El Observatorio Compton de Rayos Gamma

El CGRO llevaba un complemento de cuatro instrumentos que cubrían seis décadas sin precedentes del espectro electromagnético, de 20 keV a 30 GeV (de 0,02 MeV a 30000 MeV). En orden de aumentar la cobertura de energía espectral:

BATSEEdit

El Experimento de Fuentes de Explosión y Transitoria (BATSE) del Centro de Vuelos Espaciales Marshall de la NASA buscó en el cielo ráfagas de rayos gamma (de 20 a >600 keV) y realizó estudios a cielo completo en busca de fuentes de larga vida. Consistía en ocho módulos detectores idénticos, uno en cada esquina del satélite. Cada módulo consistía en un Detector de Área Grande(LAD) NaI (TL) que cubría el rango de 20 keV a ~2 MeV, 50,48 cm de diámetro por 1,27 cm de espesor, y un Detector de Espectroscopia NaI de 12,7 cm de diámetro por 7,62 cm de espesor, que extendía el rango de energía superior a 8 MeV, todo rodeado por un centelleador de plástico en anti-coincidencia activa para vetar las grandes velocidades de fondo debido a los rayos cósmicos y la radiación atrapada. Los aumentos repentinos en las tasas LAD activaron un modo de almacenamiento de datos de alta velocidad, los detalles de la ráfaga se leyeron a telemetría más tarde. Las explosiones se detectaron típicamente a tasas de aproximadamente una por día durante la misión CGRO de 9 años. Una explosión fuerte podría resultar en la observación de muchos miles de rayos gamma dentro de un intervalo de tiempo que va desde ~0,1 s hasta aproximadamente 100 s.

OSSEEdit

El Experimento de Espectrómetro de Centelleo Orientado (OSSE) del Laboratorio de Investigación Naval detectó rayos gamma que ingresaban al campo de visión de cualquiera de los cuatro módulos de detectores, que podían apuntarse individualmente, y eran efectivos en el rango de 0,05 a 10 MeV. Cada detector tenía un cristal espectrómetro de centelleo central de NaI(Tl) de 12 pulgadas (303 mm) de diámetro, por 4 pulgadas (102 mm) de espesor, acoplado ópticamente en la parte trasera a un cristal CsI (Na) de 3 pulgadas(76,2 mm) de espesor de diámetro similar, visto por siete tubos fotomultiplicadores, operado como un foswich: es decir, los eventos de partículas y rayos gamma desde la parte trasera producían pulsos de tiempo de subida lenta (~1 µs), que podían distinguirse electrónicamente de los eventos NaI puros desde el frente, que producía pulsos más rápidos (~0,25 µs). Por lo tanto, el cristal de respaldo CsI actuó como un escudo activo contra la incicidencia, vetando los eventos desde la parte trasera. Otro blindaje CsI en forma de barril, también en anticoincidencia electrónica, rodeaba el detector central en los lados y proporcionaba colimación gruesa, rechazando los rayos gamma y las partículas cargadas de los lados o de la mayor parte del campo de visión delantero (FOV). Un nivel más fino de colimación angular fue proporcionado por una rejilla colimadora de listones de tungsteno dentro del barril CSI exterior, que colimó la respuesta a un campo de visión rectangular de 3,8 ° x 11,4 ° FWHM. Un centelleador de plástico en la parte frontal de cada módulo vetaba las partículas cargadas que entraban por la parte frontal. Los cuatro detectores funcionaban típicamente en pares de dos. Durante una observación de la fuente de rayos gamma, un detector tomaría observaciones de la fuente, mientras que el otro eliminaría ligeramente la fuente para medir los niveles de fondo. Los dos detectores cambiarían de roles de forma rutinaria, lo que permitiría mediciones más precisas tanto de la fuente como del fondo. Los instrumentos podían morir a una velocidad de aproximadamente 2 grados por segundo.

Compteleditar

El Telescopio Compton de Imágenes (COMPTEL) del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, el Instituto Holandés de Investigación Espacial de la Universidad de New Hampshire y la División de Astrofísica de la ESA se ajustó al rango de energía de 0,75 a 30 MeV y determinó el ángulo de llegada de los fotones dentro de un grado y la energía dentro de un cinco por ciento a energías más altas. El instrumento tenía un campo de visión de un steradian. Para los eventos de rayos gamma cósmicos, el experimento requirió dos interacciones casi simultáneas, en un conjunto de centelleadores delanteros y traseros. Los rayos gamma de Compton se dispersarían en un módulo detector de avance, donde se mediría la energía de interacción E1, dada al electrón de retroceso, mientras que el fotón disperso de Compton sería atrapado en una de las segundas capas de centelleadores en la parte posterior, donde se mediría su energía total, E2. A partir de estas dos energías, E1 y E2, se puede determinar el ángulo de dispersión de Compton, ángulo θ, junto con la energía total, E1 + E2, del fotón incidente. También se midieron las posiciones de las interacciones, tanto en los centelleadores delanteros como traseros. El vector, V, que conecta los dos puntos de interacción determinó una dirección al cielo, y el ángulo θ en esta dirección, definió un cono en torno a V en el que debe estar la fuente del fotón, y un “círculo de eventos” correspondiente en el cielo. Debido al requisito de una coincidencia cercana entre las dos interacciones, con el retardo correcto de unos pocos nanosegundos, la mayoría de los modos de producción de fondo se suprimieron fuertemente. A partir de la colección de muchas energías de eventos y círculos de eventos, se podría determinar un mapa de las posiciones de las fuentes, junto con sus flujos de fotones y espectros.

EGRETEdit

El Telescopio para Experimentos de Rayos Gamma Energéticos (Garza) midió las posiciones de las fuentes de rayos gamma de alta energía (20 MeV a 30 GeV) hasta una fracción de grado y la energía de los fotones hasta un 15 por ciento. EGRET fue desarrollado por el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA, el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre y la Universidad de Stanford. Su detector operaba según el principio de la producción de pares electrón-positrón a partir de fotones de alta energía que interactuaban en el detector. Las huellas de los electrones y positrones de alta energía creados se midieron dentro del volumen del detector, y el eje de la V de las dos partículas emergentes se proyectó hacia el cielo. Finalmente, su energía total se midió en un gran detector de centelleo calorimétrico en la parte trasera del instrumento.