Гамма -обсерватория Комптона ( CGRO ) была космической обсерваторией, обнаруживающей фотоны с энергией от 20 кэВ до 30 ГэВ на околоземной орбите с 1991 по 2000 год. Обсерватория имела четыре основных телескопа в одном космическом аппарате, охватывающих рентгеновские и гамма-лучи , включая различные специализированные вспомогательные приборы и детекторы. После 14 лет усилий обсерватория была запущена с космического челнока Atlantis 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 миль), чтобы избежать радиационного пояса Ван Аллена . Это была самая тяжелая астрофизическая полезная нагрузка, когда-либо запущенная в то время, весом 16 300 кг (35 900 фунтов).
Стоимостью 617 миллионов долларов [4] , CGRO был частью серии Great Observatories NASA , наряду с космическим телескопом Хаббл , рентгеновской обсерваторией Чандра и космическим телескопом Спитцер . [5] Он был вторым из серии, запущенным в космос после космического телескопа Хаббл. CGRO был назван в честь Артура Комптона , американского физика и бывшего канцлера Вашингтонского университета в Сент-Луисе , который получил Нобелевскую премию за работу, связанную с физикой гамма-лучей. CGRO был построен TRW (теперь Northrop Grumman Aerospace Systems) в Редондо-Бич , Калифорния . CGRO был международным сотрудничеством, и дополнительные вклады поступили от Европейского космического агентства и различных университетов, а также Военно-морской исследовательской лаборатории США .
Преемниками CGRO стали космический аппарат ESA INTEGRAL (запущен в 2002 году), миссия NASA Swift Gamma-Ray Burst (запущена в 2004 году), спутник ASI AGILE (запущен в 2007 году) и космический гамма-телескоп Fermi NASA (запущен в 2008 году); по состоянию на май 2023 года все они продолжают работать.
.jpg/1280px-Compton_Gamma_Ray_Observatory_cutaway_(labelled).jpg)
CGRO несла комплект из четырех инструментов, которые охватывали беспрецедентные шесть порядков электромагнитного спектра , от 20 кэВ до 30 ГэВ (от 0,02 МэВ до 30000 МэВ). Они представлены ниже в порядке увеличения спектрального энергетического покрытия:
Эксперимент по исследованию источников всплесков и переходных процессов ( BATSE ) Центра космических полетов имени Маршалла NASA исследовал небо на предмет гамма-всплесков (от 20 до >600 кэВ) и провел обзоры всего неба на предмет долгоживущих источников. Он состоял из восьми идентичных детекторных модулей, по одному в каждом из углов спутника. [6] Каждый модуль состоял из детектора большой площади (LAD ) NaI(Tl ), охватывающего диапазон от 20 кэВ до ~2 МэВ, диаметром 50,48 см и толщиной 1,27 см, и спектроскопического детектора NaI диаметром 12,7 см и толщиной 7,62 см, который расширял верхний энергетический диапазон до 8 МэВ, все они были окружены пластиковым сцинтиллятором в активном антисовпадении, чтобы наложить вето на большие фоновые уровни из-за космических лучей и захваченного излучения. Внезапное увеличение скорости LAD запускало режим высокоскоростного хранения данных, детали всплеска позже считывались в телеметрию . Всплески обычно регистрировались с частотой примерно один в день в течение 9-летней миссии CGRO. Сильный всплеск мог привести к наблюдению многих тысяч гамма-лучей в течение временного интервала от ~0,1 с до примерно 100 с.
Ориентированный сцинтилляционный спектрометрический эксперимент ( OSSE ) Военно-морской исследовательской лаборатории обнаружил гамма-лучи, входящие в поле зрения любого из четырех детекторных модулей, которые могли быть направлены индивидуально и были эффективны в диапазоне от 0,05 до 10 МэВ. Каждый детектор имел центральный сцинтилляционный спектрометрический кристалл NaI(Tl) диаметром 12 дюймов (303 мм) и толщиной 4 дюйма (102 мм), оптически связанный сзади с кристаллом CsI (Na) толщиной 3 дюйма (76,2 мм) и аналогичным диаметром, просматриваемым семью фотоумножительными трубками , работающими как фосвич : т. е. события частиц и гамма-излучения сзади производили импульсы с медленным временем нарастания (~1 мкс), которые можно было электронно отличить от чистых событий NaI спереди, которые производили более быстрые (~0,25 мкс) импульсы. Таким образом, подложка из кристалла CsI действовала как активный антисовпадающий экран, накладывая запрет на события сзади. Еще один бочкообразный экран из CsI, также в электронном антисовпадении, окружал центральный детектор по бокам и обеспечивал грубую коллимацию, отклоняя гамма-лучи и заряженные частицы с боков или большей части переднего поля зрения (FOV). Более тонкий уровень угловой коллимации обеспечивался вольфрамовой пластинчатой коллиматорной сеткой внутри внешнего ствола CsI, которая коллимировала отклик на прямоугольное поле зрения 3,8° x 11,4° FWHM. Пластиковый сцинтиллятор на передней части каждого модуля накладывал запрет на заряженные частицы, входящие спереди. Четыре детектора обычно работали парами по два. Во время наблюдения источника гамма-излучения один детектор проводил наблюдения за источником, в то время как другой слегка отклонялся от источника для измерения уровней фона. Два детектора обычно менялись ролями, что позволяло проводить более точные измерения как источника, так и фона. Приборы могли вращаться со скоростью около 2 градусов в секунду.
Телескоп Imaging Compton ( COMPTEL ) Института внеземной физики Макса Планка , Университета Нью-Гемпшира , Нидерландского института космических исследований и Астрофизического отделения ЕКА был настроен на диапазон энергий 0,75–30 МэВ и определял угол прибытия фотонов с точностью до градуса и энергию с точностью до пяти процентов при более высоких энергиях. Поле зрения прибора составляло один стерадиан . Для космических гамма-событий эксперимент требовал двух почти одновременных взаимодействий в наборе передних и задних сцинтилляторов. Гамма-лучи рассеивались по Комптону в переднем детекторном модуле, где измерялась энергия взаимодействия E 1 , отданная электрону отдачи, в то время как затем комптоновский рассеянный фотон улавливался одним из вторых слоев сцинтилляторов сзади, где измерялась его полная энергия E 2 . Из этих двух энергий, E 1 и E 2 , можно определить угол рассеяния Комптона, угол θ, а также полную энергию, E 1 + E 2 , падающего фотона. Также измерялись положения взаимодействий как в переднем, так и в заднем сцинтилляторах. Вектор , V , соединяющий две точки взаимодействия, определял направление на небо, а угол θ вокруг этого направления определял конус вокруг V , на котором должен лежать источник фотона, и соответствующую «окружность событий» на небе. Из-за требования близкого совпадения между двумя взаимодействиями с правильной задержкой в несколько наносекунд большинство режимов фонового производства были сильно подавлены. Из набора многих энергий событий и окружностей событий можно было определить карту положений источников, а также их потоки фотонов и спектры.
Экспериментальный телескоп энергетического гамма-излучения ( 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 по принципу образования пар электрон- позитрон из фотонов высокой энергии, взаимодействующих в детекторе. Треки созданных электрона и позитрона высокой энергии измерялись в объеме детектора, а ось V двух возникающих частиц проецировалась на небо. Наконец, их полная энергия измерялась в большом сцинтилляционном детекторе калориметра в задней части прибора.
Гамма-всплеск 990123 (23 января 1999 г.) был одним из самых ярких всплесков, зарегистрированных в то время, и был первым GRB с оптическим послесвечением, наблюдавшимся во время мгновенного гамма-излучения (обратная ударная вспышка). Это позволило астрономам измерить красное смещение 1,6 и расстояние 3,2 Гпк. Объединив измеренную энергию всплеска в гамма-лучах и расстояние, можно было вывести общую излученную энергию, предполагая, что взрыв был изотропным, и это привело к прямому преобразованию приблизительно двух солнечных масс в энергию. Это окончательно убедило сообщество, что послесвечения GRB возникли в результате высококоллимированных взрывов, что значительно сократило необходимый энергетический бюджет.
Он был развернут на высоте 450 км 7 апреля 1991 года, когда он был впервые запущен. [10] Со временем орбита ухудшилась и потребовалось повторное ускорение, чтобы предотвратить вход в атмосферу раньше, чем хотелось бы. [10] Он был дважды повторно ускорен 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 работу до 2007 года. [10]
После того, как в декабре 1999 года один из трех гироскопов вышел из строя, обсерватория была намеренно сведена с орбиты. В то время обсерватория все еще функционировала; однако отказ другого гироскопа сделал бы сход с орбиты гораздо более сложным и опасным. С некоторыми разногласиями НАСА решило в интересах общественной безопасности, что контролируемое падение в океан предпочтительнее, чем позволить кораблю упасть самостоятельно и случайно. [4] Он вошел в атмосферу Земли 4 июня 2000 года, а обломки, которые не сгорели («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, осуществленным НАСА. [12]
