Astronomia de raigs gamma: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
Línia 11:
El treball realitzat per [[Eugene Feenberg]] i [[H. Primakoff]] el 1948, [[Sachi Hayakawa]] i [[I.B. Hutchinson]] el 1952, i, especialment, [[Philip Morrison]] el 1958, deixa constància que un gran nombre de diferents processos que es produeixen en el [[univers]] provoquen la [[emissió]] de [[raigs gamma]]. Aquests processos inclouen interaccions de [[raigs còsmics]] amb [[medi interestel|gas interestel]], [[supernova]] es interaccions de [[electró|electrons]] amb [[camps magnètics]].
No obstant això, no és fins la dècada dels 60 quan es desenvolupa la capacitat real de detectar aquest tipus d'emissions.
El telescopi pioner va ser el telescopi de 10 metres de l'[[Observatori Fred Lawrence Whipple | Observatori Whipple]] que va detectar per primera vegada una font de raigs gamma (la [[Nebulosa del Cranc]]) que va ser identificat com un dels objectes celestes més brillants en [[raigs gamma]] el [[1967]].<ref>R. C. Haymes, D. V. Ellis, G. J. Fishman, J. D. Kurfess, W. H. Tucker: [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1968ApJ...151L...9H "Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula"], ''Astrophysical Journal'', vol. 151, p. L9, gener de [[1968]].</ref> en aquest nivell d'energia. Actualment (2009), gairebé un centenar de fonts han estat identificades utilitzant aquesta tècnica. Els observatoris més importants són el projecte d'Estats Units [[VERITAS]] i els projectes europeus [[HESS]] i [[MAGIC (telescopi) | MAGIC]].
== Vegeu també ==
| |||