Compton Gamma Ray Observatory

CGRO zawierało zestaw czterech instrumentów, które obejmowały bezprecedensowe sześć dekad widma elektromagnetycznego, od 20 keV do 30 GeV (od 0,02 MeV do 30000 MeV). W celu zwiększenia zasięgu spektralnego energii:

BATSEEdit

eksperyment Burst and Transient Source Experiment (BATSE) przeprowadzony przez NASA Marshall Space Flight Center przeszukiwał niebo pod kątem rozbłysków gamma (od 20 do >600 keV) i przeprowadził badania na pełnym niebie w poszukiwaniu źródeł długowiecznych. Składał się z ośmiu identycznych modułów detektorów, po jednym w każdym z narożników satelity. Każdy moduł składał się zarówno z detektora Nai (TL) Large Area Detector (Lad) pokrywającego zakres 20 keV do ~2 MeV, o średnicy 50,48 cm o grubości 1,27 cm, jak i detektora spektroskopii NaI o średnicy 12,7 cm o grubości 7,62 cm, który rozszerzył górny zakres energii do 8 MeV, otoczonego plastikowym scyntylatorem w aktywnym antyincydencie, aby zawetować duże szybkości tła spowodowane promieniowaniem kosmicznym i uwięzionym promieniowaniem. Nagły wzrost prędkości LAD uruchomił tryb szybkiego przechowywania danych, szczegóły wybuchu są odczytywane później do telemetrii. Wybuchy były zazwyczaj wykrywane w tempie około jednego dziennie w ciągu 9-letniej misji CGRO. Silny impuls może spowodować obserwację wielu tysięcy promieni gamma w przedziale czasowym od ~0,1 s do około 100 s.

OSSEEdit

zorientowany spektrometr scyntylacyjny (Osse) przez Naval Research Laboratory wykrył promieniowanie gamma wchodzące w pole widzenia dowolnego z czterech modułów detektora, które mogły być skierowane pojedynczo i były skuteczne w zakresie 0,05 do 10 MeV. Każdy detektor miał centralny kryształ spektrometru scyntylacyjnego o średnicy NaI(Tl) 12 cali (303 mm), o grubości 4 cali (102 mm), optycznie sprzężony z tyłu do kryształu CsI (Na) o podobnej średnicy 3 cali(76,2 mm), oglądanego przez siedem lamp fotopowielaczy, działającego jako foswich: tj. przód, który wytwarzał szybciej (~0,25 µs) impulsy. W ten sposób kryształ wspierający CsI działał jako aktywna osłona antykoincydencji, wetując wydarzenia z tyłu. Kolejna beczkowata tarcza CsI, również w antykoincydencji elektronicznej, otaczała centralny detektor po bokach i zapewniała grubą kolimację, odrzucając promienie gamma i naładowane cząstki z boków lub większości pola widzenia do przodu (FOV). Drobniejszy poziom kolimacji kątowej był zapewniony przez siatkę kolimatora z listwą wolframową w zewnętrznej beczce CsI, która kolimowała odpowiedź na prostokątne pole widzenia 3,8° x 11,4° FWHM. Plastikowy scyntylator z przodu każdego modułu zawetował cząstki naładowane wchodzące z przodu. Cztery detektory były zwykle obsługiwane parami po dwa. Podczas obserwacji źródła promieniowania gamma jeden detektor dokonywał obserwacji źródła, podczas gdy drugi nieznacznie wyłączał źródło, aby zmierzyć poziom tła. Oba detektory rutynowo zmieniały role, umożliwiając dokładniejsze pomiary zarówno źródła, jak i tła. Przyrządy mogły obracać się z prędkością około 2 stopni na sekundę.

COMPTELEdit

Imaging Compton Telescope (COMPTEL) przez Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, University of New Hampshire, Netherlands Institute for Space Research, i dział Astrofizyki ESA został dostrojony do zakresu energii 0,75-30 MeV i określił kąt przybycia fotonów w granicach jednego stopnia, a energię w granicach pięciu procent przy wyższych energiach. Instrument miał pole widzenia jednego steradiana. W przypadku kosmicznych zdarzeń gamma eksperyment wymagał dwóch niemal jednoczesnych oddziaływań, w zestawie przednich i tylnych scyntylatorów. Promienie Gamma będą rozpraszać się w module detektora do przodu, gdzie mierzona będzie energia oddziaływania E1, przekazana elektronowi odrzutu, podczas gdy rozproszony Foton Comptona zostanie wychwycony w jednej z drugiej warstw scyntylatorów do tyłu, gdzie mierzona będzie całkowita energia E2. Z tych dwóch energii, E1 i E2, można określić kąt rozpraszania Comptona, kąt θ, wraz z całkowitą energią, E1 + E2, padającego fotonu. Zmierzono również pozycje oddziaływań, zarówno w scyntylatorach przednich, jak i tylnych. Wektor V, łączący dwa punkty oddziaływań, wyznaczał kierunek do nieba, a kąt θ wokół tego kierunku, określał stożek wokół V, na którym musi leżeć źródło fotonu, oraz odpowiadający mu “okrąg zdarzeń” na niebie. Ze względu na wymóg zbliżonej zbieżności między tymi dwoma oddziaływaniami, z prawidłowym opóźnieniem kilku nanosekund, większość trybów produkcji tła została silnie stłumiona. Z kolekcji wielu energii zdarzeń i kręgów zdarzeń można określić mapę pozycji źródeł, wraz z ich strumieniami fotonów i widmami.

Эгретправить

energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) zmierzył wysoką energię (20 MeV do 30 GeV) pozycji źródła promieniowania gamma do ułamka stopnia, a energię fotonu do 15 procent. EGRET został opracowany przez NASA Goddard Space Flight Center, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics i Stanford University. Jego detektor działał na zasadzie wytwarzania pary elektron-pozyton z wysokoenergetycznych fotonów oddziałujących w detektorze. Ślady wytworzonych wysokoenergetycznych elektronów i pozytonów zostały zmierzone w objętości detektora, a oś V dwóch powstających cząstek została wystrzeliwana w niebo. Ostatecznie ich całkowita energia została zmierzona w dużym kalorymetrowym detektorze scyntylacyjnym z tyłu instrumentu.