コンプトンガンマ線観測所

コンプトンガンマ線観測所
CGROは1991年に導入された
ミッションタイプ天文学
オペレーター米航空宇宙局（NASA）
コスパーID1991-027B
SATCAT番号21225
Webサイトheasarc .gsfc .nasa .gov /docs /cgro /cossc /
ミッション期間9年2ヶ月
宇宙船の特性
メーカーTRW株式会社
打ち上げ質量16,329キログラム（35,999ポンド）
力2000.0ワット[ 1 ]
ミッション開始
発売日1991年4月5日 14時22分45秒 UTC ( 1991-04-05UTC14:22:45Z )
ロケットスペースシャトルアトランティスSTS-37
発射場ケネディLC-39B
ミッション終了
減衰日2000年6月4日 23時29分55秒 UTC ( 2000-06-04UTC23:29:56 )
軌道パラメータ
参照システム地心説
政権低地
偏心0.006998
近地点高度362キロメートル（225マイル）
遠地点高度457キロメートル（284マイル）
傾斜28.4610度
期間91.59分
ラーン68.6827度
エポック1991 年 4 月 7 日、18:37:00 UTC [ 2 ]
主望遠鏡（4台）
タイプシンチレーション検出器
焦点距離楽器によって異なる
収集エリア楽器によって異なる
波長X線からγ線、20  keV – 30 GeV（40  pm – 60  am）
スペースシャトル・アトランティスが地球周回軌道に打ち上げられる （ STS-37）
スペースシャトルのベイにいるジェイ・アプト宇宙飛行士。観測装置は部分的に展開されているが、まだシャトルのロボットアームに取り付けられている。

コンプトンガンマ線観測所（CGRO）は、 1991年から2000年まで地球軌道上で20k eVから30GeVのエネルギーの光子を検出する宇宙観測所であった。この観測所は、 X線とガンマ線をカバーする4つの主望遠鏡を1機の宇宙船に搭載し、さまざまな特殊な補助機器や検出器を備えていた。14年にわたる作業の後、観測所は1991年4月5日にSTS-37でスペースシャトルアトランティスから打ち上げられ、 2000年6月4日に軌道から外されるまで運用された。 [ 3 ]ヴァン・アレン放射線帯を避けるため、450km（280マイル）の低地球軌道に展開された。16,300キログラム（35,900ポンド）の重量は当時これまでに打ち上げられた中で最も重い天体物理学的ペイロードであった。

6億1700万ドルの費用がかかった[ 4 ] CGROは、ハッブル宇宙望遠鏡、チャンドラX線観測所、スピッツァー宇宙望遠鏡とともに、NASAのグレート・オブザバトリーズ・シリーズの一部でした。[ 5 ]ハッブル宇宙望遠鏡に続いて、シリーズで2番目に宇宙に打ち上げられました。CGROは、ガンマ線物理学に関する研究でノーベル賞を受賞した、セントルイスのワシントン大学の元学長であるアメリカの物理学者であるアーサー・コンプトンにちなんで名付けられました。CGROは、カリフォルニア州レドンドビーチのTRW社（現ノースロップ・グラマン・エアロスペース・システムズ）によって建造されました。CGROは国際協力であり、欧州宇宙機関、さまざまな大学、米国海軍研究所からも追加の貢献がありました。

CGROの後継機には、ESA INTEGRAL宇宙船（2002～2025年）、NASA Swiftガンマ線バーストミッション（2004年打ち上げ）、ASI AGILE（2007～2024年）、NASA Fermiガンマ線宇宙望遠鏡（2008年打ち上げ）などがあり、SwiftとFermiは2025年8月時点で運用を続けています。

楽器

コンプトンガンマ線観測所の断面図

CGROは、 20keVから30GeV（0.02MeVから30000MeV）までの電磁スペクトルの6桁をカバーする、前例のない4台の機器を搭載していました。以下に、スペクトルエネルギーのカバー範囲が小さい順に示します。

バッツ

NASA のマーシャル宇宙飛行センターによるバーストおよび過渡的天体実験( BATSE ) では、全天でガンマ線バースト(20 から 600 keV 以上) を探し、長寿命天体の全天サーベイを実施しました。この実験は、衛星の各コーナーに 1 つずつ、計 8 つの同一の検出器モジュールで構成されていました。[ 6 ]各モジュールは、直径 50.48 cm、厚さ 1.27 cm で 20 keV から約 2 MeV の範囲をカバーするNaI(Tl)大面積検出器 (LAD) と、直径 12.7 cm、厚さ 7.62 cm で上限エネルギー範囲を 8 MeV まで拡張した NaI 分光検出器で構成されていました。これらの検出器はすべて、宇宙線や捕捉された放射線による大きな背景放射率を阻止するために、アクティブ反同時計数のプラスチック シンチレータで囲まれていました。 LADの急激な増加により高速データ保存モードが起動し、バーストの詳細が後日テレメトリに読み出されました。CGROミッションの9年間の期間中、バーストは通常​​1日あたり約1回の割合で検出されました。強力なバーストでは、約0.1秒から約100秒の時間間隔で数千個のガンマ線が観測される可能性があります。

オッセ

海軍研究所による指向性シンチレーション分光計実験( OSSE )では、4 つの検出器モジュールの視野に入るガンマ線を検出しました。これらの検出器モジュールは個別に照射でき、0.05 から 10 MeV の範囲で有効でした。各検出器には、直径 12 インチ (303 mm)、厚さ 4 インチ (102 mm) のNaI(Tl ) シンチレーション分光計結晶が中央にあり、後部で同様の直径を持つ厚さ 3 インチ (76.2 mm) のCsI (Na) 結晶に光学的に結合されていました。この結晶は、フォスウィッチとして動作する7 つの光電子増倍管で観測されました。つまり、後方からの粒子およびガンマ線イベントは、立ち上がり時間の遅い (約 1 μs) パルスを生成し、より高速な (約 0.25 μs) パルスを生成する前方からの純粋な NaI イベントと電子的に区別できました。このように、CsIバッキング結晶はアクティブ反同時計数シールドとして機能し、後方からの事象を遮断しました。中央検出器の側面を囲む、同じく電子反同時計数構造の樽型CsIシールドは、粗いコリメーションを提供し、側面または前方視野（FOV）の大部分からのガンマ線と荷電粒子を遮断しました。より細かい角度のコリメーションは、外側のCsIバレル内のタングステンスラットコリメータグリッドによって提供され、応答を3.8° x 11.4° FWHMの長方形FOVにコリメートしました。各モジュールの前面を横切るプラスチックシンチレータは、前方から入射する荷電粒子を遮断しました。4つの検出器は通常、2つ1組で動作しました。ガンマ線源の観測中、1つの検出器が源の観測を行い、もう1つの検出器は源からわずかにずれてバックグラウンドレベルを測定します。2つの検出器は定期的に役割を交代することで、源とバックグラウンドの両方をより正確に測定できます。機器は毎秒約2度の速度で 回転することができました。

コンプテル

マックス・プランク地球外物理学研究所、ニューハンプシャー大学、オランダ宇宙研究所、ESAの天体物理学部門によるイメージング・コンプトン望遠鏡（COMPTEL）は、0.75-30MeVのエネルギー範囲に調整されており、光子の到着角度を1度以内、高エネルギーでのエネルギーを5%以内で決定しました。この装置の視野は1ステラジアンでした。宇宙ガンマ線イベントの場合、実験では、前後のシンチレータのセットで2つのほぼ同時の相互作用が必要でした。ガンマ線は前方の検出器モジュールでコンプトン散乱し、ここで反跳電子に与えられる相互作用エネルギーE 1が測定され、コンプトン散乱された光子は後方の2番目のシンチレータ層の1つで捉えられ、そこで総エネルギーE 2が測定されます。これらの2つのエネルギーE 1とE 2から、コンプトン散乱角（角度θ）と、入射光子の全エネルギーE 1 + E 2を決定できます。また、前方シンチレータと後方シンチレータの両方における相互作用の位置も測定されました。2つの相互作用点を結ぶベクトルVは天空への方向を決定し、この方向の周りの角度 θ は、光子源が存在するはずのVを中心とした円錐と、天空上の対応する「イベントサークル」を定義します。2つの相互作用がほぼ同時に発生し、数ナノ秒の正確な遅延が必要であるため、ほとんどの背景生成モードは大幅に抑制されました。多数のイベントエネルギーとイベントサークルを収集することで、発生源の位置、光子束、およびスペクトルのマップを決定することができました。

白鷺

楽器
楽器観察する
バッツ0.02～8MeV
オッセ0.05～10MeV
コンプテル0.75～30MeV
白鷺20～30,000MeV

高エネルギーガンマ線実験望遠鏡（EGRET ）は、高エネルギー（20MeV～30GeV）ガンマ線源の位置を数分の1度の精度で、また光子エネルギーを15%以内で測定しました。EGRETは、NASAゴダード宇宙飛行センター、マックスプランク地球外物理学研究所、およびスタンフォード大学によって開発されました。その検出器は、検出器内で相互作用する高エネルギー光子から電子陽電子対が生成されるという原理で動作しました。生成された高エネルギー電子と陽電子の軌跡は検出器容積内で測定され、2つの出現粒子のV軸が空に投影されました。最後に、それらの総エネルギーが、装置背面の 大型カロリメータシンチレーション検出器で測定されました。

結果

コンプトン・ガンマ線観測所が捉えた20MeVを超えるガンマ線で月を捉えた画像。これらのガンマ線は、月表面への宇宙線の衝突によって生成される。太陽には、宇宙線の標的となるような高原子番号の同様の表面がないため、太陽核融合などの一次核反応では発生しないほどエネルギーが高すぎるため、太陽はこれらのエネルギーでは全く観測できない。[ 7 ]

基本的な結果

  • EGRETは100MeVを超えるエネルギー範囲で初の全天サーベイを実施しました。4年間のデータを用いて271個の天体を発見しましたが、そのうち170個は未確認でした。
  • COMPTEL装置は、26Al（アルミニウムの放射性同位体）。
  • OSSE 装置は銀河中心部の最も包括的な調査を完了し、中心の上空に反物質の「雲」が存在する可能性を発見しました。
  • BATSE装置は平均して1日1回のガンマ線バーストイベントを検出し、合計約2700回の検出を達成しました。この観測により、ガンマ線バーストの大部分は、私たちの天の川銀河内ではなく、遠方の銀河で発生しており、したがって非常に高いエネルギーを持っていることが明確に示されました。
  • 最初の4つのソフトガンマ線リピーターの発見。これらの源は比較的弱く、ほとんどが100 keV未満で、活動と非活動の期間が予測不可能でした。
  • GRB を 2 秒未満続く短時間 GRB と、これより長く続く長時間 GRB の 2 つの時間プロファイルに分類します。

GRB 990123

ガンマ線バースト990123（1999年1月23日）は、当時記録された最も明るいバーストの一つであり、即発ガンマ線放出（逆衝撃波）中に可視光線の残光が観測された最初のガンマ線バーストであった。これにより、天文学者は赤方偏移1.6と距離3.2 Gpcを測定することができた。測定されたガンマ線バーストのエネルギーと距離を組み合わせることで、等方性爆発を仮定した場合の総放出エネルギーを推定することができ、その結果、約2太陽質量が直接エネルギーに変換された。これにより、ガンマ線バーストの残光は高度にコリメートされた爆発によって生じ、必要なエネルギー収支が大幅に減少したという確信が、最終的に天文学界にもたらされた。

その他の結果

歴史

提案
作業は1977年に開始されました。
資金調達と開発
CGROは軌道上での燃料補給・整備を目的として設計された。[ 8 ]
構築とテスト
打ち上げと試運転
1991年4月7日に打ち上げられた。打ち上げ直後に燃料ラインの問題が発見され、頻繁な軌道再ブーストが中止された。
コミュニケーション
データテープレコーダーの紛失とその軽減策
1992年に搭載データレコーダーが故障し、ダウンリンク可能なデータ量が減少しました。データ収集の中断を減らすため、新たなTDRS地上局が建設されました。[ 9 ]

軌道再ブースト

1991年にスペースシャトルアトランティスから地球軌道上に展開されたコンプトンガンマ線観測所

1991年4月7日に初めて打ち上げられ、高度450kmに展開された。[ 10 ]時間の経過とともに軌道が減衰し、予定よりも早く大気圏に突入するのを防ぐために再ブーストが必要になった。[ 10 ]搭載燃料を使用して2回再ブーストされ、1993年10月に高度340kmから450kmに、1997年6月に高度440kmから515kmに上昇し、2007年まで運用を延長することができた。[ 10 ]

軌道離脱

1999年12月、3基のジャイロスコープのうち1基が故障した後、観測装置は意図的に軌道から外されました。当時、観測装置はまだ稼働していましたが、もう1基のジャイロスコープが故障すれば、軌道からの離脱ははるかに困難で危険なものになっていたでしょう。NASAは、多少の議論はありましたが、公共の安全を第一に、宇宙船が勝手に落下するよりも、制御された方法で海に墜落させる方が望ましいと判断しました。[ 4 ] 2000年6月4日に大気圏に突入し、燃え尽きなかった残骸（「1,800ポンドのアルミニウム製Iビーム6本とチタン製部品、5,000本以上のボルトを含む」）は太平洋に落下しました。[ 11 ]

この軌道離脱はNASAが初めて意図的に制御して衛星を軌道離脱させたものである。[ 12 ]

参照

参考文献

  1. ^ 「NASA​​ – NSSDCA – 宇宙船 – 詳細」nssdc.gsfc.nasa.gov . 2018年4月30日閲覧。
  2. ^ 「NASA​​ – NSSDCA – 宇宙船 – 軌道の詳細」nssdc.gsfc.nasa.gov . 2018年4月30日閲覧。
  3. ^ 「コンプトン時代のガンマ線天文学：観測装置」。コンプトン時代のガンマ線天文学。NASA/GSFC。2009年2月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年12月7日閲覧。
  4. ^ a b 「Spaceflight Now | CGRO Deorbit | NASA の宇宙望遠鏡が太平洋に激突」。spaceflightnow.com 。
  5. ^バリー・ローガン（MSFC）、キャシー・フォーサイス（MSFC）。「NASA​​ – NASAの偉大な天文台」。www.nasa.gov 。2011年8月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年11月2日閲覧。
  6. ^ BATSEゲスト調査員プログラム
  7. ^ 「CGRO SSC >> EGRETによる月からのガンマ線の検出」heasarc.gsfc.nasa.gov。
  8. ^ Cowing, Keith (2000年1月14日). 「NASA​​、コンプトン・ガンマ線観測所のミッション終了に向け、破壊的再突入計画を準備」 . SpaceRef . 2023年12月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  9. ^ “1994年3月 – ガンマ線観測所遠隔端末システム（GRTS）運用開始宣言” . NASA . 1994年3月. 2023年12月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  10. ^ a b c「CGRO SSC >> コンプトンガンマ線天文台の再起動に成功」 heasarc.gsfc.nasa.gov NASA 2005年8月1日. 2023年11月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  11. ^ 「消滅を目論む衛星、目標地点で海に突入（2000年発行）」ニューヨーク・タイムズ、AP通信、2000年6月5日。
  12. ^ Mrozinski, Richard B. (2001年6月). 「突入デブリ場推定法とコンプトンガンマ線観測所への応用」 . 2001年飛行力学シンポジウム. NASAジョンソン宇宙センターミッション運用部.
ウィキメディア コモンズには、コンプトン ガンマ線天文台に関連するメディアがあります。
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