Небо в гамма-лучах сверхвысоких энергий.
реклама
Небо в гамма-лучах сверхвысоких энергий. Ф. Агаронян Первые надежные данные о гамма-излучении космического происхождения были получены в 1968 г. Гамма-телескоп, установленный на искуственном спутнике Земли OSO-3 (США), зарегистрировал гамма-излучение с энергией выше 100 МэВ * от Млечного Пути. Дальнейшие исследования галактического гамма-излучения на спутниках-обсерваториях SAS-2 (США, 1972-73 гг.), COS-B (1975-82 гг.) и особенно наблюдения проведенные телескопом EGRET на борту CGRO обсерватории (США,1991-2000) позволили как исследовать свойства диффузного гамма-излучения высоких энергий, так и зарегистрировать около 300 точечных источников гамма-излучения галактического и внегалактического происхождения. С увеличением энергии фотонов их поток заметно падает. Следовательно, для его регистрации необходимы детекторы с большой эффективной площадью регистрации. С другой стороны понятно, что размер детектора, который возможно вывести на орбиту, весьма ограничен. Этим, а также относительно низким угловым разрешением детекторов (порядка одного градуса и больше) обусловлено заметное отставание в развитии, по сравнению с другими областями астрофизики, диапазона МэВ - ГэВ энергий. Прогресс в этом диапозоне, связывазывают с гамма-обсерваторией GLAST,запущенного в июне 2008г. Поток фотонов с энергиями выше одного ТэВ настолько мал, что на детектор с эффективной площадью 1 кв. метр от Крабовидной туманности (одного из самых ярких гаммаисточников на небе) за год попадет всего два фотона с энергией выше 1 ТэВ(1 ТэВ= 1012эВ). В то же время, этот диапазон энергий необычайно важен для понимания процессов ускорения и излучения частиц вблизи различных астрофизических объектов, в частности нейтронных звезд, черных дыр, релятивистских джетов в ядрах галактик, а также природы происхождения галактических и внегалактических космических лучей, все еще загадочных гамма-всплесков и т.д. Качественный скачок в развитии в этой области произошел в начале XXI века благодаря функционированию различных систем черенковских телескопов, в особенности HESS. Число открытых за последние несколько лет источников ТэВ-излучения приближается к 100. Ниже мы описываем методы регистрации гамма-лучей сверхвысоких энергий и обсуждаем значение полученных результатов. Методы регистрации гамма-лучей сверхвысоких энергий. Частица высоких энергий, попадая в атмосферу, в результате множественных каскадных реакций рождает "широкий атмосферный ливень", достигающий поверхности Земли в виде потока электронов, протонов, фотонов, мюонов, мезонов и т.д. Количество вторичных чатиц связано с энергией первичной частицы и, несмотря на то, что взаимодействие фотонов сверхвысоких энергий с атмосферой Земли препятствует их прямой регистрации,тем не менее регистрирация излучения от заряженных частиц ,вследствии эффекта ЧеренковаВавилова (излучение частиц движущихся со скоростью превышающей скорость света в среде), сопровождающее электромагнитный каскад, позволяет получить информацию о первичных фотонах. Так как максимум излучения, приходящего от вторичных электронов, испускается в конус с углом раскрытия порядка одного градуса и происходит на высоте 10 км над уровнем моря, то черенковское излучение освещает на Земле круг радиусом порядка 100 метров. Таким образом детектор (простое устройство, состоящее из относительно небольшого сферического зеркала и фотопреемника в фокальной плоскости) с площадью 10 м2 будет регистрировать приход фотонов с участка неба площадью превосходящей десять тысяч кв. м. Рис.1: Сравнение изображения получаемого при регистрации вторичного ливня от фотона (слева) и протона (справа). Черенковское излучение вторичных ливней очень слабое, при этом каждая вспышка длится всего несколько наносекунд. Поэтому черенковский телескоп должен обладать высокой входной апертурой (характеристика способности оптической системы собирать свет от объекта наблюдения); диаметр чаши телескопа более 1 кв. метра. Регистрации собранного телескопом черенковского света осуществяется многопиксельной (порядка 1000) камерой, обладающий высоким быстродействием. Угловой размер пикселя состовляет порядка 0.1 0.2 градуса, поле зрения камеры, несколько градусов). В качестве “элемента” камеры используются фотоэлектронные умножители. Хотя и черенковское излучение приходится на оптический диапазон (голубой свет),однако стандартная ПЗС камера не применяется изза ее низкого быстродействия. Анализ, регистрируемого камерой распределяния интенсивноств черенковской вспышки, позволяет получить информацию о направлении прихода и энергии первичного фотона, а также установить была ли первичная частицв фотоном, или протоном (см. рис. 1.).Последнее весьма сущесвенно, так как позволяет подавить фон от космических лучей, чей поток на порядки превосходит поток первичных гамма-лучей. История развития черенковских атмосферных телескопов. Первые попытки использовать черенковское излучение, сопровождающий атмосферный ливень для детектирования фотонов сверхвысоких энергий были сделаны в начале 60 годов в СССР и Англии под руководством А.Е.Чудакова и Дж.В.Джелли. Эти пионерские работы позволили получить только верхние пределы на гамма-излучение от космических источников и показали необходимость разработки методики позволяющей снизить фоновое излучение. Группа ученых Крымской астрофизической обсерватории под руководством А.А.Степаняна наряду с группой обсерватории Whipple, возглавляемой T.К.Уиксом (США), стали разрабатывать проект телескопов не только собирающих полный сигнал, но и записывающих изображение сигнала. Полученное изображение позволяет избавиться от подавляющего большинства событий в которых первичной частицей был не высоко энергичный гамма квант, подавляя тем самым уровень фона от космических лучей. Эффективность этой методики была доказана в конце 80-х годов, когда телескопом Whipple, построенным c использованием методики изображений, был зарегистритрован сигнал от Крабовидной туманности на уровне статистической достоверности 9 σ. Следующим шагом в развитии наземной гамма-астрономии стал стереоскопический метод, предложенный и развитый в 80-гг группой Ереванского Физического Института. Идея метода состоит в том, что одновременная регистрация события в нескольких проекциях позволяет определить направление прихода первичного гамма кванта с точностью, превышающей 0.1 градуса, и восстановить его энергию с точностью лучше 15%. Группа Ереванского Физического Института разработала систему пяти относительно маленьких (с диаметром 3 метра) телескопов для установки вблизи Бюроканской обсерватории. Хотя прототип телескопа был изготовлен и успешно протестирован, различные экономические и политические причины, в частности развал СССР, не позволил завершить этот проект в Армении. Вместо этого он послужил основой системы телескопов HEGRA, построенных на Канарских островах. В течении последующих пятнадцати лет основные достижения при детектировании гаммалучей в ТэВ диапазоне были достигнуты телескопами CAT (Франция), CANGAROO (Япония, Австралия), HEGRA (Германия, Армения, Испания) и Whipple (США, Великобритания). Одним из наиболее выдающихся результатов полученных за это время было обнаружение ТэВ излучения от блазаров. Однако, несмотря на значительные усилия всех черенковских телескопов, за время их работы было открыто не более десяти источников, причем некоторые из них были зарегистрированы на грани чувствительности. Необходимость создания более чувствительных детекторов стала очевидной. В середине 90-х гг. наиболее перспективным подходом, обещающим значительное улучшение чувствительности и снижения порога детектирования до 100 ГэВ, была признана концепция стереоскопических систем, состоящих из двух и более 10 метровых телескопов одновременно наблюдающих черенковское излучение ливня в различных проекциях. Рис.2:система четырех 13 метровых черенковских атмосферных телескопов (Фотография взята с оффициального сайта HESS.) HESS. Несмотря на то что достоинства стереоскопического подхода уже были продемонстрированы системой телескопов c малой апертурой HEGRA, только с появлением крупного международного проекта HESS (High Energy Spectroscopic System) стало возможно говорить о появлении новой области астрономии - астрономии сверхвысоких энергий. HESS, система четырех 13 метровых черенковских атмосферных телескопов (рис. 2), оборудованных камерами с полем зрения 5 градусов, была установлена и начала проводить наблюдения в 2004 году. HESS предназначена для детектования высокоэнергичных фотонов в широком диапазоне энергий от 100 ГэВ до 100 ТэВ с угловым разрешением несколько угловых минут и пределом чувсивительности на уровне 1013 эрг см -2 с-1. Альтернативой стереоскопическому подходу стало создание на Канарских островах очень большого международного телескопа MAGIC (17 метров в диаметре), мониторирующего преимущественно северную полусферу, в то время как расположенная в Намибии HESS исследует, в основном, южную. В июле 2007 года приступила к работе система состоящая из четырех 12 метровых телескопов, VERITAS. К настоящему моменту число открытых источников быстро приближается к 100. Зарегистрированные источники можно разделить на несколько больших групп. Сверхновые и космические лучи. Сверхновые звезды - это звезды, заканчивающие свою эволюцию в катастрфическом взрывном процессе, в результате которого звездное ядро может либо полностью разлететься, либо гравитационно сколлпсировать превратившись либо в черную дыру, либо в нейтронную звезду. При взрыве звезды за несколько месяцев выделяется столько энергии, сколько обычная звезда, например Солнце, излучит за 10 миллиардов лет. Сброшенное вещество звезды разлетается и сталкивается с газом межзвездной среды. Это столкновение приводит к возникновению так называемого остатка сверхновой, состоящего из горячего газа, магнитного поля и релятивистских частиц, излучающих в широком энергетическом диапазоне от радио до гамма в течении тысячелетий после взрыва. Рис. 3: (а) гамма-изображение остатка сверхновой RX J1713.7-3946. Черные контуры соответствуют рентгеновскому потоку в диапазоне 1 - 3 кэВ, зарегистрированного телескопом ASCA. (б) Спектр излучения RX J1713.7-3946, зарегистрированный HESS за 63 часа наблюдения с 2003 по 2005 годы. Рисунки взяты из статьи коллаборации HESS A&A, 464,235 (2007) Теоретические модели предсказывают, что более 10% энергии, выделенной при взрыве сверхновой, может перейти, в результате ускорения на ударной волне, в кинетическую энергию релятивистских частиц, в то время как остальная энергия переходит в тепловую энергию, нагревая плазму межзвездной среды до 106 - 107К. Регистрация HESS гамма излучения сверхвысоких энергий от ряда сверхновых, в частности от RX J1713.7-3946 (рис.3), с беспрецендентным для гамма-астрономии угловым и энергетическим разрешением является результатом первостепенной важности для астрофизики высоких энергий. Полученное HESS изображение сверхновой RX J1713.7-3946 показывает место генерации гамма излучения, и подтверждает современную теорию так называемого диффузного ускорения частиц на ударной волне. Длительное наблюдение RX J1713.7-3946 позволило построить спектр источника вплоть до 100 ТэВ, что свидетельствует о том что ударная волна ускоряет релятивистские частицы в оболочке сверхновой по крайней мере до энергий 100 ТэВ. Это открытие подтверждает предполжение о том что основной вклад в космические лучи вносят частицы, ускоренные в оболочке сверхновых звезд, сделанное еще в 1933 году У. Бааде и Ф. Цвики на основании того, что полная энергия галактических космических лучей составляет несколько процентов от энергии выделенными сверхновыми в нашей Галактике. Плерионы (туманности образованные пульсарным ветром). Пульсары - это быстро вращающиеся нейтронные звезды, образующиеся в результате взвыва сверхновых. Сильное электромагнитное поле вблизи их поверхности способно разогнать поток электронов и позитронов (так называемый пульсарный ветер) до сверхвысоких энергий. При взаимодействии пульсарного ветра (поток холодных ультрарелятивистских частиц с Лоренц фактором вплоть до γ~106) с окружающей средой возникает ударная волна, дополнительно ускоряющая частицы пульсарного ветра. Синхротронное излучение релятивистских электронов регистрируется в широком диапазоне энергий от радио до рентгена. Обратное Комптоновское рассеяние релятивистских электронов на различных фотонных полях, в первую очередь на поле реликтового фонового излучения, приводит к возникновению потока гамма квантов. Самым известным представителем этого класса объектов является Крабовидная туманность. Чуствительность HESS позволяет регистрировать источники у которых отношение светимости к квадрату расстояния до них не ниже L/d2~1034 эрг/с/кпк2. Систематические исследования пульсаров, проведенное на основе обзора HESS внутренней области Галактики, показало, что из 435 пульсаров HESS обнаружил "гамма-туманности" вблизи более 20 пульсаров. Возможно, это самая многочисленная популяция ТэВ источников в Галактике. . Рис.4. Рисунок взят из статьи коллаборации HESS A&A,435, L17 (2005) Рис.5 Рисунки взяты из статьи коллаборации HESS Nature 439, 695 (2006) На рис.4 приводится изображение туманности MSH 15-5 2 в гамма-лучах с нанесенными поверх рентгеновскими контурами. Верхняя звездочка отмечает положение пульсара, нижния - центр ТэВ излучения. Контуры ТэВ излучения совпадают с рентгеновскими контурами, подтверждая предположение о том что рентгеновское и гамма излучение генирируется одной и той же популяцией частиц. Размер ряда плерионов в гамма-лучах (например HESS J1825-137 PSR B1823-13) зависит от энергии на которой они наблюдаются, причем чем выше энергия, тем меньше размер источника. Это объясняется энергетическими потерями электронов и свидетельствует о том что гамма-кванты генерируются электронами, ускоренными, скорее всего, на фронте ударной волны, до энергий порядка 100 Тэв и выше. Компактные двойные системы. Обычно двойные системы считаются тепловыми источниками, в которых гравитационная энергия компактного объекта (нейтронной звезды, или черной дыры) эффективно переходит в рентгеновское излучение, излучаемое горячей аккрецирующей плазмой. Однако, эффективное ускорение частиц возможно и в таких системах, если компактным источником является радиопульсар (в этом случае система является компактным аналогом туманности образованной пульсарным ветром, находящейся в поле фотонов излучаемых звездойкомпаньоном), или в результате ускорения на внутренних ударных волнах в джете, сформировавшегося вблизи черной дыры. На данный момент всего три двойные ситемы, PSR B1259-63, LSI +61 303 и LS 5039, надежно зарегистрированы в ТэВ диапазоне. Природа компактного источника известна только в случае PSR B1259-63/SS2883, в этой системе 48-миллисекундный радиопульсар вращается по сильно вытянутой эллиптической вокруг массивной Be звезды SS 283 с орбитальным периодом 3.4 года (рис.6). Для горячих звезд B и O классов характерен сильный отток вещества с поверхности, состоящий в случае Be звезд из медленного экваториального диска и быстрого полярного ветра. Взаимодействие пульсарного ветра с ветром Be звезды приводит к возникновению ударной волны. Частицы прошедшие ударную волну теряют свою энергию в результате синхротронного, тормозного, обратно Комптоновского (на фотонах Be звезды) излучения, приводя к формированию наблюдаемого широкополосного, от радио до ТэВ, спектра. Вклад в ТэВ излучение может также давать взаимодействие ускоренных на ударной волне протонов с нерелятивистским газом диска Be звезды. Данные радионаблюдений показывают, что диск SS 283 сильно наклонен по отношению к орбитальной плоскости системы. Таким образом, при движении по орбите, пульсар дважды пересекает экваториальный диск области Be-звезды, см. рис. 5. В 2004 году HESS впервые зарегистрировала ТэВ излучение от системы. К сожалению, лунные ночи не позволили провести наблюдения непосредственно в момент прохождения периастра, однако, данные полученные до и после, указывают на отсутствие пика ТэВ излучения в периастре, ожидаемого в случае обратного Комптоновского рассеяния не модифицированного различными дополнительными потерями. Недостаток наблюдений не позволяет пока прийти к однозначному выводу о природе ТэВ излучения в системе. В следующий раз HESS сможет наблюдать прохождение периастра в системе только весной 2014 года (в декабре 2010 года источник будет находиться вне видимости HESS). Природа компактного объекта в двух других системах неизвестна. Аналогично PSR B125963 им может оказаться радиопульсар, у которого пульсирующее излучение поглощено ветром оттекающим с поверхности компаньона (расстоянние между компаньонами в этих системах в десятки раз меньше чем в случае PSR B1259-63). В рамках другой модели наблюдаемое широкополосное излучение возникает в результате взаимодействия частиц, ускоренных в джете с ветром компаньона. Компактность обеих систем приводит к тому что рассеяние ТэВ фотонов в поле оптических фотонов сильно влияет на результирующий поток ТэВ фотонов регистрируемых наблюдателем, формируя кривую блеска, зависящую от положения пульсара на орбите. На данный момент LS 5039, содержащая очень яркую оптическую звезду (~1039эрг/с), является единственной системой в которой была обнаружена орбитальная модуляция ТэВ сигнала. Найденный период составляет 3.9078+/-0.0015 дня в прекрасном согласии с наблюдениями оптических линий. Спектр источника промерен вплоть до 20 ТэВ, что свидетельствует о высокой эффективности ускорения частиц в системе. Недавно коллаборация MAGIC сообщила о регестрации слабого сигнала (на пределе чувствительности телескопа) от системы Лебедь X1. Эта двойная система содержит релятивистский копактный источник с массой, превышающей 6 солнечных масс, что делает его одним из наиболее вероятных кандидатов в черные дыры. Если эта информация подтвердится, то Лебедь X1 будет первым свидетельством ускорения частиц галактической черной дырой. Рис.6: Схематическое изображение орбиты пульсара, вращающегося вокруг Be-звезды SS 283, по сильно вытянутой эллптической орбите в двойной системе PSR B1259-63. На орбите также указаны периоды в течении которых источник был в поле зрения HESS в 2004г.Рисунок взят из статьи коллаборации HESS A&A,442,1 (2005) Молекулярные облака и центр галактики. В отличии от источников рассмотренных выше молекулярные облака представляют собой класс пассивных источников гамма излучения, в которых не происходит ускорения частиц. Релятивистские космические лучи, заполняющие межзвездное пространство, бомбардируют молекулярные облака, образуя источник гамма излучения. Во время первых наблюдений галактического центра выполненных HESS был найден точечный источник ТэВ излучения расположенный в гравитационном центре нашей Галактики (HESS J1745 – 290) и совместимый с положением сверхмассивной черной дыры в созвездии Стрельца, Sagittarius A* (рис. 5). На верхнем рисунке представлена карта интенсивности излучения галактического центра в ТэВ диапазоне. Длительное наблюдение галактического центра выявило второй точечный источник: пульсарную туманность G0.9 + 0.1. На нижнем, та же карта за вычетом излучения от точечных источников. Контуры соответствуют распределению материи молекулярных облаков в данной области. Чуствительность HESS позволила не только зарегистрировать центральный точечный источник, но и диффузное излучение идущее из центральной области нашей Галактики. На рис. 6б показана карта излучения идущего от галактического центра за вычетом точечных источников. Оставшееся излучение состоит из двух частей - протяженного источника совпадающего по положению с неидентифицированным EGRET источником 3EG J1744 3011, и диффузной комоненты размером порядка 30 парсек, вытянутой вдоль плоскости Галактики. Распределение потока гамма квантов от диффузной комоненты корелирует с расположением гигантских молекулярных облаков в данной области, что свидетельствует о том что детектируемое излучение возникает вследствии взваимодействия релятивистских адронов космических лучей с холодными адронами молекулярных облаков. При этом поток регистрируемого излучения показывает что плотность релятивистских лучей в центре Галактики в несколько раз выше, чем вблизи нашего Солнца, а совокупная протяженность молекулярных облаков превышает протяженность ТэВ-яркого участка неба. Это наводит на предположение о том, что всплеск излучения идущего от сверхмассивной черной дыры Sgr A*, произошел относительно недавно (по видимому порядка десяти тысяч лет тому назад) и релятивистские частицы еще не успели улететь на достаточно большие расстояния рассеяться по Галактике. Внегалактические источники. Рис.7:Кривая блеска PKS 2155−304 (разрешение 1 минута) во время вспышки 28 июля 2006 г. Рисунок взят из статьи коллаборации HESS ApJ, 664, L71 (2007) Наиболее далекое расстояние, с которого мы можем рассчитывать зарегистрировать гамма излучение, определяется эффективностью взаимодействия гамма лучей с диффузным внегалактическим фоном. На сверхвысоких энергиях это расстояние не превышает несколько сотен мегапарсек. Этим объясняется тот факт, что первые найденные внегалактические ТэВ объекты были преимущественно близлежащими блазарами активными галактиками с джетом, направленным в сторону Земли. Одним из первых блазаров, зарегистрированным HESS, был источник PKS 2155−304. С тех пор он регулярно наблюдался с потоком не превышающим одну десятую потока Крабовидной туманности. Однако, в июле 2006 года от него была зафиксирована вспышка по яркости на порядок превышающая поток Крабовидной туманности. Чуствительность HESS позволила построить кривую блеска источника с временным разрешением меньше минуты и обнаружить переменность источника на масштабе времени меньше 200 с (Рис. 7). Такая быстрая переменность свидетельствует о том, что излучение рождается в окрестности черной дыры - на расстоянии всего несколько гравитационных радиусов. Более того, учитывая, что масса черной дыры в этом объекте скорее всего превышает 108 M , даже предподложение о максимально возможной близости источника не позволяет объяснить найденную быструю переменность без привлечения предположения об излучении гамма квантов, направленных строго на наблюдателя с Доплер-фактором ~ 10-100. Это указывает на то, что гамма излучение возникает в релятивистском выбросе (джете), который формируется в непосредственной близости от черной дыры. Темная материя и космология. Исследования последних лет указывают на то, что мы живем в просранственно плоской ускоряющейся Вселенной, в которой обычная барионная материя составляет всего 4% от общей энергии. Еще 26% приходится на долю небарионной темной материи, а оставшиеся 70% приписывается на долю, так называемой, темной энергии. Регистрация гамма излучения от аннигиляции темной материи в гало нашей и других близлежащих галактик позволило бы значительно продвинуться в понимании природы этой невидимой компоненты Вселенной. Любая стабильная слабовзаимодействующая массивная частица (WIMP), находившаяся в тепловом равновесии в ранней Вселенной, будет иметь реликтовую плотность близкую к критической и является естественным кандидатом на роль темной материи. Аннигиляция темной материи может проходить тремя путями, приводящими к различным конечным спектрам - (1) прямая аннигиляция в два фотона приведет к почти моноэнергетической линии, (2) аннигиляция через промежуточное состояние (например кварк-антикварк), которое в дальнейшем распадается и адронизируется, генирируя фотоны вследствии распада нейтральных пионов, приведет к широкому спектру без спектральных особенностей. Поиск темного вещества является важной задачей для черенковских гамма-телескопов. Недавние наблюдения Галактического центра, одного из наиболее вероятных мест существовании темной материи, в принципе можно объяснить распадом темной материи, однако, наличие других (более традиционных) возможных источников излучения не позволяет делать однозначных выводов о природе этого излучения. Дальнейшее развитие. Дальнейшее развитие черенковских телескопов может происходить в двух направлениях улучшения на порядок чуствительности в стандартном (0.1 - 10 ТэВ) диапазоне, и расширении пределов энергетического диапазона от 10 ГэВ до 1 ПэВ (1015эВ). Если ограничить нижний диапазон энергий 100 ГэВ, то значительного увеличения чуствительности (значительно лучше, чем 10-13 эрг см-2 с-1), при угловом разрешении 1 - 2 угловые минуты, можно достичь созданием стереоскопической системы телескопов состоящей из большого числа (вплоть до 100) 10 метровых телескопов. Исходя из результатов, достигнутых черенковскими телескопами современного поколения, можно предсказать, что такой инструмент обнаружит сотни, а, возможно, даже тысячи новых галактических ТэВ источников. С другой стороны, снижение нижнего энергетического порога до 30 ГэВ позволит значительно расширить научные задачи, увеличив, в частности, расстояние на котором можно детектировать внегалактические источники вплоть до красного смещения z 1, а также значительно улучшит чуствительность на 100 ГэВ. Снижение нижнего порога энергий может быть достигнуто системой 15 метровых телескопов. расположенных на высоте выше 3-х километров над уровнем моря. Дальнейшее снижение порога до 10 ГэВ и ниже требует другого подхода, а именно работы в автоматическом режиме системы 30 метровых телескопов на высоте свыше 5 километров над уронем моря, и разработка камер с высокой квантовой эффективностью в фокальной плоскости. Диапазон энергий ниже 30 ГэВ необычайно важен для исследования сильнопеременных нетепловых явлений, в частности Вселенной на расстоянии z=5, а также ряда галактических источников, например микроквазаров. Успешная реализация такого проекта, желательно до прекращения работы большого космического орбитального гаммателескопа низких энергий GLAST, значительно бы продвинуло развитие гамма астрономии. Автор благодарит Маше Черняковой и Ашоту Ахперджаняну за огромную помощь в подготовке данной публикации. Литература 1. F.A. Aharonian, J. Buckley, T. Kifune, G. Sinnis “High energy astrophysics with ground based gamma ray detectors”, Reports on Progress in Physics, 2008, vol.71,096901 2. F.A. Aharonian, “The Very-High-Energy Gamma Ray Sky", Science, 2007, vol. 315, 70 3. F.A. Aharonian and M. Chernyakova “Gamma Asronomiya” (in Russian) Zemlya i Vselennaya, 2009, 4. F. A. Aharonian "Very high energy cosmic gamma radiation : a crucial window on the extreme Universe", River Edge, NJ: World Scientific Publishing (512pp), 2004
