Compton Gamma Ray Observatory

CGRO Bar ett komplement av fyra instrument som täckte en aldrig tidigare skådad sex decennier av det elektromagnetiska spektrumet, från 20 keV till 30 GeV (från 0,02 MeV till 30000 MeV). För att öka spektral energitäckning:

BATSEEdit

Burst and Transient Source Experiment (BATSE) av NASAs Marshall Space Flight Center sökte himlen efter gammastrålningsutbrott (20 till >600 keV) och genomförde full-Sky-undersökningar för långlivade källor. Den bestod av åtta identiska detektormoduler, en vid var och en av satellitens hörn. Varje modul bestod av både en Nai (Tl) Large Area Detector (LAD) som täckte 20 keV till ~2 MeV-intervallet, 50,48 cm i dia med 1,27 cm tjock och en 12,7 cm dia med 7,62 cm tjock NaI-Spektroskopidetektor, som utvidgade det övre energiområdet till 8 MeV, alla omgivna av en plastscintillator i aktiv anti-tillfällighet att veto mot de stora bakgrundshastigheterna på grund av kosmiska strålar och fångad strålning. Plötsliga ökningar i LAD-priserna utlöste ett höghastighetsdatalagringsläge, detaljerna i burst läses ut till telemetri senare. Bursts upptäcktes vanligtvis med en hastighet på ungefär en per dag under det 9-åriga CGRO-uppdraget. En stark burst kan resultera i observation av många tusentals gammastrålar inom ett tidsintervall som sträcker sig från ~0,1 s upp till cirka 100 s.

OSSEEdit

det orienterade Scintillationsspektrometerexperimentet (OSSE) av Naval Research Laboratory upptäckte gammastrålar som kom in i synfältet för någon av fyra detektormoduler, som kunde pekas individuellt och var effektiva i 0,05 till 10 MeV-området. Varje detektor hade en central scintillationsspektrometerkristall av NaI(Tl) 12 tum (303 mm) i diameter, med 4 tum (102 mm) tjock, optiskt kopplad på baksidan till en 3 tum (76,2 mm) tjock CsI(Na) kristall med liknande diameter, betraktad av sju fotomultiplikatorrör, som drivs som en phoswich: dvs partikel-och gammastrålningshändelser bakifrån producerade pulser med långsam stigning (~1 kg), som elektroniskt kunde särskiljas från rena NaI-händelser framifrån, som producerade snabbare (~0,25 occurs) pulser. Således CSI backing crystal fungerat som en aktiv anticoincidence sköld, vetoing händelser bakifrån. En ytterligare tunnformad CsI-sköld, även i elektronisk anticoincidence, omringade den centrala detektorn på sidorna och tillhandahöll grov kollimation, avvisande gammastrålar och laddade partiklar från sidorna eller det mesta av framåtriktat synfält (FOV). En finare nivå av vinkelkollimering tillhandahölls av ett volframskivkollimatorgaller i det yttre CsI-fatet, vilket kollimerade svaret på en 3,8 x 11,4 x FWHM rektangulär FOV. En plastscintillator över framsidan av varje modul veto laddade partiklar som kommer in från framsidan. De fyra detektorerna användes vanligtvis i par om två. Under en gammastrålningskällobservation skulle en detektor ta observationer av källan, medan den andra skulle döda något av källan för att mäta bakgrundsnivåerna. De två detektorerna skulle rutinmässigt byta roller, vilket möjliggör mer exakta mätningar av både källa och bakgrund. Instrumenten kunde slå med en hastighet på cirka 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, och ESA: s Astrofysikavdelning var inställd på 0,75-30 MeV-energiområdet och bestämde fotons ankomstvinkel till inom en grad och energin till inom fem procent vid högre energier. Instrumentet hade ett synfält av en steradian. För kosmiska gammastrålningshändelser krävde experimentet två nästan samtidiga interaktioner, i en uppsättning främre och bakre scintillatorer. Gammastrålar skulle Compton sprida sig i en framåtriktad detektormodul, där interaktionsenergin E1, som gavs till rekylelektronen mättes, medan Compton-spridd foton sedan skulle fångas i ett av de andra lagren av scintillatorer på baksidan, där dess totala energi, E2, skulle mätas. Från dessa två energier, E1 och E2, kan Compton-Spridningsvinkeln, vinkel AA, bestämmas, tillsammans med den totala energin, E1 + E2, för den infallande fotonen. Interaktionernas positioner, i både främre och bakre scintillatorer, mättes också. Vektorn, V, som förbinder de två interaktionspunkterna bestämde en riktning mot himlen, och vinkeln AA om denna riktning, definierade en kon om V på vilken fotonens källa måste ligga och en motsvarande “händelsecirkel” på himlen. På grund av kravet på en nära sammanträffande mellan de två interaktionerna, med rätt fördröjning av några nanosekunder, undertrycktes de flesta lägen för bakgrundsproduktion starkt. Från samlingen av många händelseenergier och händelsecirklar kunde en karta över källornas positioner, tillsammans med deras fotonflöden och spektra, bestämmas.

EGRETEdit

Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) mätt hög energi (20 MeV till 30 GeV) gamma-ray källa positioner till en bråkdel av en grad och foton energi till inom 15 procent. EGRET utvecklades av NASA Goddard Space Flight Center, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics och Stanford University. Dess detektor fungerade på principen om elektron-positronparproduktion från högenergifotoner som interagerar i detektorn. Spåren av den högenergielektron och positron som skapades mättes inom detektorvolymen och axeln för V för de två framväxande partiklarna projicerade till himlen. Slutligen mättes deras totala energi i en stor kalorimeterscintillationsdetektor på instrumentets baksida.