Compton Gamma Ray Observatory

CGRO gjennomført et supplement av fire instrumenter som dekket en enestående seks tiår med det elektromagnetiske spekteret, fra 20 keV til 30 GeV (fra 0,02 MeV til 30000 MeV). For å øke spektral energi dekning:

BATSEEdit

Burst and Transient Source Experiment (BATSE) av NASAS Marshall Space Flight Center søkte himmelen for gammaglimt (20 til >600 keV) og gjennomført full-sky undersøkelser for langlivede kilder. Den besto av åtte identiske detektormoduler, en i hver av satellittens hjørner. Hver modul besto av både En Nai (Tl) Large Area Detector (LAD) som dekker 20 keV til ~2 MeV-området, 50.48 cm i dia med 1.27 cm tykk, Og en 12.7 cm dia med 7.62 cm tykk Nai Spektroskopi Detektor, som utvidet det øvre energiområdet til 8 MeV, alle omgitt av en plast scintillator i aktiv anti-tilfeldighet for å veto de store bakgrunnsratene på grunn av kosmiske stråler og fanget stråling. Plutselige økninger i LAD-prisene utløste en høyhastighets datalagringsmodus, detaljene i bristen ble lest ut til telemetri senere. Bursts ble vanligvis oppdaget med hastigheter på omtrent en per dag i løpet av 9-års CGRO-oppdraget. En sterk utbrudd kan resultere i observasjon av mange tusen gammastråler innen et tidsintervall fra ~0,1 s opp til ca 100 s.

OSSEEdit

Det Orienterte Scintillasjonsspektrometereksperimentet (OSSE) ved Naval Research Laboratory oppdaget gammastråler som kom inn i synsfeltet på noen av fire detektormoduler, som kunne pekes individuelt, og var effektive i 0,05 til 10 MeV-serien. Hver detektor hadde en sentral scintillasjonsspektrometerkrystall Av NaI(Tl) 12 i (303 mm) i diameter, med 4 i (102 mm) tykk, optisk koblet på baksiden til en 3 i (76.2 mm) tykk Csi(Na) krystall med tilsvarende diameter, sett av syv fotomultiplikatorrør, operert som en foswich: dvs.partikkel-og gammastrålehendelser fra baksiden produserte sakte stigningstid (~1 µ) pulser, som kunne elektronisk skilles fra rene nai-hendelser fra forsiden, som produserte raskere (~0.25 µ) Pulser. Dermed csi backing crystal fungerte som en aktiv anticoincidence skjold, vetoing hendelser bakfra. Et ytterligere tønneformet csi-skjold, også i elektronisk anticoincidence, omgikk den sentrale detektoren på sidene og ga grov kollimering, avviste gammastråler og ladede partikler fra sidene eller det meste av det fremre synsfeltet (FOV). Et finere nivå av vinkelkollimasjon ble levert av et wolfram slat kollimatorgitter innenfor den ytre CsI-tønnen, som kollimerte svaret på en 3,8° x 11,4° FWHM rektangulær FOV. En plast scintillator over forsiden av hver modul vetoet ladede partikler som kommer inn fra forsiden. De fire detektorer ble vanligvis operert i par på to. Under en gamma-ray kilde observasjon, ville en detektor ta observasjoner av kilden, mens den andre ville slew litt av kilden for å måle bakgrunnsnivåene. De to detektorer vil rutinemessig bytte roller, noe som muliggjør mer nøyaktige målinger av både kilde og bakgrunn. Instrumentene kan drepe med en hastighet på ca 2 grader per sekund.

COMPTELEdit

Imaging Compton Telescope (COMPTEL) av Max Planck Institute For Extraterrestrial Physics, University Of New Hampshire, Netherlands Institute For Space Research, OG ESAS Astrophysics Division ble innstilt til 0,75-30 mev energiområdet og bestemte ankomstvinkelen til fotoner til innenfor en grad og energien til innen fem prosent ved høyere energier. Instrumentet hadde et synsfelt av en steradian. For kosmiske gammastrålehendelser krevde eksperimentet to nesten samtidige interaksjoner, i et sett med fremre og bakre scintillatorer. Gammastråler ville Compton spre seg i en fremre detektormodul, hvor interaksjonsenergien E1, gitt til rekylelektronen, ble målt, mens Compton-spredt foton da ville bli fanget i et av de andre lagene av scintillatorer på baksiden, hvor den totale energien, E2, ville bli målt. Fra Disse to energiene, E1 Og E2, Kan Compton-spredningsvinkelen, vinkel θ, bestemmes sammen med den totale energien, E1 + E2, av hendelsesfotonen. Posisjonene til interaksjonene, både foran og bak scintillatorene, ble også målt. Vektoren, V, som forbinder de to interaksjonspunktene, bestemte en retning til himmelen, og vinkelen θ om denne retningen, definerte en kjegle Om V som fotonens kilde må ligge på, og en tilsvarende “hendelsessirkel” på himmelen. På grunn av kravet om en nær tilfeldighet mellom de to interaksjonene, med riktig forsinkelse på noen få nanosekunder, ble de fleste former for bakgrunnsproduksjon sterkt undertrykt. Fra samlingen av mange hendelsesenergier og hendelsessirkler kan et kart over posisjonene til kilder, sammen med deres fotonflusser og spektra, bestemmes.

Egretrediger

The Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) målt høy energi (20 MeV til 30 GeV) gamma-ray kilde posisjoner til en brøkdel av en grad og foton energi til innenfor 15 prosent. EGRET ble utviklet AV NASA GODDARD Space Flight Center, Max Planck Institute For Extraterrestrial Physics og Stanford University. Dens detektor opererte på prinsippet om elektron-positronpar produksjon fra høy energi fotoner som interagerer i detektoren. Sporene til høyenergielektron og positron opprettet ble målt i detektorvolumet, og aksen Til V av de to fremvoksende partiklene projiserte til himmelen. Til slutt ble deres totale energi målt i en stor kalorimeter scintillation detektor på baksiden av instrumentet.