Gamma-teleskooppi

Gammasädeteleskooppi on kaukoputki , joka on suunniteltu  tarkkailemaan kaukaisia ​​kohteita gammasäteilyspektrissä . Gammasäteilyteleskooppien avulla etsitään ja tutkitaan erillisiä gammasäteilyn lähteitä, mitataan galaktisen ja ekstragalaktisen diffuusi gammasäteilyn energiaspektrejä, tutkitaan gammapurkauksia ja pimeän aineen luonnetta . Erotetaan avaruusgammasäteilyteleskoopit , jotka havaitsevat gamma-kvantit suoraan, ja maanpäälliset Cherenkov-teleskoopit , jotka määrittävät gammasäteilyn parametrit (kuten energian ja saapumissuunnan) tarkkailemalla häiriöitä, jotka aiheuttaa gammasäteilyä ilmakehässä .

Kosmiset gammasäteilyteleskoopit

Klassisella korkeaenergiselle gammasäteilylle (useista kymmenistä megaelektronivolteista satoihin gigaelektronivoltteihin) kuuluvalla energiaalueella ilmakehä on läpinäkymätön, joten havainnot ovat mahdollisia vain avaruudesta.

Korkeaenergisessa gammasäteilyastronomiassa tarkkaillaan jokaista kvanttia, jonka energia ja saapumissuunta asetetaan yksilöllisesti. Gammateleskoopin havaitsema hiukkasvirta on melko pieni, joten fotonien saapumisen välinen aika ylittää instrumentin viiveajan, jonka aikana uusien hiukkasten rekisteröinti on mahdotonta. Siksi gammateleskooppien aukon tulee olla mahdollisimman suuri , jotta ne havaitsevat kaikki niihin putoavat kvantit. Saapuvat gamma-kvantit provosoivat elektroni - positroniparien syntymistä . Näiden parien liikeradat ohjataan gamma-kvantin muuntopisteestä kalorimetriin osumiseen , mikä mahdollistaa gamma-kvantin saapumissuunnan määrittämisen [1] .

Historia

Kosmisen korkeaenergisen gammasäteilyn mittauksia suoritettiin vuosina 1975–1982 Cos-B- satelliitilla ja vuosina 1991–2000 American Compton Space Observatoryn (CGRO) EGRET-gammateleskoopilla (100 MeV - 30  Ge V ) . . Nämä teleskoopit, samoin kuin neuvosto-ranskalaisen Gamma -satelliittiin asennettu Gamma-1-teleskooppi , rekisteröivät kvantin saapumissuunnan seuraamalla sen liikettä kipinäkammioiden avulla .

Tällä hetkellä mittaukset suoritetaan käyttämällä suurta LAT-gammateleskooppia (20 MeV - 300 GeV), joka on asennettu amerikkalaiseen Fermi-avaruusobservatorioon ( GLAST , laukaistiin kesäkuussa 2008), ja pientä GRID-gammateleskooppia (30 MeV - 50). GeV), joka toimii italialaisessa AGILE -avaruusobservatoriossa (käynnistettiin huhtikuussa 2007). Kvantin saapumissuunta näissä teleskoopeissa määritettiin käyttämällä paikkaherkkiä piikiekkoja .

Näiden satelliittien työn ansiosta löydettiin korkeaenergisen gammasäteilyn diffuusi tausta-, piste- ja laajennetut lähteet [1] .

Näkökulmat

CYGAM

Monissa tieteellisissä tehtävissä itse gammasäteilykvantin rekisteröinti on tärkeämpää, jonka energia voidaan tietää vieläkin vähemmän tarkasti (noin 20 %:n virheellä). Tämä pätee lähes kaikkiin piste-gammalähteisiin, kun havaitaan suuria vaihteluja valovuossa, joten aikajatkuvan valokäyrän piirtäminen olisi paljon informatiivisempaa kuin tiukemmat mutta satunnaiset spektrimittaukset. Lisäksi suurella aukolla on mahdollista seurata samanaikaisesti useita taivaalla olevia lähteitä, mikä lisää sen tehokasta herkkyyttä. Suurien taivaan alueiden jatkuvat havainnot ovat erityisen kriittisiä lyhyissä tapahtumissa, kuten kosmisissa gammapurkausissa, joiden suuntaa ei tiedetä etukäteen [1] .

Vuonna 1993 ehdotettiin uutta teleskooppirakennetta korkeaenergisen kosmisen gammasäteilyn havaitsemiseen, nimeltään TsIGAM (CYGAM - englantilainen  sylinterimäinen gammamonitori , sylinterimäinen gammamonitori). Siitä puuttui kalorimetri, joka mahdollisti välittömästi kaukoputken aukon suurentamisen lähes suuruusluokkaa. Laitteen näkökenttä olisi kuusi steradiaania , eli noin puolet taivaanpallosta olisi näkyvissä samanaikaisesti. Poikkileikkaukseltaan kahdeksankulmiota edustavan sylinterin seinien tulee koostua muuntimesta, jossa kova gammasäteen kvantti siirtyy elektroni-positronipariksi, ja paikkaherkästä kerroksesta, joka rekisteröi varautuneiden hiukkasten kulkua. Konversion jälkeen syntyneet hiukkaset lentävät kulmassa toisiinsa nähden, mikä pienenee alkuperäisen gamma-kvantin energian kasvaessa - sen määrää laajenemiskulma. Tällä menetelmällä on rajoituksensa mittauksiin käytettävissä olevalle energialle: noin 40 GeV:n ylittävällä kvanttienergialla kulma tulee liian pieneksi ja sylinterin vastakkaisella puolella oleva paikkaherkkä laskuri ei pysty ratkaisemaan mittauspisteen koordinaatteja. parin hiukkaset. Rajaa voidaan nostaa lisäämällä saapuvien hiukkasten koordinaattien määritystarkkuutta tai suurentamalla hiukkasratojen välistä kulmaa lennon aikana sylinterin seinämien välillä (esimerkiksi luomalla magneettikenttä sisälle) [2] . TsIGAM-projekti jää toteutumatta [1] .

Gamma-400

Galaksin keskustan alueelta gammateleskoopin LAT mittaustulosten käsittely osoittaa gammasäteilyn spektrin ominaisuuden 130 GeV:n energia-alueella [3] . Tämän ominaisuuden teoreettiset tutkimukset viittaavat kapeiden gammasäteilyviivojen olemassaoloon WIMP :n tuhoutumisesta tai hajoamisesta , jotka voidaan luotettavasti eristää vain tulevilla kokeilla huomattavasti paremmilla kulma- ja energiaresoluutioilla.

Venäjällä toteutetaan parhaillaan ohjelmaa näihin tehtäviin vastaavan GAMMA-400 -gammateleskoopin luomiseksi ja ilmakehän ulkopuolisten havaintojen tekemiseksi gammasäteilytreeniassa samanaikaisesti kosmisen elektroni-positronin komponentin virtojen mittaamisen kanssa. säteet. GAMMA-400:lla on ainutlaatuiset ominaisuudet sekä eristämään gammaviivat energiaspektreissä pimeän aineen hiukkasista että määrittämään suunta tämän säteilyn lähteeseen. Avaruusobservatorio, jossa GAMMA-400 asennetaan S. A. Lavochkinin mukaan nimetyn NPO :n kehittämään Navigator-palvelualustaan , on suunniteltu käynnistettäväksi vuonna 2023 [4] . Avaruusobservatorion toiminta-ajan tulee olla vähintään 7 vuotta [5] .

Cherenkov-teleskoopit

Koska ilmakehän opasiteetti on korkeaenergisille hiukkasille, niiden suora havainnointi Maan pinnalta on mahdotonta. Samaan aikaan ilmakehään joutuessaan jokainen näistä hiukkasista aiheuttaa useiden kaskadireaktioiden seurauksena laajan ilmasuihkun , joka saavuttaa Maan pinnan elektronien, protonien , fotonien , myonien virran muodossa , mesonit ja muut hiukkaset. Vavilov-Cherenkov-säteily sekundäärielektroneista mahdollistaa täydellisen tiedon saamisen primääristen gamma-kvanttien energiasta ja saapumissuunnasta. Juuri tätä säteilyä havaitaan maassa sijaitsevilla gammasädeteleskoopeilla (siksi tällaisia ​​teleskooppeja kutsutaan myös nimellä Cherenkov tai IACT ( Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope ).

Koska sekundäärielektroneista tuleva maksimisäteily säteilee kartioon, jonka kulma on luokkaa 1° ja joka havaitaan 10 km:n korkeudessa merenpinnan yläpuolella, Tšerenkovin säteily "valaisee" noin 100 metrin säteen. Yksinkertainen laite (detektori), joka koostuu optisesta heijastimesta, jonka pinta-ala on noin 10 m 2 ja valoilmaisimesta polttotasossa, voi rekisteröidä fotoneja taivaan alueelta, jonka pinta-ala on yli 10 4 m 2 . Toissijaisten suihkujen Cherenkov-säteily on erittäin heikkoa, ja jokainen välähdys kestää vain muutaman nanosekunnin. Siksi Tšerenkovin kaukoputkessa on oltava yli 10 m 2 pinta-ala peilejä säteilyn projisoimiseksi erittäin nopeaan monipikseliseen (suuruusluokkaa 10 3 pikseliä) kameraan, jonka pikselikoko on 0,1-0,2° ja kenttä. useiden asteiden näkökulmasta. Vaikka Tšerenkovin säteily on optisella alueella (sininen valo), tavallinen CCD-kamera ei sovellu Tšerenkovin säteilyn rekisteröintiin riittämättömän tapahtumien havaitsemisnopeuden vuoksi. Onneksi tiedon saamiseksi suihkun kehityksestä, energiasta ja primääripartikkelin saapumissuunnasta riittää tavallisista valomonistimista koostuva kammio, jonka pikselikoko on 0,1-0,2°.

Historia

Ensimmäinen sukupolvi

Ensimmäiset kokeet, jotka osoittivat mahdollisuuden tarkkailla Tšerenkovin säteilyä laajojen ilmasuihkujen suurienergisten hiukkasten vaikutuksesta, suorittivat 1950-luvulla W. Galbraith ja J. V. Jelly Isossa-Britanniassa sekä A. E. Chudakov ja N. M. Nesterova Neuvostoliitossa. Näiden kokeiden menestys 1960-luvulla johti yrityksiin käyttää Cherenkov-säteilyä ultrakorkean energian fotonien havaitsemiseen. Niissä käytetyt asennukset (Neuvostoliitossa - FIANin Krimin aseman paikalla, Isossa-Britanniassa - Atomienergian tutkimusjärjestössäHarwellissa _, Yhdysvalloissa - Whipplen observatoriossa ) voidaan pitää ensimmäisinä Tšerenkovin kaukoputkina. Ensimmäiset positiiviset tulokset näistä asennuksista saatiin 1960-luvun lopulla ja 1970-luvun alussa. Joten esimerkiksi vuosina 1966-1967 tehtyjen havaintojen mukaan signaali rapu-sumusta tallennettiin Dublinin ryhmän teleskooppiin . Tallennettujen signaalien luotettavuus ei kuitenkaan ylittänyt arvoa 3σ, mikä tarkoittaa, että saatujen tulosten luotettavuudesta oli mahdotonta puhua.

Kaikki ensimmäisen sukupolven kaukoputket tallensivat vain Tšerenkovin soihdun tosiasian ja toimivat periaatteella, jonka mukaan lähde kulki kaukoputken näkökentän läpi Maan pyörimisen vuoksi. Vuoteen 1983 asti (jolloin signaalianalyysimenetelmän täydellisin ja oikea versio julkaistiin) vastaanotettujen signaalien analysointimenetelmät olivat niin epätäydellisiä, että edes hyödyllisen signaalin merkitsevyystaso alueella 3σ ei voinut yksiselitteisesti vahvistaa signaalin rekisteröintiä. gammalähde, koska joissain tapauksissa signaalitaso oli paljon taustaa heikompi (jopa -2,7σ). Siten ensimmäisen sukupolven Cherenkov-teleskooppien avulla oli mahdotonta havaita luotettavasti kosmisen gammasäteilyn lähteitä. Ne kuitenkin mahdollistivat gammasäteilyvuon suuruuden ylärajan asettamisen sekä luettelon mahdollisista gammasäteilylähteistä, joita tulisi ensinnäkin tarkkailla edistyneemmillä kaukoputkilla [6] .

Toinen sukupolvi

1970-luvulla kaksi Neuvostoliiton ja Amerikan tutkijoiden ryhmää ( A. A. Stepanyanin johtamassa Krimin astrofysikaalisessa observatoriossa ja T. K. Wicksin johtamassa Whipplen observatoriossa) alkoivat kehittää projekteja teleskoopeille, jotka eivät ainoastaan ​​kerää koko signaalia, vaan myös tallentavat sen kuvan ja mikä mahdollistaa säteilylähteen sijainnin jäljittämisen. Vuonna 1978 Whipplen observatorion 10-metrinen teleskooppi sai 19 pikselin kameran (joka korvattiin 37 pikselin kameralla vuonna 1983), joka koottiin erillisistä valomonistimista, ja siitä tuli siten toisen sukupolven ensimmäinen teleskooppi.

Toisen sukupolven kaukoputkella saadun kuvan fotonien lukumäärästä oli mahdollista arvioida primaarisen gammasädehiukkasen energia, ja kuvan suuntaus mahdollisti sen saapumissuunnan rekonstruoinnin. Tuloksena olevan kuvan muodon tutkiminen mahdollisti useimpien tapahtumien eliminoimisen, joissa primäärihiukkanen ei ollut korkeaenerginen gamma-kvantti. Tällä tavalla kosmisten säteiden taustamelun tasoa vähennettiin, mikä ylitti suuruusluokilla primääristen gammasäteiden vuon. Tämän tekniikan tehokkuus osoitettiin vakuuttavasti vuonna 1989, kun Whipplen observatorion 10 metrin gammateleskooppi rekisteröi luotettavan (9σ-tason) signaalin rapu-sumusta [6] [7] .

Stereoskooppinen menetelmä

Seuraava askel maanpäällisen gammasäteilyastronomian kehityksessä, joka mahdollisti gammateleskooppien tehokkuuden lisäämisen, oli 1980-luvulla ehdotettu ja kehitetty stereoskooppinen menetelmä. tutkijaryhmä Jerevanin fysiikan instituutista . Menetelmän ideana on rekisteröidä tapahtuma samanaikaisesti useaan projektioon. Tämä mahdollistaa primaarisen gamma-kvantin saapumissuunnan määrittämisen yli 0,1°:n tarkkuudella ja sen energian määrittämisen alle 15 %:n virheellä. Alun perin suunniteltiin asentaa viiden teleskoopin järjestelmä, joiden halkaisija oli 3 metriä, lähellä Byurakanin observatoriota . Prototyyppinen teleskooppi rakennettiin ja testattiin, mutta erilaiset taloudelliset ja poliittiset syyt estivät projektin valmistumisen Armeniassa. Siitä huolimatta se otettiin  Kanariansaarille rakennetun HEGRA -teleskooppijärjestelmän ( High Energy Gamma-Ray Astronomy ) perustaksi.  Jokainen tämän järjestelmän kaukoputki oli varustettu kameralla, joka perustui 271 valomonistimeen. Erityisesti HEGRA-observatorion avulla mitattiin ensimmäistä kertaa rapu-sumun gammasädespektri korkealla luotettavuustasolla alueella 0,5–80 TeV.

Seuraavien 15 vuoden aikana edistyttiin gammasäteiden havaitsemisessa TeV-alueella CAT ( Cherenkov Atmosphere Telescope  ), CANGAROO ( Yhteistyö  Australian ja Nippon for a GammaRay Observatory in the Outback ) -teleskooppien avulla kosmisen gammasäteilyn tutkimukseen. , HEGRA ja Whipplen observatorion gammateleskooppi. Yksi merkittävimmistä tällä hetkellä saavutetuista tuloksista oli blazarien  , voimakkaiden gammasäteiden lähteiden, joidenkin galaksien ytimissä olevien supermassiivisten mustien aukkojen ympärillä olevan TeV-säteilyn havaitseminen. Tämän sukupolven Cherenkov-teleskooppien käytön aikana löydettiin kuitenkin alle 10 lähdettä, ja jotkut rekisteröitiin herkkyysrajalla. Stereoskooppisissa järjestelmissä käytettiin pääsääntöisesti pieniä peilejä verrattuna yksittäisiin teleskooppeihin, mikä ei antanut niille mahdollista toteuttaa täysin potentiaaliaan. Tarve luoda korkeamman herkkyyden ilmaisimia tuli ilmeiseksi [6] [7] .  

Kolmas sukupolvi

Huolimatta siitä, että stereoskooppisen lähestymistavan edut on jo osoitettu suhteellisen pienistä teleskooppeista koostuvalla HEGRA-järjestelmällä, vasta suuren kansainvälisen HESS -projektin toteuttamisen myötä syntyi uusi havainnointiastrofysiikan ala - ultrakorkean energian tähtitiede. HESS-järjestelmä, joka koostuu neljästä 13-metrisestä Tšerenkovin ilmakehän kaukoputkesta, jotka on varustettu kameroilla, joiden näkökenttä on 5°, asennettiin Namibiaan ja otettiin käyttöön vuonna 2004. HESS-järjestelmän teleskoopit on suunniteltu havaitsemaan suurienergisiä fotoneja alueella 100 GeV - 100 TeV useiden kaariminuuttien kulmaresoluutiolla ja herkkyysrajalla 10 13 erg⋅cm −2 s −1 .

Vaihtoehto stereoskooppiselle järjestelmälle oli vuonna 2003 La Palman saarella (Kanariansaaret) luotu 17-metrinen kansainvälinen teleskooppi MAGIC ( Eng.  Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov  - suuri ilmakehän Cherenkov-gamma-teleskooppi). MAGIC-teleskoopin näkökenttä osuu pääasiassa pohjoisella taivaanpuoliskolla sijaitseviin lähteisiin, kun taas HESS-järjestelmät eteläiseen. Heinäkuussa 2007 VERITAS -järjestelmä ( Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System  - teleskooppijärjestelmä korkean energian säteilyn havaitsemiseen) alkoi toimia, joka koostuu neljästä 12-metrisestä kaukoputkesta [  7] .

Kolmannen sukupolven teleskooppeja kehitettäessä luotiin merkittävä potentiaali niiden edelleen modernisoinnille. Joten esimerkiksi oletettiin, että HESS koostuisi 16 kaukoputkesta ja VERITAS - seitsemästä. Tämä potentiaali on jo toteutumassa: vuonna 2009 otettiin käyttöön MAGIC II -teleskooppi, jossa on edistyneempi kamera ja joka mahdollisti stereoskooppisten havaintojen aloittamisen MAGIC-gamma-observatoriossa, ja vuonna 2012 MAGIC I -teleskooppi päivitettiin. , joka teki observatorion kaukoputket identtiseksi. Vuonna 2012 HESS II -teleskooppia alettiin käyttää osana HESS-kompleksia, joka on suurempi kuin kompleksin neljä muuta teleskooppia [6] [7] .

Vuoteen 2017 mennessä on löydetty yli 175 teraelektronivolttisäteilyn lähdettä [6] . Rekisteröidyt lähteet voidaan jakaa useisiin suuriin ryhmiin: supernovajäännökset , plerionit , kompaktit binäärijärjestelmät , molekyylipilvet , aktiiviset galaktiset ytimet [7] .

Näkökulmat

Tšerenkov-teleskooppeja ( Cherenkov Telescope Array, CTA ) ollaan parhaillaan rakenteilla .  Ryhmäteleskoopit on suunniteltu sijoitettavaksi sekä eteläiselle että pohjoiselle pallonpuoliskolle, ja jos pohjoinen ryhmä toimii matalan energian alueella (10 GeV - 1 TeV), niin eteläisen järjestelmän energia-alue on 10 GeV:stä. noin 100 TeV:iin. Vuonna 2020 taulukko on tarkoitus ottaa käyttöön [9] .

Avaruus- ja maanpäällisten gammateleskooppien vertailuominaisuudet

Avaruus- ja maanpäällisten gammateleskooppien vertailuominaisuudet [10]
Avaruusgamma-teleskoopit Maapohjaiset gammateleskoopit
JALOHAIKARA KETTERÄ Fermi-LAT CALET AMS-02 Gamma-400 HESS II TAIKA VERITAS CTA
Työtunnit 1991-2000 vuodesta 2007 lähtien vuodesta 2008 lähtien vuodesta 2014 lähtien vuodesta 2011 lähtien vuodesta 2013 lähtien vuodesta 2012 lähtien vuodesta 2004 lähtien vuodesta 2005 lähtien vuodesta 2020 lähtien
Energiaalue, GeV 0,03-30 0,03-50 0,2-300 10–10 000 10-1000 0,1-3 000 >30 >50 50–50 000 >20
Kulmaresoluutio (E γ > 100 GeV) 0,2º (E γ ~0,5 GeV) 0,1º (E γ ~ 1 GeV) 0,1º 0,1º 1º 0,01º 0,07º 0,07º (E γ = 300 GeV) 0,1º 0,1º (E γ = 100 GeV)
0,03 º (E γ = 10 TeV)
Energiatarkkuus (E γ > 100 GeV) 15 % (E γ ~ 0,5 GeV 50 % (E γ ~ 1 GeV) kymmenen % 2 % 3 % yksi % viisitoista % 20 % (E γ = 100 GeV)
15 % (E γ = 10 TeV) 		viisitoista % 20 % (E γ = 100 GeV)
15 % (E γ = 10 TeV)

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 4 G. S. Bisnovaty-Kogan. AVARUUSGAMMAN SEURANTA  // Luonto . - Tiede , 2014. - Nro 6 (1186) . - S. 80-84 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. joulukuuta 2019.
  2. ↑ Akimov V.V., Bisnovaty Kogan G.S., Leikov N.S. Sylinterimäinen gammamonitori CYGAM. Uusi konsepti korkeaenergiselle gammasäteilyteleskoopille. Tietovihko. M., 2003.
  3. ↑ Torsten Bringmann, Xiaoyuan Huang, Alejandro Ibarra, Stefan Vogl, Christoph Weniger. Fermi LAT Etsi sisäisiä Bremsstrahlung Signatures from Dark Matter Annihilation  : [ eng. ] // arXiv. - 2014. - doi : 10.1088/1475-7516/2012/07/054 .
  4. ↑ N. P. Topchiev, A. M. Galper et ai. GAMMA-400 gammasädeobservatorio  (englanniksi)  // Proceedings of science: Artikkeli. - 2016. Arkistoitu 17. tammikuuta 2018.
  5. ↑ Galper A. M., Adriani O., Aptekar R. L., Arkhangelskaya I. V., Arkhangelsky A. I., Boetsio M., Bonvicchini V., Boyarchuk K. A., Vacchi A., Vanuccini E., Gusakov Yu. V., Zampa V. G. Z, Zampa V. G. V. N., Kaplin V. A., Kachanov V. A., Leonov A. A., Longo F., Mazetz E. P., Maestro P. et al. GAMMA-400 GAMMA-TELESKOOPIN OMINAISUUDET  TUMMAN AINEEN JÄLJIEN ETSIIN // Naiskoi Izkademii Rossii. Fyysinen sarja. - 2013. - T. 77 , nro 11 . - S. 1605 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. joulukuuta 2019.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Bykov A.M., Agaronyan F.A., Krasilshchikov A.M., Kholupenko E.E., Aruev P.N., Baiko D.A., Bogdanov A.A., Vasiliev G. I., Zabrodsky V.V., A., A.,,,,Troitski, Kotseva, P.V. , Chichagov Yu.V. Tšerenkovin gammateleskoopit: menneisyys, nykyisyys, tulevaisuus. ALEGRO-projekti  // Teknisen fysiikan lehti: lehti. - 2017. - T. 87 , nro 6 . - S. 803-821 . — ISSN 0044-4642 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. joulukuuta 2019.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Agaronyan F. A., Chernyakova M. A. SKY GAMSÄTEISSÄ  // Maa ja maailmankaikkeus. - 2009. - Nro 2 . - s. 3-14 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. joulukuuta 2019.
  8. ↑ Robert Wagner (MPI). Tähtitiede  Päivän kuva . NASA (15. lokakuuta 2004). Haettu 3. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 6. lokakuuta 2020.
  9. ↑ Elizabeth Gibney . Paneelikodit γ-sädeilmaisimen kohteissa , Nature  (15. huhtikuuta 2014). Arkistoitu alkuperäisestä 30. huhtikuuta 2014. Haettu 16. lokakuuta 2017.
  10. ↑ Gunter Dirk Krebs. Gunterin avaruussivu . Gunterin avaruussivu . Haettu 14. tammikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 31. joulukuuta 2019.
  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
 Teleskooppi
Tyyppi
kiinnitys
Muut