Observatorio de rayos gamma Compton

El experimento BATSE ( Burst and Transient Source Experiment ) del Centro de Vuelos Espaciales Marshall de la NASA buscó en el cielo estallidos de rayos gamma (de 20 a >600 keV) y realizó estudios de todo el cielo para fuentes de larga duración. Consistía en 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 extendía el rango de energía superior a 8 MeV, todo ello rodeado por un centelleador plástico en anticoincidencia activa para vetar las altas tasas de fondo debidas a los rayos cósmicos y la radiación atrapada. Los aumentos repentinos en las tasas del LAD activaban un modo de almacenamiento de datos de alta velocidad, y los detalles del estallido se leían posteriormente en la telemetría . Durante los 9 años de la misión CGRO, se detectaron ráfagas a una tasa aproximada de una por día. Una ráfaga intensa podía dar lugar a la observación de miles de rayos gamma en un intervalo de tiempo que oscilaba entre ~0,1 s y unos 100 s.    

El experimento OSSE ( Espectrómetro de Centelleo Orientado ) del Laboratorio de Investigación Naval detectó rayos gamma que entraban en el campo de visión de cualquiera de los cuatro módulos detectores, que podían orientarse 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 pulg .) de diámetro y 102 mm (4 pulg .) de espesor, acoplado ópticamente en la parte posterior a un cristal de CsI (Na) de 76,2 mm (3 pulg.) de espesor y diámetro similar, observado por siete tubos fotomultiplicadores , que funcionaban como un interruptor de fósforo : es decir, los eventos de partículas y rayos gamma provenientes de la parte posterior producían pulsos de tiempo de subida lento (~1 μs), que podían distinguirse electrónicamente de los eventos de NaI puros provenientes del frente, que producían pulsos más rápidos (~0,25 μs). De esta manera, el cristal de respaldo de CsI actuaba como un escudo de anticoincidencia activo , vetando los eventos provenientes de la parte posterior. Un escudo adicional 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 provenientes de los lados o de la mayor parte del campo de visión (FOV) frontal. Una rejilla colimadora de láminas de tungsteno dentro del barril exterior de CsI proporcionaba una colimación angular más fina, que colimaba la respuesta a un FOV rectangular de 3,8° x 11,4° FWHM. Un centelleador plástico en la parte frontal de cada módulo impedía el paso de partículas cargadas desde el frente. Los cuatro detectores se operaban normalmente en pares de dos. Durante la observación de una fuente de rayos gamma, un detector tomaba observaciones de la fuente, mientras que el otro se desviaba ligeramente de ella para medir los niveles de fondo. Los dos detectores intercambiaban sus funciones de forma rutinaria, lo que permitía mediciones más precisas tanto de la fuente como del fondo. Los instrumentos podían girar a una velocidad aproximada de 2 grados por segundo.   

El Telescopio de Imágenes Compton ( COMPTEL ), desarrollado por el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre , la Universidad de New Hampshire , el Instituto Neerlandés de Investigación Espacial y la División de Astrofísica de la ESA, se sintonizó al rango de energía de 0,75 a 30 MeV y determinó el ángulo de llegada de los fotones con una precisión de un grado y la energía con una precisión 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 requería dos interacciones casi simultáneas, en un conjunto de centelleadores frontales y traseros. Los rayos gamma se dispersarían por Compton en un módulo detector frontal, donde se medía la energía de interacción E1 , dada al electrón de retroceso, mientras que el fotón dispersado _por Compton sería luego capturado en una de las segundas capas de centelleadores en la parte posterior, donde se mediría su energía total, E2 . 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 frontal como posterior. 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 sobre el cual debe estar la fuente del fotón, y un "círculo de evento" correspondiente en el cielo. Debido al requisito de una coincidencia casi perfecta entre las dos interacciones, con el retardo 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 evento y círculos de evento, se pudo determinar un mapa de las posiciones de las fuentes, junto con sus flujos de fotones y espectros.

El Telescopio de Experimentos de Rayos Gamma Energéticos ( EGRET ) midió la posición de fuentes de rayos gamma de alta energía (de 20 MeV a 30 GeV) con una precisión de fracciones de grado y la energía de los fotones con una precisión del 15 %. 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 trayectorias del electrón y el positrón de alta energía creados se midieron dentro del volumen del detector, y el eje de la velocidad de las dos partículas emergentes se proyectó hacia el cielo. Finalmente, su energía total se midió en un gran detector de centelleo calorimétrico ubicado en la parte posterior del instrumento.

• El instrumento EGRET realizó el primer estudio de todo el cielo por encima de los 100 MeV. Utilizando cuatro años de datos, descubrió 271 fuentes, 170 de las cuales no habían sido identificadas.
• El instrumento COMPTEL completó un mapa de todo el cielo de ²⁶Al (un isótopo radiactivo del aluminio ).
• El instrumento OSSE completó el estudio más exhaustivo del centro galáctico y descubrió una posible "nube" de antimateria sobre el centro.
• El instrumento BATSE detectó, en promedio, un evento de estallido de rayos gamma por día, para un total de aproximadamente 2700 detecciones. Esto demostró de manera concluyente que la mayoría de los estallidos de rayos gamma deben originarse en galaxias distantes, no en nuestra propia Vía Láctea , y por lo tanto deben ser enormemente energéticos.
• El descubrimiento de los primeros cuatro repetidores de rayos gamma suaves ; estas fuentes eran relativamente débiles, en su mayoría por debajo de 100 keV y tenían períodos impredecibles de actividad e inactividad.
• La separación de los GRB en dos perfiles temporales: GRB de corta duración que duran menos de 2 segundos, y GRB de larga duración que duran más que eso.

El estallido de rayos gamma 990123 (23 de enero de 1999) fue uno de los estallidos más brillantes registrados hasta la fecha y el primero con un resplandor óptico posterior observado durante la emisión inicial 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 del estallido en rayos gamma y la distancia, se pudo deducir la energía total emitida, suponiendo una explosión isotrópica, lo que resultó en la conversión directa de aproximadamente dos masas solares en energía. Esto convenció finalmente a la comunidad de que los resplandores posteriores de los estallidos de rayos gamma se debían a explosiones altamente colimadas, lo que redujo considerablemente el presupuesto energético necesario.

• La finalización de un estudio de púlsares y un estudio de remanentes de supernovas .
• El descubrimiento en 1994 de fuentes terrestres de rayos gamma provenientes de nubes de tormenta.

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 se deterioró y necesitó un nuevo impulso para evitar la entrada atmosférica antes de lo deseado. ^{[ 10 ]} Fue impulsado 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 potencialmente extender su operación hasta 2007. ^{[ 10 ]}