Ginga

Ginga är ett orbitalt  röntgenobservatorium i Japan , skapat av en projektgrupp ledd av Minoru Oda vid Institute of Space Science and Astronautics (ISAS) (宇宙科学 研究所) i samarbete med NASA och ESA . Namnet "Ginga" betyder " galax " på japanska. Före lanseringen hade observatoriet arbetsnamnet Astro-C. Satelliten Ginga Observatory lanserades den 5 februari 1987 från Kagoshima Space Center i Japan.

Observatoriets huvuduppgift var att observera olika röntgenhimlar i triaxialstabiliseringsläget. För observatoriets fullfjädrade arbete var det nödvändigt att solens ljus på solpanelerna föll i en vinkel på högst 45 grader, vilket begränsade den del av himlen som var tillgänglig för observatoriets instrument vid varje given tidpunkt . Observatoriedata överfördes i tre huvudlägen - höghastighet (16 kbps), medelhastighet (2 kbps) och låghastighet (0,5 kbps). Inbyggt minne på 42 Mbit tillåts ackumulera data i upp till 40 minuter för höghastighetsläge, 5,7 timmar för medelhastighetsläge och 22,7 timmar för låghastighetsläge. Inspelad data överfördes till marken under kommunikationssessioner med en hastighet av 65,5 kbps eller 131 kbps. Observationer med hjälp av Ginga-observatoriet var tillgängliga för forskarlag från Japan, Storbritannien, USA och ett antal europeiska länder. Under sin verksamhet har observatoriet observerat cirka 350 källor av olika klasser.

Verktyg

LAD

Observatoriets huvudinstrument var en uppsättning proportionella räknare LAD (Large Area Detector). Den designades och byggdes av ett samarbete mellan japanska och brittiska team (ISAS, University of Tokyo , Nagoya University, Leicester University, Rutherford Appleton Laboratory). Den bestod av åtta proportionella räknare med en total effektiv yta på cirka 4000 cm2 . Synfältet för detektorerna 0,8x1,7 (bredd på halv höjd) begränsades av en honeycomb- kollimator gjord av tunna plåtar av rostfritt stål . Detektorernas gaskamrar fylldes med en blandning av argon (70 %), xenon (25 %) och koldioxid (5 %) vid ett tryck av 2 atmosfärer och en driftstemperatur på 20°C. Detektorns effektiva energiområde, där dess effektivitet var mer än 10 %, är 1,5-30 keV. Energiupplösning 20 % (FWHM) vid 5,9 keV. Händelserna som registrerades av enheten analyserades och fördelades i 46 energikanaler. Olika sätt för informationslagring gjorde det möjligt att spela in händelser med olika tidsupplösning. Den största tidsupplösningen är 0,98 millisekunder.

ASM

All-Sky Monitor (ASM, All-Sky Monitor) bestod av två identiska proportionella räknare som arbetade i energiområdet 1–20 keV. Varje räknare var utrustad med en kollimator med tre olika synfält (1° x 45° FWHM). ASM kunde skanna hela himlen på 1-2 dagar och användes för att söka efter övergående händelser och övervaka ljuskällor.

GBD

GBD ( Gamma-Ray Burst Detector ) designades för att detektera gammastrålningskurar i energiområdet 1-500  keV, hade bra energiupplösning och en tidsupplösning på 31 ms. Anordningen bestod av en proportionell räknare och en scintillationsspektrometer . Dessutom kan GBD-enheten användas som en strålningsbältemonitor , under vilken en stor bakgrund av laddade partiklar kan skada de två andra instrumenten i observatoriet.

Huvudresultat

• Ett antal ljusa röntgennovaer har upptäckts och studerats [1] .
• På grund av den höga känsligheten hos LAD-detektorn har svaga transienta källor upptäckts i området för det galaktiska planet [2] .
• Fluorescerande linjer av järn har upptäckts i strålningen från aktiva galaktiska kärnor [3] .
• För första gången konstruerades en karta över utsläppen av galaxen i utsläppslinjen av högjoniserat järn 6,7 keV och en betydande ljusstyrka av regionen i mitten av galaxen i denna linje hittades [4] .

Anteckningar

1. ↑ Spektral utveckling av den ljusa röntgennova GS 1124-68 (Nova MUSCAE 1991) observerad med GINGA
2. ↑ Är den 5-kpc galaktiska armen en koloni av röntgenpulsarer?
3. ↑ Röntgenreflektion från kall materia i kärnorna i aktiva galaxer
4. ↑ Distributionen av järnlinje på 6,7 keV i Galaxy

Se även

• Lista över rymdfarkoster med röntgen- och gammadetektorer ombord