مرصد كومبتون لأشعة غاما

قام مشروع تجربة مصادر الانفجارات والظواهر العابرة ( BATSE ) التابع لمركز مارشال لرحلات الفضاء التابع لناسا بمسح السماء بحثًا عن انفجارات أشعة غاما (من 20 إلى أكثر من 600 كيلو إلكترون فولت) وأجرى مسوحات شاملة للسماء بحثًا عن مصادر طويلة الأمد. تألف المشروع من ثماني وحدات كشف متطابقة، واحدة في كل زاوية من زوايا القمر الصناعي. ^{[ 6 ]} تضمنت كل وحدة كاشفًا كبيرًا للمساحة من يوديد الصوديوم المنشط بالثاليوم ( NaI(Tl )) يغطي نطاقًا من 20 كيلو إلكترون فولت إلى حوالي 2 ميغا إلكترون فولت،  بقطر 50.48 سم وسماكة 1.27  سم، وكاشفًا طيفيًا من يوديد الصوديوم بقطر 12.7  سم وسماكة 7.62  سم، والذي وسّع نطاق الطاقة العلوي إلى 8 ميغا إلكترون فولت، وكلها محاطة بمادة وميضية بلاستيكية تعمل بتقنية منع التزامن النشط للحد من معدلات الخلفية العالية الناتجة عن الأشعة الكونية والإشعاع المحصور. أدت الزيادات المفاجئة في معدلات الكشف عن أشعة غاما إلى تفعيل وضع تخزين البيانات عالي السرعة، حيث تُقرأ تفاصيل الانفجار وتُرسل إلى نظام القياس عن بُعد لاحقًا. وقد رُصدت الانفجارات عادةً بمعدل انفجار واحد تقريبًا يوميًا خلال مهمة مرصد غاما الكوني (CGRO) التي استمرت تسع سنوات. ويمكن أن ينتج عن انفجار قوي رصد آلاف أشعة غاما خلال فترة زمنية تتراوح من 0.1 ثانية إلى حوالي 100 ثانية.

رصدت تجربة مطياف الوميض الموجه ( OSSE ) التابعة لمختبر الأبحاث البحرية أشعة غاما الداخلة إلى مجال رؤية أي من وحدات الكشف الأربع، والتي يمكن توجيهها بشكل فردي، وكانت فعالة في نطاق طاقة يتراوح بين 0.05 و10 ميغا إلكترون فولت. احتوى كل كاشف على بلورة مطياف وميض مركزية من يوديد الصوديوم المنشط بالثاليوم ( NaI(Tl)) بقطر 303  مم (12 بوصة) وسماكة 102  مم (4 بوصات)، موصولة بصريًا من الخلف ببلورة من يوديد السيزيوم المنشط بالصوديوم (CsI  (Na)) بسماكة 76.2 مم (3 بوصات) وقطر مماثل، ويتم رصدها بواسطة سبعة أنابيب مضاعفة ضوئية تعمل كمفتاح ضوئي : أي أن أحداث الجسيمات وأشعة غاما القادمة من الخلف تُنتج نبضات بطيئة الصعود (حوالي 1 ميكروثانية)، والتي يمكن تمييزها إلكترونيًا عن أحداث يوديد الصوديوم النقي القادمة من الأمام، والتي تُنتج نبضات أسرع (حوالي 0.25 ميكروثانية). وهكذا، عملت بلورة CsI الخلفية كدرع مضاد للتزامن فعال ، مانعةً الأحداث القادمة من الخلف. كما أحاط درع آخر من CsI على شكل برميل، يعمل أيضًا كدرع مضاد للتزامن إلكتروني، بالكاشف المركزي من الجانبين، موفرًا تجميعًا تقريبيًا، رافضًا أشعة غاما والجسيمات المشحونة من الجانبين أو معظم مجال الرؤية الأمامي. ووُفر مستوى أدق من التجميع الزاوي بواسطة شبكة تجميع من شرائح التنجستن داخل برميل CsI الخارجي، والتي جمعت الاستجابة في مجال رؤية مستطيل الشكل بأبعاد 3.8° × 11.4° (عرض نصف القيمة القصوى). وحجب وميض بلاستيكي على طول مقدمة كل وحدة الجسيمات المشحونة الداخلة من الأمام. وعادةً ما كانت الكواشف الأربعة تعمل في أزواج. أثناء رصد مصدر أشعة غاما، كان أحد الكواشف يرصد المصدر، بينما ينحرف الآخر قليلًا عن المصدر لقياس مستويات الخلفية. كان الكاشفان يتبادلان الأدوار بشكل دوري، مما يسمح بإجراء قياسات أكثر دقة لكل من المصدر والخلفية. وكان بإمكان الأجهزة التحرك بسرعة تقارب درجتين في الثانية.

تم ضبط تلسكوب التصوير كومبتون ( COMPTEL )، التابع لمعهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية خارج الأرض ، وجامعة نيو هامبشاير ، والمعهد الهولندي لأبحاث الفضاء ، وقسم الفيزياء الفلكية بوكالة الفضاء الأوروبية، على نطاق طاقة يتراوح بين 0.75 و30 ميغا إلكترون فولت، وحدد زاوية وصول الفوتونات بدقة تصل إلى درجة واحدة، وطاقتها بدقة تصل إلى خمسة بالمئة عند الطاقات الأعلى. وكان للجهاز مجال رؤية يبلغ ستراديان واحد . ولرصد أحداث أشعة غاما الكونية، تطلبت التجربة تفاعلين متزامنين تقريبًا، في مجموعة من الومضات الأمامية والخلفية. تتشتت أشعة غاما بفعل تأثير كومبتون في وحدة الكاشف الأمامية، حيث تُقاس طاقة التفاعل E1 _{، الممنوحة للإلكترون المرتدّ، بينما يُلتقط الفوتون المتشتت بفعل تأثير} كومبتون في إحدى الطبقات الثانية من الومضات الخلفية، حيث تُقاس طاقته الكلية E2 . _{انطلاقًا} من هاتين الطاقتين، E1 و E2 _، يمكن تحديد زاوية تشتت كومبتون، الزاوية θ، بالإضافة إلى الطاقة الكلية للفوتون الساقط، _E1 + E2 _. كما تم قياس مواقع التفاعلات في كلٍ من الومضات الأمامية والخلفية. حدد المتجه V ، الواصل بين نقطتي التفاعل، اتجاهًا نحو السماء، بينما حددت الزاوية θ حول هذا الاتجاه مخروطًا حول V يقع عليه مصدر الفوتون، ودائرة حدث مقابلة في السماء. نظرًا لضرورة التزامن شبه التام بين التفاعلين، مع تأخير دقيق لا يتجاوز بضع نانوثوانٍ، تم كبح معظم أنماط إنتاج الخلفية بشكل كبير. ومن خلال جمع العديد من طاقات الأحداث ودوائرها، أمكن تحديد خريطة لمواقع المصادر، إلى جانب تدفقات الفوتونات وأطيافها.

قام تلسكوب تجربة أشعة غاما عالية الطاقة ( EGRET ) بقياس مواقع مصادر أشعة غاما عالية الطاقة (من 20 ميغا إلكترون فولت إلى 30 غيغا إلكترون فولت) بدقة تصل إلى جزء من الدرجة، وطاقة الفوتونات بدقة تصل إلى 15%. طُوّر تلسكوب EGRET من قِبل مركز غودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا ، ومعهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية خارج الأرض، وجامعة ستانفورد. يعمل كاشفه على مبدأ إنتاج أزواج الإلكترون-بوزيترون من الفوتونات عالية الطاقة المتفاعلة داخل الكاشف . قُيست مسارات الإلكترون والبوزيترون عاليي الطاقة المتولدين داخل حجم الكاشف، ورُسم محور V للجسيمين المنبعثين باتجاه السماء. وأخيرًا، قُيست طاقتهما الكلية في كاشف وميضي حراري كبير في الجزء الخلفي من الجهاز.

• أجرى جهاز EGRET أول مسح شامل للسماء فوق 100 ميغا إلكترون فولت. وباستخدام بيانات أربع سنوات، اكتشف 271 مصدراً، 170 منها لم يتم تحديدها.
• أكمل جهاز COMPTEL خريطة شاملة للسماء لـ ²⁶Al ( نظير مشع للألمنيوم ).
• أكمل جهاز OSSE المسح الأكثر شمولاً لمركز المجرة، واكتشف "سحابة" محتملة من المادة المضادة فوق المركز.
• رصد جهاز BATSE حدث انفجار أشعة غاما بمعدل حدث واحد يوميًا، بإجمالي يقارب 2700 حدث. وقد أظهر بشكل قاطع أن غالبية انفجارات أشعة غاما تنشأ في مجرات بعيدة، وليس في مجرات قريبة مثل مجرتنا درب التبانة ، وبالتالي فهي ذات طاقة هائلة.
• اكتشاف أول أربعة مصادر متكررة لأشعة غاما اللينة ؛ كانت هذه المصادر ضعيفة نسبياً، ومعظمها أقل من 100 كيلو إلكترون فولت، وكانت فترات نشاطها وخمولها غير متوقعة.
• تقسيم انفجارات أشعة غاما إلى نمطين زمنيين: انفجارات أشعة غاما قصيرة المدة التي تستمر أقل من ثانيتين، وانفجارات أشعة غاما طويلة المدة التي تستمر لفترة أطول من ذلك.

كان انفجار أشعة غاما 990123 (23 يناير 1999) من ألمع الانفجارات المسجلة آنذاك، وكان أول انفجار أشعة غاما مصحوبًا بتوهج ضوئي لاحق يُرصد أثناء انبعاث أشعة غاما الفوري (وميض الصدمة العكسية). وقد مكّن هذا علماء الفلك من قياس انزياح أحمر قدره 1.6 ومسافة قدرها 3.2 جيجا فرسخ فلكي. وبدمج الطاقة المقاسة للانفجار في صورة أشعة غاما مع المسافة، أمكن استنتاج إجمالي الطاقة المنبعثة بافتراض انفجار متساوي الخواص، مما أدى إلى تحويل مباشر لما يقارب كتلتين شمسيتين إلى طاقة. وقد أقنع هذا في نهاية المطاف المجتمع العلمي بأن التوهجات اللاحقة لانفجارات أشعة غاما ناتجة عن انفجارات عالية التركيز، مما قلل بشكل كبير من ميزانية الطاقة المطلوبة.

• إتمام كل من مسح النجوم النابضة ومسح بقايا المستعرات العظمى
• اكتشاف مصادر أشعة غاما الأرضية في عام 1994 والتي تأتي من السحب الرعدية

تم نشره على ارتفاع 450  كيلومترًا في 7 أبريل 1991، عند إطلاقه لأول مرة. ^{[ 10 ]} مع مرور الوقت، انخفض مداره واحتاج إلى إعادة رفعه لمنع دخوله الغلاف الجوي قبل الموعد المحدد. ^{[ 10 ]} أُعيد رفعه مرتين باستخدام الوقود الموجود على متنه: في أكتوبر 1993 من ارتفاع 340  كيلومترًا إلى 450  كيلومترًا، وفي يونيو 1997 من ارتفاع 440  كيلومترًا إلى 515  كيلومترًا، بهدف تمديد تشغيله حتى عام 2007. ^{[ 10 ]}