Комптонская гамма-обсерватория ( CGRO ) — космическая обсерватория, обнаруживающая фотоны с энергией от 20 кэВ до 30 ГэВ, находившаяся на околоземной орбите с 1991 по 2000 год. В обсерватории было четыре основных телескопа в одном космическом корабле, охватывающих рентгеновские и гамма-лучи . включая различные специализированные дополнительные инструменты и детекторы. После 14 лет усилий обсерватория была запущена с космического корабля "Атлантис" во время STS-37 5 апреля 1991 года и проработала до схода с орбиты 4 июня 2000 года. [3] Она была развернута на низкой околоземной орбите на высоте 450 км (280 км). миль), чтобы избежать радиационного пояса Ван Аллена . Это была самая тяжелая астрофизическая полезная нагрузка, когда-либо летавшая в то время, - 16 300 кг (35 900 фунтов).
CGRO стоимостью 617 миллионов долларов [4] входила в серию « Великих обсерваторий » НАСА вместе с космическим телескопом «Хаббл» , рентгеновской обсерваторией «Чандра» и космическим телескопом «Спитцер ». [5] Это был второй из серии запусков в космос после космического телескопа «Хаббл». CGRO был назван в честь Артура Комптона , американского физика и бывшего ректора Вашингтонского университета в Сент-Луисе , получившего Нобелевскую премию за работы, связанные с физикой гамма-лучей. CGRO был построен компанией TRW (ныне Northrop Grumman Aerospace Systems) в Редондо-Бич , Калифорния . CGRO представляла собой результат международного сотрудничества, и дополнительный вклад поступил от Европейского космического агентства и различных университетов, а также от Лаборатории военно-морских исследований США .
Преемниками CGRO являются космический корабль ЕКА INTEGRAL (запущен в 2002 г.), миссия НАСА Swift Gamma-Ray Burst Mission (запущена в 2004 г.), ASI AGILE (спутник) (запущен в 2007 г.) и космический гамма-телескоп НАСА Ферми (запущен в 2008 г.); все остаются в рабочем состоянии по состоянию на май 2023 года.
.jpg/1280px-Compton_Gamma_Ray_Observatory_cutaway_(labelled).jpg)
CGRO имел в своем составе четыре прибора, которые охватывали беспрецедентные шесть порядков электромагнитного спектра : от 20 кэВ до 30 ГэВ (от 0,02 МэВ до 30 000 МэВ). Они представлены ниже в порядке возрастания спектрального энергетического покрытия:
Эксперимент по всплескам и переходным источникам ( BATSE ), проводимый Центром космических полетов имени Маршалла НАСА, проводил поиск в небе всплесков гамма-излучения (от 20 до >600 кэВ) и проводил исследования всего неба в поисках долгоживущих источников. Он состоял из восьми одинаковых детекторных модулей, по одному в каждом углу спутника. [6] Каждый модуль состоял из детектора большой площади NaI(Tl) (LAD), охватывающего диапазон от 20 кэВ до ~ 2 МэВ, диаметром 50,48 см и толщиной 1,27 см, а также детектора NaI для спектроскопии диаметром 12,7 см и толщиной 7,62 см. , который расширил верхний энергетический диапазон до 8 МэВ, и все они окружены пластиковым сцинтиллятором в режиме активного антисовпадения, чтобы запретить большие фоновые скорости из-за космических лучей и захваченного излучения. Внезапное увеличение скорости LAD активировало режим высокоскоростного хранения данных, детали всплеска считывались телеметрией позже . Всплески обычно обнаруживались примерно по одному в день в течение 9-летней миссии CGRO. Сильный всплеск мог бы привести к наблюдению многих тысяч гамма-лучей за интервал времени от ~0,1 с до примерно 100 с.
Эксперимент по ориентированному сцинтилляционному спектрометру ( OSSE ), проведенный Военно-морской исследовательской лабораторией, обнаружил гамма-лучи, попадающие в поле зрения любого из четырех детекторных модулей, которые можно было наводить индивидуально, и были эффективны в диапазоне от 0,05 до 10 МэВ. Каждый детектор имел центральный кристалл сцинтилляционного спектрометра NaI (Tl) диаметром 12 дюймов (303 мм) и толщиной 4 дюйма (102 мм), оптически соединенный сзади с кристаллом CsI (Na) толщиной 3 дюйма (76,2 мм). аналогичного диаметра, просматриваемого семью фотоумножителями , работающими как фосвич : т.е. события частиц и гамма-излучения сзади производят импульсы с медленным нарастанием времени (~ 1 мкс), которые можно было отличить с помощью электроники от чистых событий NaI спереди. , который давал более быстрые (~0,25 мкс) импульсы. Таким образом, поддерживающий кристалл CsI действовал как активный антисовпадительный щит, запрещая события сзади. Дополнительный экран CsI бочкообразной формы, также в электронном антисовпадении, окружал центральный детектор по бокам и обеспечивал грубую коллимацию, отклоняя гамма-лучи и заряженные частицы по бокам или в большей части переднего поля зрения (FOV). Более точный уровень угловой коллимации обеспечивался коллиматорной решеткой из вольфрамовой планки внутри внешнего ствола CsI, которая коллимировала отклик в прямоугольном поле зрения 3,8° x 11,4° на полувысоте. Пластиковый сцинтиллятор на передней части каждого модуля блокировал заряженные частицы, попадающие спереди. Четыре детектора обычно работали парами по два. Во время наблюдения источника гамма-излучения один детектор будет наблюдать за источником, а другой слегка отклонится от источника для измерения уровней фона. Два детектора регулярно менялись ролями, что позволяло проводить более точные измерения как источника, так и фона. Приборы могли вращаться со скоростью примерно 2 градуса в секунду.
Телескоп Imaging Compton ( COMPTEL ) Института внеземной физики Макса Планка , Университета Нью-Гэмпшира , Нидерландского института космических исследований и Отдела астрофизики ЕКА был настроен на диапазон энергий 0,75-30 МэВ и определил угол прихода фотонов. с точностью до градуса, а энергия с точностью до пяти процентов при более высоких энергиях. Прибор имел поле зрения в один стерадиан . Для космических гамма-излучений эксперимент потребовал двух почти одновременных взаимодействий в наборе переднего и заднего сцинтилляторов. Гамма-лучи комптоновски рассеивались бы в переднем модуле детектора, где измерялась энергия взаимодействия E 1 , сообщаемая электрону отдачи, в то время как комптоновский рассеянный фотон затем улавливался бы в одном из вторых слоев сцинтилляторов сзади, где его полное энергия E 2 будет измерена. Из этих двух энергий, E 1 и E 2 , можно определить угол комптоновского рассеяния, угол θ, а также полную энергию E 1 + E 2 падающего фотона. Также были измерены положения взаимодействий как в переднем, так и в заднем сцинтилляторе. Вектор V , соединяющий две точки взаимодействия, определял направление на небо, а угол θ относительно этого направления определял конус вокруг V , на котором должен лежать источник фотона, и соответствующий «круг событий» на небе . . Из-за требования близкого совпадения между двумя взаимодействиями и правильной задержки в несколько наносекунд большинство режимов фонового образования были сильно подавлены. Из совокупности многих энергий событий и кругов событий можно было определить карту положений источников, а также их потоки фотонов и спектры.
Энергетический экспериментальный гамма-телескоп ( EGRET ) измерял положения источников гамма-излучения высокой энергии (от 20 МэВ до 30 ГэВ) с точностью до долей градуса и энергию фотонов с точностью до 15 процентов. EGRET был разработан Центром космических полетов имени Годдарда НАСА , Институтом внеземной физики Макса Планка и Стэнфордским университетом . Его детектор работал на принципе образования электрон- позитронных пар из фотонов высокой энергии, взаимодействующих в детекторе. Следы созданных высокоэнергетического электрона и позитрона измерялись в объеме детектора, а ось V двух возникающих частиц проецировалась в небо. Наконец, их полная энергия была измерена с помощью большого сцинтилляционного детектора калориметра , расположенного в задней части прибора.
Гамма-всплеск 990123 (23 января 1999 г.) был одним из самых ярких всплесков, зарегистрированных в то время, и первым гамма-всплеском с оптическим послесвечением, наблюдаемым во время мгновенного гамма-излучения (обратной ударной вспышки). Это позволило астрономам измерить красное смещение 1,6 и расстояние 3,2 Гпк. Объединив измеренную энергию всплеска гамма-лучей и расстояние, можно было определить полную излучаемую энергию при условии изотропного взрыва, что привело к прямому преобразованию примерно двух солнечных масс в энергию. Это окончательно убедило сообщество в том, что послесвечения GRB возникают в результате сильно коллимированных взрывов, что значительно снижает необходимый энергетический бюджет.
Он был поднят на высоту 450 км 7 апреля 1991 года, когда был впервые запущен. [10] Со временем орбита пришла в упадок и потребовалась перезагрузка, чтобы предотвратить вход в атмосферу раньше, чем хотелось бы. [10] Его дважды перезагружали с использованием бортового топлива: в октябре 1993 года с высоты 340 км до 450 км и в июне 1997 года с высоты 440 км до 515 км, чтобы потенциально продлить эксплуатацию до 2007 года. [10]
После того, как в декабре 1999 года один из трех гироскопов вышел из строя, обсерваторию намеренно сняли с орбиты. В то время обсерватория еще работала; однако выход из строя другого гироскопа сделал бы сход с орбиты гораздо более трудным и опасным. Несмотря на некоторые разногласия, НАСА решило в интересах общественной безопасности, что контролируемое падение в океан предпочтительнее, чем позволить кораблю случайно упасть самостоятельно. [4] Он вошел в атмосферу Земли 4 июня 2000 года, при этом несгоревшие обломки («шесть 1800-фунтовых алюминиевых двутавровых балок и детали из титана, включая более 5000 болтов») упали в Тихий океан. [11]
Этот сход с орбиты был первым преднамеренным контролируемым сходом спутника с орбиты НАСА.[12]
