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ID	1991-027B
SATCAT番号	21225
Webサイト	翻訳元
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 14:22:45  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 23:29:55  UTC ( 2000-06-04UTC23:29:56 )
軌道パラメータ
参照システム	地球中心
政権	ローアース
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基）
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）
楽器 バセ バーストおよび過渡的ソース実験 オッセ 配向シンチレーション分光計実験 コンプテル イメージングコンプトン望遠鏡 白鷺 高エネルギーガンマ線実験望遠鏡
NASA の偉大な天文台 大型戦略科学ミッション 天体物理学部門

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、この観測所は1991年4月5日の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。重量は16,300キログラム（35,900ポンド）で、当時これまでに飛行した中で最も重い天体物理学的ペイロードであった。

6億1,700万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線望遠鏡、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・シリーズの一部でした。^[5]ハッブル宇宙望遠鏡に続いて、宇宙に打ち上げられたシリーズの2番目でした。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（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年打ち上げ）、NASAのSwift Gamma-Ray Burst Mission（2004年打ち上げ）、ASI AGILE（衛星）（2007年打ち上げ）、NASAのFermi Gamma-ray Space Telescope（2008年打ち上げ）があり、いずれも2023年5月現在も運用が継続されている。

CGRO は、20 keVから 30 GeV (0.02 MeV から 30000 MeV) までの電磁スペクトルの 6 桁をカバーする 4 つの機器を搭載していました。これらは、スペクトル エネルギーのカバー範囲が増加する順に以下に記載されています。

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放射源実験( BATSE ) は、ガンマ線バースト(20 から 600 keV 以上)を全天で探索し、長寿命放射源の全天調査を実施しました。この実験は、衛星の各コーナーに 1 つずつ配置された 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拒否するために、アクティブ反同時計数のプラスチック シンチレータに囲まれていました。 LAD レート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でテレメトリに読み出されました。バーストは、9 年間の CGRO ミッション中、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のガンマ線が観測される可能性があります。

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いずれかの視野に入るガンマ線を検出しました。これらの検出器は個別に向けることができ、0.05 ～ 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、後部で同様の直径の 3 インチ (76.2 mm) の厚さのCsI (Na) 結晶に光学的に結合されており、7 つの光電子増倍管で観測され、フォスウィッチとして動作しました。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 のバッキング結晶は、後方からのイベントを拒否するアクティブな反コインシデンスシールドとして機能しました。さらに、電子反コインシデンスである樽型の CsI シールドが中央の検出器の側面を囲み、粗いコリメーションを提供して、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拒否しました。より細かいレベルの角度コリメーションは、外側の CsI 樽の中にあるタングステン 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にあるプラスチック シンチレータは、前面から入ってくる荷電粒子を拒否しました。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回転し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切り替え、源とバックグラウンドの両方をより正確に測定できるようにしました。機器は毎秒約2度の速度で 回転することができました。

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、高エネルギーではエネルギーを5%以内で決定した。この装置の視野は1ステラジアンであった。宇宙ガンマ線事象の場合、実験では前後のシンチレータのセットでほぼ同時に2つの相互作用が必要であった。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、そ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つで捕捉され、そこでその全エネルギーE ₂が測定される。これら 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。フロント シンチレータとリア 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によって空の方向が決定され、この方向の角度 θ によって、光子の発生源が位置するはずのV を中心とした円錐と、それに対応する空の「イベント サークル」が定義されました。2 つの相互作用がほぼ同時に発生し、遅延が数ナノ秒という正確な値である必要があるため、ほとんどのバックグラウンド生成モードが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、発生源の位置マップ、その光子束とスペクトルを決定できます。

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度以内、光子エネルギーを15パーセント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、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、機器の背面にある 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。

• EGRET 装置は 100 MeV を超える初の全天調査を実施しました。4 年間のデータを使用して 271 個のソースを発見しましたが、そのうち 170 個は未確認でした。
• COMPTELの機器は、全天マップを完成させた。²⁶
  Al（アルミニウムの放射性同位元素）。
• OSSE 装置は銀河中心の最も包括的な調査を完了し、中心上空に反物質の「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 日あたり 1 件のガンマ線バースト イベントを検出し、合計で約 2,700 件の検出を達成しました。これにより、ガンマ線バーストの大部分は、私たちの天の川銀河の近くではなく、遠方の銀河で発生しており、したがって非常にエネルギーが強い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けます。

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 1 つであり、即発ガンマ線放出 (逆衝撃波) 中に可視光残光が観測された最初の GRB でした。これにより、天文学者は1.6 の赤方偏移と 3.2 Gpc の距離を測定することができました。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と、等方性爆発を仮定して放出された総エネルギーを推定でき、約 2 つの太陽質量がエネルギーに直接変換されました。これにより、GRB の残光は高度にコリメートされた爆発によって生じ、必要なエネルギー予算が大幅に削減されたことが最終的にコミュニティに確信されました。

• パルサー調査と超新星残骸調査の両方の完了
• 1994年に雷雲から地上ガンマ線源が発見された

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・整備のために設計された。^[8]

構築とテスト

打ち上げと試運転

1991 年 4 月 7 日に打ち上げられました。打ち上げ直後に燃料ラインの問題が見つかり、頻繁な軌道再ブーストが中止されました。

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

1992年に搭載データレコーダーが故障し、ダウンリンクできるデータの量が減少しました。データ収集のギャップを減らすために、別のTDRS地上局が建設されました。^[9]

1991年4月7日、最初の打ち上げ時に高度450kmに展開された。 [ ^{10 ]}時間の経過とともに軌道が崩れ、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可能性がある。^[10]

1999年12月に3つのジャイロスコープのうち1つが故障した後、観測所は意図的に軌道から外された。当時、観測所はまだ稼働していたが、もう1つのジャイロスコープが故障していたら、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だろう。NASAは、多少の議論があったものの、公共の安全のために、宇宙船が勝手に落下するよりも、制御された状態で海に墜落させる方が望ましいと判断した。^[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（「6本の1,800ポンドのアルミニウムIビームと5,000本以上のボルトを含むチタン製の部品」）は太平洋に落下した。^[11]

この軌道離脱はNASAが意図的に制御して衛星を軌道離脱させた初めてのケースであった。 ^[12]

• ガンマ線天文学
• NASA – グレート・オブザバトリーズ・プログラム
• 最も重い宇宙船のリスト

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。

• NASA コンプトンガンマ線観測所のサイト
• NASA CGRO 画像
• BATSE GRB 検出のマッピング
• NASA の GRO 遠隔端末システムがキャンベラ深宇宙通信施設に設置されました