Compton Gammastrahlen-Observatorium - Compton Gamma Ray Observatory
 CGRO im Einsatz im Jahr 1991
| |
| Missionstyp | Astronomie |
|---|---|
| Operator | NASA |
| COSPAR-ID | 1991-027B |
| SATCAT- Nr. | 21225 |
| Webseite | cossc |
| Missionsdauer | 9 Jahre, 2 Monate |
| Eigenschaften von Raumfahrzeugen | |
| Hersteller | TRW Inc. |
| Startmasse | 17.000 Kilogramm (37.000 Pfund) |
| Leistung | 2000,0 Watt |
| Missionsbeginn | |
| Erscheinungsdatum | 5. April 1991, 14:22:45 UTC |
| Rakete |
Raumfähre Atlantis STS-37 |
| Startplatz | Kennedy LC-39B |
| Ende der Mission | |
| Verfallsdatum | 4. Juni 2000, 23:29:55 UTC |
| Bahnparameter | |
| Referenzsystem | Geozentrisch |
| Regime | Niedrige Erde |
| Exzentrizität | 0,006998 |
| Perigäumhöhe | 362 Kilometer (225 Meilen) |
| Apogäumshöhe | 457 Kilometer (284 Meilen) |
| Neigung | 28.4610 Grad |
| Zeitraum | 91,59 Minuten |
| RAAN | 68,6827 Grad |
| Epoche | 7. April 1991, 18:37:00 UTC |
| Hauptteleskope (vier) | |
| Typ | Szintillationsdetektoren |
| Brennweite | Variiert nach Instrument |
| Sammelbereich | Variiert nach Instrument |
| Wellenlängen | X-ray zu γ-ray , 20 keV - 30 GeV (40 Uhr - 60 Uhr ) |
| Instrumente | |
| BATSE, OSSE, COMPTEL, EGRET | |
Die Compton Gamma Ray Observatory ( CGRO ) war ein Raumbeobachtungsstelle Erfassen Photonen mit Energien von 20 k eV bis 30 GeV, in Erdumlaufbahn von 1991 bis 2000. Die Beobachtungs vier Haupt Teleskope in einem Raumfahrzeug gekennzeichnet, bedeckt Röntgenstrahlen und Gammastrahlen , einschließlich verschiedener spezialisierter Unterinstrumente und Detektoren. Nach 14-jähriger Arbeit wurde das Observatorium am 5. April 1991 während STS-37 vom Space Shuttle Atlantis gestartet und bis zu seinem Deorbit am 4. Juni 2000 betrieben. Es wurde in einer niedrigen Erdumlaufbahn in einer Entfernung von 450 km (280 Meilen) zu eingesetzt Vermeiden Sie den Van-Allen-Strahlungsgürtel . Es war die schwerste astrophysikalische Nutzlast, die zu dieser Zeit mit 17.000 Kilogramm (37.000 lb) geflogen wurde.
Das 617 Millionen US-Dollar teure CGRO war zusammen mit dem Hubble-Weltraumteleskop , dem Chandra-Röntgenobservatorium und dem Spitzer-Weltraumteleskop Teil der NASA - Serie „ Great Observatories “ . Es war nach dem Hubble-Weltraumteleskop der zweite der Serie, der ins All geschossen wurde. Das CGRO wurde nach Arthur Compton benannt , einem amerikanischen Physiker und ehemaligen Kanzler der Washington University in St. Louis, der den Nobelpreis für Arbeiten auf dem Gebiet der Gammastrahlenphysik erhielt. CGRO wurde von TRW (jetzt Northrop Grumman Aerospace Systems) in Redondo Beach , Kalifornien, gebaut . CGRO war eine internationale Zusammenarbeit und weitere Beiträge kamen von der Europäischen Weltraumorganisation und verschiedenen Universitäten sowie dem US Naval Research Laboratory .
Nachfolger von CGRO sind die ESA- Raumsonde INTEGRAL (gestartet 2002), die Swift Gamma-Ray Burst Mission der NASA (gestartet 2004), ASI AGILE (Satellit) (gestartet 2007) und das Fermi Gamma-ray Space Telescope der NASA (gestartet 2008); alle bleiben ab 2019 in Betrieb.
Instrumente
CGRO führte eine Ergänzung von vier Instrumenten mit, die beispiellose sechs Ordnungen des elektromagnetischen Spektrums abdeckten , von 20 keV bis 30 GeV (von 0,02 MeV bis 30000 MeV). In der Reihenfolge steigender spektraler Energieabdeckung:
BATSE
Das Burst and Transient Source Experiment ( BATSE ) des Marshall Space Flight Center der NASA durchsuchte den Himmel nach Gammastrahlenausbrüchen (20 bis > 600 keV) und führte Full-Sky-Surveys nach langlebigen Quellen durch. Es bestand aus acht identischen Detektormodulen, eines an jeder Ecke des Satelliten. Jedes Modul bestand sowohl aus einem NaI(Tl) Large Area Detector (LAD), der den Bereich von 20 keV bis ~2 MeV abdeckte, 50,48 cm Durchmesser mal 1,27 cm dick, und einem 12,7 cm Durchmesser mal 7,62 cm dicken NaI Spektroskopie-Detektor, der erweiterte im oberen Energiebereich bis 8 MeV, alle von einem Plastikszintillator in aktiver Antikoinzidenz umgeben, um die großen Hintergrundraten aufgrund von kosmischer Strahlung und eingeschlossener Strahlung zu verhindern. Plötzliche Erhöhungen der LAD-Raten lösten einen Hochgeschwindigkeits-Datenspeichermodus aus, die Details des Bursts wurden später an die Telemetrie ausgelesen . Während der 9-jährigen CGRO-Mission wurden typischerweise Bursts mit einer Rate von etwa einem pro Tag entdeckt. Ein starker Burst könnte zur Beobachtung von vielen Tausend Gammastrahlen innerhalb eines Zeitintervalls von ~0,1 s bis etwa 100 s führen.
OSSE
Das Oriented Scintillation Spectrometer Experiment ( OSSE ) des Naval Research Laboratory entdeckte Gammastrahlen, die in das Sichtfeld eines von vier Detektormodulen eindrangen, die einzeln ausgerichtet werden konnten und im Bereich von 0,05 bis 10 MeV wirksam waren. Jeder Detektor hatte einen zentralen Szintillationsspektrometer- Kristall aus NaI(Tl) mit einem Durchmesser von 12 Zoll ( 303 mm) und 4 Zoll (102 mm) Dicke, der an der Rückseite optisch an einen 3 Zoll (76,2 mm) dicken CsI (Na)-Kristall gekoppelt war von ähnlichem Durchmesser, betrachtet von sieben Photomultiplier-Röhren , die als Phoswich betrieben wurden : dh Teilchen- und Gammastrahlen-Ereignisse von hinten erzeugten Pulse mit langsamer Anstiegszeit (~1 μs), die elektronisch von reinen NaI-Ereignissen von vorne unterschieden werden konnten , die schnellere (~0,25 μs) Pulse erzeugte. Somit fungierte der CsI-Trägerkristall als aktiver Antikoinzidenzschild , der Ereignisse von hinten verhindert. Ein weiterer tonnenförmiger CsI-Schild, ebenfalls in elektronischer Antikoinzidenz, umgab den zentralen Detektor an den Seiten und sorgte für eine grobe Kollimation, wobei Gammastrahlen und geladene Teilchen von den Seiten oder dem größten Teil des vorderen Sichtfelds (FOV) abgewiesen wurden. Eine feinere Winkelkollimation wurde durch ein Wolfram-Lamellen-Kollimatorgitter innerhalb des äußeren CsI-Fasses bereitgestellt, das die Reaktion auf ein rechteckiges FOV von 3,8° x 11,4° FWHM kollimierte. Ein Plastikszintillator an der Vorderseite jedes Moduls verhinderte das Eindringen von geladenen Teilchen von vorne. Die vier Detektoren wurden typischerweise in Zweierpaaren betrieben. Während einer Beobachtung einer Gammastrahlenquelle würde ein Detektor Beobachtungen der Quelle durchführen, während der andere leicht von der Quelle wegschwenkte, um die Hintergrundpegel zu messen. Die beiden Detektoren würden routinemäßig die Rollen wechseln, was genauere Messungen sowohl der Quelle als auch des Hintergrunds ermöglicht. Die Instrumente könnten töten mit einer Geschwindigkeit von etwa 2 Grad pro Sekunde.
COMPTEL
Das Imaging Compton Telescope ( COMPTEL ) des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik , der University of New Hampshire , des niederländischen Instituts für Weltraumforschung und der Astrophysik-Abteilung der ESA wurde auf den Energiebereich von 0,75-30 MeV abgestimmt und den Einfallswinkel von Photonen bestimmt auf ein Grad und die Energie auf fünf Prozent bei höheren Energien. Das Instrument hatte ein Sichtfeld von einem Steradiant . Für kosmische Gammastrahlungsereignisse erforderte das Experiment zwei nahezu gleichzeitige Wechselwirkungen in einem Satz vorderer und hinterer Szintillatoren. Gammastrahlen würden in einem vorderen Detektormodul Comptonstreuen , wo die dem Rückstoßelektron zugeführte Wechselwirkungsenergie E 1 gemessen wurde, während das Compton-gestreute Photon dann in einer der zweiten Szintillatorschichten nach hinten gefangen würde, wo seine Gesamtmenge Energie, E 2 , gemessen würde. Aus diesen beiden Energien E 1 und E 2 kann der Compton-Streuwinkel, Winkel θ, zusammen mit der Gesamtenergie E 1 + E 2 des einfallenden Photons bestimmt werden. Die Positionen der Wechselwirkungen sowohl im vorderen als auch im hinteren Szintillator wurden ebenfalls gemessen. Der Vektor , V , der die beiden Wechselwirkungspunkte verbindet, bestimmt eine Richtung zum Himmel, und der Winkel θ um diese Richtung definiert einen Kegel um V, auf dem die Quelle des Photons liegen muss, und einen entsprechenden "Ereigniskreis" am Himmel . Aufgrund der Forderung nach einer nahezu Koinzidenz zwischen den beiden Wechselwirkungen mit der korrekten Verzögerung von einigen Nanosekunden wurden die meisten Arten der Hintergrunderzeugung stark unterdrückt. Aus der Sammlung vieler Ereignisenergien und Ereigniskreise konnte eine Karte der Quellenpositionen mit ihren Photonenflüssen und Spektren bestimmt werden.
Reiher
| Instrumente | |||||||
| Instrument | Beobachten | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| BATSE | 0,02 – 8 MeV | ||||||
| OSSE | 0,05 – 10 MeV | ||||||
| COMPTEL | 0,75 – 30 MeV | ||||||
| Reiher | 20 – 30 000 MeV | ||||||
Das Energetic Gamma Ray Experiment Telescope ( EGRET ) hat die Positionen von Gammastrahlenquellen hoher Energie (20 MeV bis 30 GeV) auf einen Bruchteil eines Grades und die Photonenenergie bis auf 15 Prozent gemessen. EGRET wurde vom NASA Goddard Space Flight Center , dem Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik und der Stanford University entwickelt . Sein Detektor arbeitete nach dem Prinzip der Erzeugung von Elektron- Positron- Paaren aus hochenergetischen Photonen, die im Detektor wechselwirken. Die Bahnen des erzeugten hochenergetischen Elektrons und Positrons wurden innerhalb des Detektorvolumens gemessen und die V- Achse der beiden austretenden Teilchen in den Himmel projiziert. Schließlich wurde ihre Gesamtenergie in einem großen Kalorimeter- Szintillationsdetektor an der Rückseite des Instruments gemessen .
Ergebnisse
Grundlegende Ergebnisse
- Das EGRET-Instrument führte die erste vollständige Himmelsdurchmusterung über 100 MeV durch. Anhand von Daten aus vier Jahren wurden 271 Quellen entdeckt, von denen 170 nicht identifiziert wurden.
- Das COMPTEL-Instrument vervollständigte eine Himmelskarte von 26
Al (ein radioaktives Isotop von Aluminium ). - Das OSSE-Instrument führte die umfassendste Vermessung des galaktischen Zentrums durch und entdeckte eine mögliche Antimaterie- "Wolke" über dem Zentrum.
- Das BATSE-Instrument ermittelte im Durchschnitt einen Gammastrahlenausbruch-Ereignisnachweis pro Tag, was insgesamt etwa 2700 Nachweisen entspricht. Es zeigte definitiv, dass die Mehrheit der Gammablitze aus fernen Galaxien stammen müssen, nicht in der Nähe unserer eigenen Milchstraße , und daher enorm energiereich sein müssen.
- Die Entdeckung der ersten vier weichen Gammastrahlen-Repeater ; diese Quellen waren relativ schwach, meist unter 100 keV und hatten unvorhersehbare Aktivitäts- und Inaktivitätsphasen
- Die Trennung von GRBs in zwei Zeitprofile: GRBs mit kurzer Dauer, die weniger als 2 Sekunden dauern, und GRBs mit langer Dauer, die länger dauern.
GRB 990123
Gamma Ray Burst 990123 (23. Januar 1999) war einer der hellsten Bursts, die zu dieser Zeit aufgezeichnet wurden, und war der erste GRB mit einem optischen Nachleuchten, das während der prompten Gammastrahlenemission (einem umgekehrten Schockblitz) beobachtet wurde. Damit konnten Astronomen eine Rotverschiebung von 1,6 und eine Entfernung von 3,2 Gpc messen . Durch Kombination der gemessenen Energie des Bursts in Gammastrahlen und der Entfernung konnte die gesamte emittierte Energie unter Annahme einer isotropen Explosion abgeleitet werden und führte zur direkten Umwandlung von ungefähr zwei Sonnenmassen in Energie. Dies überzeugte die Community schließlich davon, dass GRB-Nachleuchten aus hochkollimierten Explosionen resultierten, die das benötigte Energiebudget stark reduzierten.
Sonstige Ergebnisse
- Die Fertigstellung der beiden eine Pulsar - Umfrage und einer Supernova -Überrest Umfrage
- Die Entdeckung terrestrischer Gammastrahlenquellen im Jahr 1994, die aus Gewitterwolken stammten
Geschichte
- Vorschlag
- Die Arbeiten begannen 1977.
- Finanzierung und Entwicklung
- CGRO wurde für die Betankung/Wartung im Orbit entwickelt.
- Aufbau und Test
- Inbetriebnahme und Inbetriebnahme
- Gestartet am 7. April 1991. Kurz nach dem Start wurden Probleme mit der Kraftstoffleitung festgestellt, die häufige Neuanhebungen der Umlaufbahn verhinderten.
- Kommunikation
- Verlust des Datenbandgeräts und Schadensbegrenzung
- Onboard-Datenrekorder fielen 1992 aus, was die Datenmenge, die nach unten gelinkt werden konnte, verringerte. Eine weitere TDRS-Bodenstation wurde gebaut, um die Lücken bei der Datenerfassung zu verringern.
Orbitaler Re-Boost
Es wurde am 7. April 1991 bei seinem ersten Start in einer Höhe von 450 km eingesetzt. Im Laufe der Zeit verfiel die Umlaufbahn und musste erneut verstärkt werden, um den Eintritt in die Atmosphäre früher als gewünscht zu verhindern. Es wurde zweimal mit Bordtreibstoff aufgeladen: im Oktober 1993 von 340 km auf 450 km Höhe und im Juni 1997 von 440 km auf 515 km Höhe, um den Betrieb möglicherweise bis 2007 zu verlängern.
Absichtliches/kontrolliertes De-Orbit
Nachdem im Dezember 1999 einer seiner drei Gyroskope ausgefallen war, wurde das Observatorium bewusst aus der Umlaufbahn genommen. Zu dieser Zeit war die Sternwarte noch in Betrieb; der Ausfall eines anderen Gyroskops hätte jedoch das De-Orbiting viel schwieriger und gefährlicher gemacht. Trotz einiger Kontroversen entschied die NASA im Interesse der öffentlichen Sicherheit, dass ein kontrollierter Absturz in einen Ozean vorzuziehen sei, als das Schiff zufällig von selbst abstürzen zu lassen. Im Gegensatz zum Hubble-Weltraumteleskop oder der Internationalen Raumstation wurde es nicht für Reparaturen und Renovierungen im Orbit entwickelt. Es trat am 4. Juni 2000 in die Erdatmosphäre ein, wobei die Trümmer, die nicht verbrannten ("sechs 1.800-Pfund-Aluminium-I-Träger und Teile aus Titan, darunter mehr als 5.000 Bolzen"), in den Pazifischen Ozean fielen.
Dieser De-Orbit war der erste absichtliche kontrollierte De-Orbit der NASA eines Satelliten. (siehe auch Skylab )