Astronomie

L'explorateur international Soleil-Terre a-t-il détecté des rayons cosmiques autres que les rayons gamma ?

L'explorateur international Soleil-Terre a-t-il détecté des rayons cosmiques autres que les rayons gamma ?


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En regardant les ensembles de données disponibles décrits par la NASA pour l'explorateur international Soleil-Terre, je ne vois que des données sur les sursauts gamma.

La plate-forme était-elle capable d'enregistrer des rayons cosmiques autres que les rayons gamma ? Si oui, où sont les données ?


La définition de la mission de la NASA du programme International Sun Earth Explorer se lit comme suit :

Le programme International Sun-Earth Explorer, ou ISEE, était un programme international de coopération entre la NASA et l'ESA conçu pour étudier l'interaction du vent solaire avec le système magnétique de la Terre, la magnétosphère. Les trois engins spatiaux de l'ISEE ont mesuré les particules énergétiques, les champs électriques et magnétiques et les paramètres du plasma.

La page de mission ESA correspondante offre plus de détails sur les instruments et contient de nombreux liens utiles sur les résultats scientifiques, par ex. à ISEE 3 Aperçu des publications :

En d'autres termes, les observations de rayons gamma semblent en effet être les résultats les plus notables. Pour autant que je puisse en juger en tant que profane, l'ensemble de données cité dans la question semble être assez complet. Pour être sûr à 100%, il faudrait aller à chaque publication, je le crains.


Oui, plusieurs expériences à bord des satellites ISEE ont été consacrées à la détection ou à la caractérisation des rayons cosmiques solaires et galactiques, y compris, entre autres, l'expérience sur les rayons cosmiques à basse énergie (avec l'expérience sur les rayons cosmiques à moyenne énergie et l'expérience sur les rayons cosmiques à haute énergie) et le Heavy Isotope Spectrometer Telescope (un détecteur à semi-conducteurs).

Les données (ou les résultats, sinon les données brutes) de certaines de ces expériences sont certainement disponibles en ligne dans l'archive de données à laquelle vous avez lié (le simple fait de rechercher "rayon cosmique" raccourcit le processus), ainsi qu'une suite d'autres expériences et instruments ISEE . Par exemple, les tables de composition des rayons cosmiques de haute énergie d'ISEE-3 peuvent être trouvées ici. Bien sûr, tout ce qui est répertorié n'est pas disponible en ligne ; cet ensemble de mesures ISEE-3 à basse énergie est stocké sur microfilm.


Que sont les sursauts gamma et comment les avons-nous découverts ?

Les sursauts gamma (GRB) sont des éclairs de rayons gamma (rayonnement électromagnétique de haute fréquence) qui proviennent d'explosions énergétiques dans des galaxies lointaines. Ils sont connus pour être les événements électromagnétiques les plus rayonnants de l'Univers. Les rafales peuvent durer de dix millisecondes à plusieurs minutes (une rafale typique dure de 20 à 40 secondes). Les GRB ont été découverts dans les années 1960, cependant, ce n'était pas une découverte intentionnelle. Ils ont été découverts par les satellites américains Vela qui étaient en fait construits pour détecter les impulsions de rayonnement gamma émises par les armes nucléaires testées dans l'espace. Pourquoi? Eh bien, les États-Unis soupçonnaient l'URSS de tenter de mener des essais nucléaires secrets après avoir signé le Traité d'interdiction des essais nucléaires en 1963.

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Le tout premier détecteur de rayons gamma envoyé dans l'espace était le satellite Explorer XI. Il a été lancé en 1961 et a fonctionné pendant 7 mois. Pendant tout ce temps, seulement 6 jours (141 heures) d'observation étaient utilisables. Explorer XI a détecté des rayons gamma avec des énergies de 100 MeV et plus. À ce stade, la communauté scientifique ne s'attendait pas à voir des GRB. L'article original de 1965 mentionne plusieurs mécanismes différents attendus pour les rayons gamma détectés par le satellite Explorer XI, des mécanismes allant de la désintégration des pions aux rayons cosmiques interagissant avec les électrons - il n'y a aucune mention (même pas un indice) de rayons gamma éclate.

La première détection de GRB est venue des satellites Vela, qui appartenaient à plusieurs branches du gouvernement des États-Unis. Leur objectif était de détecter les sources de rayons gamma principalement à la surface de la Terre et dans l'atmosphère, afin de s'assurer que d'autres pays n'enfreignent pas les traités internationaux en utilisant des armes nucléaires. Au total, seuls 16 événements ont été considérés comme d'origine cosmique [pas de la Terre ou du Soleil]. Ces événements observés avaient une durée allant de moins de 0,1 seconde à 30 secondes. Les énergies détectées par les satellites Vela se situaient entre 0,2 et 1,5 MeV (ce qui est inférieur au seuil de détection GRB de plusieurs des satellites suivants).


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RAPPORT SPÉCIAL : Flux de rayons cosmiques à venir

—- Noter : Communiqué de presse important à lire et à comprendre —-
La Terre et les autres planètes sont constamment bombardées de rayons cosmiques (particules chargées du cosmos). Le flux de rayons cosmiques de très haute énergie varie selon l'endroit où l'on regarde dans le ciel. Le chercheur et auteur principal Nathan Schwadron, de l'Université du New Hampshire, a publié les découvertes des équipes de recherche dans la revue scientifique Nature.

De nouvelles découvertes découvertes à l'aide du satellite IBEX (Interstellar Boundary Explorer) de la NASA et de détecteurs au sol indiquent que les rayons cosmiques de notre galaxie (Voie lactée), interagissant avec notre héliosphère, jouent un rôle important dans l'acheminement de ces particules chargées dans notre système solaire. Schwadron nous rappelle qu'il y a cinquante ans, nous faisions les premières mesures du vent solaire et comprenions la nature de ce qui se trouvait juste au-delà de l'espace proche de la Terre. Maintenant, un tout nouveau domaine de la science s'ouvre alors que nous essayons de comprendre la physique tout en dehors de l'héliosphère.”

METTRE À JOUR : Nous ne sommes pas loin de notre objectif grâce à 3 sponsors supplémentaires qui nous rapprochent de 300. Je pense qu'il est important si nous pouvions conclure cela dans les 2 ou 3 prochains jours. J'ai reçu plus d'une centaine d'e-mails indiquant qu'ils souhaitaient s'inscrire dans les prochaines semaines, mais je ne peux pas garantir que notre prix réduit ira au-delà de la première semaine de mars. Comme mentionné, les nouvelles vont sortir à un rythme effréné au cours du mois prochain, et avec votre parrainage, je peux minimiser mes dépenses personnelles - mieux encore, cela permettra à un bon nombre de personnes d'accéder à qui ne serait pas en mesure autrement.

Comprendre comment les rayons cosmiques affectent l'héliosphère est crucial afin que nous puissions mieux comprendre comment l'héliosphère nous protège. Essentiellement, l'héliosphère reflète la relation entre le champ magnétique du Soleil et de la Terre. Sans cette protection, il n'y a pas de Soleil, pas de système solaire, pas de Terre. Si l'un ou l'autre indique un affaiblissement, qui historiquement se produit toujours dans le cadre d'un cycle naturel, il y aura des changements. Pas le changement de la fin du monde, mais certainement le changement dans notre monde tel que nous le connaissons aujourd'hui.

Équation mise à jour :
Augmentation des particules chargées Diminution du champ magnétique → Augmentation de la convection du noyau externe → Augmentation des panaches du manteau → Augmentation des tremblements de terre et des volcans → Refroidit le manteau et le noyau externe → Retour de la convection du noyau externe (Mitch Battros – juillet 2012)

Eric Christian, le scientifique du projet IBEX au Goddard Space Flight Center de la NASA, nous dit : " L'héliosphère est une couche cruciale de protection contre les rayons cosmiques dangereux qui sont nocifs pour les êtres vivants. " Heureusement, notre Terre est magnétique. est généralement capable de protéger la vie sur Terre des rayons cosmiques qui ne sont pas protégés par notre héliosphère. Nous devons considérer comment l'héliosphère nous protégera à l'avenir ou comment elle nous a protégés dans le passé. Comprendre l'héliosphère et comment elle nous protège fait partie de la compréhension de notre foyer dans la galaxie.

En corrélation directe avec l'expansion et la contraction des rayons cosmiques affectant notre héliosphère, la force des vents solaires de particules chargées (éruptions solaires, éjections de masse coronale, trous coronaux, filament) variera car elle correspond au Soleil à long et à court terme cycles.

De la même manière que le champ magnétique terrestre se forme à la manière d'un cocon ou d'un ballon de football lorsqu'il nous protège, l'héliosphère en tant que champ gonflé atteignant le milieu interstellaire propulsé par le vent solaire. Alors que notre Soleil orbite autour du centre de notre galaxie (Voie lactée) environ tous les 225 millions d'années dans le cadre d'un cycle plus important, il passe par divers cycles plus courts se faufilant dans et hors des courants orbitaux. Ce faisant, il traverse des zones du milieu interstellaire de plus en moins denses, provoquant un changement de forme et de taille de l'héliosphère. Des zones plus denses peuvent comprimer l'héliosphère, tandis que des régions moins denses permettent à cette bulle de se dilater.

Qu'utilise-t-on pour détecter les rayons cosmiques ?

En plus des satellites spatiaux tels que l'IBEX, il existe un certain nombre de détecteurs sur Terre qui sont utilisés pour détecter les rayons cosmiques ou d'autres particules associées aux événements à haute énergie qui produisent les rayons cosmiques. L'équipe scientifique d'IBEX a utilisé les données de plusieurs détecteurs, notamment Super–kamiokande, Milagro et Ice Cube. Super–kamiokande, ou Super–K, est un détecteur situé au fond d'une mine au Japon. Fonctionnant jusqu'en 2008, Milagro était un détecteur situé dans les montagnes du Nouveau-Mexique. IceCube est un détecteur qui fonctionne au pôle Sud.

Que sont les rayons cosmiques ?

Les rayons cosmiques, étant des particules chargées, sont affectés par les champs magnétiques, y compris les champs magnétiques interstellaires, le champ magnétique de notre Soleil et le champ magnétique de la Terre. Nick Pogorelov, un scientifique de l'espace à l'Université de l'Alabama et travaille avec les données IBEX dit. À mesure que les rayons cosmiques s'approchent de notre héliosphère, ils peuvent être déviés et la majorité d'entre eux ne peuvent pas passer dans le système solaire interne. Les rayons cosmiques de plus haute énergie sont plus susceptibles de traverser notre héliosphère et certains peuvent même traverser le champ magnétique terrestre pour être détectés de différentes manières en raison de leurs interactions avec l'atmosphère terrestre.


Le satellite cosmique chinois « Monkey King » à la recherche de matière noire

En analysant les rayons cosmiques dans l'espace, le satellite chinois "Monkey King" aide désormais à déterminer l'identité de la matière noire, selon une nouvelle étude.

Le satellite Dark Matter Particle Explorer (DAMPE), lancé en 2015, est le premier observatoire spatial chinois. L'objectif de DAMPE est d'aider à trouver les origines de la matière noire - la substance mystérieuse et invisible que les chercheurs soupçonnent de constituer environ les cinq sixièmes de toute la matière de l'univers.

DAMPE est surnommé "Wukong" d'après Sun Wukong, le roi singe, le héros malicieux et métamorphe du conte chinois épique "Voyage vers l'Ouest". "Wu" signifie "comprendre" et "kong" signifie "vide", donc Wukong peut aussi signifier "comprendre le vide" - par conséquent, le nom souligne la mission de DAMPE d'aider les scientifiques à comprendre la matière noire. [La recherche de la matière noire en images]

DAMPE est spécialement conçu pour détecter les faisceaux lumineux les plus énergétiques, appelés rayons gamma, ainsi que les rayons cosmiques. Ces dernières sont des particules qui traversent l'espace extra-atmosphérique avec des quantités d'énergie extraordinairement élevées. De nombreux rayons cosmiques sont composés de noyaux d'atomes, mais certains sont des électrons, tandis que d'autres sont les homologues d'antimatière chargés positivement des électrons appelés positons.

Certains modèles de matière noire suggèrent qu'elle peut se décomposer en rayons cosmiques, en particulier des paires d'électrons et de positons. Lorsque ces positons frappent des électrons, ils s'annihilent mutuellement, libérant des rayons gamma. Cependant, il existe de nombreuses autres sources potentielles de rayons cosmiques et de rayons gamma, tels que les pulsars - qui sont des étoiles effondrées tourbillonnant rapidement - ou les restes de supernova, qui sont des débris d'étoiles mortes dans des explosions catastrophiques. DAMPE mesure la quantité d'énergie dans les rayons gamma et les rayons cosmiques pour aider à faire la lumière sur leurs sources.

Des expériences antérieures en ballon ou dans l'espace analysant les rayons cosmiques ne mesuraient directement que des énergies allant jusqu'à 2 000 milliards d'électrons-volts, tandis que les réseaux de télescopes au sol pouvaient mesurer indirectement des énergies allant jusqu'à environ 5 000 milliards d'électrons-volts. (Un billion d'électrons-volts correspond à peu près à la quantité d'énergie cinétique contenue dans un moustique volant.)

En comparaison, DAMPE peut détecter les électrons et les positons des rayons cosmiques avec des énergies d'environ 10 000 milliards d'électrons-volts. "Cela étend la mesure directe des électrons et des positrons des rayons cosmiques aux énergies les plus élevées jusqu'à présent", a déclaré à Space.com Jordan Goodman, astrophysicien des particules à l'Université du Maryland, qui n'a pas participé à la recherche DAMPE. [100 ans de rayons cosmiques : la découverte expliquée]

Jusqu'à présent, DAMPE a détecté plus de 3,5 milliards de rayons cosmiques, dont les plus énergétiques dépassent les 100 000 milliards d'électrons-volts. DAMPE devrait détecter plus de 10 milliards de rayons cosmiques au cours de sa durée de vie prévue de plus de cinq ans.

Notamment, DAMPE a trouvé une "rupture spectrale" - une baisse du nombre d'électrons et de positons des rayons cosmiques - à environ 900 milliards d'électrons-volts. "Personne ne sait pourquoi il y a une pause", a déclaré Goodman.

Auparavant, le télescope à cinq télescopes H.E.S.S. en Namibie et le télescope électronique CALorimétrique de la Station spatiale internationale avaient vu des signes de cette rupture spectrale, mais pas le télescope spatial à rayons gamma Fermi.

"Nos mesures ont clarifié le comportement du spectre des électrons et des positons à des énergies de milliers de milliards d'électrons-volts", a déclaré à Space.com le co-auteur de l'étude, Yi-Zhong Fan, astrophysicien des particules à l'Académie chinoise des sciences de Nanjing. "Les premiers résultats de DAMPE démontrent sa capacité à explorer de nouvelles astrophysiques."

Les particules de matière noire pourraient expliquer cette rupture spectrale si les masses de ces particules se situent juste en dessous de 900 milliards d'électrons-volts, a déclaré Goodman. (L'énergie est équivalente à la masse, comme l'a prouvé la célèbre équation d'Einstein E = mc^2.) En tant que tels, ces résultats remettent en question les modèles qui suggèrent que les particules de matière noire pourraient avoir des masses différentes.

D'un autre côté, cette rupture spectrale pourrait être due au fait que les rayons cosmiques des pulsars ou des restes de supernova se refroidissent d'une manière ou d'une autre en traversant l'espace, a déclaré Fan. "Dans tous les cas, nous obtenons maintenant des données solides contre lesquelles tout modèle doit être testé", a déclaré Goodman.

Les scientifiques ont détaillé leurs découvertes dans le numéro du 30 novembre de la revue Nature.


Une histoire de l'astronomie des rayons gamma, y ​​compris les découvertes connexes

&ndash Becquerel découvre un composant de la radioactivité. Ces émanations sont appelées rayons bêta par Rutherford. Le terme radioactivité est inventé par les Curie.

&ndash J.J. Thomson découvre l'électron comme une particule chargée négativement.

&ndash Rutherford découvre une deuxième composante de la radioactivité, qu'il appelle les rayons alpha.

&ndash Villard découvre une troisième composante de la radioactivité, connue sous le nom de rayons gamma, suivant la notation de Rutherford.

&ndash Einstein publie la Théorie spéciale de la relativité, la base théorique essentielle pour comprendre la physique des particules. De sa théorie, il déduit l'équivalence de masse et d'énergie selon la formule E=mc 2 .

&ndash Einstein explique l'effet photoélectrique comme une interaction entre une particule de rayonnement électromagnétique avec un électron.

&ndash Einstein développe le concept des quanta de lumière (particules de rayonnement électromagnétique).

&ndash Bragg démontre que les rayons gamma ionisent le gaz tout comme les rayons X.

&ndash Rutherford découvre le noyau atomique.

&ndash von Laue, Knipping & Friedrich démontrent la nature ondulatoire des rayons X.

&ndash Hess découvre via des expériences aéroportées que la Terre est bombardée par des radiations pénétrantes d'en haut. Cette découverte est confirmée par Kolhörster. Ces radiations sont appelées plus tard « rayons cosmiques » par Millikan.

&ndash Rutherford & Andrade démontrent la nature ondulatoire des rayons gamma.

&ndash Rutherford découvre la particule chargée fondamentale du noyau atomique, qu'il appellera plus tard le proton.

&ndash Compton découvre que les rayons X peuvent perdre de l'énergie lorsqu'ils diffusent des électrons. C'est ce qu'on appelle l'effet Compton.

&ndash de Broglie émet l'hypothèse que les particules devraient avoir des propriétés ondulatoires.

&ndash Pauli présente son principe d'exclusion qui interdit à deux particules de spin demi-entier identiques (appelées plus tard Fermions) d'occuper simultanément le même état quantique. Ce principe est démontré de la manière la plus spectaculaire par l'existence de naines blanches et d'étoiles à neutrons, dans lesquelles la pression dégénérative des électrons et des neutrons, respectivement, soutient l'intérieur de ces étoiles contre la gravité.

&ndash Fermi & Dirac présentent les statistiques de Fermi-Dirac pour décrire les propriétés des particules à spin demi-entier (appelées plus tard Fermions), telles que les électrons, les neutrons et les protons.

&ndash Davisson & Germer et (indépendamment) G.P. Thomson découvre la diffraction électronique, démontrant ainsi que les électrons se comportent comme des ondes.

&ndash Compton définit le quantum de lumière comme étant le photon, un terme précédemment inventé par Lewis. Désormais, les rayons X et les rayons gamma sont des photons.

&ndash Clay découvre que les rayons cosmiques sont déviés par le champ magnétique terrestre en comparant les observations à différentes latitudes (l'"effet de latitude"). Il conclut finalement que les rayons cosmiques doivent être principalement des particules chargées.

&ndash Skobeltzyn observe des traces de particules chargées de haute énergie dans une chambre à nuages ​​agrandie de manière aléatoire. Il conclut deux ans plus tard que ces particules chargées doivent être des rayons cosmiques.

&ndash Geiger & Mueller inventent le compteur Geiger-Mueller pour détecter les particules chargées.

&ndash Bothe & Kolhörster appliquent la méthode de la coïncidence à deux compteurs Geiger-Mueller et découvrent que les rayons cosmiques au niveau du sol contiennent des particules de très haute énergie qui peuvent pénétrer 5 cm d'or.

&ndash Rossi invente le circuit de coïncidence électronique pour mesurer les impulsions simultanées dans plusieurs compteurs Geiger-Mueller. Cette technique est bientôt largement utilisée dans les expériences de physique à travers le monde, y compris dans les études des rayons cosmiques.

&ndash Rossi prédit qu'il devrait y avoir une différence entre l'intensité des rayons cosmiques provenant de l'est et de l'ouest en fonction du signe de leur charge électrique due à la déviation du champ magnétique terrestre (l'"effet Est-Ouest").

&ndash Pauli propose l'existence du "neutrino", un nom inventé plus tard par Fermi.

&ndash Chadwick découvre le neutron. L'existence du neutron avait été prédite de nombreuses années plus tôt par Rutherford.

&ndash Anderson découvre et nomme le positron. L'existence du positon avait été prédite par Dirac.

&ndash Chadwick, Blackett & Occhialini observent que les rayons gamma traversant la matière peuvent générer des paires électron-positon.

&ndash Trois expériences indépendantes (par Johnson, Alvarez & Compton et Rossi) mesurent l'effet Est-Ouest et constatent que l'intensité des rayons cosmiques est plus élevée depuis l'ouest, ce qui implique que la majorité des rayons cosmiques primaires sont des particules chargées positivement.

&ndash Au cours de son expérience Est-Ouest, Rossi découvre des gerbes d'air de rayons cosmiques, mais ne les étudie pas en détail.

&ndash Yukawa prédit l'existence de mésons qui médient la force forte dans le noyau atomique.

&ndash Anderson & Neddermeyer et Street & Stevenson annoncent indépendamment la découverte de particules chargées connues sous le nom de muons.

&ndash Auger redécouvre les averses d'air à rayons cosmiques, ignorant le travail de Rossi. Auger étudie les douches en détail.

&ndash Hulburt et Vegard proposent indépendamment que l'ionisation des couches supérieures de l'atmosphère terrestre, observée par la réflexion des ondes radio, est causée par le rayonnement ultraviolet et les rayons X du soleil.

&ndash Lattes, Occhialini & Powell découvrent des pions chargés. Ce sont les mésons Yukawa qui se lient au noyau atomique.

&ndash Feenberg et Primakoff prédisent que les rayons gamma sont produits dans l'espace interstellaire en raison de la diffusion Compton de photons de basse énergie à partir d'électrons de haute énergie.

&ndash Hulsizer & Rossi placent une limite supérieure de 0,01 sur l'intensité des électrons célestes et des rayons gamma par rapport aux rayons cosmiques à des énergies supérieures à 4,5 GeV via une expérience en ballon.

&ndash Freier et al. et Bradt & Peters découvrent indépendamment des noyaux primaires de rayons cosmiques plus lourds que l'hélium via des expériences à bord de ballons.

&ndash Fermi décrit un processus d'accélération de particules chargées non relativistes aux énergies des rayons cosmiques via des collisions avec des champs magnétiques dans le milieu interstellaire. Ce processus devient connu sous le nom de « Mécanisme de Fermi ».

&ndash Bolton, Stanley & Slee découvrent que la nébuleuse du Crabe est une source radio.

&ndash Friedman, Lichtman & Byram confirment via une expérience à bord d'une fusée V-2 que le soleil émet des rayons X.

&ndash Björklund et al. et Carlson et al. découvrir indépendamment le pion neutre. Ce méson se désintègre très rapidement en une paire de rayons gamma.

&ndash Borst suggère que la désintégration radioactive est ce qui alimente les courbes de lumière des supernovae et que l'émission de rayons gamma peut être détectable à partir des supernovae.

&ndash Perlow & Kissinger placent une limite supérieure de 0,01 (cm 2 s ster) -1 sur le flux de rayons gamma célestes à des énergies de 3,4 à 90 MeV via une expérience à bord d'une fusée V-2.

&ndash Biermann, Haxel & Schluter prédisent que les éruptions solaires produiront des neutrons énergétiques qui devraient être détectables sur Terre.

&ndash Critchfield, Ney & Osaka placent une limite supérieure de 0,6% sur l'intensité des rayons gamma célestes par rapport aux rayons cosmiques à des énergies supérieures à 1 GeV via une expérience en ballon.

&ndash Hayakawa prédit l'existence d'une émission diffuse de rayons gamma galactiques due à la désintégration des pions neutres qui sont libérés lorsque les noyaux des rayons cosmiques entrent en collision avec le gaz interstellaire.

&ndash Hutchinson prédit l'existence d'une émission diffuse de rayons gamma interstellaires due au bremsstrahlung créé par les collisions d'électrons de rayons cosmiques avec la matière interstellaire.

&ndash Galbraith & Jelley détectent les impulsions lumineuses Cerenkov des averses d'air de rayons cosmiques la nuit. Que les rayons cosmiques apporteraient une petite quantité de lumière au ciel nocturne avait été prédit quelques années plus tôt par Blackett.

&ndash Baade & Minkowski suggèrent que la source radio Cygnus A est deux galaxies en collision.

&ndash Segre, Chamberlain et al. découvrir l'antiproton.

&ndash Une gigantesque explosion de neutrons est observée lors d'une éruption solaire le 23 février via des détecteurs au sol. Ce sont des neutrons secondaires produits par des collisions de protons d'éruption solaire avec de la matière dans l'atmosphère terrestre.

&ndash Cork et al. découvrir l'antineutron.

&ndash Reines & Cowan annoncent la première détection définitive de neutrinos (l'antineutrino électronique dans ce cas).

&ndash Hoyle & Burbidge suggèrent que les collisions entre galaxies peuvent entraîner l'annihilation matière-antimatière, ce qui produirait des rayons gamma, et pourrait alimenter des sources radio extragalactiques comme Cygnus A.

&ndash Explorers 1 et 3 sont lancés respectivement le 31 janvier et le 26 mars. Van Allen et al. découvrir des ceintures de particules chargées énergétiques dans l'espace au-dessus de la Terre via des expériences à bord de ces satellites. Les ceintures deviennent connues sous le nom de ceintures de rayonnement Van Allen.

&ndash Peterson & Winckler détectent une rafale de rayons gamma provenant d'une éruption solaire via une expérience en ballon. Ces auteurs sont les premiers à utiliser le terme de " sursaut gamma ", qui sera associé à un tout autre phénomène 15 ans plus tard.

&ndash Morrison résume plusieurs prédictions encourageantes concernant l'émission de rayons gamma à partir d'une variété de sources célestes. Ces calculs s'avèrent extrêmement optimistes, mais sont essentiels pour faire avancer le domaine de l'astronomie d'observation des rayons gamma pour les prochaines années.

&ndash Cocconi propose de rechercher des sources cosmiques de rayons gamma de très haute énergie via la technique de la gerbe d'air au sol.

&ndash Braccesi, Ceccarelli & Salandin ont fixé une limite supérieure de confiance à 95% de 0,015 (cm 2 s) -1 pour le flux de rayons gamma au-dessus de 100 MeV de Cygnus A via une expérience en ballon.

&ndash Chudakov et al. de l'Institut Lebedev a donné suite à la suggestion de Cocconi et a commencé à rechercher des gerbes d'air à partir de rayons gamma à très haute énergie sur un site de Crimée. L'expérience dure plusieurs années, mais aucune détection claire n'est faite.

&ndash Earl et (indépendamment) Meyer & Vogt découvrent les électrons primaires des rayons cosmiques via des expériences en ballon.

&ndash Le premier observatoire solaire en orbite (OSO-1) est lancé le 7 mars. Il transporte plusieurs instruments, dont un sensible aux rayons gamma de haute énergie du soleil, mais aucun de ces rayonnements n'est détecté.

&ndash Explorer 11 est lancé le 27 avril avec un instrument sensible aux rayons gamma avec des énergies supérieures à 50 MeV.

&ndash Cline fixe une limite supérieure de confiance à 95% de 0,007 (cm 2 s ster) -1 sur le flux de rayons gamma célestes à des énergies supérieures à 70 MeV via une expérience embarquée sur ballon, en utilisant le premier télescope à rayons gamma à haute énergie conçu pour cela objectif.

&ndash Arnold et al. détecter le fond diffus de rayons gamma à des énergies de 0,1 à 3 MeV via une expérience à bord du Ranger 3, qui a survolé la lune.

&ndash Giaconni et al. découvrir une source de rayons X qui existe en dehors du système solaire via une expérience à bord d'une fusée Aerobee lancée le 19 juin. Cette source de rayons X très puissante est nommée Scorpius X-1, qui est finalement comprise comme un rayon X de faible masse Binaire (LMXB). Le fond diffus des rayons X est également découvert.

&ndash Schmidt effectue la première mesure de décalage vers le rouge d'un quasar (3C 273). Le terme quasar est plus tard inventé par Chiu.

&ndash Bowyer et al. détecter la nébuleuse du Crabe aux rayons X via une expérience à bord d'une fusée Aerobee lancée le 29 avril.

&ndash Gell-Mann et Zweig ont indépendamment proposé la théorie des quarks de la matière. Le terme quark est inventé par Gell-Mann.

&ndash Metzger et al. présentent des preuves d'une bosse dans le fond diffus de rayons gamma à une énergie d'environ 1 MeV (la bosse MeV) sur la base d'observations faites via des expériences menées à bord des Rangers 3 et 5, qui ont tous deux survolé la lune en 1962.

&ndash Kraushaar et al. annoncent une limite supérieure, basée sur les observations d'Explorer 11, de 0,0003 (cm 2 s ster) -1 sur le flux de rayons gamma célestes avec des énergies supérieures à 50 MeV. Cette limite est dérivée de la détection probable de seulement 31 rayons gamma célestes. Aucune concentration de rayons gamma n'est remarquée nulle part dans le ciel.

&ndash Penzias & Wilson découvrent le fond diffus cosmologique (CMB).

&ndash Haymes construit un télescope à scintillateur gamma à l'Université Rice réf.

&ndash Duthie, Cobb & Stewart revendiquent la détection d'une source de rayons gamma à haute énergie dans Cygnus via une expérience en ballon. La détection n'est jamais confirmée.

&ndash Fichtel et al. commencer les démonstrations de la première chambre à étincelles numérisée aux rayons gamma à haute énergie qualifiable dans l'espace via une série de vols en ballon.

&ndash Le 3e Observatoire solaire en orbite (OSO-3) est lancé le 8 mars. Il embarque plusieurs instruments, dont un sensible aux rayons gamma de haute énergie au-dessus de 50 MeV.

&ndash Vela 4a,b et le 18e satellite de recherche environnementale (ERS-18) sont lancés le 28 avril. Ces satellites embarquent plusieurs expériences, dont des instruments sensibles aux rayons gamma.

&ndash Giaconni et al. annoncer la découverte, sur la base d'observations de fusées-sondes, du Cen X-3. De nombreuses années plus tard, cette source serait comprise comme un binaire à rayons X de masse élevée (HMXB) contenant un pulsar alimenté par accrétion.

&ndash Friedman & Byram détectent le quasar 3C 273 et la galaxie radio M87 en rayons X via une expérience à bord et une fusée Aerobee lancée le 17 mai.

&ndash La première rafale de rayons gamma (GRB) cosmique jamais observée est détectée le 2 juillet via les satellites Vela 4a,b. Cette découverte ne sera pas rendue publique avant plusieurs années en raison d'une classification militaire.

&ndash Bell & Hewish découvrent le premier pulsar via des observations radio.

&ndash Large, Vaughan & Mills découvrent le Vela Pulsar via des observations radio.

&ndash Clark, Garmire & Kraushaar annoncent la détection, effectuée via une expérience à bord d'OSO-3, du plan et du centre galactiques dans des rayons gamma de haute énergie (supérieure à 50 MeV). Ce sont les rayons gamma prédits par Hayakawa. Une composante isotrope des rayons gamma de haute énergie est également détectée, ce qui est vraisemblablement d'origine extragalactique.

&ndash Lovelace découvre le Crabe Pulsar via le radiotélescope d'Arecibo.

&ndash Le premier télescope à rayons gamma atmosphérique Cherenkov spécialement conçu est construit en Arizona à l'observatoire du mont Hopkins (rebaptisé plus tard l'observatoire de Whipple). Ce télescope de 10 m est toujours en activité.

&ndash Fishman & Clayton commencent une étude des rayons gamma linéaires de 56Co ref .

&ndash Fritz et al. et Bradt et al. découvrir indépendamment les impulsions de rayons X du Crab Pulsar via des expériences à bord de fusées-sondes.

&ndash Fishman et al. rapportent une analyse d'observations par ballon de 1967 du Crabe Pulsar dans les rayons gamma de basse énergie qui donne une mesure précise avant la découverte de la période de rotation.

&ndash Les Vela 5a,b sont lancées le 23 mai avec des détecteurs de rayons X et gamma.

&ndash Haymes, Johnson et al. détecter l'émission de rayons gamma d'une énergie proche de 500 keV depuis le Centre Galactique via plusieurs expériences en ballon.

&ndash Vette et al. annoncent la confirmation, sur la base des observations d'une expérience à bord d'ERS-18, de l'existence du fond diffus gamma aux énergies MeV.

&ndash Friedmann, Kendall & Taylor découvrent que les quarks sont de vraies particules (et pas simplement des commodités théoriques) via une expérience au Stanford Linear Accelerator Center (SLAC).

&ndash Les Vela 6a,b sont lancées le 8 avril avec des détecteurs de rayons X et gamma.

&ndash Kniffen & Fichtel confirment la détection du plan galactique dans les rayons gamma de haute énergie via une chambre à étincelles numérisée montée sur ballon.

&ndash Stecker fournit le premier traitement complet des processus astrophysiques de la production de rayons gamma dans un livre intitulé "Cosmic Gamma Rays".

&ndash La 6e plate-forme de surveillance interplanétaire (IMP-6) est lancée le 14 mars. Elle embarque plusieurs instruments, dont un moniteur de rayons gamma.

&ndash Whitney et al. découvrir le mouvement supraluminique dans le quasar 3C 273 via des observations radio par interférométrie à très longue base (VLBI).

&ndash L'expédition lunaire Apollo 15 est lancée le 26 juillet. L'un des instruments qu'elle transporte est sensible aux rayons gamma.

&ndash Browning, Ramsden & Wright découvrent l'émission pulsée de rayons gamma à haute énergie du Crab Pulsar au-dessus de 50 MeV via une expérience en ballon.

&ndash Le 7e Observatoire solaire en orbite (OSO-7) est lancé le 29 septembre. Son instrumentation comprend un télescope à rayons X et un moniteur de rayons gamma.

&ndash Webster & Murdin et (indépendamment) Bolton utilisent la spectroscopie optique pour établir en toute sécurité que Cyg X-1 est un système binaire contenant un trou noir.

&ndash Mayer-Hasselwander et al. annoncent la détection, effectuée via une chambre à étincelles numérisée montée sur ballon, du fond diffus gamma dans la gamme 30 à 50 MeV.

&ndash Chupp et al. détecter les raies d'émission de rayons gamma des éruptions solaires en août via une expérience à bord d'OSO-7. Cela comprend la ligne d'annihilation de positons à 511 keV, la ligne de capture de neutrons à 2,223 MeV et la faible détection des lignes de désexcitation C & O à 4,438 & 6,129 MeV. Les photons du continu sont également détectés jusqu'à 10 MeV.

&ndash Kraushaar et al. présenter les résultats finaux des observations OSO-3 des rayons gamma galactiques de haute énergie, et confirmer l'identification d'une composante isotrope d'origine extragalactique.

&ndash Le 2e petit satellite astronomique (SAS-2) est lancé le 15 novembre. Il embarque une chambre à étincelles numérisée sensible aux rayons gamma de haute énergie.

&ndash Kinzer et al. announce the definitive detection, made via a balloon-borne experiment, of pulsed medium-energy gamma-ray emission from the Crab Pulsar.

&ndash Trombka et al. claim to confirm the detection of an excess of gamma rays of cosmic origin with an energy of roughly 1 MeV (the MeV bump) via an experiment aboard the Apollo 15 Service Module.

&ndash Kelbesadel, Strong & Olson announce the discovery of Gamma-Ray Bursts (GRBs) of cosmic origin. Their discovery paper is based on observations made from 1969 to 1972 via detectors aboard the Vela 5a,b and 6a,b satellites.

&ndash Cline et al. publish some spectra of GRBs based on data from an experiment aboard IMP-6. The observed energy spectra peak in hard x-rays and low-energy gamma rays.

&ndash Wheaton et al. announce the detection, made via x-ray telescopes on OSO-7, of x-ray emission down to energies below 10 keV from a GRB.

&ndash Fichtel et al. announce the strong detection, made via SAS-2 observations, of the Galactic Plane in high-energy gamma rays, and the extragalactic isotropic component.

&ndash Celestial Observation Satellite B (COS-B) is launched on August 9. It carries a digitized spark chamber sensitive to high-energy gamma rays, which operates successfully for more than six years.

&ndash Kniffen et al. announce the detection, made via SAS-2 observations, of an excess of high-energy gamma-ray radiation from the Galactic Anticenter region that cannot be tied to any known source. Bignami et al. subsequently apply the name "Geminga" to this mysterious object.

&ndash Thompson et al. announce the detection, made via SAS-2 observations, of the Vela Pulsar in high-energy gamma rays.

&ndash Helios 2 is launched on January 15. Included in its instrumentation is a tiny experiment by Cline et al. that is the first purpose-built GRB detector. The spacecraft goes into orbit around the sun. The Helios 2 experiment along with instruments in orbit near Earth initiate the first Inter-Planetary Network (IPN) of GRB detectors. This modest network can localize a GRB to a narrow swath on the sky.

&ndash The 1st High Energy Astrophysical Observatory (HEAO 1) is launched on August 12. It carries several x-ray and gamma-ray experiments.

&ndash Leventhal et al. conclusively demonstrate via a balloon-borne experiment that the emission from the Galactic Center is due to 511-keV positron annihilation.

&ndash Swanenburg et al. discover that quasar 3C 273 is a source of high-energy gamma rays based on COS-B observations.

&ndash The Pioneer Venus Orbiter (PVO) is launched on May 20. It carries several instruments, including a GRB detector. It goes into orbit around Venus on December 4. The GRB detector functions until 1992.

&ndash The 3rd International Sun Earth Explorer (ISEE-3) is launched on August 12. It carries several instruments, including detectors designed to observe solar flares and GRBs. The spacecraft is renamed the International Cometary Explorer (ICE) in 1982.

&ndash Venera 11 and 12 are launched on September 9 and 14, respectively. These spacecraft carry many experiments, including Konus and SIGNE 2 GRB detectors. The flight platforms fly by Venus on December 25 and 21, respectively. These, with Helios-2 and PVO, complete the first IPN, which localizes many GRBs to arc-minute-sized regions of "blank" sky.

&ndash Kniffen et al. announce the definitive measurement, made via a balloon-borne digitized spark chamber, of gamma-ray emission from the Galactic Center region in the 15 to 100 MeV range.

&ndash Prognoz 7 is launched on October 30. It carries several instruments, including SIGNE 2 GRB detectors.

&ndash An enormously intense burst of low-energy gamma rays is observed on March 5 (the March 5 event) via detectors aboard many satellites. Mazets et al. detect an 8-s periodicity in the lightcurve of the event via the Konus detectors aboard Venera 11 and 12, and they also notice additional events from the same source. Evans et al. use the IPN to tie the source to the SuperNova Remnant (SNR) N49 in the Large Magellanic Cloud (LMC). Eventually, the March 5 event source is understood as being the first member of a new family of sources that become known as Soft Gamma Repeaters (SGRs). These are distinct from the classical GRB sources. This particular object receives the designation SGR 0526-66.

&ndash Mazets et al. announce the discovery, based on Venera 11 and 12 observations, of a second SGR, which becomes known as SGR 1900+14.

&ndash The 3rd High Energy Astrophysical Observatory (HEAO 3) is launched on September 20. It carries several experiments, including a high resolution gamma-ray spectrometer.

&ndash The Solar Maximum Mission (SMM) is launched on February 14. One of the instruments it carries is called the Gamma-Ray Spectrometer (GRS). Another is the Hard X-Ray Burst Spectrometer (HXRBS) that is sensitive to photons up to energies of 500 keV.

&ndash Hudson et al. announce the detection, made via an experiment aboard HEAO 1, of the 2.223 and 4.43 MeV lines during a large solar flare in July 1978. This was the first confirmation of the solar 2.223 MeV neutron-capture line that was initially observed in 1972.

&ndash Chupp et al. detect neutrons from the sun during a solar flare in June via the GRS aboard SMM. This is the first such detection, confirming a prediction made three decades earlier by Biermann et al.

&ndash Caraveo et al. announce the detection, made via COS-B observations, of extended gamma-ray emission from the Orion Cloud.

&ndash Swanenburg et al. release the Second COS-B Catalog of high-energy gamma-ray sources. The majority of these sources are unidentified.

&ndash Venera 13 and 14 are launched on October 30 and November 4, respectively. Each spacecraft carries several instruments, including Konus GRB detectors. The flight platforms fly by Venus on March 1 and 4 of 1982, respectively.

&ndash Mayer-Hasselwander et al. publish a detailed map of the Galactic Plane in high-energy gamma rays based on COS-B observations.

&ndash Prince et al. announce, based on HEAO 3 gamma-ray spectrometer observations from November 1979, the first high-spectral-resolution measurement of the 2.223 MeV neutron-capture line during a solar flare.

&ndash Samorski & Stamm publish evidence for PeV gamma rays from the Galactic x-ray binary source Cygnus X-3, as detected by the Kiel air-shower array. This detection is apparently subsequently confirmed by observations made by other air-shower arrays and atmospheric Cherenkov telescopes. However, the statistical significance of all the results is weak. In the end, Cygnus X-3 and similar object Hercules X-1 are not confirmed as emitters of TeV or PeV gamma rays, but the huge excitement from the putative detections greatly increases the interest in very-high-energy gamma-ray astronomy.

&ndash Bignami, Caraveo et al. identify faint x-ray and optical counterparts for the mysterious "Geminga" gamma-ray source.

&ndash Mahoney et al. announce the discovery, based on HEAO 3 gamma-ray spectrometer observations, of a gamma-ray emission line at 1.81 MeV from the Galactic Plane. This radiation is due to the decay of 26Al, a radioactive isotope of aluminum that is produced in supernovae.

&ndash Share et al. announce the detection, made via the GRS aboard SMM, of the gamma-ray emission line from the Galactic Center at 1.81 MeV due to the decay of 26Al.

&ndash Forrest et al. announce the detection, made via the GRS aboard SMM, of meson-decay gamma rays in a solar flare in June 1982.

&ndash Laros et al. announce the discovery, based on IPN observations, of a third SGR, which becomes known as SGR 1806-20.

&ndash Shelton and others discover Supernova 1987A on February 24 via optical observations.

&ndash Matz et al. announce the detection, made via the GRS aboard SMM, of gamma rays from SN1987A due to the radioactive decay of 56Co.

&ndash Teegarden, Tueller, et al. observe Doppler broadening of 56Co gamma-ray emission lines via GRIS (Gamma-Ray Imaging Spectrometer), a balloon-borne experiment. This is interpreted as evidence for mixing in SN1987A.

&ndash Weekes et al. publish the first firm detection of TeV gamma rays from an astrophysical source. This detection of the Crab Nebula was made via the Whipple Observatory 10-m reflector using the atmospheric Cherenkov imaging technique.

&ndash Granat is launched on December 1. It carries several instruments that can detect x-rays and gamma rays, including GRB detectors, and the SIGMA coded-aperture telescope that can image the sky in low-energy gamma rays.

&ndash Leising & Share publish a gamma-ray lightcurve for SN1987A based on SMM GRS observations. The lightcurve is powered by the radioactive decay of 56Co.

&ndash The "Gamma" spacecraft is launched on July 11. It carries the Gamma-1 telescope that is sensitive to high-energy gamma rays. Unfortunately, the high-voltage power supply for the spark chamber in this instrument fails shortly after launch, greatly reducing its angular resolution.

&ndash Ulysses is launched on October 6. It carries several instruments, including a GRB experiment. The spacecraft's 5-AU solar-polar orbit carries it well out of the plane of the ecliptic, which provides excellent additional baseline for the IPN for the next 18 years.

&ndash ROSAT (Röntgensatellit) is launched on June 1. This observatory is sensitive to extreme ultraviolet photons and x-rays. It would go on to observe well over a hundred thousand x-ray sources, which would prove to be a useful asset for identifying gamma-ray sources.

&ndash The Compton Gamma Ray Observatory is carried into orbit aboard Space Shuttle Atlantis on April 5 and is deployed on April 7. Its four instruments (BATSE &ndash Burst And Transient Source Experiment, OSSE &ndash Oriented Scintillation Spectrometer Experiment, COMPTEL &ndash COMPton TELescope, and EGRET &ndash Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) combined are sensitive to gamma rays from 20 keV to 30 GeV, a remarkable six orders of magnitude in photon energy.

&ndash Akimov et al. detect gamma rays extending to 1 GeV via the Gamma-1 telescope on the Gamma spacecraft during solar flares on March 26 and June 15.

&ndash Several strong solar flares in June are observed by all four instruments aboard CGRO. OSSE detects several gamma-ray emission lines from a solar flare on June 4. EGRET detects high-energy gamma-ray emission from a solar flare on June 11. COMPTEL detects neutrons from a solar flare on June 15, and these data are used to create the first "image" of a star (i.e., the sun) in particles other than photons.

&ndash The University of Utah's "Fly's Eye I" experiment detects a 3.2 x 10 20 eV cosmic ray on October 15, the most energetic particle ever detected.

&ndash Meegan et al. announce two discoveries based on BATSE observations: the GRBs are distributed isotropically on the sky, and there are fewer faint bursts than expected if the bursts sources are distributed uniformly throughout space. These results grow stronger as the observations accumulate, suggesting that the GRB sources are located at cosmological distances. The final BATSE Catalog would ultimately contain 2704 GRBs.

&ndash Hartman et al. announce the detection, made via EGRET observations, of the quasar 3C 279 in high-energy gamma rays. This represents the discovery of "blazars" as being a class of powerful and variable sources.

&ndash Punch et al. announce the detection, made via Whipple Observatory observations, of TeV photons from the blazar Markarian 421. This is the first extragalactic TeV source to be discovered.

&ndash Sreekumar et al. announce the detection, made via EGRET observations, of high-energy gamma rays from the LMC, which is the first detection in gamma rays of a normal galaxy beyond the Milky Way. It is quite certain that these gamma rays result from the collisions of cosmic rays with gas within that galaxy, and the conclusion is reached that the cosmic-ray density in the LMC is the same as in the Milky Way.

&ndash Halpern & Holt announce the discovery, based on ROSAT observations, of soft x-ray pulsations from Geminga. Bertsch et al. announce the discovery, based on EGRET observations, of Geminga's high-energy gamma-ray pulsations. Geminga is finally identified it is a rotation-powered pulsar.

&ndash Duncan & Thompson and (independently) Paczynski propose that the March 5 event source (SGR 0526-66) is a highly-magnetized (

5 x 10 15 G) neutron star. They suggest that a "starquake" in the crust of such an object can result in a disturbance in the magnetic field that can cause a strong gamma-ray outburst. Such a neutron star is called a "magnetar".

&ndash Mirabel & Rodriguez announce the discovery, based on Very Large Array (VLA) radio observations, that the Galactic x-ray and gamma-ray source 1E140.7-2942 has a pair of radio jets. It is dubbed a "microquasar", and is the first known example. This source is also called "X-Ray Nova Muscae" and the "Galactic Center Annihilator". It is an LMXB that contains a black hole. A year earlier, variable gamma-ray emission at 511 keV from this source was discovered by Bouchet et al. via the SIGMA instrument on GRANAT.

&ndash Kurfess et al. announce, based on OSSE observations, the first direct measurement of the mass of 57Co produced in SN1987A. The ratio of 57Ni/56Ni is estimated to be slightly larger than, but consistent with, the solar ratio of 57Fe/56Fe. This is a great improvement over earlier indirect estimates, which yielded much higher values for the ratio.

&ndash The Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA) is launched on February 23. This observatory is sensitive to x-rays. It would become a very successful mission, which includes helping to identify several gamma-ray sources.

&ndash Kanbach et al. announce the detection, made via EGRET observations, of gamma rays, with energies up to 1 GeV, for eight hours after a solar flare on 1991 June 11. These gamma rays are due to meson decay and electron bremsstrahlung.

&ndash Kouveliotou et al. announce the discovery, based on BATSE observations, that the so-called "short" and "long" GRBs differ spectroscopically, in that the short bursts tend to be harder than the long bursts. The dividing line between the groups is found to be at a burst duration of 2 seconds.

&ndash Hurley et al. detect on February 17 high-energy gamma-ray emission during a GRB via EGRET observations. This high-energy emission continues long after the low-energy gamma-ray emission from the burst ceases, and includes an 18-GeV photon that arrives 90 minutes after the burst began. These high-energy photons would later be understood as being a component of the GRB afterglow.

&ndash Observations from the SIGMA instrument on GRANAT are used to discover the source GRS 1915+105 on August 15, which becomes known as "Old Faithful", due to its semi-regular hard-x-ray/soft-gamma-ray outbursts that occur every 45 to 90 minutes. Mirabel & Rodriguez announce in September that this source is the first microquasar in our Galaxy known to exhibit superluminal motion.

&ndash Iyudin et al. announce the detection, made via COMPTEL observations, of the radioactive decay of 44Ti at 1.16 MeV in the Cas A SNR.

&ndash The WIND spacecraft is launched on November 1. Included amongst its instruments are the Transient Gamma-Ray Spectrometer (TGRS) and a KONUS GRB detector.

&ndash Paczynksi and Lamb debate each other in Washington DC on April 22 regarding the distance scale to the GRBs. After the debate, the audience is split or undecided on whether the bursts lie at cosmological distances or within the halo of our Galaxy.

&ndash Diehl et al. release the first map at 1.809 MeV of the entire Galactic Plane, based on COMPTEL observations, and estimate the total amount of radioactive 26Al in the Galaxy to be less than or equal to one solar mass.

&ndash Naya, Tueller et al. announce, based on GRIS balloon-borne observations, the first firm measurement of the width of the 26Al line at 1.809 MeV line in the Galactic Center Region.

&ndash The Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) is launched on December 30. This observatory is sensitive to x-rays and soft gamma-rays. It would become a very successful mission, which includes helping to identify many gamma-ray sources.

&ndash The BeppoSAX (Satellite per Astronomia X) observatory is launched on April 30. This observatory is sensitive to x-rays and soft gamma-rays. It would become a very successful mission, which includes localizing many GRB afterglows on the sky with arc-minute accuracy.

&ndash Prompt x-ray emission from a GRB is imaged via a BeppoSAX Wide Field Camera (WFC) on July 20, and a coarse localization is obtained. A variety of follow-up observations are carried out, but these are done much too late to detect an afterglow, and, hence, no fine localization is made.

&ndash Several x-ray counterparts of GRBs are finely localized via BeppoSAX WFC and Narrow Field Instrument (NFI) observations, the first being on February 28. These are ultimately used to help identify optical and radio counterparts to GRBs. The May 8 event is especially important, because it is the first to result in a measured redshift (= 0.835), and the decay of the radio afterglow reveals behavior indicative of a relativistic jet. This and subsequent evidence leads to the conclusion that so-called "long" GRBs are enormous explosions that occur in star forming regions of galaxies at cosmological distances.

&ndash Johnson et al. announce the detection, made via OSSE observations, of gamma rays with energies up to 300 keV from the Seyfert galaxy NGC 4151.

&ndash Remarkable TeV gamma-ray flares are detected from the blazar Markarian 501, and are followed around the clock with several atmospheric Cherenkov telescopes: Whipple (in Arizona), HEGRA (High Energy Gamma Ray Astronomy array, on La Palma), CAT (Cherenkov Array at Themis, in France), and TAP (Telescope Array Prototype, in Utah).

&ndash BeppoSAX localizes a GRB on April 25 that is circumstantially tied to an underluminous and nearby (redshift = 0.0085) supernova known as SN1998bw.

&ndash Kouveliotou et al. announce the discovery, based on RXTE and ASCA observations, of x-ray pulsations from SGR 1806-20 that suggest the underlying object is a neutron star with a dipole magnetic field strength equal to that of a magnetar. A similar conclusion is reached for SGR 1900+14 several months later. Henceforth, SGRs are generally regarded as magnetars.

&ndash Kouveliotou et al. announce the discovery, based on BATSE observations, of a fourth SGR, which becomes known as SGR 1627-41.

&ndash A giant outburst from SGR 1900+14 is widely observed on August 27, which results in the shutdown of several spacecraft, and affects radio communications on Earth due to the increased ionization of the outer atmosphere.

&ndash Iyudin et al. announce the discovery, based on COMPTEL observations, of 44Ti emission at 1.16 MeV from an SNR in the Vela Region.

&ndash An extremely luminous GRB is observed on January 23. The 2nd Robotic Optical Transient Search Experiment (ROTSE-II) detects prompt optical emission bright enough to have been visible by an Earth-bound observer with binoculars, which is remarkable given the great distance (redshift = 1.60).

&ndash Hartman et al. release the Third EGRET Catalog, which includes 271 high-energy gamma-ray sources above 100 MeV. The majority of the sources, 170, are unidentified. The identified sources include 93 blazars, 5 pulsars, a radio galaxy (Cen A), a normal galaxy (LMC), and the sun.

&ndash The wavefront-sampling Cherenkov telescopes CELESTE in France and STACEE (Solar Tower Atmospheric Cherenkov Effect Experiment) in New Mexico begin operation. These instruments use large arrays of solar heliostat mirrors to achieve a lower energy gamma-ray threshold than conventional imaging Cherenkov telescopes.

&ndash The Milagro experiment in New Mexico, based on the water Cerenkov technique, becomes fully operational in January, and runs around the clock. Eventually this instrument is used to carry out a full survey of the northern sky for gamma rays at TeV energies. Several new sources, including extended ones, are discovered in the Galactic Plane, along with diffuse Galactic gamma-ray emission.

&ndash Schoenfelder et al. release the First COMPTEL Source Catalog. It covers the energy range from 0.75 to 30 MeV. The catalog contains 32 steady sources, 31 GRBs and 21 solar flares. The steady sources include spin-down pulsars, stellar-mass black holes, SNRs, interstellar clouds, and Active Galactic Nuclei (AGNs). Line detections include the 26Al line at 1.809 MeV, the 44Ti line at 1.157 MeV, the 56Co lines at 0.847 MeV & 1.238 MeV, and the neutron-capture line at 2.223 MeV.

&ndash CGRO disintegrates in Earth's atmosphere on June 4 following a controlled re-entry. The decision to deliberately re-enter the spacecraft came after the failure of one of its gyroscopes on 1999 December 19.

&ndash HETE-2 (High Energy Transient Explorer) x-ray observatory is launched on October 9, which is primarily designed to study GRBs.

&ndash RHESSI (Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager) solar observatory is launched on February 5. Soon after, gamma rays from solar flares are imaged for the first time.

&ndash INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) gamma-ray observatory is launched on October 17.

&ndash HEGRA is used to detect a source named "TeV 2032+4130", the first unidentified TeV gamma-ray source.

&ndash A powerful GRB is observed on March 29 by HETE-2, which is unambiguously tied to a very luminous supernova, SN2003dh.

&ndash MAGIC-I (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope I) is inaugurated on La Palma in October. MAGIC-I consists of a single large 17-m diameter imaging atmospheric Cherenkov telescope.

&ndash The H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) array of four atmospheric Cherenkov telescopes is inaugurated in Namibia in September.

&ndash Swift GRB Explorer is launched on November 20.

&ndash A giant outburst from SGR 1806-20 is observed on December 27 by Swift, RHESSI and INTEGRAL.

&ndash A very powerful gamma-ray-line solar flare is observed via RHESSI on January 20. This flare exhibits very strong evidence for meson-decay gamma rays.

&ndash Harris et al. announce the marginal detection, made via the cooled germanium spectrometer (SPI) aboard INTEGRAL, of gamma-ray emission from the decay of 60Fe in the Galactic Plane at 1.173 and 1.333 MeV. The 60Fe/26Al ratio is estimated. This result is firmed up two years later by Wang et al.

&ndash Swift and HETE-2 observations in May and July localize x-ray counterparts for the so-called "short" GRBs. It is found that these short bursts are associated with galaxies, but not with star formation regions within the galaxies. This circumstantial evidence suggests these events may be due to mergers of pairs of compact objects (e.g., two neutron stars, or a neutron star and a black hole).

&ndash H.E.S.S. is used to discover many new sources of TeV gamma rays, including SNRs, pulsar wind nebulae, the Galactic Center, a binary pulsar, an x-ray binary, and numerous new blazars.

&ndash MAGIC-I is used to discover TeV gamma rays from black hole candidate Cygnus X-1 and quasar 3C 279. The latter is the first quasar to be detected at TeV energies.

&ndash The Swift satellite localizes two "long" GRBs in the late Spring that are subsequently quite thoroughly studied but are clearly not associated with supernovae.

&ndash AGILE (Astro-rivelatore Gamma a Immagini LEggero) is launched on April 23. It carries an instrument that is sensitive to high-energy gamma rays.

&ndash VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System), located at the Whipple Observatory in Southern Arizona, celebrates first light in April. VERITAS consists of four 12-m diameter atmospheric Cherenkov telescopes.

&ndash VERITAS and MAGIC-I observations are used to discover TeV gamma rays from SNR IC 443.

&ndash A catalog of very-high-energy gamma-ray sources goes on line at http://tevcat.uchicago.edu/.

&ndash Weidenspointner et al. announce the discovery, based on INTEGRAL SPI observations, that the 511-keV annihilation-line radiation from the Galactic Center is lopsided. The distribution of 511-keV intensity correlates with the locations of LMXBs. The LMXBs are suggested to be the likely source of at least some of these gamma rays.

&ndash The apparently brightest GRB ever is detected on March 19 via the Swift satellite and several ground-based instruments. The optical emission was bright enough to have been briefly visible to the naked eye, in spite of the large distance (redshift = 0.937).

&ndash VERITAS is used to detect TeV photons from the intermediate BL Lac object W Comae.

&ndash MAGIC-I is used to detect the Crab Pulsar. This is the first detection of a pulsar by a ground-based gamma-ray telescope.

&ndash The Fermi Gamma-ray Space Telescope (formerly known as GLAST, the Gamma-ray Large Area Space Telescope) is launched on June 11. It carries an instrument that is exceptionally sensitive to high-energy gamma rays, as well as a GRB monitor.

&ndash A young, radio-quiet pulsar is discovered in SNR "CTA 1" via Fermi/GLAST observations. Several of the unidentified EGRET sources in star-forming regions and near SNRs turn out to be such pulsars.

&ndash The most energetic GRB ever detected is observed on September 16 via the Swift and Fermi satellites. It is the first GRB detected by the Fermi LAT (Large Area Telescope). The burst is twice as energetic as GRB990123, the previous record holder.

&ndash The most distant GRB ever observed is detected on April 23 via the Swift satellite. Follow-up ground-based observations measure the redshift to be 8.2, which translates into a distance of more than 13 billion light years. This GRB is also the most distant object ever detected by humankind, except for the CMB.

&ndash The Fermi LAT detects GeV gamma rays from a short GRB on May 10.

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How do we "see" using gamma-ray light?

Gamma-ray astronomy did not develop until it was possible to get our detectors above all or most of the atmosphere, using balloons or spacecraft. The first gamma-ray telescope, carried into orbit on the Explorer XI satellite in 1961, picked up fewer than 100 cosmic gamma-ray photons!

Unlike optical light and X-rays, gamma rays cannot be captured and reflected in mirrors. The high-energy photons would pass right through such a device. Gamma-ray telescopes use a process called Compton scattering, where a gamma-ray strikes an electron and loses energy, similar to a cue ball striking an eight ball.

This image shows the CGRO satellite being deployed from the Space Shuttle orbiter. This picture was taken from an orbiter window. The two round protrusions are one of CGRO's instruments, called "EGRET".


Current science

We know today that galactic cosmic rays are atom fragments such as protons (positively charged particles), electrons (negatively charged particles) and atomic nuclei. While we know now they can be created in supernovas, there may be other sources available for cosmic ray creation. It also isn't clear exactly how supernovas are able to make these cosmic rays so fast.

Cosmic rays constantly rain down on Earth, and while the high-energy "primary" rays collide with atoms in the Earth's upper atmosphere and rarely make it through to the ground, "secondary" particles are ejected from this collision and do reach us on the ground.

But by the time these cosmic rays get to Earth, it's impossible to trace where they came from. That's because their path has been changed as they travelled through multiple magnetic fields (the galaxy's, the solar system's and Earth's itself.)

Scientists are trying to trace back cosmic ray origins by looking at what the cosmic rays are made of. Scientists can figure this out by looking at the spectroscopic signature each nucleus gives off in radiation, and also by weighing the different isotopes (types) of elements that hit cosmic ray detectors.

The result, NASA adds, shows very common elements in the universe. Roughly 90 percent of cosmic ray nuclei are hydrogen (protons) and 9 percent are helium (alpha particles). Hydrogen and helium are the most abundant elements in the universe and the origin point for stars, galaxies and other large structures. The remaining 1 percent are all elements, and it's from that 1 percent that scientists can best search for rare elements to make comparisons between different types of cosmic rays. The Pierre Auger Observatory collaboration found some variations in the arrival trajectories of cosmic rays in 2017, providing some hints about where the rays could have originated.

Scientists can also date the cosmic rays by looking at radioactive nuclei that decrease over time. Measuring the half-life of each nuclei gives an estimate of how long the cosmic ray has been out there in space.

In 2016, a NASA spacecraft found most cosmic rays likely come from (relatively) nearby clusters of massive stars. The agency's Advanced Composition Explorer (ACE) spacecraft detected cosmic rays with a radioactive form of iron known as iron-60. Since this form of cosmic ray degrades over time, scientists estimate it must have originated no more than 3,000 light-years from Earth &mdash the equivalent distance of the width of the local spiral arm in the Milky Way.

An experiment called ISS-CREAM (Cosmic Ray Energetics and Mass) launched to the International Space Station in 2017. It is expected to operate for three years, answering questions such as whether supernovas generate most cosmic ray particles, when cosmic ray particles originated, and if all the energy spectra seen for cosmic rays can be explained by a single mechanism. The ISS also hosts the CALorimetric Electron Telescope (CALET), which searches for the highest-energy types of cosmic rays. CALET launched there in 2015.

Cosmic rays can also be detected by balloon, such as through the Super Trans-Iron Galactic Element Recorder (SuperTIGER) experiment that includes participation from NASA's Jet Propulsion Laboratory and several universities. It has flown several times, including a record 55-day flight over Antarctica between December 2012 and January 2013. "With the data from this flight we are studying the origin of cosmic rays. Specifically, testing the emerging model of cosmic-ray origins in OB associations, as well as models for determining which particles will be accelerated," the SuperTIGER website said.

Citizen scientists can also participate in the search for cosmic rays by registering at the website crayfis.io. There, they will join the CRAYFIS experiment run by the Laboratory of Methods for Big Data Analysis (LAMBDA) at the National Research University Higher School of Economics in Russia. Researchers there are examining ultra-high energy cosmic rays using mobile phones.


Cosmic Sources of Gamma Rays

Today, we know much more about this radiation and where it comes from in the universe. Astronomers detect these rays from extremely energetic activities and objects such as supernova explosions, neutron stars, and black hole interactions. These are difficult to study because of the high energies involved, they are sometimes very bright in "visible" light, and the fact that our atmosphere protects us from most gamma rays. To "see" these activities properly, astronomers send specialized instruments to space, so they can "see" the gamma rays from high above Earth's protective blanket of air. NASA's orbiting Swift satellite and the Fermi Gamma-ray Telescope are among the instruments astronomers currently use to detect and study this radiation.


Clarity on cosmic rays from deep beneath Antarctic ice

The IceCube Neutrino Observatory, Fermi Gamma-ray Space Telescope, and other telescopes around the world have pinpointed a source of high-energy cosmic rays for the first time.

A single high-energy neutrino that flashed through Antarctic ice in September 2017 acted as a new cosmic courier in the fast-moving enterprise of multimessenger astronomy – and heralded a breakthrough in a 106-year-old mystery in the process.

When the IceCube Neutrino Observatory detected this unusually high-energy neutrino, they sent a notice out to telescopes around (and above) the world to let them know what direction it came from.

The Fermi Gamma-ray Space Telescope responded to the call and sent back exciting news: they knew exactly where the neutrino had come from, and the source was spectacular.

Four billion light years away, in the constellation Orion, an active galaxy known as a “blazar” lies tucked under the hunter’s arm. The supermassive black hole – millions to billions of times the mass of our sun – at the centre of the galaxy accelerates the gas around it, shooting out energetic jets of radiation and particles travelling at near light speed. (Blazars are the specific case when the jets happen to be directed toward Earth.)

Blazars are a type of active galaxy with one one of its jets pointing toward us. In this artistic rendering, a blazar emits both neutrinos and gamma rays that could be detected by the IceCube Neutrino Observatory as well as by other telescopes on Earth and in space.
(Credit: IceCube/NASA)

Fermi could see the gamma-rays created when particles in these jets collided.

The discovery marks the first time the source of an extra-galactic neutrino has been definitively identified and another major success for the burgeoning field of multimessenger astrophysics.

“This result is the first of its kind. We have never before used multimessenger astrophysics to pinpoint the origins of high-energy cosmic rays,” said France Córdova, Director of the National Science Foundation, during the press conference announcing the findings.

“We can better understand the universe’s immense cosmic accelerators. We still can’t produce anything with nearly the energy of these cosmic particles, so we have to turn to the heavens to deepen our understanding of the highest-energy processes.”

Neutrinos are elusive subatomic particles that zip through the universe at nearly the speed of light. They are neutral, meaning they lack an electrical charge, and don’t interact via the electromagnetic force, so they are notoriously difficult to detect and to track. We can see them only when one happens to crash into the nucleus of an atom. Given a detector the size of your body, Córdova said, you would measure such a collision only once every 100,000 years.

To maximize the chances of detecting a neutrino, you need many neutrino detectors. That’s where the IceCube Neutrino Observatory comes in.

Located at the Amunsden-Scott South Pole Station in Antarctica, the detector sits within a cubic kilometre of crystal-clear ice (containing more than a billion tonnes, or 10 38 atoms to collide with) that is permeated by more than 80 long strings of sensitive equipment. Dotted along those strings, like pearls on a necklace, are thousands of digital optical monitors, ready to detect the radiation produced when a neutrino crashes into an atom.

Neutrinos and cosmic rays go hand-in-hand: the same physical processes that produce cosmic rays produce neutrinos as well. That means neutrinos can act as a proxy for gleaning information about cosmic rays (which, despite the moniker, are not rays at all, but rather high-energy protons and atomic nuclei that constantly bombard the Earth from space).

Determining the source of cosmic rays is next to impossible as charged particles, their paths are bent and twisted by magnetic fields they encounter as they travel across the universe. Once they arrive at Earth, they collide with particles in the atmosphere, further obscuring their origins.

Neutrinos, by contrast, are straight shooters. As elusive as they are, neutrinos’ ghostliness confers a great advantage: since they don’t interact with light or magnetic fields, they travel unimpeded on straight paths through the universe – and those paths point straight back to where they came from.

“The goal is to track cosmic ray sources by looking for neutrinos. They will point back at the source because they are neutral particles,” said Francis Halzen, IceCube principal investigator from the University of Wisconsin-Madison. “On September 22, 2017, that’s exactly what one neutrino did.”

Within 43 seconds of the detection, the IceCube detectors reconstructed the energy and the direction of the neutrino and blasted the information out to the broader astronomical community. In the end, more than 20 telescopes looked in the direction of the event, each adding another piece of information to the puzzle.

In this artistic composition, based on a real image of the IceCube Lab at the South Pole, a distant source emits neutrinos that are detected below the ice by IceCube sensors, called DOMs.
(Credit: IceCube/NSF)

“The beauty of this is that if Fermi hadn’t found the blazar, it would have been just another neutrino detection for us,” said Halzen. “For Fermi, it would have been just another blazar event. It was elevated to a discovery of a cosmic ray source by having the two telescopes working in unison.

“That was only the beginning. Once we knew of an interesting direction in the sky, we looked back at years of data on tapes and disks in that direction. We found that in 2014, there was a flare in neutrinos – more than 12 that came in 150 days.”

The energies of the neutrinos matched exactly what theory would predict from a cosmic accelerator such as a blazar.

Being able to study the high-energy universe via neutrinos unlocks a wealth of new possibilities, according to Niayesh Afshordi, a Perimeter Associate Faculty member. “Photons have been historically the only way we’ve managed to learn about the universe – so using neutrinos is a really novel way of seeing these things,” he said.

“This simultaneous observation of gamma rays and neutrinos basically tells us what might be responsible for the origin of gamma rays – because it must be something that produces neutrinos at the same time. That narrows down the range of possibilities in a very dramatic way. That’s really the exciting thing. You can exponentially narrow the range of possibilities if you have multiple probes of a physical process.”

Perimeter Associate Faculty member Cliff Burgess watched the announcement as it was live-streamed in Perimeter’s Black Hole Bistro. The announcement serendipitously coincided with the 2018 Tri-Institute Summer School on Elementary Particles (TRISEP), an international summer school organized jointly by Perimeter Institute, SNOLAB, and TRIUMF, and held this year at Perimeter, where Halzen was also an invited speaker.

Perimeter residents gather to watch the NSF press conference by the IceCube Collaboration together with other observatories around the world and in space of the identification of the first likely source of high-energy neutrinos and cosmic rays.

“Francis did an amazing thing for us,” said Burgess. “We invited him before any of this was in the cards, as far as we knew. What normally happens in this case is that the researcher will say, ‘There’s some nice thing that’s going to happen, but I’m embargoed, and I can’t tell you about it.’”

Instead, Halzen devoted one of his lectures to sharing the findings with the students. “He said it was the first time he had told anybody. This was his first talk on it, to students at this school. For a school, that jamais arrive. It was just spectacular,” Burgess said. “He was getting feedback – clearly the students were engaged. They were the first people in the world to see it. That’s phenomenal.”

Burgess said that, as a theorist, he’s most interested to find the holes and missing edges in the puzzle as it is pieced together: “There are going to be flaws in the picture. There’s going to be things that won’t quite work at first, and that’s where the excitement is.”

Afshordi added: “This is kind of the birth of multimessenger astronomy, with gravitational waves and neutrinos, and I think it’s going to get much more exciting. You can do actual astronomy with it, with many objects and various surveys that will happen hopefully over the next few decades.”

Regarder: View the NSF press conference on the breakthrough.

Find out more: Read the papers in Science as was as companion follow up papers and view the IceCube FAQ about the results.

Free resources: Click to download Perimeter’s free lesson “Where Did All the Neutrinos from the Sun Go?”

En rapport: Neutron star collision sparks new era of discovery