cherenkov (telescópio) - Wikilingue - Encydia
Um telescópio Cherenkov é um detector de raios gama de muito alta energia na faixa de 25 GeV a 50 TeV desde a superfície terrestre. Na actualidade [1] há quatro grandes telescópios Cherenkov em operação, CANGAROO-III, MAGIC, HESS e VERITAS.
Devido à rapidez com a que diminui o fluxo de raios gama de fontes cósmicas a altas energias, os detectores espaciais resultam ineficientes porque estão limitados em sua área de colecção a umas centenas de centímetros quadrados. No caso dos telescópios Cherenkov, a atmosfera de nosso planeta utiliza-se como médio de detecção e a área de colecção atinge muitos milhares de metros quadrados. Isto permite aos telescópios Cherenkov detectar raios gama em uma faixa de energias inaccesible para os instrumentos espaciais.
O telescópio Cherenkov regista a imagem do breve destello de radiación de Cherenkov que produz uma Cascata Atmosférica Extensa gerada a sua vez pelo raio gama de alta energia. Esta cascata de partículas inicia-se a uma altura de 10-20 km. O raio gama inicial produz um par elétron-positrón cerca de uma molécula do ar. O elétron e positrón têm uma energia muito alta e produzem mais raios gama por Bremsstrahlung ou "radiación de freado". Produzem-se mais pares elétron-positrón que a sua vez emitem por Bremsstrahlung etc, com o resultado final de uma cascata atmosférica extensa.
As partículas da cascata, devido a sua elevada energia, produzem um destello de radiación de Cherenkov que dura entre 5 e 20 ns. Em realidade as partículas (carregadas electricamente) da cascata polarizan asimétricamente (pois viajam a maior velocidade que a da luz na atmosfera) as moléculas de nitrógeno e oxigénio da atmosfera, as quais, ao despolarizarse espontaneamente, emitem a radiación Cherenkov que será detectada pelos telescópios Cherenkov. A área total alumiada pelo destello é de milhares de metros quadrados, razão pela qual a área efectiva dos telescópios Cherenkov é tão grande.
O telescópio está formado por um grande espelho segmentado que enfoca a radiación de Cherenkov em uma matriz de canos fotomultiplicadores. Os fotomultiplicadores estão acoplados a electrónica rápida que amplifica, digitaliza e armazena a imagem da cascata.
A colaboração do Whipple foi pioneira nos telescópios Cherenkov e descobriu a emissão da Nebulosa do Cangrejo a energias do TeV em 1989. O telescópio Whipple também descobriu a primeira fonte extragaláctica de raios gama de alta energia, a galaxia activa Markarian 421. A colaboração HEGRA construiu o primeiro sistema de vários telescópios usando o telefonema técnico estereoscópica na ilha da Palma, sistema que foi superado depois por HESS em Namibia . O maior telescópio Cherenkov do mundo é o telescópio MAGIC com um espelho de 17 m de diâmetro e também localizado na Palma.
Para reduzir as aberraciones ópticas fosse do eixo óptico, o espelho de 17 m de diâmetro está segmentado em 250 espelhos esféricos (recortados com forma quadrada), montados sobre um paraboloide. Os espelhos, em função de sua distância ao centro do disco de 17 m, têm diferente rádio de curvatura e estão orientados de diferente forma.
Os telescópios Cherenkov, a diferença dos ópticos, estão enfocados a um ponto da atmosfera terrestre situado a uma altura de uns 8-12 km (depende da faixa de energia que se queira medir), que é onde se desenvolvem as cascatas de partículas (é de onde vem a radiación Cherenkov).
A radiación Cherenkov (luz ultravioleta) sócia a uma cascata de partículas é como um enorme cilindro de luz (em realidade é como um enorme puro) de vário km de altura. A imagem registada no detector de fotomultiplicadores (no plano focal do telescópio) deste cilindro de luz tem forma de elipse. A forma desta elipse e sua orientação no plano focal determina a direcção de incidencia do fotón gama que originou a cascata. Também determina o longe ou perto que se desenvolveu na atmosfera, que junto com a intensidade da luz registada permite estimar a energia do fotón gama. Desta forma pode-se estimar o fluxo de radiación gama procedente de supernovas , de púlsars , de núcleos de galaxias activas, etc.
A maior dificuldade na detecção de fotones gama é que as cascatas atmosféricas que produzem são muito parecidas às que produzem os raios cósmicos formados por partículas carregadas electricamente (como protones). A direcção desde a que chegam à Terra esses raios cósmicos (esses protones) não é relevante em astrofísica pois, devido aos campos magnéticos galácticos e intergalácticos, não se pode determinar a fonte emissora desses protones (não foram emitidos desde o lugar desde onde parecem vir).
Aproximadamente uma da cada mil imagens de cascatas atmosféricas registadas por um telescópio Cherenkov corresponde a um fotón gama. As 999 restantes correspondem a raios cósmicos de partículas carregadas electricamente.
Astronomia de raios gama de alta energia
A técnica de imagem atmosférica Cherenkov tem permitido o desenvolvimento de uma nova astronomia de raios gama em energias superiores a 100 GeV. O telescópio pioneiro foi o telescópio de 10 metros do Observatório Whipple que detectou pela primeira vez uma fonte de raios gama (a Nebulosa do Cangrejo) que foi identificado como um dos objectos celestes mais brilhantes em raios gama o 1967. [2] neste nível de energia. Actualmente (2009), quase uma centena de fontes têm sido identificadas usando esta técnica. Os observatórios mais importantes são o projecto dos Estados Unidos VERITAS e os projectos europeus HESS e MAGIC.
Veja-se também
Referências
- ↑ "Observation of Pulsed Gama-Rays Above 25 GeV from the Crab Pulsar with MAGIC", Science 322 (2008) 1221.
- ↑ R. C. Haym, D. V. Ellis, G. J. Fishman, J. D. Kurfess, W. H. Tucker: "Observation of Gama Radiation from the Crab Nebula",Astrophysical Journal , vol. 151, p. L9, janeiro de 1968 .
