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 de 1991 a 2000. El observatorio contaba con cuatro telescopios principales en una nave espacial, que cubrían rayos X y rayos gamma . incluyendo 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 estuvo en funcionamiento hasta su salida de órbita el 4 de junio de 2000. [3] Fue desplegado en 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 volada en ese momento con 16.300 kilogramos (35.900 libras).
Con un costo de 617 millones de dólares, [4] el CGRO era parte de la serie " 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 que se lanzó al espacio, después del Telescopio Espacial Hubble. El CGRO lleva el nombre de 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 contribuciones adicionales provinieron 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), ASI AGILE (satélite) (lanzada en 2007) y el Telescopio espacial Fermi de rayos gamma de la NASA (lanzado en 2008); todos permanecen operativos a partir de mayo de 2023.
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CGRO llevaba un complemento de cuatro instrumentos que cubrían una cifra sin precedentes de seis órdenes del espectro electromagnético , de 20 keV a 30 GeV (de 0,02 MeV a 30000 MeV). Se presentan a continuación en orden creciente de cobertura de energía espectral:
El Experimento de Explosiones y Fuentes Transitorias ( BATSE ) del Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA buscó en el cielo explosiones de rayos gamma (20 a >600 keV) y realizó estudios de todo el cielo en busca de fuentes de larga vida. Constaba de ocho módulos detectores idénticos, uno en cada una de las esquinas del satélite. [6] Cada módulo constaba de un detector de área grande (LAD ) de 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 de NaI de 12,7 cm de diámetro por 7,62 cm de espesor. , que amplió el rango de energía superior a 8 MeV, todo ello rodeado por un centelleador de plástico en anti-coincidencia activa para vetar las grandes tasas de fondo debido a los rayos cósmicos y la radiación atrapada. Los aumentos repentinos en las tasas de LAD activaron un modo de almacenamiento de datos de alta velocidad, y los detalles de la ráfaga se leyeron en telemetría más tarde. Por lo general, se detectaron explosiones a un ritmo de aproximadamente una por día durante los nueve años de la misión CGRO. Una fuerte explosión podría dar lugar a la observación de muchos miles de rayos gamma en un intervalo de tiempo que oscila entre ~0,1 s y aproximadamente 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 espectrómetro de centelleo central de NaI (Tl) de 303 mm (12 pulgadas) de diámetro y 102 mm (4 pulgadas) de espesor, acoplado ópticamente en la parte trasera a un cristal de CsI (Na) de 76,2 mm (3 pulgadas) de espesor. de diámetro similar, visto por siete tubos fotomultiplicadores , operado como un foswich : es decir, los eventos de partículas y rayos gamma desde la parte trasera produjeron pulsos de tiempo de aumento lento (~1 μs), que podían distinguirse electrónicamente de los eventos de NaI puro desde el frente. , que produjo pulsos más rápidos (~0,25 μs). Así, el cristal de respaldo del CsI actuó como un escudo anticoincidencia activo , vetando los acontecimientos desde atrás. Otro escudo CsI en forma de barril, también en anticoincidencia electrónica, rodeaba el detector central por los lados y proporcionaba una colimación aproximada, rechazando los rayos gamma y las partículas cargadas de los lados o de la mayor parte del campo de visión delantero (FOV). Un nivel más fino de colimación angular fue proporcionado por una rejilla colimadora de listones de tungsteno dentro del barril CsI exterior, que colimó la respuesta a un FOV rectangular FWHM de 3,8° x 11,4°. Un centelleador de plástico en el frente de cada módulo vetó la entrada de partículas cargadas desde el frente. Los cuatro detectores normalmente se operaban en pares de dos. Durante la observación de una fuente de rayos gamma, un detector tomaría observaciones de la fuente, mientras que el otro se desviaría ligeramente de la fuente para medir los niveles de fondo. Los dos detectores cambiarían rutinariamente sus funciones, lo que permitiría 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 de Imágenes ( 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 a 30 MeV y determinó el ángulo de llegada de los fotones. dentro de un grado y la energía dentro del cinco por ciento a energías más altas. El instrumento tenía un campo de visión de un estereorradián . Para los eventos cósmicos de rayos gamma, el experimento requirió dos interacciones casi simultáneas, en un conjunto de centelleadores delanteros y traseros. Los rayos gamma se dispersarían en Compton en un módulo detector delantero, donde se midió la energía de interacción E 1 , dada al electrón de retroceso, mientras que el fotón dispersado por Compton quedaría atrapado en una de las segundas capas de centelleadores en la parte trasera, donde se dispersaría su total. Se mediría la energía E 2 . A partir de estas dos energías, E 1 y E 2 , se puede determinar el ángulo de dispersión de 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 en los traseros. El vector , V , que conecta los dos puntos de interacción determinó una dirección hacia el cielo, y el ángulo θ alrededor de esta dirección, definió un cono alrededor 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 casi coincidencia entre las dos interacciones, con el retraso correcto de unos pocos nanosegundos, la mayoría de los modos de producción de fondo fueron fuertemente suprimidos. A partir de la recopilación de muchas energías y círculos de eventos, se podría 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 las 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 interactúan en el detector. Las huellas de los electrones y positrones de alta energía creadas se midieron dentro del volumen del detector y el eje V de las dos partículas emergentes se proyectó hacia el cielo. Finalmente, su energía total se midió en un gran detector de centelleo calorimétrico situado 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 GRB con un resplandor óptico observado durante la emisión inmediata de rayos gamma (un destello de choque inverso). Esto permitió a los astrónomos medir un corrimiento al rojo de 1,6 y una distancia de 3,2 Gpc. Combinando la energía medida de la explosión en rayos gamma y la distancia, se pudo deducir la energía total emitida suponiendo una explosión isotrópica y dio como resultado la conversión directa de aproximadamente dos masas solares en energía. Esto finalmente convenció a la comunidad de que los resplandores de GRB eran el resultado de explosiones altamente colimadas, lo que redujo considerablemente el presupuesto energético 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 fue necesario volver a impulsarla para evitar la entrada atmosférica antes de lo deseado. [10] Fue reactivado 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]
Después de que uno de sus tres giroscopios fallara en diciembre de 1999, el observatorio fue deliberadamente sacado de órbita. En ese momento, el observatorio todavía estaba operativo; sin embargo, el fallo de otro giroscopio habría hecho que la salida de órbita fuera mucho más difícil y peligrosa. Con cierta controversia, la NASA decidió, en interés de la seguridad pública, que un choque controlado en un océano era preferible 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 en I de aluminio de 1.800 libras y piezas de titanio, incluidos más de 5.000 pernos") cayeron al Océano Pacífico. [11]
Esta desorbita fue la primera desorbita controlada intencional de un satélite por parte de la NASA. [12]
