Compton Gamma Ray Observatory

CGRO carried a complement of four instruments that covered an unprecedented six decades of the electromagnetic spectrum, from 20 keV to 30 GeV (from 0.02 MeV to 30000 MeV). Em ordem de crescente cobertura de energia espectral:

BATSEEdit

the Burst and Transient Source Experiment (BATSE) by NASA’s Marshall Space Flight Center searched the sky for gamma-ray bursts (20 to >600 keV) and conducted full-sky surveys for long-lived sources. Ele consistia de oito módulos de detector idênticos, um em cada um dos cantos do satélite. Cada módulo consistia de um Nai (Tl) grande Detector de área (LAD) cobrindo a gama de 20 keV a ~2 MeV, 50,48 cm em dia por 1,27 cm de espessura, e um dia de 12,7 cm por 7,62 cm de espessura Detector de espectroscopia NaI, que estendia a gama de energia superior a 8 MeV, todos cercados por um cintilador de plástico em anti-coincidência ativa para vetar as grandes taxas de fundo devido a raios cósmicos e radiação aprisionada. Aumentos súbitos nas taxas do LAD desencadearam um modo de armazenamento de dados de alta velocidade, os detalhes da explosão sendo lidos para telemetria mais tarde. Rajadas foram tipicamente detectadas a taxas de aproximadamente uma por dia durante a missão CGRO de 9 anos. Uma forte explosão pode resultar na observação de muitos milhares de raios gama dentro de um intervalo de tempo variando de ~0,1 s de até cerca de 100 s.

OSSEEdit

Orientadas Espectrômetro de Cintilação Experimento (OSSE) pelo Laboratório de Pesquisa Naval detectados raios gama entrando no campo de visão de qualquer um dos quatro detector de módulos, o que poderia ser apontado individualmente, e foram eficazes na 0,05 a 10 MeV gama. Cada detector tinha uma central de espectrômetro de cintilação do cristal de NaI(Tl) 12 (303 mm) de diâmetro, por 4 pol (102 mm) de espessura, visualmente acoplado na parte traseira para um 3 em (76,2 mm) de espessura CsI(Na) de cristal de diâmetro semelhante, visto por sete tubos fotomultiplicadores, operado como um phoswich: por exemplo, partículas e raios gama eventos a partir da parte traseira produzido lento-tempo de subida (~1 µs) pulsos, o que poderia ser eletronicamente distinto da pura NaI eventos pela frente, que é produzido mais rápido (~0.25 µs) pulsos. Assim, o CsI backing crystal agiu como um escudo anticoincidência ativo, vetando eventos da retaguarda. Um outro escudo CsI em forma de barril, também em anticoincidência eletrônica, cercou o detector central nos lados e forneceu colimação grosseira, rejeitando raios gama e partículas carregadas dos lados ou a maioria do campo de visão dianteiro (FOV). Um nível mais fino de colimação angular foi fornecido por uma grade de Colimador de slat de tungstênio dentro do barril CsI externo, que colimou a resposta a uma FOV retangular de 3,8° x 11,4° FWHM. Um cintilador de plástico na frente de cada módulo vetou partículas carregadas entrando pela frente. Os quatro Detectores eram tipicamente operados em pares de dois. Durante uma observação de fonte de raios gama, um detector iria tomar observações da fonte, enquanto o outro iria deslizar ligeiramente fora fonte para medir os níveis de fundo. Os dois detectores rotineiramente trocariam papéis, permitindo medições mais precisas tanto da fonte quanto do fundo. Os instrumentos poderiam deslizar com uma velocidade de aproximadamente 2 graus por segundo.

COMPTELEdit

Imagem Compton Telescópio (COMPTEL) pelo Instituto Max Planck para Extraterrestre de Física, Universidade de New Hampshire, Holanda, Instituto de Pesquisas espaciais), e da ESA, a Astrofísica, a Divisão foi ajustado para a 0,75-30 MeV de energia gama e determinou o ângulo de chegada dos fótons para dentro de um grau e a energia para, no prazo de cinco por cento em altas energias. O instrumento tinha um campo de visão de um esteradiano. Para eventos cósmicos de raios gama, o experimento exigiu duas interações quase simultâneas, em um conjunto de cintiladores dianteiros e traseiros. Raios gama seriam Compton dispersão em frente módulo de detector, onde a energia de interação E1, dado o recuo de elétrons foi medido, enquanto o Compton fótons espalhados, em seguida, seria preso numa segunda camadas de cintiladores para a parte traseira, onde a sua energia total, E2, seriam medidos. A partir destas duas energias, E1 e E2, o ângulo de dispersão de Compton, ângulo θ, pode ser determinado, juntamente com a energia total, E1 + E2, do fóton incidente. As posições das interações, tanto na parte dianteira quanto na traseira cintiladores, também foram medidas. O vetor, que conecta os dois pontos de interação, determinou uma direção para o céu, e o ângulo θ sobre essa direção, definiu um cone sobre V sobre o qual a fonte do fóton deve estar, e um correspondente “círculo de eventos” no céu. Devido à exigência de uma quase coincidência entre as duas interações, com o atraso correto de alguns nanossegundos, a maioria dos modos de produção de fundo foram fortemente suprimidos. A partir da coleção de muitas energias de eventos e círculos de Eventos, um mapa das posições das fontes, juntamente com seus fluxos de fótons e espectros, poderia ser determinado.

EGRETEdit

o telescópio de experimento de Raios Gama energéticos (EGRET) mediu as posições de fonte de energia de alta energia (20 MeV a 30 GeV) de raios gama a uma fração de grau e energia de fótons até 15%. EGRET foi desenvolvido pela NASA Goddard Space Flight Center, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, e Stanford University. Seu detector operava sobre o princípio da produção de par elétron-positron a partir de fótons de alta energia interagindo no detector. As faixas do elétron de alta energia e Pósitron criados foram medidos dentro do volume do detector, e o eixo do V das duas partículas emergentes projetadas para o céu. Finalmente, sua energia total foi medida em um grande detector de cintilação calorimétrica na parte traseira do instrumento.