Gammastrahlen Satelliten

Einführung

Dieser Artikel befasst sich mit den astronomischen Satelliten die Röntgen und Gammastrahlen detektieren, also Typen die Strahlung sehr hoher Energie nachweisen, die man auf der Erde nie nachweisen kann, weil uns unsere Atmosphäre vor ihr schützt. Die ersten Experimente solche Strahlung nachzuweisen gehen zurück bis in die späten 40 er Jahre, als man Röntgendetektoren an Bord von V-2 Raketen kurze Zeit über die Atmosphäre brachte und dabei entdeckte, dass die Sonne eine sehr starke Röntgenquelle ist. Bis zu Bau der ersten Satelliten vergingen jedoch noch einige Jahre.

Gammastrahlen sind die energiereichsten Strahlen die man kennt. Sie werden von der Erdatmosphäre vollständig absorbiert. Als niedrigste Energie gibt man eine Wellenlänge von 0.5 nm oder eine Energie von 2.5 keV pro Photon an. Nach oben hin gibt es keine Grenze. Die Definitionen sind nicht ganz eindeutig, denn Röntgenstrahlung wird auch bis zu 0.005 nm Wellenlänge und 250 keV Energie definiert.

Technische Anforderungen

IBIS Kamera Röntgen und Gammastrahlen sind sehr durchdringend. Das weiß jeder, deswegen nutzt man sie auch zum Untersuchen des Körperinneren. Gammastrahlen kann man nicht irgendwie bündeln. Sie sind extrem durchdringend und dies muss man beim Bau von Detektoren beachten. Wenn man bei einem Gammastrahlen Observatorium einen Tubus sieht, dann nicht weil dahinter ein Spiegel steckt und man Streulicht abhalten will, sondern um seitlich einfallende Röntgenstrahlen auszuschalten. Der Detektor selbst ist ein Halbleiterelement, dass von einem Mantel umgeben ist, welches verhindern soll, dass Gammastrahlen von der Seite auf es treffen. Ein Gammastrahlen Photon hat genau Energie um den den gesamten Detektor zu durchschlagen. Das nutzt man aus, indem man z.B. mehrere Detektoren in Schichten übereinander legt. Ein Gamma-Photon passiert den ersten Detektor, schlägt dabei Elektronen aus den Hüllen der Atome und diese werden detektiert, es passiert die zweite Schicht und so weiter. Dabei nimmt die Energie ab, man kann also die Energie des Photos daraus errechnen. Sind die Detektoren wie CCD Chips aus einer Matrix aufgebaut, so kann man die X und Y Koordinate bestimmen wo ein Photon einschlug. Diese ändert sich von Schicht zu schicht, sofern es nicht genau senkrecht einfiel und man kann so zurückberechnen woher es kam. Instrumente für Gammastrahlen sind daher bei nur mäßigen Auflösungen riesig und schwer: Die Kamera IBIS an Bord von integral wiegt 764 kg, hat eine Detektorfläche von 2621 cm² und 16384 einzelne Detektoren. (Bild links) Trotzdem beträgt das Auflösungsvermögen nur 12 Bogenminuten - Zum Vergleich das menschliche Auge hat bei 100 % Sehschärfe eine im Mittel von 1 Bogenminute bei guten Bedingungen. Moderne Kameras arbeiten nach einem Lochmaskenprinzip: Jedes Element unter einer Lochmaske detektiert Gammastrahlen. Die Lochmaske verhindert, das andere Elemente ebenfalls Gammastrahlen bekommen

S 15

S 15 oder Explorer 11 war der erste Satellit der überhaupt Untersuchungen im Gammastrahlenbereich machte. Er wurde am 27.4.1961 mit einer Juno Trägerrakete gestartet. Erreicht wurde eine sehr elliptische Bahn mit einem erdnächsten Punkt von 486 km Höhe und einem erdfernsten von 1786 km Höhe. Die Bahn war 28.9 Grad zum Äquator geneigt und hatte eine Umlaufsdauer von 108.1 Minuten. Der Satellit war eine spin-stabilisierte Aluminium Box von 30.5 x 30.5 x 58.5 cm Abmessungen auf einem Zylinder von 15.2 cm Durchmesser und 52.2 cm Länge. Der Satellit hatte ein Gewicht von nur 37.2 kg.

Der Detektor war parallel zur Rotationsachse angebracht und wich von dieser maximal 5 Grad ab. Es handelte sich um einen Sandwich Detektor aus CsI und NI Kristallen mit einer Fläche von 20 g/cm² angeschlossen ein zwei Photomultiplier Röhren und einem Cerenkov Detektor dahinter mit einer Fläche von 4 cm², abgeschirmt durch Kunststoff vor seitwärts eintreten Teilchen.

Der CsI / NaI Detektor erfasste hochenergetische Gammastrahlen (mit mehr als 50 MeV Energie) wie auch Teilchen hoher Atommasse (der Satellit sollte auch die Strahlungsgürtel der Erde erforschen). Der Cerenkov Detektor dagegen in mehreren Energiebändern, abhängig von der Abschirmung zwischen 0.35 und 75 MeV. Gammastrahlen oder Elektronen und Positronen.

Durch einen Ausfall des Bandrekorders beim Start konnte nur Realzeit Telemetrie über 141 Stunden übermittelt werden. Das entsprach 3 % der Umlaufszeit während der 7 Monate in denen der Satellit aktiv war. So konnte er keine Informationen über Gammastrahlenquellen liefern. Ziel war es zumindest eine grobe Verteilung innerhalb der galaktischen Ebene zu erhalten.

SAS-B

SAS-2 War die Aufgabe von SAS-A die Suche nach Röntgenquellen, so sollte SAS-B nach Gammastrahlenquellen suchen. Der Satellit bestand aus einem Versorgungsmodul und einem 79 kg schweren Instrumentenmodul, dass fast die Hälfte der Startmasse von 166 kg ausmachte. Das Experimentmodul bestand aus zwei Funkenkammern, vier Kunststoff Szintillasationsdetektoren, vier Cerenkow Detektoren und ein Antikonzidenz Detektor geformt als Teleskop in Form eines Domes. Die gesamte Fläche der Funkenkammer betrug 640 cm², die Detektoren folgten in Sandwichbauweise darunter. Detektiert konnten Gammastrahlen zwischen 20 und 200 MeV Energie. Die räumliche Auflösung des Teleskops hing von der Energie ab und betrug 1.5 bis 5 Grad. Der Satellit rotierte sehr langsam um seine eigene Achse, einmal in 12 Minuten. Die Teleskope schauten 30 Grad zur Spinachse. Mittels Ausrichtung über Magnetfeldänderungen konnte er mit einer Genauigkeit von einem Grad ausgerichtet werden. 4 Solarpanel versorgten die 6 AH Batterie. Daten wurden mit 1000 Bit/sec aufgezeichnet und bei Passage einer Bodenstation vom Bandrekorder in hoher Geschwindigkeit abgespielt. Dies dauerte 5 Minuten. Der Satellit hatte Zylinderform und war 135 cm hoch und einen Durchmesser von 59 cm.

Wie SAS-A wurde der Satellit in eine äquatoriale Umlaufbahn mit einer Scout Trägerrakete geschossen. Die Bahn hatte einen erdnächsten Punkt von 443 km Höhe, einen erdfernsten von 632 km Höhe bei 1.9 Grad Neigung zum Erdäquator. Die Umlaufdauer betrug 95.4 Minuten. Nach dem Start am 15.11.1972 wurde der Satellit am 20.11.1972 in betrieb genommen und am 27.11.1972 begann man mit den Messungen. Ein Versagen der Niedrigvolt Stromversorgung am 8.6.1973 beendete die Messungen. Bis dahin hatte der Satellit 55 % des Himmels einmal abgetastet. Die vorgesehene Arbeitsdauer von einem Jahr wurde nicht erreicht.

Andere Bezeichnungen des Satelliten waren SAS-2 oder Explorer 48.

TD-1

TD-1 TD-1 war der ambitionierteste ESRO Satellit der entwickelt wurde. Er sollte den Himmel im UV Kartieren und weiterhin nach Röntgenquellen und Gammastrahlenquellen suchen. TD-1 wog 473 kg, wovon 120 kg auf die Instrumente entfielen. Der Satellit hatte Abmessungen von 0.9 x 1.0 x 2.2 m und bestand aus einem oberen Instrumentenmodul und einem unteren Servicemodul. 9360 Silizium Solarzellen auf 2 Panels lieferten den Strom, der von einer Nickel-Cadmium Batterie abgepuffert wurde. Sie gaben dem Satelliten eine Spannweite von 5.0 m.Er wurde mit einer Genauigkeit von 1 Bogensekunde ausgerichtet und rotierte mit einer Umdrehung pro Orbit um seine X-Achse. Dieser war so gewählt worden, dass er in einem halben Jahr den ganzen Himmel abscannte und eine Kartierung im UV Bereich durchführte. Entsprechend war auch die Design-lifetime des Satelliten 6 Monate, er arbeitet schließlich bis zum 4.5.1974 mehr als 2 Jahre lang. Gestartet wurde er am 12.3.1973 von einer Thor-Delta in einen 531 x 539 km hohen, um 95.3 Grad zum Äquator geneigten Orbit von der Vandenberg Air force Base aus. Auch der Name "TD-1" sagte etwas aus: Dies war ein Satellit der mit der Thor-Delta gestartet werden sollte (die meisten anderen ESRO Satelliten waren viel leichter und wurden mit einer Scout gestartet).

Sehr früh fielen in der Mission beide Bandrekorder aus, Dies geschah am 23.5.1972, nur 2 Monate nach dem Start am 12.3.1972. Die Bandrekorder sollten die Daten aufzeichnen und in der Nähe einer Bodenstation mit hoher Geschwindigkeit (30.6 KBit/sec bei 3 W Sendeleistung, verglichen mit 1.7 KBit/sec bei der Aufzeichnung oder dem Senden von Realzeitdaten mit 0.3 W Sendeleistung) wiedergeben. Um die Mission zu retten aktivierte man rund um den Globus 40 Empfangsstationen und konnte so über 95 % des Orbits Empfang halten. 30000 Sterne wurden im UV kartiert. Im Oktober 1972 war die Mission nominell zu Ende und weil der Orbit sich nun so verschoben hatte das die Erde die Sonnensensoren beschattete wurde der Satellit zwischen Oktober 1972 und Februar 1973 stillgelegte. Es folgte eine zweite Beobachtungsperiode von März-Oktober 1973, die produktivste der Mission, bei der man über 70 % des Orbits Daten abrufen konnte. Danach fing einer der Bandrekorder wieder an zu arbeiten. Man legte nun wieder den Satelliten still zwischen Oktober 1973 und März 1974 und nahm dann den Betrieb erneut auf. Am 4.5.1974 waren die 11 kg Stickstoff unter Druck als Lagekontrollgas aufgebraucht und der Satellit konnte nicht mehr stabilisierst werden. Er wurde desaktiviert. Bis dahin hatte er 2.5 mal den Himmel vollständig im UV kartiert. Dieser Katalog wurde erst im Jahre 2003 durch den der GALEX Mission abgelöst. Am 9.1.1980 trat er in die Erdatmosphäre ein und verglühte.

Die Experimente an Bord waren folgende:

S2/68: Ein UV Teleskop mit einem Spektrometer für kontinuierliche Scans des Himmels, empfindlich zwischen 135 und 300 nm.
S59: Ein UV Teleskop mit einem Spektrometer, beweglich aufgehängt um einzelne Quellen genauer untersuchen zu können. Empfindlich zwischen 200 und 300 nm. 0.18 nm Spektralauflösung.
S67: Zwei Festkörperdetektoren und ein Cerenkov Detektor zur Untersuchung von einfach geladenen Teilchen
S77 ein Proportionalzähler zur Untersuchung von Röntgenstrahlen zwischen 2-30 keV Energie
S88: Untersuchung von Gammastrahlen zwischen 50 und 500 MeV Energie.
S100: Ein Szintillationsdetektor mit einem Cäsiumiodidkristall detektierte solare Röntgenstrahlung zwischen 20 und 700 keV.
S133: Eine Funkenkammer, Videokamera, Partikelzähler und Cerenkov Detektoren erfassten Gammastrahlen zwischen 70 und 300 MeV

COS-B

COS-B COS-B war der erste ESA Satellit, obwohl er noch zu ESRO Zeiten entwickelt wurde. Gestartet sollte er von einer Europa II Rakete, doch die Einstellung des Programms machte eine Umbuchung auf eine Delta 2913 notwendig. COS-B war der erste Satellit der den gesamten Himmel im Gammastrahlenbereich von 50 MeV - 5 GeV Energie abtasten sollte. Der nur 278 kg schwere Satellit war für eine 1 Jahr lange Mission ausgelegt worden. Man rechnete, dass der Triebstoff (9.9 kg Stickstoff Druckgas) für 2 Jahre reichen würde. Betrieben wurde der Satellit nach dem Start am 9.8.1975 jedoch fast 7 Jahre lang bis zum 25.4.1982. Die Delta Trägerrakete schoss ihn in eine 337 x 98067 km hohe Bahn 90.2 Grad zum Äquator ein, bei denen er sich 25 von 37 Stunden Umlaufsdauer über den Strahlungsgürteln befand. In diesen war keine Beobachtung möglich. Störungen von Erde und Mond verformten den Orbit und zu Missionsende lag sie bei 12155 x 87455 km bei 98.4 Grad Neigung.

Der Satellit war ein 120 cm hoher Zylinder von 148.8 cm Durchmesser. Mit Antennen war er insgesamt 171.2 cm hoch. Er rotierte mit 10 U/min um die eigene Achse und konnte auf einen Punkt mit einer Genauigkeit von 0.5 Grad mit Sonnensensoren ausgerichtet werden. Die Beobachtung geschah nicht in einem kontinuierlichen Scan, sondern der Satellit wurde 4-5 Wochen lang auf einen Punkt ausgerichtet und beobachtete diese Region. Insgesamt 64 Ausrichtungen gab es während der Mission, die etwa 50 % des Himmels abdeckten. (Da man Gammaquellen in der Milchstraße vermutete war dies keine Einschränkung).

Die Solarzellen auf der Oberfläche lieferten 83 Watt Leistung, 25 Watt wurden für das Experiment benötigt. Im S-Band wurde in 3 Datenraten zwischen 80 und 320 KBit/sec mit 6.5 Watt Sendeleistung zur Erde gesandt. Es gab keinen Massenspeicher, doch für die Erfassung plötzlicher Gammastrahlenausbrüche gab es einen 8 KBit Puffer für die Daten, typischerweise brauchte man 1100 Bit um die Daten eines Blitzes zu speichern.

Das Teleskop war eine 24 x 24 x 24 cm große Funkenkammer von 400 cm² nutzbarer Fläche. Angeschlossen waren verschiedene Detektoren wie Proportionalzähler, Cerenkov Detektoren, Photomultiplier und Cäsiumiodid Energiekalorimeter. Das Gesichtsfeld betrug etwa 2 Grad (der vierfache Vollmond Durchmesser). Die 118 kg schwere Instrumentierung konnte mit einer Genauigkeit von 0.5 Grad ausgerichtet werden.

Der Satellit war operationell bis zum Verbrauch des Stickstoff-Druckgases zur Lagekontrolle am 25.4.1982. Bis zu diesem Zeitpunkt war kein Subsystem ausgefallen.

Die HEAO Serie

HEAO 1 Die HEAO Serie waren die letzten großen Observatorien, welche die NASA als Serie starteten, d.h. baugleiche Satelliten mit unterschiedlichen Instrumenten, Alle danach gestarteten Satelliten waren Einzelexemplare. Die Satelliten hatten als sie 1977 gestartet wurden eine fast 10 Jährige Bau und Entwicklungszeit hinter sich. Die Röntgenteleskope stammten vom Smithsonian Astrophysikalischen Observatorium, die Satelliten wurden von TRW gebaut. Insgesamt kostete der Bau und der Betrieb der 3 Satelliten 246 Millionen USD., da man zahlreiche Komponenten aus anderen Programmen verwenden konnte.

HEAO steht für High Energy Astronomical Observation. Jeder HEAO Satellit ist 5.8 m hoch. Die Startmasse lag zwischen 2950 und 3150 kg und resultierte vor allem aus der unterschiedlichen Instrumentierung, die etwa die Hälfte der Masse ausmachte. Jeder Satellit wurde mit Atlas Centaur Raketen in eine 450 km hohe Kreisbahn geschossen. Die Lebensdauer wurde durch den begrenzten Treibstoff für die Lagekontrolldüsen limitiert. Ab HEAO 2 gab es eine zusätzliche Kreiselstabilisierung. Der zusätzliche Energiebedarf wurde durch vergrößerte Solarzellen gedeckt. Gemeinsam war eine achteckige Grundstruktur, ansonsten variierten Größe und Form

HEAO-1 wurde am 12.8.1977 gestartet und sollte während der 6 monatigen vorgesehenen Betriebszeit vornehmlich eine Kartierung des Himmels vornehmen. Er arbeitete über 17 Monate lang und konnte fast den gesamten Himmel erfassen. Die Zahl der bekannten Punktquellen stieg danach von 350 auf 1500 und eine bedeutende Entdeckung waren die Röntgenemissionen heißer Gase, die Galaxienhaufen umgaben. Hauptnutzlast waren 4 Detektoren für die harte Röntgenstrahlung und Gammastrahlung zwischen 0.15 und 10 MeV Energie. Die Startmasse betrug 2722 kg. Die Trockenmasse 2551.2 kg, davon waren 1220 kg Experimente. Der maximale Durchmesser betrug 2.67 m und die Höhe 5.68 m. Der Satellit rotierte mit 0.03 Umdrehungen pro Minute um seinen Vektor senkrecht zur Sonne und sollte so in 6 Monaten den gesamten Himmel einmal abbilden. Über dem Südatlantik musste der Betrieb jedoch eingestellt werden um eine zu starke Störung durch Partikelstrahlung zu verhindern. Die Datenrate zum Boden betrug 6.5 KB/sec im Realtime Betrieb und 128 KBit/sec beim Abrufen der Daten von zwei Bandlaufwerken. Am 9.1.1979 war der Vorrat an Treibstoff zur Lageregelung erschöpft und der Satellit wurde abgeschaltet.

HEAO-2 HEAO-2 folgte am 13.11.1978 und erhielt den Namen "Einstein Observatorium". (Einstein wurde 100 Jahre vorher geboren). Sein Teleskop hatte eine bessere Auflösung und er hatte die Aufgabe die mit HEAO-1 entdeckten Quellen genauer zu untersuchen. Weiterhin verfügte er über ein Röntgenspektrometer welches es erlaubte chemische Elemente in bis zu 10 Millionen Grad heißem Plasma nachzuweisen. 4 Experimente der 1450 kg schweren Nutzlast konnten über ein Karussell vor die Öffnung des Wolter Teleskops geschoben werden. Dieses hatte ein Gesichtsfeld von 1 x 1 Grad. Die Auflösung der Instrumente lag bei einigen Bogensekunden. Die Instrumente an Bord waren:

Solid-state Spectrometer (SSS)
Focal Plan Crystal spectrometer (FPCS)
Imaging proportional Counter (IPC): Dieses Instrument machte 4132 Bilder mit einer Kantenlänge von 75 Bogenminuten und im Energiebereich von 0.2 bis 3.5 keV/Photon.
High-Resolution Imaging Detector (HRI): Dieses Instrument machte insgesamt 870 Bilder von Röntgenquellen mit einer Kantenlänge von 24 Bogenminuten und im Energiebereich von 0.15 bis 3 keV/Photon.

HEAO-3 Dazu gab es den Monitor proportional Counter (MPC) der neben dem Teleskop parallel angebracht war und einen größeren Ausschnitts des Himmels erfasste. ein zuschaltbarer Breitbandfilter und Spektrometer, die anstatt den Instrumenten vor das Teleskop geschoben werden konnten.

Er entdeckte in der Andromeda Galaxie 70 Punktquellen und Quasare in bis zu 10 Milliarden Lichtjahre Entfernung. Die einjährige Betriebsdauer wurde weit übertroffen, erst am 25.4.1981 fiel der Satellit aus. Er entdeckte das O Klasse Sterne Röntgenquellen sind und sogar Jupiter und die Erde Röntgenstrahlung aussenden. Seien Startmasse betrug 3150 kg. Er gelangte in eine 360 km hohe Kreisbahn.

HEAO-3 hatte die Aufgabe den Himmel im Gammastrahlenbereich zu kartieren, analog zu HEAO-1 im Röntgenbereich. Er wurde am 20.9.1979 gestartet und arbeitete bis zum 30.5.1981. Auch bei ihm war nur eine einjähriger Betrieb vorgesehen. Er konnte in dieser Zeit eine vollständige Kartierung durchführen und weiterhin bei entdeckten schwarzen Löchern eine extreme zeitliche Variation des Signals feststellen. Ein weiteres Experiment vermass die Verteilung von Atomkernen bis zur Kernladungszahl 92 (Uran) in der kosmischen Strahlung. HEAO-3 wog wie sein Vorgänger 3150 kg und gelangte in eine 440 km hohe Kreisbahn.

Instrumente waren vier P-Typ, Germanium Detektoren mit hoher Reinheit. Jeder mit einem Volumen von 100 cm³. Diese Detektoren wurden umgeben von einem großen CsI Schild Sie konnten Strahlung von 50 keV-10 MeV erfassen. Die Energieauflösung betrug 3 keV bei 1.46 MeV. Das Gesichtsfeld war mit 30 Grad sehr groß.

Compton - GRO

Compton Das Gamma Ray Observatorium (GRO) das später den Namen Compton erhielt ist der größte je gestartete wissenschaftliche Satellit der NASA. Nach Hubble war es das zweite der vier großen Observatorien, welche die NASA zur Beobachtung in allen Wellenlängenbereichen plante (die beiden anderen waren das Röntgenobservatorium Chandra und das Infrarotobservatorium Spitzer). Ausgesetzt wurde es am 5.4.1991 von dem Space Shuttle Atlantis bei der Mission STS-37 in einen 450 km hohen Orbit. Die Masse von über 16 t war notwendig um möglichst schwere Instrumente mitzuführen, weil bei Gammastrahlen die Detektormasse proportional zur Empfindlichkeit ist. 4 Instrumente deckten einen sehr breiten Energiebereich von 30 keV - 30000 MeV ab, also über 6 Zehnerpotenzen:

Der Gammastrahlen-Burst Detektor (BATSE)
ein begrenzt ausrichtbarer Szintillations Detektor (OSSE)
das abbildende Compton Teleskop COMPTEL
das Hochenergie Teleskop EGRET

BATSE besteht aus 12 großen Natriumiodid Kristallen, jeweils 2 in den Ecken des Observatoriums. Sie erfassen Gammastrahlen aus allen Himmelsrichtungen. Die Kristalle konvertieren Gammastrahlen zwischen 20 keV und 1 MeV Energie in sichtbare Blitze, die von Photomultipliern verstärkt werden. Die Besonderheit von BATSE (Burst and Transient Source Experiment) war die hohe zeitliche Auflösung die zum Überwachung des gesamten Himmels nach plötzlich auftretenden Gammastrahlenausbrüchen genutzt wurde. Jeder Natriumidodkristall hatte 48 cm Höhe bei 1.27 cm Durchmesser. Es gab 6 Energiekanäle mit einer zeitlichen Auflösung von 0.1 Mikrosekunden. BATSE wog durch die massiven Kristalle 976 kg. Während 9 Jahren detektierte BATSE über 2700 Gammastrahlenausbrüche.

Oriented Scintillator Spectrometer Experiment (OSSE): OSSE deckt mit seinem Messbereich von 50 keV - 10 MeV in etwa den gleichen Bereich wie BATSE ab, durch Kollimatoren ist es jedoch viel sensitiver in der Detektion der Richtung aus welcher die Gammastrahlung kommt. Mit vier Detektoren konnte OSSE auf ein Objekt ausgerichtet werden, wobei ein Detektor die Objektstrahlung erfasste und die anderen den Hintergrund, so dass man eine höhere Sensitivität erreichte. OSSE hatte zudem eine sehr gute spektrale Auflösung die es z.B. erlaubte die Zyklotronstrahlung von Elektronen bei 511 keV sehr genau zu erfassen und von anderer Strahlung zu unterscheiden. Das Gesichtsfeld betrug 9 Grad. Jeder Detektor war deswegen um 15 Grad zu den anderen verschoben. Die Sammelfläche betrug 1507 cm². es gab zwei Modi: Im normalen Modus gab es eine Zeitauflösung von 8 Sekunden. Sollten Gammasbursts beobachtet werden, so konnte man im Burstmodus kurze Zeit lang mit 4 Mikrosekunden Auflösung messen. OSSE wiegt mit 1814 kg nahezu so viel wie EGRET.

COMPTEL ist ein abbildendes Gammastrahlen Teleskop. Es benutzt ein neues Meßprinzip aus zwei Detektorebenen, einer oberen Schicht aus Szintillationsdetektoren in denen die Gammastrahlen Photonen auslösen, jedoch nicht absorbiert werden und einer tieferen Ebene aus Festkörper Detektoren in denen die Gammastrahlen absorbiert werden. Durch Berechnung des Flugpfades zwischen zwei Ereignissen in beiden Detektoren kann man sehr genau die Richtung aus welcher die Strahlung kam bestimmen und so ein Bild erzeugen. Die fläche von COMPTEL war riesig: 1 m² deckten alleine die NaI Szintillationsdetektoren ab. Die Auflösung betrug dann je nach Einfallswinkel zwischen 2 und 6 Grad am Himmel. COMPTEL war empfindlich zwischen 1 und 30 MeV Energie wobei man besonders die Emissionen von schweren Atomen zwischen 0.5 und 5 MeV erfassen wollte. COMTELÖ wog dann auch allein 1460 kg. An ihm war unter anderem auch das Max Planck Institut für Astrophysik aus Deutschland mit beteiligt.

EGRET, das Energetic Gamma Ray Experiment Telescope ist mit 1860 kg Masse das schwerste Experiment an Bord. Es bestand aus einer Funkenkammer um Gammastrahlen aus der Vernichtung von Elektronen/Positronen nachzuweisen und einen großen NaI Kristall um diffuse Gammastrahlung nachzuweisen. Es deckt den sehr hohen Energiebereich von 20 MeV bis 30 GeV Energie. Durch die Hintereinanderschaltung der beiden Detektoren ist es wie COMPTEL ein abbildendes Instrument.

Zwischen ersten Planungen und dem Start mit dem Space Shuttle Atlantis vergingen 14 Jahre. Heraus kam der größte je gestartete wissenschaftliche Satellit mit einer Startmasse von 16329 kg, davon entfielen 6110 kg auf die vier Instrumente. Die Kosten alleine für das Teleskop ohne den Start lagen bei über 1 Milliarde US-$. Der Orbit hatte einen erdnächsten Punkt von 362 km Höhe und einen erdfernsten von 457 km Höhe. Dadurch sank das Observatorium, das keinen eigenen Antrieb hatte im Laufe der Zeit ab.GRO konnte ein Gebiet bis zu 14 Tage lang mit einer Ausrichtungsgenauigkeit von 2 Bogenminuten beobachten. Neuausrichtungen erfolgten durch eine 3 Achsenstabilisierung mit 1860 kg Hydrazin. Innerhalb von 36 Stunden konnte es auf ein neues Ziel ausgerichtet werden. Messungen an Borderfolgten mit einer Genauigkeit von 0.1 ms.

Am 4.6.2000 wurde das noch vollständig arbeitende Observatorium durch einen gezielten Absturz zum Verglühen gebracht. Dem vorrausgegangen waren zahlreiche Proteste von Wissenschaftlern. Ursache war, das einer der 3 Gyroskope zur Ausrichtung des Teleskops am 3.1.2000 ausfiel. Daraufhin bezeichnete die NASA den Betrieb nicht mehr als sicher und veröffentlichte am 24.3.1000 einen Plan zum gezielten Deorbit über dem Pazifik vor der Küste Chiles. Die Proteste waren deswegen so groß, weil zum einen der Verlust eines Gyroskops noch kein Beinbruch ist. Hubble arbeitet seit Jahren mit zweien seiner 6 Gyroskope und an Bord von SOHO sind inzwischen alle ausgefallen und der Satellit arbeitet nach einem Softwareupdate in einem gryoskoplosen Betreib! Zum anderen war GRO einzigartig wegen seiner Größe und den dadurch empfindlichen Instrumenten. Sei waren um Größenordnungen empfindlicher als bei allen Vorgängermissionen.

SAC-B und HETE

SAC-B (Satellite de Aplicaciones Cientificas) ist ein gemeinsames Projekt der NASA und Argentinien. Die NASA stellt 2 Instrumente, die Trägerrakete Pegasus und übernimmt die ersten Arbeiten im Orbit um den Satelliten in Betrieb zu nehmen und steht später mit ihrem Netz von Bodenstationen als Backup für Notfälle bereit. Argentinien baut den Satelliten und stellt ein Instrument und die Bodenstation. Italien stellt den Solargenerator und ein weiteres Instrument.

Gestartet wurde SAC-B am 4.11.1996.mit einer Pegasus von Wallops Island aus. Der 181 kg schwere Satellit gelangte in eine Umlaufbahn, doch durch einen Fehler in der dritten Stufe der Pegasus wurden die Solarpanels nicht entfaltet und der Satellit taumelte im raum. Es gelang zwar die Solarpanels dann durch Kommandos vom Boden aus zu entfalten, doch durch das Taumeln und Abschatten durch die dritte Stufe der Pegasus bekam der Satellit zu wenig Strom durch die Panels und die Batterien an Bord entluden sich. Geplant war eine mindestens 3 jährige Lebensdauer des Satelliten. Ob der 550 km hohe Orbit korrekt erreicht wurde konnte bei der kurzen Betriebszeit des Satelliten nicht ermittelt werden.

Der Satellit hatte die Abmessungen von 62 x 62 x 82 cm. 4 Solarpanels von 62 x 76 cm Größe sollten den erforderlichen Strom liefern.

Die drei Instrumente an Bord waren folgende:

HXRS : Ein Röntgen und Gammastrahlenburst Detektor von Argentinien der Gammastrahlenausbrüche und solare Röntgenstrahlenausbrüche registrieren sollte
(GXRE: Ein CCD Detektor für Röntgenstrahlen vom Goddard Space Flight Institute sollte solare und Gammastrahlenburst direkt abbilden. ein zweiter Detektor der Cosmic Unresolved X-ray Background Instrument (CUBIC) untersuchte mit CCD den kosmischen Röntgenstrahlenhintergrund und stammte von der Penn State Universität
Von Italien stammte der ISENA Detektor der neutrale hochenergetische Atome untersuchte.

Zusammen mit SAC-B wurde HETE gestartet, das High Energy Transient Experiment (HETE). Der 128 kg schwere Satellit sollte Gammastrahlenausbrüche mit einer Genauigkeit von wenigen Bogensekunden detektieren und die Daten in hoher Datenrate an Bord in Realzeit zwischenspeichern und verarbeiten können - Bislang war dies unmöglich. Dazu verfügte er 3 Detektoren in 3 Wellenbereichen mit zunehmender Genauigkeit: Einen Gammastrahlendetektor, einen Röntgenstrahlendetektor und eine UV sensitive Kamera.

$ Solarpanels sollten 168 Watt an Strom liefern. Aufgrund desselben Effekts (dem Ausfall der Batterie der dritten Stufe der Pegasus) trennte sich HETE nicht von dieser und die Solarpanels konnten nicht ausgefahren werden. Er ging daher wie SAC-B nach wenigen Tagen verloren.

HETE 2

HETE-2 HETE wurde nachgebaut und am 10.9.2000 gestartet. Der 128 kg schwere Satellit ist von rechteckförmiger Gestalt, mit Abmessungen von 50 x 50 x 100 cm. 4 Solarpanels liefern jeweils 42 Watt,, zusammen also 168 Watt an Strom. Abgepuffert wurde der Strom durch 6 Batteriepacks, jede aus 24 Nickelcadmiumbatterien mit jeweils 1.5 V Spannung und 1.2 AH Kapazität. Die Lagekontrolle erfolgte durch Magnetfelddrehung und ein Reaktionsschwungrad. Festgestellt wurde die Ausrichtung durch 12 Sonnensensoren und eine optische Kamera. 4 Computer bestehend jeweils aus einem T805 Transputer, 2 Motorola 56001 DSP und 20 MByte RAM kontrollierten den Satelliten, jeder für eine andere Teilaufgabe,

Die 3 Instrumente blickten zusammen in dieselbe Himmelsregion und deckten zusammen einen Bereich von 4 Dekaden in der Energie ab:

French Gamma Telescope (FREGATE) : Das von der CNES entwickelte Gammastrahlentelekop basierte auf dem bei PHOBOS-2 erfolgreich erprobten ILAS Instrument. Es detektierte Gammastrahlen zwischen 10 und 600 keV Energie mit einer Auflösung von 9-20 % abhängig von der Wellenlänge. Die Zeitauflösung betrug 10 Mikrosekunden und seien primäre Aufgabe war das Entdecken von Gammastrahlenausbrüchen und das Überwachen von Röntgenquellen.
Wide Field X-ray Monitor (WXM) : Das Instrument stammte von Japan und den USA. Zwei Detektoren, jeweils nur empfindlich in einer Raumrichtung bildeten orthogonal übereinander gepackt einen in X und Y Richtung empfindlichen Detektor. Röntgenstrahlen mussten zuerst eine Maske aus Aluminium mit Goldstreben in zufälliger Verteilung passieren, die ein charakteristisches Beugungsmuster erzeugte. Detektoren waren abgeschirmte Proportionalzähler mit Xenongasfüllung. Die Gesamtfläche betrug 120 x 83.5 mm.
Soft X-ray Camera and Boresight Camera (SXC) bestand aus einem Array von 4096 x 2048 Pixel CCD. Sie sind empfindlich für UV Strahlen von 0.5-14 keV Energie. Die Auflösung beträgt lediglich 33 Bogensekunden pro Pixel. Je eine Kamera schaut in die X und in die Y Achse des Satelliten
Zur visuellen Detektion gibt es noch zwei optische Kameras verbunden an ein Zeiss Objektiv von 80 mm Brennweite und Blende 2.8 mit jeweils 512 x 512 Pixel und 5.5 Grad Gesichtsfeld. Sie sind parallel zu den SXC angeordnet.

Gesendet wurde im S-Band, eine zweite UHF Antenne bei 138 MHz wurde für Burstalarame genutzt um den Satelliten dann schnell auf eine Quelle auszurichten. Da der Satellit nun alleine flog konnte er eine höhere Bahn von 590 x 650 km Höhe mit 1,95 Grad Inklination um den Äquator erreichen. Dazu wurde die Pegasus über dem Kwajalein Südsee Atoll abgeworfen.

Integral

Integral ist anders als XMM Newton eine Medium-Size Mission, das bedeutet, der Satellit musste erheblich preiswerter als XMM Newton sein, obwohl er noch schwerer ist - der schwerste in Europa gebaute wissenschaftliche Satellit. Dies wurde durch internationale Zusammenarbeit erreicht. Russland war beteiligt durch die Proton als Startrakete (preiswerter als eine Ariane 5) und die NASA durch die Stellung einer zweiten Bodenstation in Goldstone.

Integral ist deswegen mit 3954 kg so schwer, weil man Gammastrahlen anders als Röntgenstrahlen nicht bündeln kann. Um eine gute Ortsauflösung zu erreichen muss man die Detektoren sehr groß manchen und zudem abschirmen, damit seitlich eindringende Strahlen keine falsch positiven Signale erzeugen. 2013 kg der Startmasse entfielen denn auch auf das Instrumentenmodul. 540 kg auf den Treibstoff, Hydrazin, das von vier 20 N Triebwerken katalytisch zersetzt wird. Der Großteil wurde benutzt um nach dem Start in einen 700 x 153000 km Orbit diesen auf 10000 x 153000 km mit einer Umlaufperiode von 3 Tagen umzuwandeln.

Dieser Orbit hat zwei Vorteile. Zum einen ist er so hoch, das man mit 2 Bodenstationen auf der Erde auskommt um die Sonde über mindestens 84 % ihrer Umlaufszeit zu kontaktieren. Zum anderen befindet sich der Satellit so sehr lange über den Strahlungsgürteln der Erde, welche falsch positive Signale erzeugen und die Elektronik schädigen können. (entsprechend ging man ja auch bei COS-B vor). Eine zweite Methode ist es die Teilchen zusätzlich zu detektieren und dann nur Signale zu messen, die man im eigentlichen Detektor für Gammastrahlen, aber nicht im Detektor für Teilchen misst. Dies setzt GLAST ein.

Einsparungen gab es durch die Verwendung des Versorgungsmoduls von XMM Newton, bei dem nur kleinere Änderungen nötig waren. Es wiegt 1401 kg. Integral hat Abmessungen von 2.8 x 3.2 x 5.0 m, ist also kürzer als XMM, da die langen Röntgenteleskope wegfallen. Die Solarpanel geben ihm eine Spannweite von 16 m, sie liefern beim Start 2377 W an Strom, nach 2.2 Jahren noch 1960 W. Die Primärmission war mit 2.2 Jahren angesetzt, mit einer schon vorgesehenen Verlängerung um weitere 3 Jahre. Zur Zeit (Januar 2007) ist der Betrieb bis Ende 2009 gesichert. Daten werden mit 91 KBit/sec zur Erde übertragen. Zwei Bodenstationen in Goldstone und Redu in Belgien empfangen die Daten und senden Kommandos mit 2 KBit/sec zum Satelliten. Der Satellit kann auf 15 Bogenminuten in der Y und Z und 5 Bogenminuten in der X Achse stabilisiert werden.

Insgesamt befinden sich vier Instrumente an Bord des Satelliten:

SPI: Mit 1213 kg Masse ist SPI das größte Instrument. Es ist ein Spektrometer, welches zwischen 20 keV und 8 MeV arbeitet und eine Energieauflösung von 2.4 kEV bei 1.33 MeV aufweist. Auf einer Detektorfläche von 500 cm² werden die Gammastrahlen aufgefangen. Das Gesichtsfeld beträgt 15 Grad bei einer Ortsauflösung von 2.8 Grad. 19n hexagonale Germanium Einkristalldetektoren werden auf 90 K gekühlt. Die Energieauflösung wird erreicht indem an jeden Detektor eine festgelegte Spannung von bis zu 5000 V angelegt wird. Insgesamt 19 Photomultiplierröhren bilden einen Antikonzidenz Detektor.
IBIS ist mit 764 kg Masse das zweite schwere Instrument an Bord des Satelliten. Es ist eine "Kamera" für Gammastrahlen. Sie arbeitet zwischen 15 keV und 10 MeV mit eine Gesichtsfeld von 9 x 9 Grad und einer Auflösung von nur 12 Bogenminuten. Die Energieauflösung ist schlechter und liegt bei 8-9 % der Energie. Das Bild wird erzeugt durch 16384 einzelne Cadmiumtellurid Kristalle von 4 x 4 x 2 mm Größe, die sich dicht an Dicht gepackt Zusammen ist der Detektor 2621 cm² groß.
JEN-X wiegt dagegen nur 76 kg und ist ein Röntgenstrahlendetektor, der zwischen 3 und 35 keV sensitiv ist. Bei einem Gesichtsfeld von 4.8 Grad beträgt sein Auflösungsvermögen 3 Bogenminuten. Röntgenstrahlen ionisieren ein Gemisch von 90 % Xenon und Methan. Die Ionenwolke wird wird verstärkt und als elektrisches Signal detektiert. Die Ortsauflösung wird durch eine codierte Maske über dem 1000 cm² großen Detektor erreicht. Die Beobachtung von Emissionen im Röntgenbereich ist wichtig zum Verständnis der Natur der Gammastrahlen.
OMC ist eine zweite ergänzende Kamera. Sie arbeitet nur im optischen Bereich, angeschlossen an einen Refraktor mit einer Öffnung von 50 cm. Detektor ist ein 2048 x 1024 Pixel großes CCD, von dem die Hälfte der eigentliche Detektor (1024 x 1024 Pixel, 1.33 cm Kantenlänge) und der zweite Teil als Frame-Transfer CCD dient um schnell den Bildinhalt dorthin zu kopieren um ihn später langsam auszulesen. Das Gesichtsfeld beträgt 5 Grad bei einer Auflösung von 17.6 Bogensekunden. Ein Breitbandfilter lässt nur Licht zwischen 550 und 850 nm durch. Sie wiegt nur 26 kg und hat trotzdem wegen der viel besseren Möglichkeit Licht zu bündeln und zu detektieren die 90 fache Auflösung der mehr als 30 mal schwereren IBIS Kamera.

Gestartet wurde Integral am 17.10.2002 mit einer Proton mit Block DM Oberstufe. Nach fünf Orbits wurde der Orbit durch die Triebwerke in einen 9050 x 153.657 km hohen mit 52.25° Neigung und einer Umlaufsdauer von 72 h umgewandelt. Dieser verändert sich durch Störungen von Erde, Mond und Sonne und sollte nach 5 Jahren eine Höhe von 12.500 x 153.650 km, 87° erreicht haben, wodurch der Satellit noch stärker außerhalb der Strahlungsgürtel ist.

Swift

SWIFT SWIFT ist der neueste Gammastrahlensatellit und Bestandteil des MIDEX Explorer Programmes der NASA. Er wurde am 20.11.2004 mit einer Delta 7320 in eine 600 km hohe 20 Grad zum Äquator geneigte Umlaufbahn gebracht. Diese Umlaufbahn ist über mindestens 7 Jahre Stabil. Die Primärmission des Satelliten dauert 2.2 Jahre. Ziel ist das Entdecken und Untersuchen von 100 Gammastrahlenausbrüchen pro Jahr. Swift wiegt 1470 kg,

Die Ausrüstung ähnelt ein wenig HETE: Ein Gammastrahlenteleskop zur Aufspürung von Gammastrahlenausbrüchen und jeweils ein Teleskop im Röntgenstrahlen und UV Bereich um das "Nachleuchten" bei niedriger Energie zu detektieren.

Das primäre Instrument BAT (Burst Alert Telescope) ist 3 mal empfindlicher als BATSE an Bord von GRO. Es besteht aus einem maskencodierten Detektor aus CdZnTe Kristallen von 4 x 4 x 2 mm Größe: 128 x 256 Elemente dieser bilden einen 5200 cm² großen Detektor. Empfindlich ist er zwischen 15 und 150 keV Energie und die Ortsauflösung beträgt 1-4 Bogenminuten (60-240 Bogensekunden). Das Gesichtsfeld beträgt 17 Bogenminuten.
XRT (X-Ray Telescope) ist ein Röntgenteleskop mit einer Detektorfläche von 135 x 135 cm². Seine 600 x 500 Pixel können den Ort einer Quelle mit einer Genauigkeit von 4 Bogensekunden feststellen. Es detektiert Strahlung mit Energien von 0.2-10 keV Energie. Mit beteiligt an dem Instrument sind Italien und Großbritannien. Großbritannien stellt z.B. den CCD Chip der identisch zu dem in Integral eingesetzten ist. Angeschlossen ist der Detektor an ein Wolter I Röntgenteleskop mit einem Gesichtsfeld von 18 Bogenminuten.
UVOT (Ultraviolett/Optical Telescope) ist ein Teleskop mit einem 30 cm Cassegrain Spiegel und einer Blende von 12.7. Seine 2048 x 2048 Pixel großen CCD können eine Quelle mit einer Genauigkeit von 1 Bogensekunde erfassen. Fas Gesichtsfeld beträgt 17 Bogenminuten. Empfindlich ist es für UBV und sichtbare Strahlung zwischen 170 und 650 nm Wellenlänge. Das Instrument stammt von den USA mit Beteiligung Englands (optisches Teleskop).

Der Satellit kann um 50 Grad in 75 Sekunden gedreht werden um Bursts schnell zu detektieren. Die Daten werden an Bord zwischen gespeichert und beim Überflug der italienischen Bodenstation in Malindi mit 2.25 MBit/s übertragen. Er ist Ende 2007 kurz vor dem Start seines Nachfolgers GLAST noch aktiv.

GLAST = Fermi Gamma Ray Observatorium

GLAST Glast ist die Abkürzung für Gamma Ray Large Area Telescope. Dieser Gammastrahlensatellit hat die Aufgabe, vor allem den hochenergetischen Bereich der Gammastrahlen zu beobachten und ist die Nachfolge des EGRET Experiments an Bord von Compton. Der Start erfolgte am 6.11.2008 nach einer halbjährigen Verzögerung. Der Satellit ist für eine Betriebsdauer von 5 Jahren, mit einer Option auf 10 Jahre Verlängerung konzipiert. Das Fermi Gamma Ray Observatorium ist ein sehr großer Satellit mit einer Startmasse von 4.303 kg

An Bord sind zwei Experimente, LAT (Large Area Teleskope) und GBM (Gamma Burst Monitor).

Das LAT Experiment besteht aus 3 Teilen:

Das Precision Tracker Experiment besteht aus einem Feld von 4 x 4 Detektoren. Jeder Detektor besteht aus einem Stapel von Siliziumscheiben gefolgt von einer Wolframschicht. In der wolframschicht entstehen durch Gammaquanten Elektronen und Positronen. Diese werden in der Siliziumschicht detektiert. 19 dieser Schichten bilden einen Detektor. Die Detektoren sind abwechselnd in X und Y Richtung angeordnet um die Ortgenauigkeit zu steigern (die Z Achse bekommt man durch Vergleich von Signalen unterschiedlicher Detektoren). So beträgt die Richtungsgenauigkeit je nach Wellenlänge zwischen 0.5 und 5 Bogenminuten. Insgesamt befinden sich in LAT nicht weniger als 880.000 Siliziumstreifen als Detektoren. Im Vergleich zu dem EGRET Instrument hat es die 30 fache Empfindlichkeit und eine höhere räumliche Auflösung.
Das Kalorimeter befindet sich unterhalb des Precision Trackers. Es besteht aus 8 x 12 Cäsiumiodid Kristallen. Gammastrahlen produzieren beim Passieren des Kristalls einen Lichtblitz proportional zu ihrer Energie. Der Lichtblitz wird photoelektrisch detektiert und in eine Spannung konvertiert, die dann gemessen wird. Die Quaderförmigen Cäsiumiodidkristalle befinden sich in zwei Ebenen die senkrecht zueinander ausgerichtet sind um die Richtungsgenauigkeit zu erhöhen.
Der Antikoinzidenz Detektor dient zum Erhöhen der Empfindlichkeit und zur Messung kosmischer energiereicher Teilchen. Er umhüllt die Detektoren und besteht aus Schichten von Kunststoff in denen energiereiche Teilchen Lichtblitze erzeugen und abgefangen werden. Lichtleiter leiten diese Blitze zu Photomultiplierröhren wo das Signal in einen Spannungswert detektiert wird. Diese Signale werden mit den Signalen des Kalorimeters und Precision Tracker Experiments verglichen. Nur Signale die im eigentlichen Detektor, aber nicht im Antikonzidenzdetektor erfasst werden, sind echte Ereignisse. Beim Design versucht man das Problem von EGRET zu vermieden bei dem bei hohen Energien das Experiment ausfiel und man nur noch kosmische Teilchen detektierte.

Die Gesamtfläche von LAT beträgt 8000 cm², verglichen mit den 1500 cm² von EGRET. Das Experiment ist 40 x 40 x 82.5 cm groß. Empfindlich ist GLAST zwischen 20 und 300 GeV, mit einer Energieauflösung von 10 %. Ein einzelnes Photon kann je nach Energie auf 0.15 bis 3.5 Grad Genauigkeit detektiert werden, eine Quelle auf 0.5 Bogenminuten genau.

Der Gamma Burst Monitor GBM dient dem Aufspüren der Gammastrahlenausbrüche und deckt den niederenergetischen Teil ab. Er ist empfindlich zwischen 10 keV und 25 MeV. Innerhalb von 15 µs kann er ein Ereignis erkennen und auf 15 Grad genau orten. Weitere Auswertungen auf der Erde lässt es zu den Ort bis auf 3 Grad genau festzustellen. Er besteht aus 12 Natriumiodid Szintillatoren jeder 12.7 cm lang und 1.27 cm dick und 2 Bismut Germanat Detektoren (jeder 1.27 cm lang und 12.7 cm dick) die an den beiden Seiten von GLAST montiert sind. Sie decken den gesamten Himmel ab. Die Detektoren wurden vom deutschen Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik gebaut. Die 12 Natriumiodid Szintillatoren haben unterschiedliche Form, wodurch Signale unterschiedlich abgeschwächt werden, wenn sie zwei Detektoren mit unterschiedlicher Ausrichtung passieren. Aus dem Energieverlust kann man den Ort genauer bestimmen. Die Anordnung der Detektoren wurde so gewählt, das mindestens zwei von ihnen von einem Ereignis getroffen werden. Die beiden Bismutgemanatkristalle haben jeweils 12.7 x 12.7 cm Größe und keine Richtungsabhängigkeit. Jeweils einer kann eine Hemisphäre erfassen. Sie dienen primär der Schließung der Lücke zwischen GBM (10 keV bis 1 MeV Energie und LAT (2 MeV bis 20 MeV pro Photon). Sie sind empfindlich zwischen 150 keV bis 30 MeV.

Die Signale des GBM steuern die Meßerfassung. Detektiert er einen Ausbruch (bis zu 200 pro Jahr werden erwartet) so werden die Experimente in einen anderen Modus umgeschaltet bei denen jedes Ereignis mit Ort, Energie und Zeitstempel registriert wird. Dies geschieht innerhalb einer hundertstel Sekunde. In 2 Sekunden hat der Bordcomputer entschieden ob es ein GRB ist und der Satellit auf das Ereignis ausgerichtet wird, so dass LAT es genauer untersuchen kann.

Im Vergleich zu EGRET deckt GLAST ein doppelt so hohes Gesichtsfeld ab und erfasst noch 50 mal schwächere Quellen. Es erfasst mit seinen Instrumenten 20 % des Himmels. Der Satellit wird anders als INTEGRAL sich in einer niedrigen Erdumlaufbahn in 550 km Höhe, 28.5 Grad zum Äquator geneigt befinden. Der dort höheren Strahlenbelastung durch den Van Allen Gürtel will man durch den Antikonzidenzdetektor Herr werden. Sie reduzieren die Anzahl der Signale von mehreren 1000 auf 30 pro Sekunde.

GLAST wiegt 4.5 t und wird mit einer Delta II gestartet. Sechs Wochen nach dem Start erhält der Satellit einen neuen Namen. Eine Ausschreibung dafür lief über die GLAST Website. Dies hat Tradition, so hieß Compton zuerst auch GRO und Spitzer AXAF. Die Wahl fiel schließlich auf Fermi, oder länger ausgedrückt Fermi Gamma Ray Observatorium. Enrico Fermi war Atomphysiker und den meisten eher bekannt dadurch, dass er einer der Physiker war, die für den Bau der Atombombe plädierten. Er konnte auch Einstein zu seinem Brief an Roosevelt überreden, der schließlich das überzeugendste Argument war.

GLAST wird gebaut von General Dynamics. Beteiligt sind neben der NASA auch andere Institutionen aus Frankreich, Italien, Spanien Japan und Schweden. Darunter das Max Planck Institut für extraterrestrische Physik wo Teile des GBM (die Detektoren) entwickelt wurden.

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