El Chicago Air Shower Array ( CASA ) fue un importante experimento astrofísico de alta energía ultra alta que operaba en la década de 1990. Consistía en una gran variedad de detectores de centelleo ubicados en Dugway Proving Grounds en Utah , EE. UU., Aproximadamente a 80 kilómetros al suroeste de Salt Lake City . El detector CASA completo, que consta de 1089 detectores, comenzó a funcionar en 1992 junto con un segundo instrumento, el Michigan Muon Array (MIA), con el nombre CASA-MIA . MIA se hizo con 2500 metros cuadrados de detectores de muones enterrados . En el momento de su operación, CASA-MIA era el experimento más sensible construido hasta la fecha en el estudio deInteracciones de rayos gamma y rayos cósmicos a energías superiores a 100 TeV (10 14 electronvoltios ). Los temas de investigación sobre datos de este experimento cubren una amplia variedad de temas de física, incluyendo la búsqueda de rayos gamma procedentes de fuentes galácticas (especialmente la nebulosa de cangrejo y las binarias de rayos X Cygnus X-3 y Hércules X-1 ) y fuentes extragalácticas ( activo Núcleos galácticos y estallidos de rayos gamma ), el estudio de la emisión difusa de rayos gamma (un componente isotrópico o del plano galáctico), y las mediciones de la composición de los rayos cósmicos en la región de 100 a 100.000 TeV. Para el tema de la composición, CASA-MIA trabajó en conjunto con varios otros experimentos en el mismo sitio: el Broad Laterial Non-Imaging Cherenkov Array (BLANCA), el Dual Imaging Cherenkov Experiment (DICE) y el experimento del prototipo Fly's Eye HiRes . CASA-MIA operó de forma ininterrumpida entre 1992 y 1999. En el verano de 1999, fue clausurada.
Ubicación (es) | Utah |
---|---|
Coordenadas | 40 ° 12'N 112 ° 48'W / 40,2 ° N 112,8 ° WCoordenadas : 40 ° 12'N 112 ° 48'W / 40,2 ° N 112,8 ° W |
Organización | Universidad de Chicago |
Altitud | 1450 metros |
Longitud de onda | Energía ultra alta (E> 100 TeV) |
Construido | 1988-1991 |
Área de recolección | 235.000 metros cuadrados |
Ubicación de la matriz de ducha de aire de Chicago | |
Especificaciones y diseño
CASA se construyó para estudiar la posibilidad de fuentes astrofísicas de emisión de rayos gamma de energía ultra alta (UHE, E> 100 TeV ) (ver Ciencia a continuación). Los rayos gamma en estas energías interactúan en la atmósfera de la Tierra para crear una extensa lluvia de aire que se propaga a la superficie de la Tierra. En la superficie, la lluvia consiste predominantemente en electrones / positrones, rayos gamma de baja energía, muones y algunos hadrones , con una huella típica en el suelo de 50 a 100 m. (También hay un componente de la radiación de Cherenkov que llega al suelo que se puede registrar mediante imágenes de los telescopios atmosféricos Cherenkov). Una matriz de ducha de aire es un conjunto distribuido de detectores de partículas (detector de centelleo, detectores de agua Cherenkov, etc.) esparcidos en el suelo para registrar el paso de las partículas de la ducha. La dirección de la partícula primaria se estima a partir del tiempo relativo de llegada de la lluvia que golpea cada detector; la energía de las partículas primarias se estima a partir del número de partículas registradas en cada detector y de la distribución lateral de esas mediciones.
Antes de CASA, las matrices de ducha de aire eran típicamente de tamaño modesto, por lo general consistían en 50-100 detectores que cubrían un área de alrededor de 50,000 metros cuadrados. El plan de CASA era construir un experimento mucho más sensible que sería mucho más grande en tamaño, usaría electrónica de última generación y se combinaría con una gran variedad de detectores de muones (MIA). [1] La expectativa era que las lluvias iniciadas por rayos gamma contendrían muchos menos muones en comparación con las lluvias iniciadas por rayos cósmicos. [2] El plan original era para un conjunto de 1064 detectores, [3] pero el número se incrementó posteriormente a 1089. [4]
Algunas de las características clave del diseño de CASA-MIA fueron las siguientes: [5]
- 1089 detectores de centelleo, distribuidos en una cuadrícula cuadrada de 33 x 33 detectores, con una separación entre detectores de 15 m, con una superficie total de 230.000 metros cuadrados.
- Un detector CASA constaba de cuatro contadores de centelleo separados; cada contador consistía en una pieza de centelleador acrílico de 61 cm x 61 cm x 1,27 cm de tamaño y se leía mediante un solo tubo fotomultiplicador (PMT, ya sea Amperex 2212 o EMI 9256).
- Cada detector CASA contenía un módulo local de alto voltaje y una placa electrónica hecha a medida que permitía que cada detector tomara datos independientemente de otros detectores.
- Los detectores CASA se conectaron a un controlador central a través de una red de nervaduras que constaba de cables coaxiales con tres funciones: solicitud de activación, reconocimiento de activación y Ethernet .
- La matriz de muones (MIA) constaba de 1024 contadores de centelleo, cada uno de un tamaño de 1,9 mx 1,3 m. Los contadores de muones se dispusieron en 16 parches de 64 contadores cada uno y se enterraron a 3 m por debajo de la superficie. Las señales de los contadores MIA se llevaron bajo tierra a un remolque central donde los tiempos de llegada relativos se midieron mediante convertidores de tiempo a digital (TDC) LeCroy 4290 convencionales .
La secuencia de activación y adquisición de datos para CASA fue compleja debido a la electrónica distribuida; funcionó de la siguiente manera: [5]
- Cada una de las señales PMT de cada contador se muestrea mediante un discriminador de nivel alto y bajo. El nivel de discriminador bajo se establece en alrededor de 0,1 de la señal de una partícula de ionización mínima típica; el nivel de discriminador alto se establece en aproximadamente tres veces el nivel bajo.
- Un detector con dos o más contadores que disparan el discriminador de alto nivel en 30 nseg es "alertado"; un detector con tres o más contadores que dispara el discriminador de alto nivel si se activa 30 nseg.
- Las estaciones con alerta llevan a cabo tareas de adquisición de datos locales e inhiben la activación adicional de la estación. Los convertidores de tiempo a voltaje en la placa electrónica local mantienen los cuatro tiempos relativos de los cuatro contadores en un detector (determinado por el tiempo de cruce del discriminador de bajo nivel) y cuatro tiempos correspondientes a los tiempos de llegada de los pulsos enviados por el vecinos cuatro detectores, si han sido alertados. Los circuitos de muestreo y retención registran las cuatro cargas correspondientes a las integrales de las señales PMT de cada contador. Las estaciones alertadas esperan 10 microsegundos para recibir una señal de reconocimiento de activación de la estación central; si no se recibe ninguna señal, sus datos se descartan.
- Las estaciones activadas colocan un pulso de corriente rápido (5 mA, 10 μseg de duración) en el cable coaxial de solicitud de activación de nervadura (RG-58, 50Ω); estas señales se propagan a una caja de activación central a través de un repetidor en la unión de nervadura / columna y un cable coaxial de solicitud de activación de columna (RG-8, 50Ω).
- La matriz completa se activa cuando el cuadro de activación central recibe tres niveles de solicitud de activación. Luego, se coloca una señal rápida (12 V, duración de μseg) en la línea coaxial de reconocimiento del disparador donde se propaga de regreso a cada estación a través de la red rib-spine. Al recibir una señal de acuse de recibo de activación, las estaciones alertadas digitalizan sus ocho tiempos y cuatro cargas a través de un multiplexor y un convertidor de analógico a digital (ADC) de 10 bits . Los datos digitalizados se almacenan en un búfer de memoria bajo el control de un microprocesador ( Intel 80186 ). El tiempo muerto dominante para la matriz es cuando los datos se digitalizan (aproximadamente 0,5 mseg).
- Periódicamente (normalmente cada 30 segundos), las tarjetas electrónicas de la estación reciben un comando a través de Ethernet para transmitir sus datos a una computadora central ( DEC μVAX III +). Cada placa cambia su búfer de memoria y continúa acumulando datos; los datos registrados previamente se transmiten a través de la red de la columna vertebral al centro donde se registran en el disco.
CASA, y su matriz de muones asociada MIA, lograron un rendimiento excelente y fueron lo último en experimentos de ducha de aire en la banda de energía ultra alta durante un período de tiempo considerable después de su período operativo en la década de 1990. Solo a fines de la década de 2010, experimentos como el Tíbet Air Shower Array y el Experimento Cherenkov de agua a gran altitud superaron a CASA-MIA en sensibilidad a energías superiores a 100 TeV. La energía mediana de rayos gamma para una fuente que pasa cerca del cenit fue de 115 TeV. La resolución angular de los rayos gamma varió con el tamaño (número de partículas) en la lluvia detectada y fue de aproximadamente 0,7 grados para las lluvias con el número medio de partículas, mejorando a 0,25 grados a energías más altas. [5] La matriz de muones proporcionó una capacidad importante para rechazar los eventos de rayos cósmicos de fondo; a la energía mediana de 115 TeV, la fracción de eventos de rayos cósmicos que pasaban los criterios de selección de muones para rayos gamma fue 0.06 (es decir, aproximadamente 17 eventos de rayos cósmicos fueron rechazados por cada uno aceptado). A energías más altas, el poder de rechazo de fondo se incrementó significativamente; por ejemplo, a una energía media de 5.000 TeV, la fracción de rayos cósmicos que pasan los criterios de selección de muones se redujo a aproximadamente 0.0001.
Historia
La motivación científica de CASA provino de los resultados intrigantes de varios experimentos en la década de 1980. Estos experimentos informaron eventos de lluvia de aire en exceso desde la dirección de dos conocidas fuentes binarias de rayos X galácticos : Cygnus X-3 y Hercules X-1. En 1983, los experimentos de Kiel y Haverah Park reportaron un exceso de eventos en la dirección de Cygnus X-3, donde los tiempos de llegada de los eventos parecían estar modulados por la periodicidad orbital de 4.8 horas de la fuente binaria. [6] [7] La significancia estadística de cada señal fue débil (alrededor de cuatro desviaciones estándar por encima del fondo), pero los resultados implicaron que Cygnus X-3 era un emisor luminoso de rayos gamma de energía ultra alta y que, para hacerlo , debe ser un acelerador muy eficiente de rayos cósmicos de alta energía y, por lo tanto, podría proporcionar una gran fracción del flujo omnipresente de partículas de rayos cósmicos en nuestra Galaxia.
Después de estos resultados, varios grupos de todo el mundo comenzaron a diseñar o mejorar las matrices de ducha de aire para realizar estudios de seguimiento. Uno de estos grupos era de la Universidad de Chicago, dirigido por James Cronin. La idea de Cronin era construir un experimento definitivo que pudiera verificar o refutar fácilmente los resultados en Cygnus X-3. [1] El experimento sería mucho más grande (y mucho más sensible) que los experimentos de Kiel o Haverah Park y usaría una gran variedad de detectores de muones para rechazar el trasfondo de los eventos de rayos cósmicos hadrónicos (es decir, protones y núcleos). (Se espera que las lluvias iniciadas por primarios de rayos gamma tengan muchos menos muones que las iniciadas por primarios de rayos cósmicos). Cronin reunió a un equipo de científicos (discutido en Colaboración) para desarrollar y construir CASA. El grupo de la Universidad de Chicago se asoció con grupos de la Universidad de Michigan y la Universidad de Utah , que ya habían construido una matriz de muones y una matriz de ducha de aire más pequeña, y el sitio de CASA estaría en Dugway Proving Grounds.
La construcción y despliegue de CASA se llevó a cabo entre 1988 y 1991. Las actividades de construcción se llevaron a cabo en la Universidad de Chicago en el Edificio Acelerador del Instituto Enrico Fermi . Los detectores de centelleo completos, junto con la electrónica, se enviaron a Utah en grandes semirremolques, donde fueron instalados por estudiantes, postdoctorados y profesores. Una matriz inicial de 49 detectores entró en funcionamiento en 1989, seguida de una matriz de 529 detectores en 1990. La operación científica estándar de la matriz CASA de 1089 detectores completa (junto con la matriz de muones de 1024 contadores) comenzó en diciembre de 1991. CASA operaba muy bien. exitosamente, en gran parte sin interrupción, hasta 1997. Durante ese tiempo, se registró un total de aproximadamente 3 mil millones de eventos de chubascos de aire. Las operaciones parciales continuaron durante varios años más, junto con los experimentos BLANCA y DICE. Los diversos experimentos en el sitio, incluido CASA, dejaron de funcionar en 1999.
Ciencias
Los resultados científicos de CASA-MIA abarcaron una docena de publicaciones científicas y cubrieron temas en tres áreas amplias de la astrofísica de alta energía: fuentes puntuales de rayos gamma, fuentes de rayos gamma difusos y física de rayos cósmicos.
- Fuentes puntuales de rayos gamma : CASA-MIA estableció límites estrictos en la emisión de todas las fuentes que habían sido reportadas por experimentos anteriores, incluyendo Cygnus X-3 y Hercules X-1, [8] la Nebulosa del Cangrejo, [9] y alta conocida -núcleos galácticos activos energéticamente. [10] Para estas fuentes, los límites de CASA-MIA eran típicamente de dos a tres órdenes de magnitud más bajos que los niveles de flujo informados por los instrumentos anteriores. También se realizaron búsquedas de emisiones transitorias y periódicas de fuentes puntuales y también se llevó a cabo un estudio general del cielo. [11]
- Fuentes difusas de rayos gamma : el poder de rechazo de la gran matriz de muones permitió a CASA-MIA estudiar fuentes difusas de rayos gamma con gran sensibilidad. El resultado más significativo provino de una búsqueda de emisión isotrópica difusa, que proporcionó un límite en la fracción electromagnética de los rayos cósmicos a un nivel inferior a 2 x 10 −5 a las energías más altas. [12] Otro resultado significativo provino de un estudio de emisión difusa desde el plano galáctico. [13] Un estudio separado buscó explosiones desde direcciones arbitrarias en el cielo para restringir eventos cósmicos de corta escala temporal, como las explosiones de agujeros negros primordiales .
- Física de rayos cósmicos : con su conjunto de ducha de aire grande y uniforme, junto con un gran detector de muones, CASA-MIA tenía una buena capacidad para realizar mediciones de las propiedades de los rayos cósmicos de energía ultra alta. Las distribuciones de tamaño de la lluvia de electrones y muones (determinadas a partir de CASA y MIA, respectivamente) se utilizaron para medir el espectro de energía de los rayos cósmicos entre 100 y 10.000 TeV. [14] Los resultados de CASA-MIA mostraron una suave inclinación del espectro, en contraste con algunos experimentos anteriores que informaron una característica más nítida (conocida como "rodilla"). Las mediciones de CASA-MIA de la composición de los rayos cósmicos se realizaron a partir de un ajuste combinado a la superficie y los datos del detector de muones e indicaron una composición mixta a energías más bajas (por debajo de 1.000 TeV) que evolucionó suavemente a una composición más pesada a energías cercanas a los 10.000 TeV. [15] Se realizó una medición separada y complementaria de la composición de los rayos cósmicos mediante el instrumento BLANCA que operaba junto con CASA-MIA y utilizaba la distribución lateral de la radiación de Cherenkov en duchas de aire. [dieciséis]
Colaboración científica
El proyecto CASA fue concebido por James W. Cronin y el diseño y la construcción fueron realizados por un equipo de científicos, ingenieros y técnicos del Instituto Enrico Fermi de la Universidad de Chicago (ver [1] para más detalles). El grupo central inicial de científicos estaba formado por Cronin, los becarios postdoctorales Kenneth Gibbs, Brian Newport, Rene Ong y Leslie Rosenberg, y los estudiantes graduados Nicholas Mascarenhas, Hans Krimm y Timothy McKay. Durante la fase operativa de CASA, el grupo de Chicago incluyó a los becarios postdoctorales Mark Chantell, Corbin Covault, Brian Fick y Lucy Fortson , y los estudiantes graduados Alexander Borione, Joseph Fowler y Scott Oser. El Michigan Muon Array fue construido por un equipo de investigadores de la Universidad de Michigan, incluidos James Matthews, David Nitz, Daniel Sinclair y John van der Velde.
Referencias
- ↑ a b c Ong, Rene (9 de septiembre de 2006). "Investigación de rayos cósmicos de energía ultra alta con CASA-MIA" . Universidad de California, Los Ángeles (UCLA). S2CID 39155837 . Cite journal requiere
|journal=
( ayuda )Mantenimiento CS1: fecha y año ( enlace ) - ^ Gaisser, TK; Staney, Todor; Halzen, F .; Long, WF; Zas, E. (15 de enero de 1991). "Astronomía de rayos gamma por encima de 50 TeV con lluvias pobres en muones". Physical Review D . 43 (2): 314–318. Código Bibliográfico : 1991PhRvD..43..314G . doi : 10.1103 / PhysRevD.43.314 . PMID 10013389 .
- ^ Gibbs, Kenneth G (1 de febrero de 1988). "La matriz de ducha de aire de Chicago (CASA)". Instrumentos y métodos nucleares en la investigación de la física Sección A: Aceleradores, espectrómetros, detectores y equipos asociados . 264 (1): 67–73. Código Bibliográfico : 1988NIMPA.264 ... 67G . doi : 10.1016 / 0168-9002 (88) 91104-7 . ISSN 0168-9002 .
- ^ Ong, René A .; Cronin, James W .; Gibbs, Kenneth G .; Krimm, Hans A .; McKay, Timothy A .; Mascarenhas, Nicolás; Müller, Dietrich; Newport, Brian J .; Rosenberg, Leslie J .; Wiedenbeck, Mark E. (1 de marzo de 1990). "Diseño y rendimiento del Chicago Air Shower Array". Física nuclear B - Suplementos de actas . 14 (1): 273–284. doi : 10.1016 / 0920-5632 (90) 90432-T . ISSN 0920-5632 .
- ^ a b c Borione, A .; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Gibbs, KG; Krimm, HA; Mascarenhas, Carolina del Norte; McKay, TA; Müller, D .; Newport, BJ; Ong, RA (15 de julio de 1994). "Una gran matriz de ducha de aire para buscar fuentes astrofísicas que emitan rayos γ con energías ≥1014 eV". Instrumentos y métodos nucleares en la investigación de la física Sección A: Aceleradores, espectrómetros, detectores y equipos asociados . 346 (1): 329–352. Código Bibliográfico : 1994NIMPA.346..329B . doi : 10.1016 / 0168-9002 (94) 90722-6 . hdl : 2027,42 / 31441 . ISSN 0168-9002 .
- ^ Samorski, M .; Stamm, W. (1983). "Detección de rayos gamma de 2 X 10 al 15 a 2 X 10 al 16 eV de Cygnus X-3" . El diario astrofísico . 268 : L17. doi : 10.1086 / 184021 . ISSN 0004-637X .
- ^ Lloyd-Evans, J .; Coy, enfermera titulada; Lambert, A .; Lapikens, J .; Patel, M .; Reid, RJO; Watson, AA (1983). "Observación de rayos γ> 10 15 eV de Cygnus X-3" . Naturaleza . 305 (5937): 784–787. Código Bibliográfico : 1983Natur.305..784L . doi : 10.1038 / 305784a0 . ISSN 1476-4687 . S2CID 45448349 .
- ^ Borione, A .; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fowler, JW; Fortson, LF ; Gibbs, KG; Verde, KD; Newport, BJ; Ong, RA (15 de febrero de 1997). "Búsqueda de altas estadísticas de emisión de rayos γ de energía ultra alta de Cygnus X-3 y Hercules X-1" . Physical Review D . 55 (4): 1714-1731. arXiv : astro-ph / 9611117 . Código Bibliográfico : 1997PhRvD..55.1714B . doi : 10.1103 / PhysRevD.55.1714 . ISSN 0556-2821 . S2CID 119107040 .
- ^ Borione, A .; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, JF; Gibbs, KG; Glasmacher, MAK; Green, KD (20 de mayo de 1997). "Una búsqueda de emisión de rayos gamma de energía ultra alta de la nebulosa del cangrejo y Pulsar" . El diario astrofísico . 481 (1): 313–326. Bibcode : 1997ApJ ... 481..313B . doi : 10.1086 / 304042 . ISSN 0004-637X .
- ^ Catanese, M .; Borione, A .; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Gibbs, KG; Glasmacher, MAK; Verde, KD; Kieda, D .; Matthews, J. (1996). "Una búsqueda de rayos gamma de energía ultra alta de núcleos galácticos activos detectados por EGRET utilizando CASA-MIA" . El diario astrofísico . 469 : 572. Bibcode : 1996ApJ ... 469..572C . doi : 10.1086 / 177806 . ISSN 0004-637X .
- ^ McKay, TA; Borione, A .; Catanese, M .; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Gibbs, KG; Verde, KD; Hauptfeld, S .; Kieda, D .; Krimm, HA (1993). "Un estudio del cielo del norte para fuentes puntuales astrofísicas de radiación gamma de 100 TeV" . El diario astrofísico . 417 : 742. Bibcode : 1993ApJ ... 417..742M . doi : 10.1086 / 173354 . ISSN 0004-637X .
- ^ Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, JW; Verde, KD; Newport, BJ; Ong, RA; Oser, S .; Catanese, MA (8 de septiembre de 1997). "Límites en el flujo difuso isotrópico de radiación de energía ultra alta $ \ suremath {\ gamma} $" . Cartas de revisión física . 79 (10): 1805–1808. arXiv : astro-ph / 9705246 . doi : 10.1103 / PhysRevLett.79.1805 .
- ^ Borione, A .; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, J .; Glasmacher, MAK; Verde, KD; Kieda, DB (20 de enero de 1998). "Restricciones en la emisión de rayos gamma del plano galáctico a 300 TeV" . El diario astrofísico . 493 (1): 175-179. arXiv : astro-ph / 9703063 . Código Bibliográfico : 1998ApJ ... 493..175B . doi : 10.1086 / 305096 . ISSN 0004-637X .
- ^ Glasmacher, MAK; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, JW; Green, K. D; Kieda, DB; Matthews, J. (1 de mayo de 1999). "El espectro de energía de los rayos cósmicos entre 1014 y 1016 eV" . Física de astropartículas . 10 (4): 291-302. Código Bibliográfico : 1999APh .... 10..291G . doi : 10.1016 / S0927-6505 (98) 00070-X . ISSN 0927-6505 .
- ^ Glasmacher, MAK; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, JW; Verde, KD; Kieda, DB; Matthews, J. (1 de octubre de 1999). "La composición de los rayos cósmicos entre 1014 y 1016 eV" . Física de astropartículas . 12 (1): 1-17. Código Bibliográfico : 1999APh .... 12 .... 1G . doi : 10.1016 / S0927-6505 (99) 00076-6 . ISSN 0927-6505 .
- ^ Fowler, JW; Fortson, LF ; Jui, CCH; Kieda, DB; Ong, RA; Pryke, CL; Sommers, P. (1 de marzo de 2001). "Una medida del espectro y la composición de los rayos cósmicos en la rodilla" . Física de astropartículas . 15 (1): 49–64. arXiv : astro-ph / 0003190 . Código Bibliográfico : 2001APh .... 15 ... 49F . doi : 10.1016 / S0927-6505 (00) 00139-0 . ISSN 0927-6505 . S2CID 2062778 .