20 = M. P. | last21 = De Santis | first21 = C. | last22 = De Simone | first22 = N. | last23 = Di Felice | first23 = V. | last24 = Galper | first24 = A. M. | last25 = Gillard | first25 = W. | last26 = Grishantseva | first26 = L. | last27 = Jerse | first27 = G. | last28 = Karelin | first28 = A. V. | last29 = Koldashov | first29 = S. V. | last30 = Krutkov | first30 = S. Y. | title = PAMELA Measurements of Cosmic-Ray Proton and Helium Spectra | journal = Science | volume = 332 | issue = 6025 | pages = 69–72 | year = 2011 | pmid = 21385721| pmc = |arxiv = 1103.4055 |bibcode = 2011Sci...332...69A }}</ref> Проте, у лютому 2013, спостереження нейтрального розпаду [[піон|піонів]]ів на основі аналізу даних з телескопу [[GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope)|Fermi]], показали що [[наднова|наднові]] дійсно були джерелом космічних променів, причому кожен вибух продукує приблизно 3 × 10⁴² -&nbsp;— 3 × 10⁴³ Дж космічних променів. Однак [[наднова|наднові]] не вирішують повністю питання про походження космічних променів, і навіть питання про їхній внесок у загальну кількість космічних променів, не може бути вирішене без подальших досліджень в цьому напрямку.<ref name=jha-2013>{{cite web | url=https://www.theguardian.com/science/2013/feb/14/cosmic-ray-mystery-solved | title=Cosmic ray mystery solved | publisher=Guardian News and Media Limited | work=The Guardian | date=14 February 2013 | accessdate=21 March 2013 | author=Jha, Alok}}</ref>

Властивість [[Атмосфера Землі|атмосфери]] поглинати космічні промені була виявлена ще в перших експериментах В. Гесса. Попадаючи в атмосферу Землі, космічні промені (в основному [[протон|протони]]и і ядра більш тяжких елементів ніж [[водень]]) відчувають зіткнення з її атомами і молекулами. В результаті відбувається розщеплення ядер і утворення численних вторинних частинок. Середня відстань, яку встигає пройти [[протон]] в атмосфері, відповідає приблизно 1/13 частині її товщини. Це означає, що він може неодноразово вступати в процеси взаємодії з ядрами повітря, перш ніж остаточно загинути. Звідси випливає, що на менших висотах поблизу Землі, або інакше кажучи на "«великих глибинах"» в атмосфері існує лиш вторинна компонента космічних променів. Склад вторинної компоненти обумовлений фізичними процесами взаємодії первинної частинки з ядрами атмосфери. Цей процес називається каскадним. В початковому акті взаємодії основну роль грають елементарні частинки -&nbsp;— народжуються піони або π-мезони, серед яких є нейтральні π0 і заряджені π±. Взаємодіючи з ядрами повітря, заряджені π± мезони генерують нові зливи до тих пір, поки їх енергія не знизиться до 10⁹ еВ. В першому акті взаємодії зазвичай народжується більш ніж 50 нових частинок. В результаті розпаду π± мезонів утворюються мюони і нейтрино. В складі вторинного випромінювання присутні нейтрони. Ця частина каскаду носить назву адронної зливи. Нейтральні мезони (π0) -&nbsp;— їх приблизно одна третя -&nbsp;— розпадаються на гамма-кванти, які в кулонівському полі ядер народжують електрони і позитрони. Тормозне випромінювання електрон-позитронної пари призводить до появи низькоенергетичних гамма-квантів -&nbsp;— [[фотон|фотонів]]ів. Ця злива називається електромагнітною. Адронна злива сама виробляє нейтральні піони, тим самим забезпечуючи додатковий вклад в електромагнітний каскад. На рівні моря залишається не більш ніж 1&nbsp;% від їх початкового потоку первинних частинок. Поряд з зарядженими частинками в атмосферу можуть потрапляти космічні гамма-кванти високих енергій. В цьому випадку злива частинок буде чисто електромагнітною. Вторинні заряджені частинки -&nbsp;— електрони і позитрони, народженні в каскадному процесі, можуть створювати [[Ефект Вавилова-Черенкова|черенковське]] і [[Флюоресценція|флюоресцентне]] світіння атмосфери. Процес утворення нових частинок носить лавиноподібний характер до тих пір, поки конкурентні потоки енергії не стануть домінувати. На деякій висоті над Землею формується максимум числа частинок зливи. Число частинок в зливі величезне: в максимумі воно пропорційне енергії первинної частинки і може досягати ~10⁹ частинок.

Потік галактичних космічних променів, які бомбардують Землю, приблизно [[ізотропія|ізотропний]] і постійний в часі, складає ~1 частинка/см²с (до входження в [[Атмосфера землі|земну атмосферу]]). Густина енергії галактичних космічних променів ~1 еВ/см³, що порівняно з сумарною енергією електромагнітного випромінювання зірок, теплового руху міжзоряного газу і галактичного магнітного поля. Таким чином, галактичні промені -&nbsp;— важливий компонент [[Чумацький Шлях|Галактики]].

В результаті взаємодії з ядрами атмосфери, первинні космічні промені (в основному [[протон|протони]]и) створюють велику кількість вторинних частинок -&nbsp;— [[піон|піонів]]ів, [[протон|протонів]]ів, [[нейтрон|нейтронів]]ів, [[мюон|мюонів]]ів, [[електрон|електронів]]ів, [[позитрон|позитронів]]ів і [[фотон|фотонів]]ів. Таким чином, замість однієї первинної частинки виникає велика кількість вторинних частинок, які діляться на [[адрон|адронну]]ну, [[мюон|мюонну]]ну і електронно-фотонну компоненти. Такий каскад покриває велику територію і називається широкою атмосферною зливою. В одному акті взаємодії, [[протон]] зазвичай втрачає ~50&nbsp;% своєї енергії, а в результаті взаємодії виникають в основному [[піон|піони]]и. Кожна наступна взаємодія первинної частинки додає в каскад нові [[адрон|адрони]]и, які летять переважно в напрямку первинної частинки, утворюючи адронний кор зливи. Утворенні піони можуть взаємодіяти з ядрами атмосфери, а можуть розпадатись, формуючи мюонну і електронно-фотонну компоненту зливи. Адронна компонента до поверхні Землі практично не доходить, перетворюючись в мюони, нейтрино і гамма-кванти в результаті розпадів.

Утворені при розпаді нейтральних піонів гамма-кванти породжують електрон-позитронні пари і гамма-кванти наступних поколінь. Заряджені лептони втрачають енергію на іонізацію і радіаційне тормозіння. Поверхні Землі в основному досягають релятивістські мюони. Електронно-фотонна компонента поглинається сильніше. Один протон з енергією > 10¹⁴ еВ може створити 10⁶ -&nbsp;— 10⁹ вторинних частинок. На поверхні Землі адронні зливи концентруються в області порядку декількох метрів, електрон-фотонна компонента -&nbsp;— в області ~100 &nbsp;м, мюонна -&nbsp;— декількох сотень метрів. Потік космічних променів на рівні моря приблизно в 100 раз менший потоку первинних космічних променів.

Інтенсивність космічних променів зростає із збільшенням висоти, досягаючи максимуму приблизно на висоті 20-25 &nbsp;км. За межами земної атмосфери існують області із підвищеною інтенсивністю космічних променів, що називаються [[радіаційні пояси Ван Аллена|радіаційними поясами Ван Аллена]].

Космічні промені не поширюються по прямій, а дифундують в магнітних полях Галактики. Експериментально спостережене відношення потоків легких і середніх ядер складає (для ядер з енергією більше 2.5 ГеВ/нуклон) NL/NM=0.3±0.05, тоді як відповідна величина для зір складає 10^-6−6. Отже, космічні промені екстремально збагачені легкими ядрами, і раз цих ядер практично немає в джерелах, вони з'являються в результаті взаємодії більш важких ядер. Для того, що б це відбувалось, потрібно, як показують оцінки, пройти в міжзоряному середовищі кількість речовини рівну x_g=5~10 г/см². Цю величину слід співставити з кількістю речовини Галактики, яке проходить по прямій x_og=ρ·R_G≈0.01 г/см². Відношення x_g до x_og ≈ 103, що і означає необхідність дифузії. При енергії в декілька ГеВ на нуклон, час життя космічних променів складає ≈ 3.10⁷ років і потім спадає. Крім того, оскільки Сонячна система знаходиться на периферії Галактики, то при відсутності дифузії (або слабкій дифузії), потік з центру Галактики міг би помітно перевищувати потік з протилежного напрямку. Але дані по анізотропії потоку з протилежного напрямку свідчать про те, що величина анізотропії аж до енергій 10¹⁴ еВ залишається малою (<10^-3−3), що дає ще один аргумент в користь наявності дифузії. Дифузія в магнітному полі має не скалярний, а тензорний характер.

'''H.E.S.S.''' (від англ. High Energy Stereoscopic System) &nbsp;— система черенковських [[Телескоп|телескопів]], що призначена для вивчення [[Гамма-промені|γ-випромінювання]] в діапазоні енергій від 100 ГеВ до 100 ТеВ. Названа так на честь нобелівського лауреата з фізики [[Віктор Франц Гесс|Віктора Гесса]], який відкрив [[космічні промені]]. Інструмент дозволяє вченим досліджувати [[Гамма-промені|γ-джерела]], потік від яких у тисячі разів слабший потоку від [[Крабоподібна туманність|Крабовидної Туманності]] (найяскравішого постійного джерела [[Гамма-промені|гамма-випромінювання]] на небі). H.E.S.S. знаходиться у [[Намібія|Намібії]] біля гори Гамсберг, у місцевості, добре відомій своїм гарним астрокліматом. Перший з чотирьх [[Телескоп|телескопів]] був введений в експлуатацію влітку 2002 року. Всі чотири задіяні у грудні 2003 року; офіційне відкриття &nbsp;— 28 вересня 2004 року.

* Високоенергетичний [[Гамма-промені|гамма-фотон]] потрапляє в атмосферу і генерує зливу вторинних частинок. Кількість частинок досягає максимуму на висоті близько 10 &nbsp;км. Утворені частинки мають значну енергію і рухаються з швидкістю більшою за [[швидкість світла]] в повітрі, внаслідок чого випромінюють слабке блакитне світло. [[Черенковське випромінювання]] зосереджено у конусі і освітлює на поверхні землі ділянку близько 250 метрів в діаметрі. Наприклад, для фотону з енергією 1 ТеВ на поверхні реєструється близько 100 фотонів видимого світла на м².

H.E.S.S. &nbsp;— стереоскопічна система, в якій кілька [[Телескоп|телескопів]] спостерігають одну й ту ж ділянку неба.

* Дзеркало з міркувань економії сегментоване на 382 частини по 60 &nbsp;см кожна.

* Загальна площа кожного з чотирьох дзеркал &nbsp;— 108 м².

* Відбивна здатність >80&nbsp;% (300 — 600300—600 нм).

* Розмір камери: 1,6 метрів в діаметрі, вага ~ 800 &nbsp;кг.

* Система з 960 детекторів &nbsp;—  мікроканальні трубки.

Система накопичення даних (DAQ &nbsp;— Data Acquisition System) здійснює збір та об'єднання даних з різних телескопів та систем моніторингу. Крім того вона здійснює первинний аналіз.

Основна мета проекту H.E.S.S. &nbsp;— дослідження генерації і поширення високоенергетичних частинок у [[Всесвіт|Всесвіті]]і, тобто дослідження не теплового випромінювання Всесвіту. Не теплове випромінювання генерує багато різноманітних джеел. H.E.S.S. вже знайшов низку нових [http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/pages/home/sources/ джерел]:

* Досліджуються активні галактики, включаючи [http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/pages/home/som/2004/11/ PKS 2155-3042155—304] та нещодавно відкрита PKS 2005-4892005—489.

Основна мета таких інструментів як H.E.S.S. &nbsp;— знайти значну кількість джерел кожного типу для розумного розділення на джерел класи та класифікацію механізмів прискорення.

'''MAGIC''' ([[Англійська мова|англ.]] ''Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope'') &nbsp;— наразі це система з двох наземних черенковських телескопів, що належать обсерваторії [[Обсерваторія дель Рок де лос Мучачос|Рок де лос Мучачос]] на острові [[Ла-Пальма]]. Призначені для реєстрації [[Черенковське випромінювання|черенковського випромінювання]] від злив частинок, породжених [[Гамма-промені|гамма-променями]] високих енергій (25 [[Електрон-вольт|ГеВ]] &nbsp;— 30 [[Електрон-вольт|ТеВ]]). Розташовані на висоті 2200 &nbsp;м над рівнем моря &nbsp;— в ідеальних умовах для оптичних спостережень, які, отже, обмежуються головним чином місячними ночами. В околі 2500 метрів від телескопів MAGIC розташовані такі відомі [[Оптичний телескоп|оптичні телескопи]] як Telescopio Nazionale Galileo та один з найбільших [[Оптичний телескоп|оптичних телескопів]] [[Великий телескоп Канарських островів|Gran Telescopio Canarias]]. MAGIC &nbsp;— це найбільші у світі телескопи свого типу. MAGIC-I розпочав свою роботу у 2004 році, він має діаметр фокусуючої поверхні 17 метрів (площа поверхні 236 м²). MAGIC-II, що розташований на відстані 85 метрів від «брата-близнюка», побачив перше світло наваесні 2009 і з вересня цього ж року розпочалися стереоскопічні спостереження одночасно двома телескопами . Проект MAGIC є технологічним продовженням експерименту HEGRA, який мав 5 телескопів однакового типу, щоправда меншого розміру (8.5 м).

* Сегментоване 17-метрове дзеркало із 241 квадратних алюмінієвих шматків площею 1м² (кожен &nbsp;— ще з чотирьох сегментів площею 50х50 см²), ефективна площа дзеркала 236 м².

* Детектор із 577 [[ФЕП|фотопомножувачів]] у MAGIC-I (1039 &nbsp;— y MAGIC-II), причому 397 0.1^оFOV (Field Of View) [[ФЕП|фотопомножувачів]] оточені більшими 0.2^оFOV (Field Of View).

* [[Блазар|Блазари]]и (BL Lac) &nbsp;— дослідження об'єктів EGRET, а також відкриття нових джерел, Активних Галактичних Ядер.

* [[Фізична космологія|Космологія]] &nbsp;— вимірювання фону в близькому [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]] ( поглинання).

* &nbsp;—  [[Пульсар|Пульсари]]и.

* '''Космічні промені''' &nbsp;— генерація та прискорення.

* Космомікрофізика (пошук розпадних/анігіляційних емісійних ліній від галактичного центру, &nbsp;— ліній розпаду [[Темна матерія|темної матерії]]).

* Знайдено відповідник Cas A &nbsp;— точкове джерело (в межах роздільної здатності телескопа) на енергіях вище 250 [[Електрон-вольт|ГеВ]] зі значимістю  та зі степеневим спектром (2.3±0.2), що простягається до високоенергетичних гамма-квантів (> 1 [[Електрон-вольт|ТеВ]]).

* Найбільш дискусійним результатом виявилося спостереження залежності від енергії швидкості поширення ТеВ-них гамма-квантів, зареєстрованих з напрямку на [[блазар]] Маркарян 501 9 липня 2005 року. Фотони з енергіями від 1.2 [[Електрон-вольт|ТеВ]] до 10 [[Електрон-вольт|ТеВ]] приходили через 4 хвилини після реєстрації менш енергетичних квантів у діапазоні 0.25 &nbsp;— 0.6 [[Електрон-вольт|ТеВ]]. Середня затримка становила 0.030 ± 0.012 сек/ГеВ. У разі, якщо фотони були народжені одночасно у системі відліку джерела, то це може навіть означати певні межі на масштаб мас квантової гравітації

'''VERITAS''' (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) нова головна [[Гамма-промені|гамма]] обсерваторія наземного базування, оснащена масивом з чотирьох 12-метрових рефлекторів, які здатні детектувати гамма-випромінювання в [[Електрон-вольт|GeV]]- [[Електрон-вольт|TeV]] діапазоні, і сконструйовані аналогічно до 10-метрових рефлекторів Fred Lawrence Whipple Observatory. Кожен з них складається з системи, яка дозволяє досягнути максимальної гнучкості і найвищої чутливості в діапазоні 50 GeV -&nbsp;— 50 TeV (з максимум чутливості 100 GeV до 10 TeV). Це обсерваторія ефективно доповнює [[GLAST]]

'''Масив черенковських телескопів''' ([[Англійська мова|англ.]] ''The Cherenkov Telescope Array'', CTA) &nbsp;— інтернаціональний проект побудови наступного покоління наземних інструментів для дослідження космічного простору в діапазоні [[гамма-випромінювання]] від десятків [[ГеВ]] до понад 100 [[ТеВ]]. Обсерваторію пропонується зробити відкритою і доступною широкому співтовариству астрофізиків. Проект буде складатися з двох масивів атмосферних черенковських телескопів, одного у північній півкулі з акцентом на вивчення позагалактичних об'єктів найнижчих енергій, а другого в південній півкулі, який має покривати повний діапазон енергій та фокусуватися на галактичних джерелах. Програма CTA з фізики охоплює не тільки астрофізику високих енергій, але й [[Космологія|космологію]] та фундаментальну фізику.

Масив черенковських телескопів (МЧТ) буде складатися з двох частин: масив південної півкулі, що буде покривати енергетичний діапазон від 10 Гэв до порядку 100 Тэв, і масив північної півкулі, що буде працювати в низькому енергетичному діапазоні (від 10 Гэв до 1 Тэв). В південній частині обсерваторії більше уваги будуть приділяти глибокому дослідженню галактичних джерел, а в північній &nbsp;— для спостереження північних позагалактичних об'єктів. Кожна частина буде мати власний сайт, але керувати буде один консорціум. Більшу частину часу телескоп буде відкритий для всього астрофізичного співтовариства. Отримані результати спостережень будуть спочатку корегувати фахівці, а потім їх будуть публікувати для загальної обробки.

Останніми роками наземна гамма-астрономія зробила значний прорив зі значними астрофізичними результатами, отриманими, головним чином за допомогою таких сучасних інструментів, як CANGAROO, [[H.E.S.S.]], [[MAGIC]],  MILAGRO і [[VERITAS]]. Ці спостереження дають неоціненний внесок не тільки в розвиток астрофізики, але й у фізику елементарних частинок та космологію. При одночасному перегляді неба за допомогою двох телескопів [[H.E.S.S.]] і [[MAGIC]] стало можливим вивчення об'єктів сонячних мас. На основі отриманих спектрів далеких джерел можна робити висновки про величину магнітного поля й структуру речовини в тих областях. Головною метою гамма-астрономії є розуміння процесу прискорення елементарних часток. Тому, за задумами творців проекту Масиву черенковських телескопів, він також буде працювати в кооперації з іншими великими гамма-телескопами.

МЧТ буде відрізнятися від своїх попередників поліпшеної на порядок чутливістю, збільшеним полем зору та кутовою роздільною здатністю. Всі ці характеристики дадуть можливість ототожнювати морфологічні особливості спостережуваних об'єктів. Точної конструкції МЧТ ще не розроблено, але вже відомо, що він буде складатися з декількох 12-метрових телескопів, розташованих по периметру, і 3 &nbsp;— 4 метрових ширококутних телескопів. Одними з важливих завдань, що постали зараз перед організатороми комплексу інструментів такого рівня, &nbsp;— є оснащення його електронікою із прецезійною точністю порядка наносекунд і фотопомножувачами з високою квантовою ефективністю.

При сприянні консорціуму була створена МЧТ &nbsp;— Віртуальна Організація (CTA-Virtual Organisation) у рамках проекту EGEE (Enabling Grids for E- Scienc), фінансованого Європейським союзом. На її основі будуть проводитися популяризаторські заходи, як серед студентів, так і серед людей, далеких від астрономії.

'''GLAST''' ([[Англійська мова|англ.]] ''Gamma-ray Large Area Space Telescope'') &nbsp;— орбітальна гамма-обсерваторія Американського космічного агентства [[NASA]].

Назва телескопа &nbsp;— «Гласт» &nbsp;— тимчасова, вона була змінена на «Фермі».

Телескоп «Комптон» бездоганно пропрацював на орбіті дев'ять років, справно передаючи на Землю дані про «найжорсткіші» випромінювання електромагнітного спектру у Всесвіті. З його допомогою учені розгадували таємниці далеких космічних вибухів, що породжують могутні сплески гамма-випромінювання &nbsp;— вражаючий феномен [[Чорна діра|«чорних дірок»]]. Космічна обсерваторія встигла зафіксувати в цілому 2,5 тисячі подібних сплесків, тоді як за всю попередню історію спостережень їх було зареєстровано близько трьохсот.

Створення нового телескопа обійшлося в 690 мільйонів доларів (з них 600 &nbsp;млн внесли [[США]]). Передбачається, що його місія продовжиться 5-10 років. У проекті «Гласт» беруть участь також [[Німеччина]], [[Італія]], [[Франція]], [[Швеція]] і [[Японія]].

'''СОГО''' ('''СО'''нячна та '''Г'''еліосферична '''О'''бсерваторія [[Англійська мова|англ.]] ''SOHO &nbsp;— Solar and Heliospheric Observatory'') &nbsp;—  [[космічний апарат]]<nowiki/>для спостереження за [[Сонце|Сонцем]]м. Було запущено [[2 грудня]] [[1995]], приступив до роботи у травні [[1996]].

Крім основної задачі &nbsp;— дослідження Сонця &nbsp;—  ''SOHO'' зібрала інформацію про велику кількість комет, в основному дуже малих.

'''Interstellar Boundary Explorer''', скорочено '''IBEX''' (перекладається як ''Дослідник міжзоряних меж'') &nbsp;— дослідницький космічний апарат [[NASA]] для вивчення фізики кордонів Сонячної системи.

Завдання супутника &nbsp;— вивчення і «картографування» межі [[Сонячна система|Сонячної системи]] &nbsp;—  [[Геліосфера|геліосфери]]. Це область, де [[сонячний вітер]]<nowiki/>стикається з міжзоряним газом. Частинки, що летять від [[Сонце|Сонця]] спочатку сповільнюються, а потім і зовсім міняють напрям свого руху на протилежний. Детектори IBEX збирають дані про енергетичні нейтральні атоми &nbsp;— частинки, які утворюються при зіткненні сонячного вітру з атомами міжзоряного простору, уловлюватимуть як відображені і провзаємодіючі з міжзоряним середовищем частинки сонячного вітру, так і атоми безпосередньо міжзоряного середовища, які змогли проникнути в нашу систему.

Доти вважалося, що форма меж геліосфери визначається саме характеристиками частинок сонячного вітру. Основна гіпотеза припускала, що прикордонна частина геліофсери є досить протяжною. Дані, передані апаратом IBEX, спростовують цю точку зору. Межа геліосфери виявилося дуже вузькою, а її контури, ймовірно, визначаються впливом магнітного поля міжзоряного простору. Поки астрономи не можуть з упевненістю сказати, чи дійсно межі геліосфери влаштовані таким чином, або спостережувана структура &nbsp;— це тимчасове явище, пов'язане з якимись поки неясними процесами. Визначитися ученим допоможуть нові спостереження IBEX.