Compton Gamma Ray Observatory

CGRO trug eine Ergänzung von vier Instrumenten, die eine beispiellose sechs Jahrzehnte des elektromagnetischen Spektrums abgedeckt, von 20 keV bis 30 GeV (von 0,02 MeV bis 30000 MeV). In der Reihenfolge zunehmender spektraler Energieabdeckung:

BATSEEdit

Das Burst and Transient Source Experiment (BATSE) des Marshall Space Flight Center der NASA suchte den Himmel nach Gammastrahlenausbrüchen (20 bis > 600 keV) und führte Himmelsdurchmusterungen für langlebige Quellen durch. Es bestand aus acht identischen Detektormodulen, eines an jeder Ecke des Satelliten. Jedes Modul bestand sowohl aus einem NaI (Tl) -Großflächendetektor (LAD), der den Bereich von 20 keV bis ~ 2 MeV, 50,48 cm Durchmesser und 1,27 cm Dicke, abdeckte, als auch aus einem NaI-Spektroskopiedetektor mit 12,7 cm Durchmesser und 7,62 cm Dicke, der den oberen Energiebereich auf 8 MeV erweiterte. Plötzliche Anstiege der LAD-Raten lösten einen Hochgeschwindigkeits-Datenspeichermodus aus, wobei die Details des Bursts später in die Telemetrie ausgelesen wurden. Bursts wurden typischerweise mit einer Rate von ungefähr einem pro Tag während der 9-jährigen CGRO-Mission entdeckt. Ein starker Burst könnte zur Beobachtung von vielen tausend Gammastrahlen innerhalb eines Zeitintervalls von ~ 0,1 s bis etwa 100 s führen.

OSSEEdit

Das Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE) des Naval Research Laboratory detektierte Gammastrahlen, die in das Sichtfeld eines der vier Detektormodule eindrangen, die einzeln ausgerichtet werden konnten und im Bereich von 0,05 bis 10 MeV wirksam waren. Jeder Detektor hatte einen zentralen Szintillationsspektrometerkristall von NaI (Tl) mit einem Durchmesser von 12 Zoll (303 mm) und einer Dicke von 4 Zoll (102 mm), der hinten optisch mit einem 3 Zoll (76,2 mm) dicken CsI (Na) -Kristall ähnlichen Durchmessers gekoppelt war, der von sieben Photomultiplier-Röhren betrachtet wurde, die als Phosmik betrieben wurden: d. H. Partikel- und Gammastrahlenereignisse von hinten erzeugten langsame Anstiegszeit (~ 1 µs) Impulse, die elektronisch von reinen NaI-Ereignissen von vorne unterschieden werden konnten , die schneller produzierte (~0.25 µs) Impulse. Somit fungierte der CsI-Trägerkristall als aktiver Antiinzidenzschild und verhinderte Ereignisse von hinten. Eine weitere tonnenförmige CsI-Abschirmung, ebenfalls in elektronischer Antikoinzidenz, umgab den zentralen Detektor seitlich und sorgte für eine grobe Kollimation, die Gammastrahlen und geladene Teilchen von den Seiten oder dem größten Teil des vorderen Sichtfelds (FOV) abwies. Ein feineres Maß an Winkelkollimation wurde durch ein Wolframlattenkollimatorgitter innerhalb des äußeren CsI-Zylinders bereitgestellt, das die Reaktion auf ein rechteckiges Sichtfeld von 3,8 ° x 11,4 ° FWHM kollimierte. Ein Kunststoffszintillator an der Vorderseite jedes Moduls verhinderte, dass geladene Teilchen von vorne eindrangen. Die vier Detektoren wurden typischerweise paarweise betrieben. Während einer Gammastrahlenquellenbeobachtung würde ein Detektor Beobachtungen der Quelle machen, während der andere die Quelle leicht abschwenken würde, um die Hintergrundpegel zu messen. Die beiden Detektoren würden routinemäßig die Rollen wechseln, was genauere Messungen sowohl der Quelle als auch des Hintergrunds ermöglicht. Die Instrumente konnten sich mit einer Geschwindigkeit von ungefähr 2 Grad pro Sekunde drehen.

COMPTELEdit

Das Imaging Compton Telescope (COMPTEL) des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik, der University of New Hampshire, des Netherlands Institute for Space Research und der ESA-Abteilung Astrophysik wurde auf den Energiebereich von 0,75-30 MeV abgestimmt und bestimmte den Einfallswinkel von Photonen auf ein Grad und die Energie auf fünf Prozent bei höheren Energien. Das Instrument hatte ein Sichtfeld von einem Steradian. Für kosmische Gammastrahlenereignisse erforderte das Experiment zwei nahezu gleichzeitige Wechselwirkungen in einem Satz von vorderen und hinteren Szintillatoren. Gammastrahlen würden Compton in einem Vorwärts-Detektormodul streuen, wo die Wechselwirkungsenergie E1, die dem Rückstoßelektron gegeben wurde, gemessen wurde, während das Compton-gestreute Photon dann in einer der zweiten Schichten von Szintillatoren nach hinten gefangen würde, wo seine Gesamtenergie, E2, gemessen würde. Aus diesen beiden Energien E1 und E2 kann der Compton-Streuwinkel, Winkel θ, zusammen mit der Gesamtenergie E1 + E2 des einfallenden Photons bestimmt werden. Die Positionen der Wechselwirkungen, sowohl im vorderen als auch im hinteren Szintillator, wurden ebenfalls gemessen. Der Vektor V, der die beiden Wechselwirkungspunkte verband, bestimmte eine Richtung zum Himmel, und der Winkel θ um diese Richtung definierte einen Kegel um V, auf dem die Quelle des Photons liegen muss, und einen entsprechenden “Ereigniskreis” am Himmel. Wegen der Forderung nach einer nahen Übereinstimmung zwischen den beiden Wechselwirkungen, mit der richtigen Verzögerung von einigen Nanosekunden, wurden die meisten Modi der Hintergrundproduktion stark unterdrückt. Aus der Sammlung vieler Ereignisenergien und Ereigniskreise konnte eine Karte der Positionen von Quellen zusammen mit ihren Photonenflüssen und Spektren bestimmt werden.

Reiherbearbeiten

Das Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) misst hochenergetische (20 MeV bis 30 GeV) Gammastrahlenquellenpositionen bis zu einem Bruchteil eines Grades und Photonenenergie bis zu 15 Prozent. EGRET wurde vom NASA Goddard Space Flight Center, dem Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik und der Stanford University entwickelt. Sein Detektor arbeitete nach dem Prinzip der Elektron-Positron-Paarproduktion aus hochenergetischen Photonen, die im Detektor wechselwirken. Die Spuren des erzeugten hochenergetischen Elektrons und Positrons wurden innerhalb des Detektorvolumens gemessen und die V-Achse der beiden austretenden Teilchen in den Himmel projiziert. Schließlich wurde ihre Gesamtenergie in einem großen Kalorimeter-Szintillationsdetektor an der Rückseite des Instruments gemessen.