Observatorio de rayos gamma de Compton

Observatorio de rayos gamma de Compton Impresión artística del Observatorio de rayos gamma de Compton. Datos generales

Organización	NASA
Programa	Grandes Observatorios
Campo	Estudio de rayos gamma
Otros nombres	CGRO
Lanzamiento	5 de abril de 1991 a las 2:23 p.m. UT
Lanzacohetes	Atlantis
Fin de la misión	4 de junio de 2000
Identificador de COSPAR	1991-027B
Sitio	cossc.gsfc.nasa.gov

Características técnicas

Misa en el lanzamiento	16,329 kilogramos

Orbita

Orbita	Orbita terrestre baja
Periapsis	362 kilometros
Apoapsis	457 kilometros
Período	90 minutos
Inclinación	28,5 °

Telescopio

Tipo	Detectores de centelleo gamma múltiples
Longitud de onda	Rayos gamma

Instrumentos principales

MURCIÉLAGO	8 detectores de gamma 20 keV-1 MeV
OSSE	Detector de 100 keV-10 MeV
COMPTEL	Detector de 1-30 MeV
GARCETA	Detector de 20 MeV-30 GeV

El Observatorio de Rayos Gamma de Compton (CGRO) es un observatorio espacial de rayos γ desarrollado por la NASA . Es uno de los cuatro telescopios espaciales de programa grande observatorios desarrollado por la estadounidense agencia espacial en la década de 1980 para hacer frente a las principales preguntas en el campo de la astronomía y la astrofísica . Es puesto en órbita por el transbordador espacial Atlantis (misión STS-37 ), el5 de abril de 1991y una masa de casi 17 toneladas. En el momento de su lanzamiento, era el satélite astrofísico más pesado jamás lanzado. El Observatorio de rayos gamma de Compton, con sus cuatro instrumentos que cubren un espectro de energía muy amplio que va desde 20  keV a 30 Gev, es el primer observatorio gamma que observa todo el cielo y proporciona datos de una precisión incomparable. El Observatorio de Rayos Gamma de Compton produce numerosos resultados que legitiman las contribuciones de la astronomía gamma. En particular, realiza un censo de estallidos de rayos gamma utilizando el instrumento BATSE, que permite demostrar el origen extragaláctico de los estallidos de rayos gamma . Después de 9 años de funcionamiento, el Observatorio de Rayos Gamma de Compton, cuyo funcionamiento se deterioró tras la pérdida de un giroscopio, fue deliberadamente destruido durante su reentrada a la atmósfera el 4 de junio de 2000.

Histórico

A mediados de la década de 1970, la agencia espacial estadounidense NASA desarrolló tres observatorios espaciales: HEAO-1 (lanzado en 1977), HEAO-2 (1978) y HEAO-3 (1979), dedicados a la observación de rayos X. y gamma . En 1977, la NASA anunció el desarrollo de un observatorio completamente dedicado a la radiación gamma como parte de su programa Grandes Observatorios . Esto incluye 4 misiones Hubble (lanzadas en 1990) para observaciones en el espectro visible y ultravioleta cercano , Chandra (1999) para rayos X suaves , Spitzer para infrarrojos (2003) y Observatorio de rayos gamma para radiación gamma y rayos X duros. . El desarrollo de la misión del Observatorio de Rayos Gamma está confiado al centro de vuelos espaciales Goddard , un establecimiento de la NASA responsable de las misiones astrofísicas . El observatorio espacial se desarrolló aprovechando los avances técnicos de la década de 1980 en el campo de los detectores.

Después de 14 años de desarrollo, el Observatorio de Rayos Gamma de Compton fue puesto en órbita por el transbordador espacial Atlantis (misión STS-37 ) en5 de abril de 1991. Para extender la vida útil del Observatorio de rayos gamma, el transbordador espacial asciende excepcionalmente a la altitud de trabajo del observatorio espacial (450  km con una inclinación orbital de 28,5 °). El observatorio se dejó caer el tercer día de la misión, pero dos astronautas tuvieron que realizar una caminata espacial para desbloquear la antena de gran ganancia que se negó a desplegarse. Después de su lanzamiento, el observatorio espacial fue bautizado Compton Gamma Ray Observatory en honor a Arthur Compton , ganador del Premio Nobel de Física por su trabajo sobre los rayos gamma. La misión debería durar dos años con una posible prórroga de 1 año. Los instrumentos finalmente funcionan durante 9 años.

Tan pronto como se lanza, la NASA decide que el satélite realice una reentrada atmosférica controlada al final de su vida para evitar cualquier riesgo porque, dado su tamaño (16 toneladas), determinadas piezas del satélite pueden llegar al suelo. En diciembre de 1999, uno de los tres giroscopios del satélite se averió y los ingenieros de la NASA decidieron activar la reentrada atmosférica sin esperar otra falla. A finales de mayo, los motores del Observatorio de Rayos Gamma de Compton se encendieron cuatro veces para bajar su órbita a una altitud de 148  km . El satélite hizo un reingreso controlado a la atmósfera el 4 de junio de 2000, y sus escombros se hundieron en el Océano Pacífico a unos 4.000  km al sureste de Hawai .

Objetivos de la misión

Los objetivos de la misión se definen en base a las recomendaciones del Comité de Astronomía y Astrofísica Espacial de la Academia Nacional Estadounidense de Ciencias :

• Estudie los agujeros negros , las estrellas de neutrones y otros objetos celestes que solo emiten rayos gamma.
• Busque líneas espectrales gamma que puedan indicar sitios donde tiene lugar la nucleosíntesis y otras líneas espectrales emitidas por procesos astrofísicos.
• Estudio de la radiación gamma en nuestra galaxia con el fin de estudiar el origen y la presión dinámica que ejercen los gases de la radiación cósmica y las estructuras que evidencia la interacción entre los rayos cósmicos y el medio interestelar .
• Estudio de la naturaleza de otras galaxias en longitudes de onda gamma con especial énfasis en radiogalaxias, galaxias Seyfert y cuasi-estrellas .
• Investigación de efectos cosmológicos a través de la observación de radiación gamma difusa y posibles emisiones de agujeros negros primordiales.
• Observación de estallidos de rayos gamma , la distribución de su luminosidad, sus características espectrales y temporales y su distribución espacial.
• Mapeo de las líneas espectrales de 0.511 MeV y 1.809 MeV ( aluminio 26 ) para determinar su origen.

Características técnicas del observatorio

El Observatorio de Rayos Gamma de Compton era en ese momento el satélite científico más grande jamás lanzado con una masa de más de 16 toneladas. Esta se subdivide en 6 toneladas para la carga útil , 8 toneladas para la estructura y 1,9 toneladas de propulsores para la propulsión. El cuerpo del satélite ocupa un volumen de 7,7 x 5,5 x 4,6  m . Sus paneles solares una vez desplegados le dan una envergadura de 21 metros. Los instrumentos se colocan en la plataforma para que ningún obstáculo se interponga en su campo de visión. Para su lanzamiento, el Observatorio de Rayos Gamma de Compton ocupa aproximadamente la mitad de la bodega de carga del transbordador espacial estadounidense . El sistema de propulsión consta de 4 motores de cohete que tienen una unidad de empuje de 440 Newtons usados ​​para correcciones de órbita y 8 propulsores de 22 Newtons usados ​​para control de orientación. Todos estos motores queman hidracina almacenada en cuatro tanques. Las 16 toneladas deberían permitir que el observatorio permanezca en su órbita durante 6 a 10 años. La principal fuente de consumo está ligada a la degradación de la órbita debido al arrastre generado por la órbita residual.

El satélite está estabilizado en 3 ejes y los instrumentos apuntan con una precisión de 0,5 °. La orientación y los movimientos del Observatorio de Rayos Gamma de Compton se determinan mediante 3 miras estelares de cabeza fija, una unidad de inercia que comprende 4 giroscopios y colectores solares finos y gruesos. Para cambiar su orientación, el observatorio espacial dispone de 4 ruedas de reacción y como último recurso (saturación de ruedas) el sistema de propulsión. En modo de funcionamiento normal, el satélite mantiene los instrumentos apuntando al objetivo elegido. El sistema de telecomunicaciones se basa en el de los satélites Solar Maximum Mission y Landsat 4 y 5 . Funciona en banda S e incluye una antena parabólica de gran ganancia de 1,52 metros de diámetro y dos antenas de baja ganancia. Los datos científicos se transmiten a una velocidad de 256 a 512 kilobits por segundo a través de los satélites de retransmisión TDRS de la NASA o 32 kilobits / s directamente a las estaciones terrestres. Los pedidos se reciben a razón de 1 o 125 kilobits / s. La energía eléctrica es suministrada por paneles solares plegados en acordeón en el lanzamiento y desplegados en órbita. Estos, con una superficie total de 37 m², producen 4.300 vatios al inicio de la misión, mientras que el observatorio necesita 2.000 vatios. La energía se almacena en 6 acumuladores de níquel-cadmio con una capacidad unitaria de 50 amperios-hora .

Instrumentos cientificos

El Observatorio de Rayos Gamma de Compton lleva cuatro instrumentos que cubren por primera vez todo el espectro electromagnético de alta energía (de 20  keV a 30  GeV ), es decir, más de 6 órdenes de magnitud en frecuencia , longitud de onda o energía . Los instrumentos se describen a continuación en orden creciente de energía.

MURCIÉLAGO

BATSE ( Experimento de fuente transitoria y en ráfagas ), observa radiación gamma de baja energía ( 20  keV - 1  MeV ) y ráfagas gamma de corta duración . El instrumento está compuesto por 8 detectores de centelleo , cada uno colocado en una esquina del satélite (que tiene la forma aproximada de un paralelepípedo ). Esta configuración permite que el satélite escanee continuamente todo el cielo visible (excluyendo la obstrucción de la Tierra). El campo de visión de los detectores se superpone, lo que permite que una ráfaga de rayos gamma sea visible simultáneamente por 4 detectores. Dado que el efecto influye en la intensidad de la señal, esta disposición permite determinar la posición de la fuente con una precisión de 3 ° para las ráfagas de rayos gamma más intensas. Cada detector utiliza dos centelleadores basados ​​en cristales de yoduro de sodio para convertir los rayos gamma que inciden en la luz visible . Se utiliza un tubo fotomultiplicador para analizar la luz producida. La dirección de llegada de los rayos gamma se determina comparando los tiempos de llegada de los rayos gamma en los diferentes detectores (de ahí la ventaja de mantenerlos lo más separados posible colocándolos en las esquinas del satélite).

Cada uno de los detectores incluye dos centelleadores. El LAD ( detector de gran superficie ) grande (B en el diagrama) es una placa de 51 cm de diámetro y 1,3 cm de espesor. Está optimizado para la detección de eventos breves y de baja intensidad con énfasis en su sensibilidad y la medición de la dirección de llegada. Tres fotomultiplicadores ( C en el diagrama ) amplifican la radiación de luz generada. Un centelleador de plástico colocado delante del LAD ( A en el diagrama ) se utiliza como sistema anti-coincidencia para eliminar el ruido de fondo generado por las partículas cargadas.

El SD ​​( Spectroscopy Detector ) está optimizado para eventos que involucran un mayor número de fotones, con el fin de permitir la realización de mediciones espectroscópicas . De tamaño pequeño ( D en el diagrama ), permite medir un espectro de energía más amplio con mejor resolución. Para detectar una ráfaga de rayos gamma, el software integrado analiza el número de fotones producidos por cada uno de los 8 detectores en diferentes escalas de tiempo (64 ms, 256 ms y 1024 ms) y lo compara con el ruido de fondo.

OSSE

OSSE ( Experimento de espectrómetro de centelleo orientado ), desarrollado por el Laboratorio de Investigación Naval, detecta rayos gamma cuya energía se encuentra entre 100  keV y 10  MeV . Incluye cuatro detectores de foswich (sándwich de NaI (Ti)) y centelleadores de CsI (Na)). La orientación individual de cada detector se puede cambiar en un plano. Esta función se utiliza por un lado para medir el ruido de fondo (este se evalúa quitando el instrumento de su objetivo durante 2 minutos) por otro lado para mantener el instrumento apuntado hacia un objetivo determinado a pesar del cambio de orientación inducido por el movimiento del satélite en su órbita. El detector de 33 cm de diámetro consta de un cristal de NaI (Ti) de 10,2 cm de espesor acoplado ópticamente con un cristal de CsI (Na) de 7,6 cm de espesor. Los fotones generados se amplifican mediante siete tubos fotomultiplicadores de 8,9 cm de diámetro que consiguen una resolución espectral del 8% a 0,661 MeV. Un colimador de aleación de tungsteno limita el campo de visión a una ventana rectangular de 3,8 x 11,4 ° en todo el espectro de energía. La abertura de cada detector de foswich está cubierta por un detector de partículas cargadas (CPD), compuesto por un centelleador de plástico de 55,8 cm de ancho y 6 mm de espesor asociado a 4 tubos fotomultiplicadores de 5,1 cm de longitud. De diámetro que permite rechazar las detecciones por antecedentes. ruido. El colimador y el detector de foswich están encapsulados en un recinto anular constituido por un centelleador de un cristal de NaI (Ti) de 8,5 cm de espesor y 34,9 cm de largo que también contribuye al escudo anti-coincidencia.

COMPTEL

COMPTEL ( Imaging Compton Telescope ), desarrollado por el Instituto Max-Planck, observa la radiación gamma emitida con una energía entre 1-30 MeV. Puede determinar el ángulo de llegada dentro de un grado y la energía de los fotones de alta energía dentro del 5%. Sus detectores permiten reconstruir una imagen gamma de una parte del cielo. COMPTEL comprende dos conjuntos de detectores a 1,5 metros de distancia que son golpeados sucesivamente por rayos gamma. La matriz de detectores superior consta de un centelleador líquido y el detector inferior de cristales de yoduro de sodio .

GARCETA

EGRET ( Telescopio de Experimento de Rayos Gamma Energéticos ), mide fuentes gamma a las energías más altas ( 20  MeV a 10  GeV ) localizando la fuente con una precisión de una fracción de grado y evaluando la energía dentro del 15%. EGRET es el resultado de una colaboración entre el Goddard Space Flight Center , el Instituto Max-Planck y la Universidad de Stanford . El detector de partículas es una cámara de chispas que detecta la producción de un par electrón - positrón cuando el rayo gamma atraviesa el gas que lo llena. Un calorímetro que utiliza un centelleador de NaI (Ti) colocado debajo de la cámara permite determinar la energía del rayo con buena precisión. El instrumento está encerrado en una cúpula anti-coincidencia que rechaza las partículas cargadas del ruido de fondo. El origen del rayo gamma está determinado por dos capas de 16 centelleadores de tiempo de vuelo. Una segunda cámara de chispas ubicada entre las dos capas de centelleadores permite seguir la trayectoria del electrón y proporciona información adicional, en particular sobre la energía de la partícula. La energía de los rayos gamma está determinada en gran medida por un centelleador de forma cuadrada (76 x 76 cm) compuesto por cristales de NaI (Ti) y situado bajo los centelleadores de tiempo de vuelo.

• Diagramas de instrumentos BATSE y OSSE

• Diagrama del instrumento BATSE  : A detector de partículas ionizadas, B centelleador grande, C tubos fotomultiplicadores, D centelleador pequeño.

• Esquema del instrumento OSSE  : A Detectores (4), B Gran centelleador, C Motores de orientación, D Control de partículas cargadas, E Eje de rotación, F Estructura, H Tarjeta de interfaz con el satélite - I Cubo de alineación óptica, J Electrónica central, K Protección térmica, Electrónica del motor de orientación L , 1 Detector de partículas cargadas, 2 Soporte del detector (2), 3 Blindaje de anillo NaI (4), Detector de 4 y 5 Phoswich (NaI, CsI), 6 Cúpula de blindaje magnético, 7 Tubos fotomultiplicadores de Phoswich, 8 Tubos fotomultiplicadores con protección de anillo , 9 protección magnética, 10 tubos fotomultiplicadores detectores de partículas cargadas, 11 HVPS, 12 LVPS, 13 cavidades llenas de Cobalt60, 14 colimador.

Resultados

• Ráfagas gamma  :
  • El descubrimiento de que los estallidos de rayos gamma se distribuyen uniformemente en todas las direcciones, lo que demuestra que las fuentes de estos fenómenos no se encuentran en la Vía Láctea .
  • La medición cuidadosa del brillo de los estallidos de rayos gamma muestra que relativamente pocos de estos fenómenos tienen un brillo bajo. En la medida en que estos últimos correspondan a las fuentes más distantes, esto implica que la distribución de los estallidos de rayos gamma tiene un límite exterior.
  • La medición de la radiación gamma unas horas después de un estallido de rayos gamma indica que hay actividad persistente después del estallido de energía inicial.
• Fuentes dentro de nuestra galaxia:
  • El número de púlsares gamma detectados aumentó de 2 a 7 con una mejor comprensión de la física de las estrellas de neutrones que giran rápidamente.
  • Descubrimiento de un púlsar sorprendente, un objeto del que no se conoce ningún otro representante y que se encuentra cerca del centro galáctico.
  • Descubrimiento de numerosas fuentes gamma no identificadas tanto dentro como fuera del plano de la Vía Láctea.
  • Descubrimiento con la ayuda de observaciones de rayos X de que la fuente de Geminga, hasta ahora no identificada, es un púlsar gamma.
• Emisión difusa de radiación gamma:
  • El mapeo gamma de nuestra galaxia, la Vía Láctea , indica concentraciones del isótopo radiactivo aluminio 26 . Este descubrimiento arroja una luz importante sobre cómo se crean los elementos químicos en nuestra galaxia.
  • Estudio de la aniquilación de electrones / positrones en el centro de nuestra galaxia.
  • Descubrimiento de una línea de emisión gamma producido por el remanente de supernova Cassiopeia A . Este descubrimiento también tiene un impacto significativo en la síntesis de elementos químicos.
  • Descubrimiento de líneas de emisión gamma por nubes de gas difuso del complejo de Orión . Estas líneas son indudablemente producidas por la interacción entre la radiación cósmica energética y el gas local.
• Fuentes extragalácticas de radiación gamma:
  • Localización de fuentes de radiación gamma de alta energía en los núcleos de galaxias activas de tipo blazar .
  • Medición de la distribución de energía emitida por las galaxias Seyfert (otro tipo de galaxia activa) que muestra que la producción de fotones gamma se extingue a energías mucho más bajas de lo esperado.
  • La detección de emisión gamma difusa por la Gran Nube de Magallanes , la galaxia más cercana a la nuestra, nos permite demostrar que la radiación cósmica es de origen galáctico.

Imágenes tomadas por el Observatorio de Rayos Gamma de Compton

• Imágenes tomadas por CGRO

• Mapa de estallidos de rayos gamma detectados por BATSE: su distribución uniforme excluye que su fuente esté confinada a nuestra galaxia (Vía Láctea) ubicada en el ecuador del mapa.

• Emisiones gamma de más de 100  MeV medidas por Egret. La línea brillante corresponde a la Vía Láctea.

• La radiación gamma del Sol captada por COMPTEL.

Sucesores

En el sector espacial, los satélites Swift , lanzados en 2004 y el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi (GLAST), lanzado en 2008 , son los sucesores del Observatorio de Rayos Gamma de Compton . En tierra, el Sistema Estereoscópico de Alta Energía (HESS) es el primer telescopio adecuado (capaz de producir imágenes de fuentes astrofísicas gracias a una potencia de resolución angular suficientemente alta) que opera en este rango de longitud de onda.

Notas y referencias

Notas

1. (in) "  STS-37 (39)  " , en Kennedy Space Center (NASA) , NASA (consultado el 29 de diciembre de 2016 )
2. (in) "  COMPTON GAMMA RAY OBSERVATORY REGRESA CON SEGURIDAD A LA TIERRA  " , Space Goddard Flight Center ,4 de junio de 2000
3. Informe de operaciones de misión previa al lanzamiento del Observatorio de rayos gamma (GRO) , p.  6
4. Informe de operaciones de misión previa al lanzamiento del Observatorio de rayos gamma (GRO) , p.  26
5. Informe de operaciones de la misión previa al lanzamiento del Observatorio de rayos gamma (GRO) , p.  29-31
6. Informe de operaciones de misión previa al lanzamiento del Observatorio de rayos gamma (GRO) , p.  31-33
7. Compton Gamma Ray Observatory: lecciones aprendidas en la propulsión , p.  12
8. Informe de operaciones de misión previa al lanzamiento del Observatorio de rayos gamma (GRO) , p.  33
9. (en) "  The BATSE Instrument  " , space Goddard Flight Center (consultado el 10 de marzo de 2014 )
10. (in) "  Description of the OSSEs Instrument  " , space Goddard Flight Center (consultado el 10 de marzo de 2014 )
11. (en) "  Descripción del instrumento COMPTEL  " , space Goddard Flight Center (consultado el 10 de marzo de 2014 )
12. (en) "  Introducción a los productos de datos EGRET EGRET y al análisis de datos EGRET  " , Space Goddard Flight Center (consultado el 10 de marzo de 2014 )
13. (en) "  Astronomía de rayos gamma en la era de Compton  " , Goddard Space Flight Center ,26 de abril de 2008, p.  2

Bibliografía

• (en) NASA, Informe de operaciones de misión previa al lanzamiento del Observatorio de rayos gamma (GRO) (MOR) , NASA,2008, 78  p. ( leer en línea ) - Descripción técnica detallada del observatorio espacial.
• (en) Anuncio de investigación de la NASA para el Observatorio de Rayos Gamma de Compton (presentación detallada de la instrumentación) .
• (es) Folleto que presenta el observatorio y sus resultados .
• (en) JM Horack et al. , “  Desarrollo del experimento de fuentes transitorias y en ráfagas (BATSE)  ” , publicación de referencia de la NASA , vol.  1268,1991, p.  1-330 ( leer en línea ) - Descripción técnica detallada del instrumento BATSE.
• (en) G. Dressler et al. (8-11 de julio) “  Observatorio de rayos gamma de Compton: lecciones aprendidas en propulsión  ” (pdf) en la 37.a Conferencia conjunta de propulsión de IAA / ASME / SAE / ASEE AA2001-3631 ,: 14 p., Salt Lake City (Utah) ,: NASA . Consultado el 29 de diciembre de 2016.  - Revisión del sistema de propulsión de CGRO.

Acerca de las explosiones de rayos gamma:

• (en) Gilbert Vedrenne y Jean-Luc Atteia, Gamma-Ray Bursts: The most bright explosions in the Universe , Springer,2009, 580  p. ( ISBN  978-3-540-39085-5 ).
• (en) Joshua S. Bloom, ¿Qué son los estallidos de rayos gamma? , Prensa de la Universidad de Princeton,2011, 280  p. ( ISBN  978-0-691-14557-0 ).

Ver también

Artículos relacionados

• Astronomía gamma .
• Programa de Grandes Observatorios .
• Rápido .
• Telescopio espacial de rayos gamma Fermi .
• Sistema estereoscópico de alta energía .
• Lista de observatorios astronómicos .

enlaces externos

• (en) Sitio oficial del Observatorio de Rayos Gamma de Compton.