El Observatorio Compton de Rayos Gamma ( CGRO ) fue un observatorio espacial que detectó fotones con energías de 20 k eV a 30 GeV, en órbita terrestre desde 1991 hasta 2000. El observatorio contaba con cuatro telescopios principales en una nave espacial, que cubrían rayos X y rayos gamma , incluidos varios subinstrumentos y detectores especializados. Después de 14 años de esfuerzo, el observatorio fue lanzado desde el transbordador espacial Atlantis durante la misión STS-37 el 5 de abril de 1991 y funcionó hasta su desorbitación el 4 de junio de 2000. [3] Se desplegó en una órbita terrestre baja a 450 km (280 mi) para evitar el cinturón de radiación de Van Allen . Fue la carga útil astrofísica más pesada jamás lanzada en ese momento con 16.300 kilogramos (35.900 lb).
Con un coste de 617 millones de dólares, [4] el CGRO fue parte de la serie de Grandes Observatorios de la NASA , junto con el Telescopio Espacial Hubble , el Observatorio de rayos X Chandra y el Telescopio Espacial Spitzer . [5] Fue el segundo de la serie en ser lanzado al espacio, después del Telescopio Espacial Hubble. El CGRO recibió su nombre en honor a Arthur Compton , un físico estadounidense y ex rector de la Universidad de Washington en St. Louis que recibió el premio Nobel por su trabajo relacionado con la física de rayos gamma. CGRO fue construido por TRW (ahora Northrop Grumman Aerospace Systems) en Redondo Beach , California . CGRO fue una colaboración internacional y las contribuciones adicionales vinieron de la Agencia Espacial Europea y varias universidades, así como del Laboratorio de Investigación Naval de EE. UU .
Los sucesores de CGRO incluyen la nave espacial INTEGRAL de la ESA (lanzada en 2002), la misión Swift Gamma-Ray Burst de la NASA (lanzada en 2004), el satélite ASI AGILE (lanzado en 2007) y el telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA (lanzado en 2008); todos siguen operativos a partir de mayo de 2023.
.jpg/1280px-Compton_Gamma_Ray_Observatory_cutaway_(labelled).jpg)
El CGRO llevaba un conjunto de cuatro instrumentos que cubrían un número sin precedentes de seis órdenes del espectro electromagnético , desde 20 keV hasta 30 GeV (desde 0,02 MeV hasta 30 000 MeV). Estos se presentan a continuación en orden creciente de cobertura de energía espectral:
El experimento Burst and Transient Source Experiment ( BATSE ) del Centro Marshall para Vuelos Espaciales de la NASA buscó en el cielo ráfagas de rayos gamma (de 20 a >600 keV) y realizó estudios de cielo completo en busca de fuentes de larga duración. Consistía en ocho módulos detectores idénticos, uno en cada una de las esquinas del satélite. [6] Cada módulo consistía en un detector de área grande (LAD ) NaI(Tl ) que cubría el rango de 20 keV a ~2 MeV, de 50,48 cm de diámetro por 1,27 cm de espesor, y un detector de espectroscopia NaI de 12,7 cm de diámetro por 7,62 cm de espesor, que extendía el rango de energía superior a 8 MeV, todo ello rodeado por un centelleador de plástico en anti-coincidencia activa para vetar las altas tasas de fondo debidas a los rayos cósmicos y la radiación atrapada. Los aumentos repentinos en las tasas de LAD activaban un modo de almacenamiento de datos de alta velocidad, y los detalles de la ráfaga se leían posteriormente a la telemetría . Durante los nueve años que duró la misión CGRO, se detectaron típicamente explosiones a un ritmo de aproximadamente una por día. Una explosión fuerte podría dar como resultado la observación de muchos miles de rayos gamma en un intervalo de tiempo que oscilaba entre ~0,1 s y unos 100 s.
El Experimento del Espectrómetro de Centelleo Orientado ( OSSE ) del Laboratorio de Investigación Naval detectó rayos gamma que ingresaban al campo de visión de cualquiera de los cuatro módulos detectores, que podían apuntarse individualmente y eran efectivos en el rango de 0,05 a 10 MeV. Cada detector tenía un cristal de espectrómetro de centelleo central de NaI(Tl) de 12 pulgadas (303 mm) de diámetro, por 4 pulgadas (102 mm) de espesor, acoplado ópticamente en la parte trasera a un cristal de CsI (Na) de 3 pulgadas (76,2 mm) de espesor de diámetro similar, visto por siete tubos fotomultiplicadores , operados como un foswich : es decir, los eventos de partículas y rayos gamma desde la parte trasera produjeron pulsos de tiempo de ascenso lento (~1 μs), que podían distinguirse electrónicamente de los eventos de NaI puros desde el frente, que produjeron pulsos más rápidos (~0,25 μs). De este modo, el cristal de respaldo de CsI actuó como un escudo activo de anticoincidencia , que impedía el paso de los eventos desde atrás. Otro escudo de CsI en forma de barril, también en anticoincidencia electrónica, rodeaba el detector central por los lados y proporcionaba una colimación gruesa, rechazando los rayos gamma y las partículas cargadas de los lados o de la mayor parte del campo de visión (FOV) delantero. Una rejilla colimadora de láminas de tungsteno dentro del barril exterior de CsI proporcionaba un nivel más fino de colimación angular, que colimaba la respuesta a un campo de visión rectangular de 3,8° x 11,4° FWHM. Un centelleador de plástico en la parte delantera de cada módulo impedía el paso de partículas cargadas desde el frente. Los cuatro detectores se operaban normalmente en pares de dos. Durante una observación de la fuente de rayos gamma, un detector tomaba observaciones de la fuente, mientras que el otro se desviaba ligeramente de la fuente para medir los niveles de fondo. Los dos detectores intercambiaban rutinariamente sus funciones, lo que permitía realizar mediciones más precisas tanto de la fuente como del fondo. Los instrumentos podrían girar a una velocidad de aproximadamente 2 grados por segundo.
El telescopio Compton ( COMPTEL ) del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre , la Universidad de New Hampshire , el Instituto Holandés de Investigación Espacial y la División de Astrofísica de la ESA se sintonizó en el rango de energía de 0,75-30 MeV y determinó el ángulo de llegada de los fotones con un margen de error de un grado y la energía con un margen de error del cinco por ciento a energías más altas. El instrumento tenía un campo de visión de un estereorradián . Para los eventos de rayos gamma cósmicos, el experimento requirió dos interacciones casi simultáneas, en un conjunto de centelleadores delanteros y traseros. Los rayos gamma se dispersarían mediante Compton en un módulo detector delantero, donde se mediría la energía de interacción E 1 , dada al electrón de retroceso, mientras que el fotón dispersado por Compton sería capturado en una de las segundas capas de centelleadores en la parte trasera, donde se mediría su energía total, E 2 . A partir de estas dos energías, E 1 y E 2 , se puede determinar el ángulo de dispersión Compton, ángulo θ, junto con la energía total, E 1 + E 2 , del fotón incidente. También se midieron las posiciones de las interacciones, tanto en los centelleadores delanteros como traseros. El vector , V , que conecta los dos puntos de interacción determinó una dirección hacia el cielo, y el ángulo θ respecto de esta dirección definió un cono respecto de V en el que debe estar la fuente del fotón, y un "círculo de eventos" correspondiente en el cielo. Debido al requisito de una coincidencia casi total entre las dos interacciones, con el retraso correcto de unos pocos nanosegundos, la mayoría de los modos de producción de fondo se suprimieron fuertemente. A partir de la recopilación de muchas energías de eventos y círculos de eventos, se pudo determinar un mapa de las posiciones de las fuentes, junto con sus flujos de fotones y espectros.
El telescopio experimental de rayos gamma energéticos ( EGRET ) midió las posiciones de fuentes de rayos gamma de alta energía (20 MeV a 30 GeV) con una precisión de una fracción de grado y la energía de los fotones con una precisión del 15 por ciento. EGRET fue desarrollado por el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA , el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre y la Universidad de Stanford . Su detector funcionaba según el principio de producción de pares electrón- positrón a partir de fotones de alta energía que interactuaban en el detector. Las trazas del electrón y el positrón de alta energía creadas se midieron dentro del volumen del detector y el eje de la V de las dos partículas emergentes se proyectó al cielo. Finalmente, su energía total se midió en un gran detector de centelleo calorimétrico en la parte trasera del instrumento.
El estallido de rayos gamma 990123 (23 de enero de 1999) fue uno de los estallidos más brillantes registrados en ese momento y fue el primer estallido de rayos gamma con un resplandor óptico observado durante la emisión de rayos gamma inmediata (un destello de choque inverso). Esto permitió a los astrónomos medir un desplazamiento al rojo de 1,6 y una distancia de 3,2 Gpc. Combinando la energía medida del estallido en rayos gamma y la distancia, se pudo deducir la energía total emitida suponiendo una explosión isotrópica y resultó en la conversión directa de aproximadamente dos masas solares en energía. Esto finalmente convenció a la comunidad de que los resplandores de los estallidos de rayos gamma eran resultado de explosiones altamente colimadas, que reducían fuertemente el presupuesto de energía necesario.
Fue desplegado a una altitud de 450 km el 7 de abril de 1991, cuando fue lanzado por primera vez. [10] Con el tiempo, la órbita decayó y necesitó un nuevo impulso para evitar la entrada atmosférica antes de lo deseado. [10] Fue reimpulsado dos veces utilizando propulsor a bordo: en octubre de 1993 de 340 km a 450 km de altitud, y en junio de 1997 de 440 km a 515 km de altitud, para extender potencialmente la operación hasta 2007. [10]
En diciembre de 1999, tras el fallo de uno de sus tres giroscopios, el observatorio fue desorbitado deliberadamente. En aquel momento, el observatorio seguía en funcionamiento; sin embargo, el fallo de otro giroscopio habría hecho que la desorbitación fuera mucho más difícil y peligrosa. Tras cierta controversia, la NASA decidió, en aras de la seguridad pública, que era preferible un choque controlado en un océano a dejar que la nave cayera por sí sola al azar. [4] Entró en la atmósfera terrestre el 4 de junio de 2000, y los restos que no se quemaron ("seis vigas de aluminio de 800 kilos y piezas de titanio, incluidos más de 5000 tornillos") cayeron al océano Pacífico. [11]
Esta fue la primera desorbitación controlada e intencional de un satélite realizada por la NASA. [12]
