Перегляд вихідного коду сторінки Гамма-телескоп

'''Га́мма-телеско́п''' ({{lang-en|Gamma-ray telescope}})&nbsp;— [[клас]] ([[тип]]) [[телескоп]]ів, призначених для [[спостережна астрономія|спостереження]] [[астрономічний об'єкт|віддалених об'єктів]] у діапазоні [[гамма-промені|гамма-випромінювання]]. Гамма-телескопи використовуються для пошуку і дослідження [[дискретність|дискретних]] [[джерело випромінювання|джерел гамма-випромінювання]], [[вимірювання]] [[енергетичний спектр|енергетичних спектрів]] галактичного і позагалактичного [[дифузне випромінювання|дифузного]] гамма-випромінювання, дослідження [[Гамма-спалахи|гамма-сплесків]] і природи [[темна матерія|темної матерії]]. Розрізняють '''космічні гамма-телескопи'''{{Перехід|#Космічні гамма-телескопи}}, що детектують гамма-кванти безпосередньо, і наземні '''черенковські телескопи''' {{Перехід|#Черенковські телескопи}}, що встановлюють параметри гамма-квантів (такі як енергія і напрям приходу) шляхом спостереження за збуреннями, які викликають гамма-кванти в [[Атмосфера планети|атмосфері]].

== Космічні гамма-телескопи ==
[[Файл:Fermi all-sky survey, 1-10 GeV, revealing Fermi Bubbles.jpg|праворуч|міні|500x500пкс|Карта Галактики в гамма-променях за даними [[Fermi (космічний телескоп)|орбітальної гамма-обсерваторії Фермі]]]]
У класичному для [[Гамма-астрономія|гамма-астрономії]] високих енергій енергетичному діапазоні (від декількох десятків [[Електронвольт|МеВ]] до сотень [[Електронвольт|ГеВ]]) атмосфера непрозора, тому спостереження можливі тільки з космосу.

В гамма-астрономії високих енергій спостереження ведеться за кожним квантом, для якого індивідуально встановлюється енергія і напрям приходу. Потік реєстрованих гамма-телескопом частинок досить малий, так що час між приходами квантів перевищує час затримки приладу, протягом якого реєстрація нових частинок неможлива. Тому гамма-телескопи повинні мати якомога більшу [[Апертура|апертуру]], щоб виявляти всі кванти, що падають на них. Надходячи, гамма-кванти провокують виникнення [[електрон]]но&nbsp;— [[позитрон]]них пар. Траєкторії цих пар контролюються від місця конверсії гамма-кванта до потрапляння в [[Іонізаційний калориметр|калориметр]], що дозволяє визначити напрямок приходу гамма-кванта<ref name=":0">{{Стаття|автор=Г. С. Бисноватый-Коган|назва=ГАММА-МОНИТОРИНГ КОСМОСА|посилання=https://elibrary.ru/item.asp?id=21893150|мова=ru|видання=Природа|тип=|рік=2014|місяць=|число=|номер=6(1186)|сторінки=80—84|issn=|accessdate=3 грудня 2019|archivedate=3 грудня 2019|archiveurl=https://web.archive.org/web/20191203224136/https://elibrary.ru/item.asp%3Fid%3D21893150}}</ref>.

=== Історія ===
Вимірювання космічного високоенергетичного гамма-випромінювання проводилися від 1975 до 1982 року на супутнику [[Cos-B]] і від 1991 до 2000 року на гамма-телескопі EGRET (100 [[Мега-|М]][[Електронвольт|еВ]]&nbsp;— 30 [[Гіга-|Г]]<nowiki/>еВ) [[Комптон (обсерваторія)|американської космічної обсерваторії Комптон (CGRO)]]. Ці телескопи, а також телескоп «Гамма-1», встановлений на [[Союз Радянських Соціалістичних Республік|радянсько]]-[[Франція|французькому]] супутнику «[[Гамма (обсерваторія)|Гамма]]<nowiki/>», реєстрували напрямок приходу кванта, простежуючи його рух за допомогою [[Іскрова камера|іскрових камер]].

Нині вимірювання здійснюються за допомогою великого гамма-телескопа LAT (20 МеВ&nbsp;— 300 ГеВ), встановленого на американській космічній обсерваторії Фермі ([[Fermi (космічний телескоп)|GLAST]], запущено в червні 2008 року), і невеликого гамма-телескопа GRID (30 МеВ&nbsp;— 50 ГеВ), що працює на італійській космічній обсерваторії [[AGILE (супутник)|AGILE]] (запущено в квітні 2007 року). Напрямок приходу кванта в цих телескопах визначається за допомогою {{Нп|Сканистор|позиційно-чутливих кремнієвих пластин|ru|Сканистор}} .

Завдяки роботі цих супутників відкрито дифузний фон, [[Точкове джерело|точкові]] і протяжні джерела високоенергетичного гамма-випромінювання<ref name=":0"/>.

=== Перспективи ===

==== CYGAM ====
Для багатьох наукових завдань важливішим є сам факт реєстрації гамма-кванта, енергію якого можна знати і менш точно (з похибкою приблизно до 20&nbsp;%). Це стосується практично всіх точковим гамма-джерел, коли спостерігаються великі коливання потоку, тому побудова безперервної за часом кривої блиску була б значно інформативнішою, ніж строгіші, але епізодичні вимірювання спектра. Більш того, за великої апертури з'являється можливість стежити одночасно за багатьма джерелами на небі, що збільшує ефективну чутливість. Неперервні спостереження великих ділянок неба особливо критичні для коротких подій на зразок космічних гамма-сплесків, напрямок на які заздалегідь невідомий<ref name=":0"/>.

1993 року запропоновано нову конструкцію телескопа для реєстрації космічного гамма-випромінювання високих енергій, що отримала назву ЦИГАМ (CYGAM&nbsp;— {{Lang-en|Cylindrical Gamma Monitor}}, Циліндричний гамма-монітор). У ній був відсутній калориметр, що відразу дозволило майже на порядок збільшити апертуру телескопа. Поле зору приладу склало б 6 [[стерадіан]], тобто одночасно було б видно приблизно половину небесної сфери. Стінки циліндра, що являє в перерізі восьмикутник, повинні складатися з конвертера, в якому жорсткий гамма-квант переходить у пару електрон-позитрон, і позиційно-чутливого шару, який реєструє проліт заряджених частинок. Після конверсії народжені частинки летять під кутом одна до одної, який зменшується з ростом енергії вихідного гамма-кванта&nbsp;— за величиною кута розльоту вона й визначається. Такий метод має обмеження за енергією, доступною для вимірювань: за енергії кванта, що перевищує приблизно 40 ГеВ, кут стане занадто малим і позиційно-чутливий лічильник на протилежному боці циліндра не зможе розділити координати частинок пари. Межу можна підняти, якщо підвищити точність визначення координат частинок, що прилітають, або збільшити кут між траєкторіями частинок під час польоту між стінками циліндра (наприклад, завдяки створенню всередині магнітного поля)<ref>Акимов В. В., Бисноватый Коган Г. С., Лейков Н.&nbsp;С.&nbsp;Цилиндрический гамма-монитор CYGAM. Новая концепция гамма-телескопа высоких энергий. Информационный буклет. М., 2003.</ref>. Проєкт ЦИГАМ залишається нереалізованим<ref name=":0"/>.

==== Гамма-400 ====
Обробка результатів вимірювань гамма-телескопа LAT з району центру Галактики вказує на особливість у спектрі гамма-випромінювання в області енергій 130 ГеВ<ref>{{статья|автор=Torsten Bringmann, Xiaoyuan Huang, Alejandro Ibarra, Stefan Vogl, Christoph Weniger|заглавие=Fermi LAT Search for Internal Bremsstrahlung Signatures from Dark Matter Annihilation|издание=arXiv|год=2014|ссылка=https://arxiv.org/pdf/1203.1312.pdf|язык=en|doi=10.1088/1475-7516/2012/07/054}}</ref>. Теоретичні дослідження цієї особливості припускають існування вузьких гамма-ліній від анігіляції або розпаду [[Слабко взаємодіючі масивні частинки|вімпів]], які можна надійно виділити тільки за допомогою майбутніх експериментів з істотно кращим кутовим і енергетичним розділеннями.

Нині в Росії реалізується програма створення відповідного цим завданням гамма-телескопа {{Нп|ГАММА-400||ru|Гамма-400}} і проведення позаатмосферних спостережень у гамма-астрономії з одночасним вимірюванням потоків електрон-позитронної компоненти космічних променів. ГАММА-400 буде володіти унікальними можливостями як за виділенням гамма-ліній в енергетичних спектрах від частинок темної матерії, так і за визначенням напряму на джерело цього випромінювання. Запуск космічної обсерваторії, в якій ГАММА-400 буде встановлено на службовій платформі «Навігатор», що розробляється в [[НВО ім. С. О. Лавочкіна|НВО імені С.&nbsp;О.&nbsp;Лавочкіна]], планується на 2023 рік<ref>{{Стаття|автор=Н. П. Топчиев, А, М. Гальпер и др.|title=GAMMA-400 gamma-ray observatory|url=http://gamma400.lebedev.ru/docs/1026.pdf|мова=en|видання=Proceedings of science|тип=стаття|рік=2016|місяць=|число=|номер=|сторінки=|issn=|accessdate=3 грудня 2019|archivedate=17 січня 2018|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180117132052/http://gamma400.lebedev.ru/docs/1026.pdf}}</ref>. Час роботи космічної обсерваторії має становити не менше 7 років<ref>{{Стаття|автор=Гальпер А. М., Адриани О., Аптекарь Р. Л., Архангельская И. В., Архангельский А. И., Боецио М., Бонвиччини В., Боярчук К. А., Вакки А., Вануччини Е., Гусаков Ю. В., Зампа Н., Зверев В. Г., Зиракашвили В. Н., Каплин В. А., Качанов В. А., Леонов А. А., Лонго Ф., Мазец Е. П., Маестро П. и др.|title=Характеристики гамма-телескопа ГАММА-400 для поиска следов темной материи|url=https://elibrary.ru/item.asp?id=20447420|мова=|видання=Известия Российской академии наук. Серия физическая|тип=|рік=2013|місяць=|число=|номер=11|сторінки=1605|issn=|accessdate=3 грудня 2019|archivedate=3 грудня 2019|archiveurl=https://web.archive.org/web/20191203210753/https://elibrary.ru/item.asp%3Fid%3D20447420}}</ref>.

==== COSI ====
Восени 2021 року [[НАСА|NASA]] також обрало пропозицію зі створення космічного гамма-телескопа, що дасть змогу науковцям вивчати історію народження, еволюцію і смерть зір та утворення хімічних елементів у [[Чумацький Шлях|Молочному Шляху]] в нинішню епоху його розвитку. Гамма-телескоп, який назвали Комптонівський спектрометр та візуалізатор (Compton Spectrometer and Imager, COSI) — це оглядовий гамма-телескоп для реєстрації гамма-променів у діапазоні енергій 0,2—5 МеV, з поліпшеною чутливістю, спектральною і кутовою роздільною здатністю та з великим полем зору для виконання передових наукових досліджень. COSI буде реєструвати гамма-промені, що випромінюють радіоактивні атоми, які утворюються під час вибуху масивних зір. Це дасть змогу виявити місця утворення хімічних елементів у Молочному Шляху. Місія також дослідить таємниче походження позитронів у нашій галактиці, також відомих як антиелектрони — субатомні частинки з такою масою, як в електрона, але з позитивним зарядом. Очікується, що гамма-телескоп COSI буде запущений у 2025 році як остання невелика астрофізична місія NASA<ref>[http://www.astrosvit.in.ua/novyny/inshi-novyny/nasa-obralo-gamma-teleskop-dlya-vivchennya-zmin-v-galaktitsi NASA обрало гамма-телескоп для вивчення змін в Галактиці. 19.10.2021]</ref>.

3 липня 2024 року, згідно повідомлення джерела Space.com, NASA обрало ракету-носій [[Falcon 9]] від SpaceX для своєї місії COSI. Запуск заплановано на серпень [[2027]] року з [[База ВПС США на мисі Канаверал|бази ВКС США на мисі Канаверал]] у Флориді<ref>[https://www.space.com/spacex-launch-contract-nasa-cosi-space-telescope SpaceX to launch NASA gamma-ray space telescope in 2027. // By Mike Wall. July 3, 2024]</ref><ref>[https://speka.media/nasa-zapustit-gamma-teleskop-cosi-na-raketi-spacex-falcon-9-u-2027-roci-vm5mz7 NASA запустить гамма-телескоп COSI на ракеті SpaceX Falcon 9 у 2027 році. // Автор: Вікторія Рудзінська. 03.07.2024]</ref>.

== Черенковські телескопи ==
[[Файл:Protonshower.jpg|міні|400x400пкс| Комп'ютерна модель зливи, що виникла від первинного протона з енергією 1 ТеВ, який вдарив в атмосферу на висоті 20&nbsp;км. Внизу зображено узбережжя в масштабі]]
У зв'язку з непрозорістю атмосфери для частинок високих енергій, їх безпосереднє спостереження з поверхні Землі неможливе. Разом з цим, потрапляючи в атмосферу, кожна з таких частинок, внаслідок багатьох каскадних реакцій, народжує [[Атмосферна злива (космічні промені)|атмосферну зливу]], яка досягає поверхні Землі у вигляді потоку електронів, [[протон]]ів, [[фотон]]ів, [[мюон]]ів, [[Мезони|мезонів]] та інших частинок. [[Черенковське випромінювання|Випромінювання Черенкова&nbsp;— Вавилова]] від вторинних електронів дозволяє отримати повну інформацію про енергію і напрямок приходу первинних гамма-квантів. Саме це випромінювання спостерігається наземними гамма-телескопами (тому такі телескопи ще називають черенковськими або IACT ({{Lang-en|Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope}}).

Оскільки максимум випромінювання, що приходить від вторинних електронів, випускається в конус з кутом при вершині близько 1° і відзначений на висоті 10&nbsp;км над рівнем моря, черенковське випромінювання «висвітлює» на землі радіус близько 100&nbsp;м. Простий пристрій (детектор), що складається з оптичного відбивача площею близько 10 м<sup>2</sup> і фотоприймача у фокальній площині, може реєструвати фотони з ділянки неба площею більше 10<sup>4</sup> м<sup>2</sup>. Черенковське випромінювання вторинних злив дуже слабке, кожен спалах триває всього кілька наносекунд. Тому черенковські телескопи повинні мати дзеркала площею понад 10 м<sup>2</sup> для проєктування випромінювання на дуже швидкісну багатопіксельну (близько 10<sup>3</sup> пікселів) камеру з пікселем розміром 0,1-0,2° і полем зору кілька градусів. Хоча черенковське випромінювання припадає на оптичний діапазон (блакитне світло), стандартна [[ПЗЗ - матриця|ПЗС-камера]] не підходить для його реєстрації через недостатню швидкість фіксації події. На щастя, для отримання інформації про розвиток зливи, енергію і напрямок приходу первинної частинки досить камери, що складається зі звичайних [[Фотоелектронний помножувач|фотопомножувачів]] з пікселем розміром 0,1-0,2°.

=== Історія ===

==== Перше покоління ====
[[Файл:Hegra_and_not_bob_tubbs_2001.jpg|праворуч|міні| HEGRA (на передньому плані) ]]
Перші експерименти, які показали можливість спостереження черенковського випромінювання атмосферних злив від частинок високих енергій провели в [[1950-ті|1950-х]] роках В. Гелбрайт (Galbraith W.) і Дж. В. Джеллі (Jelley J. V.) у [[Велика Британія|Великій Британії]] і {{Нп|Чудаков Олександр Євгенович|О. Є. Чудаков|ru|Чудаков, Александр Евгеньевич}} і Н.&nbsp;М.&nbsp;Нестерова в [[Союз Радянських Соціалістичних Республік|СРСР]]. Успіх цих експериментів у [[1960-ті|1960-х]] роках привів до спроб використовувати черенковське випромінювання для детектування фотонів надвисоких енергій. Використані в них установки (в СРСР&nbsp;— на майданчику Кримської станції ФІАН, у Великій Британії&nbsp;— в [[Науково-дослідний центр атомної енергетики|Організації з дослідження атомної енергії]] у [[Гарвелл]]і, в США&nbsp;— в {{Нп|Обсерваторія імені Віппла|обсерваторії імені Віппла|ru|Обсерватория имени Уиппла}}) можна вважати першими черенковськими телескопами. Перші позитивні результати роботи цих установок отримано в кінці 1960-х&nbsp;— на початку [[1970-ті|1970-х]] років. Так, наприклад, за результатами спостережень у 1966—1967 роках на телескопі Дублінської групи зареєстровано сигнал від [[Крабоподібна туманність|Крабоподібної туманності]]. Однак [[Стандартне відхилення|достовірність]] зареєстрованих сигналів не перевищувала 3σ, а отже про надійність отриманих результатів говорити було не можна.

Всі телескопи першого покоління фіксували тільки факт черенковського спалаху і працювали за принципом проходження джерела через поле зору телескопа внаслідок обертання Землі. Методи аналізу отриманих сигналів до [[1983]] року (коли опубліковано найбільш повну і коректну версію методу аналізу сигналів) були настільки недосконалими, що навіть рівень значущості корисного сигналу в районі 3σ не міг однозначно підтвердити реєстрацію гамма-джерела, оскільки в деяких випадках рівень сигналу був значно слабшим від фону (аж до -2,7σ). Таким чином, за допомогою черенковських телескопів першого покоління не можна було надійно зареєструвати джерела космічного гамма-випромінювання. Проте, вони дозволили встановити верхню межу величини потоку гамма-випромінювання, а також сформувати список потенційних гамма-джерел, за якими в першу чергу слід спостерігати за допомогою досконаліших телескопів<ref name=":1">{{Стаття|автор=Быков А.М., Агаронян Ф.А., Красильщиков А.М., Холупенко Е.Е., Аруев П.Н., Байко Д.А., Богданов А.А., Васильев Г.И., Забродский В.В., Троицкий С.В., Тубольцев Ю.В., Кожберов А.А., Левенфиш К.П., Чичагов Ю.В.|назва=Черенковские гамма-телескопы: прошлое, настоящее, будущее. Проект ALEGRO|посилання=https://elibrary.ru/item.asp?id=29357049|мова=|видання=Журнал технической физики|тип=журнал|рік=2017|місяць=|число=|том=87|номер=6|сторінки=803—821|issn=0044-4642|accessdate=3 грудня 2019|archivedate=3 грудня 2019|archiveurl=https://web.archive.org/web/20191203224152/https://elibrary.ru/item.asp%3Fid%3D29357049}}</ref>.

==== Друге покоління ====
У 1970-х дві групи радянських і американських вчених (в [[Кримська астрофізична обсерваторія|Кримській астрофізичній обсерваторії]] під керівництвом А.&nbsp;А.&nbsp;Степаняна і в обсерваторії імені Віппла, очолювані Т.&nbsp;К.&nbsp;Віксом), почали розробку проєктів телескопів, які не тільки збирають повний сигнал, але й записують його зображення і таким чином дозволяють відстежувати положення джерела випромінювання. 1978 року 10-метровий телескоп обсерваторії імені Віппла отримав 19-піксельну камеру (яку 1983 року замінено 37-піксельною), зібрану з окремих фотопомножувачів, ставши таким чином першим телескопом другого покоління.

За кількістю фотонів на зображенні, одержуваному телескопами другого покоління, можна було оцінити енергію первинної гамма-частинки, а орієнтація зображення дозволяла відновити напрямок її приходу. Вивчення форми отриманого зображення дозволяло відсіяти більшість подій, у яких первинна частинка не була високоенергійним гамма-квантом. Таким чином було знижено рівень фонового шуму від космічних променів, який на порядки перевищує потік первинних гамма-променів. Ефективність цієї методики переконливо продемонстровано 1989 року, коли 10-метровий гамма-телескоп обсерваторії імені Віппла зареєстрував достовірний (на рівні 9σ) сигнал від Крабоподібної туманності<ref name=":1"/><ref name=":2">{{Стаття|автор=Агаронян Ф. А., Чернякова М. А.|назва=НЕБО В ГАММА-ЛУЧАХ|посилання=https://elibrary.ru/item.asp?id=11745534|мова=ru|видання=Земля и Вселенная|тип=|рік=2009|місяць=|число=|том=|номер=2|сторінки=3—14|issn=|accessdate=3 грудня 2019|archivedate=3 грудня 2019|archiveurl=https://web.archive.org/web/20191203224205/https://elibrary.ru/item.asp%3Fid%3D11745534}}</ref>.
[[Файл:H.E.S.S._Vogelperspektive_2017.jpg|ліворуч|міні|250x250пкс| Вигляд з повітря на комплекс HESS ]]

==== Стереоскопічний метод ====
Наступним кроком у розвитку наземної гамма-астрономії, що дозволив збільшити ефективність гамма-телескопів, став стереоскопічний метод, запропонований і розвинений у 1980-х роках групою вчених [[Єреванський фізичний інститут|Єреванського фізичного інституту]]. Ідея методу полягає в одночасній реєстрації події в кількох проєкціях. Це дозволяє визначити напрямок приходу первинного гамма-кванта з точністю, що перевищує 0,1°, і встановити його енергію з похибкою нижче 15&nbsp;%. Спочатку передбачалося встановити поблизу [[Бюраканська астрофізична обсерваторія|Бюраканської обсерваторії]] систему з п'яти телескопів діаметром 3&nbsp;м. Прототип телескопа виготовили і випробували, але різні економічні і політичні причини не дозволили завершити цей проєкт у Вірменії. Проте його взяли за основу системи телескопів [[HEGRA]] ({{lang-en|High Energy Gamma-Ray Astronomy}}&nbsp;— гамма-астрономія високих енергій), побудованих на [[Канарські острови|Канарських островах]]. Кожен з телескопів цієї системи оснащено камерою на основі 271 фотопомножувача. За допомогою обсерваторії HEGRA, зокрема, вперше з високим рівнем достовірності виміряно спектр гамма-випромінювання Крабоподібної туманності в діапазоні 0,5-80 ТеВ.

Протягом наступних 15 років досягнуто успіхів при детектуванні гамма-променів у діапазоні ТеВ телескопами САТ ({{lang-en|Cherenkov Atmosphere Telescope}}&nbsp;— черенковський атмосферний телескоп), CANGAROO ({{lang-en|Collaboration of Australia and Nippon for a GammaRay Observatory in the Outback}}&nbsp;— японсько-австралійське співробітництво для вивчення космічного гамма-випромінювання), HEGRA і гамма-телескопом обсерваторії імені Віппла. Один з найвидатніших результатів, досягнутих у цей час,&nbsp;— виявлення випромінювання з енергією порядку ТеВ від [[блазар]]ів&nbsp;— потужних джерел гамма-променів навколо [[Надмасивна чорна діра|надмасивних чорних дір]] у ядрах деяких галактик. Однак за час роботи черенковських телескопів цього покоління вдалося відкрити менше 10 джерел, причому деякі зареєстровано на межі чутливості. У стереоскопічних системах, як правило, використовувалися невеликі, в порівнянні з поодинокими телескопами, дзеркала, що не дозволяло повною мірою реалізувати їх потенціал. Стала очевидною необхідність створення детекторів з вищою чутливістю<ref name=":1"/><ref name=":2"/>.
[[Файл:The_MAGIC_Telescope_at_night.jpg|праворуч|міні|250x250пкс| Один з телескопів MAGIC вночі, увімкнена система лазерів, яка використовується для автоматичного підстроювання фокусу шляхом вирівнювання безлічі невеликих дзеркал<ref>{{Cite web|last=Robert Wagner (MPI)|title=Astronomy Picture of the Day|url=https://apod.nasa.gov/apod/ap041015.html|date=2004 October 15|publisher=NASA|accessdate=2017-12-03|language=en|archive-date=6 жовтня 2020|archive-url=https://web.archive.org/web/20201006044651/https://apod.nasa.gov/apod/ap041015.html}}</ref>]]

==== Третє покоління ====
Попри те, що переваги стереоскопічного підходу вже були продемонстровані системою відносно невеликих телескопів HEGRA, тільки з реалізацією великого міжнародного проєкту [[H.E.S.S.]] з'явилася нова галузь спостережної астрофізики&nbsp;— астрономія надвисоких енергій. Система H.E.S.S. з чотирьох 13-метрових черенковських атмосферних телескопів, обладнаних камерами з полем зору 5°, встановлена в Намібії, вступила в дію 2004 року. Телескопи системи H.E.S.S. призначені для детектування високоенергійних фотонів у діапазоні від 100 ГеВ до 100 ТеВ з кутовим розділенням кілька кутових хвилин і межею чутливості на рівні 10<sup>13</sup> ерг⋅см<sup>−2</sup>⋅с<sup>−1.</sup>
[[Файл:MMT_FLWO_Amado_AZ_10359.jpg|ліворуч|міні|200x200пкс| Дзеркала на одному з телескопів VERITAS ]]
Альтернативою стереоскопічній системі стало створення 2003 року на острові [[Ла-Пальма|Ла Пальма]] (Канарські острови) 17-метрового міжнародного телескопа [[MAGIC]] ({{lang-en|Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov}}&nbsp;— великий атмосферний черенковський гамма-телескоп). У поле зору телескопа MAGIC потрапляють переважно джерела, розташовані в північній небесній півсфері, а системи H.E.S.S.&nbsp;— у південній. У липні 2007 року почала працювати система [[VERITAS]] ({{lang-en|Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System}}&nbsp;— система телескопів для реєстрації випромінювання високих енергій), що складається з чотирьох 12-метрових телескопів<ref name=":2"/>.

Під час розробки телескопів третього покоління закладено значний потенціал для їх подальшої модернізації. Так, наприклад передбачалося, що H.E.S.S. буде складатися з 16 телескопів, а VERITAS&nbsp;— з семи. Цей потенціал вже реалізується: в 2009 році уведено в експлуатацію телескоп MAGIC II, що має досконалішу камеру, і дозволив розпочати на гамма обсерваторії MAGIC стереоскопічні спостереження, а в 2012 році модернізовано телескоп MAGIC I, що зробило телескопи обсерваторії ідентичними. 2012 року в складі комплексу H.E.S.S. почав використовуватися телескоп H.E.S.S. II, який перевершує за розмірами інші 4 телескопи комплексу<ref name=":1"/><ref name=":2"/>.

Станом на 2017 рік відкрито понад 175 джерел тераелектронвольтного випромінювання<ref name=":1"/>. Зареєстровані джерела можна розділити на кілька великих груп: залишки [[Наднова|наднових]], [[плеріон]]и, компактні [[Подвійні зорі|подвійні системи]], [[Молекулярна хмара|молекулярні хмари]], [[активні ядра галактик]]<ref name=":2"/>.

=== Перспективи ===
{{Оновити}}
Нині будується [[масив черенковських телескопів]] ({{lang-en|Cherenkov Telescope Array, CTA}}). Телескопи масиву планується розташувати як у південній, так і в північній півкулі, причому, якщо північний масив буде працювати в низькому енергетичному діапазоні (від 10 ГеВ до 1 ТеВ), то енергетичний діапазон південного масиву&nbsp;— від 10 ГеВ до порядку 100 ТеВ. 2020 року планується введення масиву в експлуатацію<ref>{{Цитата:Новини|title=Panel homes in on sites for γ-ray detector|last=Elizabeth Gibney|url=http://www.nature.com/news/panel-homes-in-on-sites-for-γ-ray-detector-1.15050|work=Nature|date=15 квітня 2014|accessdate=3 грудня 2019|archive-date=30 квітня 2014|archive-url=https://www.webcitation.org/6PDxowYuQ?url=https://portal.cta-observatory.org/public/Documents/CTA-nature.pdf}}</ref>.

== Порівняльні характеристики космічних і наземних гамма-телескопів ==
{| class="collapsible uncollapsed unsortable" style="margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; font-size: 85%;" cellspacing="0" cellpadding="4" border="2"
! colspan="11" | '''Порівняльні характеристики космічних і наземних гамма-телескопів'''<ref>{{Cite web|url=http://space.skyrocket.de/index.html|title=Gunter's space page|last=Gunter Dirk Krebs|website=Gunter's space page|date=|publisher=|accessdate=3 грудня 2019|archive-date=31 грудня 2019|archive-url=https://web.archive.org/web/20191231141232/https://space.skyrocket.de/index.html}}</ref>
|-
|- bgcolor="#96C8A2"
| rowspan="2" |
| colspan="6" align="center" | Космічні гамма-телескопи
| colspan="4" align="center" | Наземні гамма-телескопи
|- bgcolor="#96C8A2"
! [[Комптон (обсерваторія)|EGRET]]
! [[AGILE (супутник)|AGILE]]
! [[Fermi (космічний телескоп)|Fermi-LAT]]
! [[Кібо (модуль МКС)|CALET]]
! [[Магнітний альфа-спектрометр|AMS-02]]
! [[Гамма-400]]
! [[H.E.S.S.|HESS II]]
! [[MAGIC]]
! [[VERITAS]]
! [[Масив черенковських телескопів|CTA]]
|-
| Час роботи
| align="center" | 1991—2000&nbsp;рр.
| align="center" | з 2007 р
| align="center" | з 2008 р
| align="center" | з 2014 р
| align="center" | з 2011 р
| align="center" | з 2023 р
| align="center" | з 2012 р
| align="center" | з 2004 р
| align="center" | з 2005 р
| align="center" | з 2020 р
|-
| align="left" | Діапазон енергій, ГеВ
| align="center" | 0.03—30
| align="center" | 0.03—50
| align="center" | 0.2—300
| align="center" | 10—10000
| align="center" | 10—1000
| align="center" | 0.1—3 000
| align="center" | > 30
| align="center" | > 50
| align="center" | 50—50000
| align="center" | > 20
|-
| align="left" | Кутова роздільність (E<sub>γ</sub> > 100 ГеВ)
| align="center" | 0.2º (E<sub>γ</sub> ~ 0.5 ГеВ)
| align="center" | 0.1º (E<sub>γ</sub> ~ 1 ГеВ)
| align="center" | 0.1º
| align="center" | 0.1º
| align="center" | 1º
| align="center" | 0.01º
| align="center" | 0.07º
| align="center" | 0.07º (E<sub>γ</sub> = 300 ГеВ)
| align="center" | 0.1º
| align="center" | 0.1º (E<sub>γ</sub> = 100 ГеВ)
0.03º (E<sub>γ</sub> = 10 ТеВ)
|-
| align="left" | Енергетична роздільність (E<sub>γ</sub> > 100 ГеВ)
| align="center" | 15&nbsp;% (E<sub>γ</sub> ~ 0.5 ГеВ
| align="center" | 50&nbsp;% (E<sub>γ</sub> ~ 1 ГеВ)
| align="center" | 10&nbsp;%
| align="center" | 2&nbsp;%
| align="center" | 3&nbsp;%
| align="center" | 1&nbsp;%
| align="center" | 15&nbsp;%
| align="center" | 20&nbsp;% (E<sub>γ</sub> = 100 ГеВ) <br/>15&nbsp;% (E<sub>γ</sub> = 10 ТеВ)
| align="center" | 15&nbsp;%
| align="center" | 20&nbsp;% (E<sub>γ</sub> = 100 ГеВ)<br/>15&nbsp;% (E<sub>γ</sub> = 10 ТеВ)
|-
|}

== Примітки ==
{{примітки|2}}
{{бібліоінформація}}
{{Астрономія}}
{{портали|Астрономія|Фізика|Техніка}}
[[Категорія:Телескопи]]
[[Категорія:Спостережна астрономія]]
[[Категорія:Типи телескопів]]
[[Категорія:Астрономічна термінологія]]
[[Категорія:Гамма-промені]]