Ginga

Ginga  je orbitální rentgenová observatoř v Japonsku , vytvořená projektovým týmem vedeným Minoru Odou z Institutu vesmírných věd a astronautiky (ISAS) (宇宙科学 研究所) ve spolupráci s NASA a ESA . Název "Ginga" znamená v japonštině " galaxie ". Před startem měla observatoř pracovní název Astro-C. Družice Ginga Observatory byla vypuštěna 5. února 1987 z Kagošimského vesmírného střediska v Japonsku.

Hlavním úkolem observatoře bylo pozorování různých rentgenových obloh v režimu triaxiální stabilizace. Pro plnohodnotnou práci hvězdárny bylo nutné, aby světlo Slunce na solární panely dopadalo pod úhlem maximálně 45 stupňů, což omezovalo část oblohy přístupnou přístrojům hvězdárny v kteroukoli danou chvíli. . Data z observatoře byla přenášena ve třech hlavních režimech – vysokorychlostní (16 kbps), střední rychlost (2 kbps) a nízká rychlost (0,5 kbps). Paměť na desce 42 Mbit umožňovala akumulovat data po dobu až 40 minut pro vysokorychlostní režim, 5,7 hodin pro středně rychlý režim a 22,7 hodin pro nízkorychlostní režim. Zaznamenaná data byla přenášena do země během komunikačních relací rychlostí 65,5 kbps nebo 131 kbps. Pozorování za pomoci observatoře Ginga měla k dispozici výzkumné týmy z Japonska, Velké Británie, USA a řady evropských zemí. Za dobu svého provozu observatoř zpozorovala asi 350 zdrojů různých tříd.

Nástroje

LAD

Hlavním přístrojem observatoře byla soustava proporcionálních čítačů LAD (Large Area Detector). Byl navržen a postaven ve spolupráci japonských a britských týmů (ISAS, University of Tokyo , Nagoya University, Leicester University, Rutherford Appleton Laboratory). Skládal se z osmi proporcionálních čítačů s celkovou efektivní plochou asi 4000 cm2 . Zorné pole detektorů 0,8x1,7 (šířka v polovině výšky) bylo omezeno voštinovým kolimátorem vyrobeným z tenkých plechů z nerezové oceli . Plynové komory detektorů byly naplněny směsí argonu (70 %), xenonu (25 %) a oxidu uhličitého (5 %) při tlaku 2 atmosféry a provozní teplotě 20 °C. Účinný energetický rozsah detektoru, ve kterém byla jeho účinnost více než 10 %, je 1,5-30 keV. Energetické rozlišení 20 % (FWHM) při 5,9 keV. Události zaznamenané zařízením byly analyzovány a distribuovány do 46 energetických kanálů. Různé způsoby ukládání informací umožňovaly zaznamenávat události s různým časovým rozlišením. Největší časové rozlišení je 0,98 milisekundy.

ASM

All-Sky Monitor (ASM, All-Sky Monitor) se skládal ze dvou identických proporcionálních čítačů pracujících v energetickém rozsahu 1–20 keV. Každý čítač byl vybaven kolimátorem se třemi různými zornými poli (1° x 45° FWHM). ASM dokázala skenovat celou oblohu za 1-2 dny a používala se k vyhledávání přechodných událostí a sledování jasných zdrojů.

GBD

GBD ( Gamma  -Ray Burst Detector ) byl navržen pro detekci gama záblesků v energetickém rozsahu 1-500 keV, měl dobré energetické rozlišení a časové rozlišení 31 ms. Zařízení se skládalo z proporcionálního čítače a scintilačního spektrometru. Zařízení GBD by také mohlo být použito jako monitor radiačního pásu , při jehož průchodu by velké pozadí nabitých částic mohlo poškodit další dva přístroje observatoře.

Hlavní výsledky

• Bylo objeveno a studováno množství jasných rentgenových nov [1] .
• Díky vysoké citlivosti LAD detektoru byly objeveny slabé přechodové zdroje v oblasti galaktické roviny [2] .
• Fluorescenční čáry železa byly objeveny v záření aktivních galaktických jader [3] .
• Poprvé byla sestrojena mapa emise Galaxie v emisní čáře vysoce ionizovaného železa 6,7 ​​keV a byla zjištěna výrazná jasnost oblasti středu Galaxie v této čáře [4] .

Poznámky

1. ↑ Spektrální vývoj jasné rentgenové novy GS 1124-68 (Nova MUSCAE 1991) pozorovaný pomocí GINGA
2. ↑ Je 5kpc galaktické rameno kolonií rentgenových pulsarů?
3. ↑ Rentgenový odraz od studené hmoty v jádrech aktivních galaxií
4. ↑ Distribuce 6,7 keV vedení železa v Galaxii

Viz také

• Seznam kosmických lodí s rentgenovými a gama detektory na palubě