「高エネルギー天文学」の版間の差分
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*[[ニュートリノ天文学]]
*[[重力波天文学]]
== 観測の歴史 ==
1912年にヘスによって、宇宙線が観測された。これは、大気との相互作用によるチェレンコフ光を観測する方法によってであった。この原理は、初期の加速器（現在も使われているが）において使われていた「泡箱」と呼ばれる装置と同じものである。[[泡箱]]とは関連項目を参照願いたいが、電磁気をかけた液体ヘリウムや液体窒素の気体の中をα線（ヘリウム原子核）やβ線（電子）が通過すると、その構成物質が電荷を持っているため、軌跡が磁力によって曲げられる現象を観察することが出来る装置のことである。エックス線やガンマー線に関しては、写真乾板やフィルムを暴露しておくことによって観察が可能であった。加速器建設が行われるようになり、かつまた、医学領域における核検査技術の進展に伴い、エックス線やガンマー線に関しては、鉛ガラスと光電子倍増管を用いた観測装置によって観察が可能になった。
また、以前「宇宙探査衛星」に搭載された「すだれコリメータ」と呼ばれる装置も、電荷をかけた薄膜金属に高エネルギー線が衝突することによって飛び出す電子を検出し、その電子を加速することによってエックス線やガンマー線を検出する装置である。近年では、超伝導技術によって開発されたカロリーメータと呼ばれるCCDに類似した素子によって同種の高エネルギー線が観測できるようになった。
この機器を加速器ではなく、宇宙に向けたものが高エネルギー観測装置と呼ばれるものである。元々は、歴史から見ても、ローレンツによるサイクロトロンの発明以前の発見であり、加速器建設が行われるまでは主流であったものである。
AGASAと呼ばれる観測装置は、東京大学附属宇宙線研究所の明野観測所に設けられた、2006年現在運用稼動中の観測装置では最大規模の観測装置である。微弱な光を捉える光電子倍増管を広い範囲に設置し、宇宙からの宇宙線のシャワーを捉える装置である。
== 今後の展開 ==
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