Conjunto de chuveiros de ar Chicago - Chicago Air Shower Array

Chicago Air Shower Array
Localizações) Utah
Coordenadas 40 ° 12′N 112 ° 48′W / 40,2 ° N 112,8 ° W / 40,2; -112,8 Coordenadas: 40 ° 12′N 112 ° 48′W / 40,2 ° N 112,8 ° W / 40,2; -112,8 Edite isso no Wikidata
Organização Universidade de Chicago
Altitude 1450 m
Comprimento de onda Energia ultra-alta (E> 100 TeV)
Construído 1988-1991
Área de coleta 235.000 metros quadrados
Chicago Air Shower Array está localizado nos Estados Unidos
Chicago Air Shower Array
Localização do Chicago Air Shower Array
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O Chicago Air Shower Array ( CASA ) foi um experimento astrofísico de energia ultra-alta significativa operando na década de 1990. Consistia em uma grande variedade de detectores de cintilação localizados em Dugway Proving Grounds em Utah , EUA, aproximadamente 80 quilômetros a sudoeste de Salt Lake City . O detector CASA completo, consistindo de 1089 detectores, começou a operar em 1992 em conjunto com um segundo instrumento, o Michigan Muon Array (MIA), sob o nome CASA-MIA . O MIA foi feito de 2.500 metros quadrados de detectores de múons enterrados . Na época de sua operação, CASA-MIA era o experimento mais sensível construído até o momento no estudo de interações de raios gama e raios cósmicos em energias acima de 100 TeV (10 14 elétronvolts ). Os tópicos de pesquisa sobre os dados deste experimento cobriram uma ampla variedade de questões físicas, incluindo a pesquisa de raios gama de fontes galácticas (especialmente a Nebulosa do Caranguejo e os binários de raios-X Cygnus X-3 e Hercules X-1 ) e fontes extragaláticas ( ativas Núcleos galácticos e rajadas de raios gama ), o estudo da emissão difusa de raios gama (um componente isotrópico ou do plano galáctico) e medições da composição dos raios cósmicos na região de 100 a 100.000 TeV. Para o tópico de composição, CASA-MIA trabalhou em conjunto com vários outros experimentos no mesmo local: o Broad Laterial Non-imaging Cherenkov Array (BLANCA), o Dual Imaging Cherenkov Experiment (DICE) e o experimento de protótipo Fly's Eye HiRes . CASA-MIA operou continuamente entre 1992 e 1999. No verão de 1999, foi desativado.

Especificações e design

Image
Vista plana dos detectores CASA-MIA em Dugway Proving Grounds, em Utah, EUA. CASA consistia em 1089 detectores de cintilação em uma grade quadrada de 15 mx 15 m. A MIA consistia em 1.024 contadores de cintilação dispostos em 16 manchas. Cinco pequenos telescópios Cherenkov foram colocados no local e usados ​​para alinhamento angular.

O CASA foi construído para estudar a possibilidade de emissão de raios gama por fontes astrofísicas de energia ultra-alta (UHE, E> 100 TeV ) (ver Ciência abaixo). Os raios gama nessas energias interagem na atmosfera da Terra para criar uma extensa chuva de ar que se propaga para a superfície da Terra. Na superfície, a chuva consiste predominantemente de elétrons / pósitrons, raios gama de baixa energia, múons e alguns hádrons , com uma pegada típica no solo de 50-100 m. (Há também um componente da radiação Cherenkov atingindo o solo que pode ser registrado por imagens dos telescópios Cherenkov atmosféricos). Uma matriz de chuveiro de ar é um conjunto distribuído de detectores de partículas (detector de cintilação, detectores Cherenkov de água, etc.) espalhados no solo para registrar a passagem das partículas do chuveiro. A direção da partícula primária é estimada a partir do tempo relativo de chegada do chuveiro que atinge cada detector; a energia da partícula primária é estimada a partir do número de partículas registradas em cada detector e da distribuição lateral dessas medições.

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Vista aérea do Chicago Air Shower Array (CASA) e detectores associados no Duway Proving Grounds, Utah, EUA. Os detectores de cintilação CASA são caixas quadradas brancas dispostas em um espaçamento de grade de 15 metros. No centro da matriz (à esquerda do centro nesta imagem) está o detector Fly's Eye II.

Antes do CASA, os conjuntos de chuveiros de ar eram geralmente modestos em tamanho, normalmente consistindo de 50-100 detectores cobrindo uma área de cerca de 50.000 metros quadrados. O plano para o CASA era construir um experimento muito mais sensível que seria muito maior em tamanho, usasse eletrônicos de última geração e fosse acoplado a uma grande variedade de detectores de múons (MIA). A expectativa era que chuvas iniciadas por raios gama conteriam muito menos múons em comparação com chuvas iniciadas por raios cósmicos. O plano original era para uma série de 1064 detectores, mas o número foi posteriormente aumentado para 1089.

Alguns dos principais recursos de design do CASA-MIA foram os seguintes:

  • 1.089 detectores de cintilação, distribuídos em uma grade quadrada de 33 x 33 detectores, com espaçamento entre detectores de 15 m, cobrindo uma área total de 230.000 metros quadrados.
  • Um detector CASA consistia em quatro contadores de cintilação separados; cada contador consistia em um pedaço de cintilador acrílico de 61 cm x 61 cm x 1,27 cm e lido por um único tubo fotomultiplicador (PMT, Amperex 2212 ou EMI 9256).
  • Cada detector CASA continha um módulo local de alta tensão e uma placa eletrônica feita sob medida que permitia a cada detector obter dados independentemente de outros detectores.
  • Os detectores CASA foram conectados a um controlador central por meio de uma rede costela-espinha que consiste em cabos coaxiais com três funções: solicitação de disparo, reconhecimento de disparo e Ethernet .
  • A matriz de múons (MIA) consistia em 1024 contadores de cintilação, cada um com tamanho 1,9 mx 1,3 m. Os contadores de múons foram organizados em 16 manchas de 64 contadores cada e foram enterrados abaixo de 3 m abaixo da superfície. Os sinais dos contadores MIA foram executados sob o solo para um trailer central, onde os tempos de chegada relativos foram medidos por conversores de tempo para digital LeCroy 4290 convencionais (TDCs).

A sequência de disparo e aquisição de dados para CASA era complexa por causa da eletrônica distribuída; funcionou da seguinte maneira:

  • Os sinais PMT em cada contador são amostrados por um discriminador de baixo e alto nível. O nível de discriminador baixo é definido para cerca de 0,1 do sinal de uma partícula ionizante mínima típica; o nível de discriminador alto é definido como cerca de três vezes o do nível baixo.
  • Um detector com dois ou mais contadores disparando o discriminador de alto nível em 30 nseg é "alertado"; um detector com três ou mais contadores disparando o discriminador de alto nível se 30 nseg for "acionado.
  • As estações alertadas realizam tarefas de aquisição de dados locais e inibem o acionamento posterior da estação. Os conversores de tempo para tensão na placa eletrônica local mantêm os quatro tempos relativos dos quatro contadores em um detector (determinado pelo tempo de cruzamento do discriminador de baixo nível) e quatro vezes correspondentes aos tempos de chegada dos pulsos enviados pelo vizinho a quatro detectores, caso tenham sido alertados. Os circuitos de amostragem e retenção registram as quatro cargas correspondentes às integrais dos sinais PMT de cada contador. As estações alertadas aguardam 10 μs por um sinal de reconhecimento de disparo da estação central; se nenhum sinal for recebido, seus dados são descartados.
  • As estações acionadas colocam um pulso de corrente rápido (5 mA, 10 μs de duração) no cabo coaxial de solicitação de acionamento de costela (RG-58, 50Ω); esses sinais são propagados para uma caixa de gatilho central por meio de um repetidor na junção costela / espinha e um cabo coaxial de solicitação de gatilho de espinha (RG-8, 50Ω).
  • Toda a matriz é acionada quando três níveis de solicitação de acionamento são recebidos pela caixa acionadora central. Em seguida, um sinal rápido (12 V, μsec de duração) é colocado na linha coaxial de reconhecimento de disparo , onde é propagado de volta para cada estação através da rede costela-espinha. Após o recebimento de um sinal de confirmação de disparo, as estações alertadas digitalizam suas oito vezes e quatro cargas por meio de um multiplexador e um conversor analógico-digital (ADC) de 10 bits . Os dados digitalizados são armazenados em um buffer de memória sob o controle de um microprocessador ( Intel 80186 ). O tempo morto dominante para o array é quando os dados são digitalizados (aproximadamente 0,5 ms).
  • Periodicamente (normalmente a cada 30 segundos), as placas eletrônicas da estação recebem um comando via Ethernet para transmitir seus dados a um computador central ( DEC μVAX III +). Cada placa muda seu buffer de memória e continua a acumular dados; os dados gravados anteriormente são transmitidos pela rede costela-espinha ao centro, onde são gravados no disco.

CASA, e seu conjunto de múons associado MIA, alcançaram excelente desempenho e foram o estado da arte em experimentos de chuveiros de ar na faixa de energia ultra alta por um período considerável de tempo após seu período operacional na década de 1990. Apenas no final da década de 2010 experimentos como o Tibet Air Shower Array e o High Altitude Water Cherenkov Experiment ultrapassaram o CASA-MIA em sensibilidade a energias acima de 100 TeV. A energia de raios gama média para uma fonte que passa perto do zênite foi de 115 TeV. A resolução angular de raios gama variou com o tamanho (número de partículas) no chuveiro detectado e foi de aproximadamente 0,7 graus para chuveiros com o número médio de partículas, melhorando para 0,25 graus em energias mais altas. O arranjo de múons forneceu capacidade importante para rejeitar eventos de raios cósmicos de fundo; na energia mediana de 115 TeV, a fração de eventos de raios cósmicos que passam pelos critérios de seleção de múons para raios gama foi de 0,06 (ou seja, aproximadamente 17 eventos de raios cósmicos foram rejeitados para cada um aceito). Em energias mais altas, o poder de rejeição de fundo foi significativamente aumentado; por exemplo, a uma energia mediana de 5.000 TeV, a fração de raios cósmicos que passa pelos critérios de seleção do múon foi reduzida para aproximadamente 0,0001.

História

A motivação científica para CASA veio de resultados intrigantes de vários experimentos na década de 1980. Esses experimentos relataram eventos de chuva de ar em excesso da direção de duas fontes binárias de raios-X galácticos bem conhecidas : Cygnus X-3 e Hercules X-1. Em 1983, os experimentos de Kiel e Haverah Park relataram um excesso de eventos na direção de Cygnus X-3, onde os tempos de chegada dos eventos pareciam ser modulados pela periodicidade orbital de 4,8 horas da fonte binária. A significância estatística de cada sinal foi fraca (cerca de quatro desvios padrão acima do fundo), mas os resultados implicaram que Cygnus X-3 era um emissor luminoso de raios gama de ultra alta energia e que, para isso, deve ser muito acelerador eficiente de raios cósmicos de alta energia e, portanto, poderia fornecer uma grande fração do fluxo penetrante de partículas de raios cósmicos em nossa galáxia.

Após esses resultados, vários grupos em todo o mundo começaram a projetar, ou melhorar, matrizes de chuveiros de ar para fazer estudos de acompanhamento. Um desses grupos era da Universidade de Chicago, liderado por James Cronin. A ideia de Cronin era construir um experimento definitivo que pudesse facilmente verificar ou refutar os resultados no Cygnus X-3. O experimento seria muito maior (e muito mais sensível) do que os experimentos de Kiel ou Haverah Park e usaria uma grande variedade de detectores de múons para rejeitar o fundo de eventos de raios cósmicos hadrônicos (ou seja, prótons e núcleos). (Espera-se que chuveiros iniciados por primários de raios gama tenham muito menos múons do que aqueles iniciados por primários de raios cósmicos). Cronin reuniu uma equipe de cientistas (discutida em Colaboração) para desenvolver e construir CASA. O grupo da Universidade de Chicago fez parceria com grupos da Universidade de Michigan e da Universidade de Utah , que já haviam construído uma matriz de múon e uma matriz de chuveiro de ar menor, e o local para CASA seria em Dugway Proving Grounds.

A construção e implantação do CASA ocorreram entre 1988 e 1991. As atividades de construção foram realizadas na Universidade de Chicago no Edifício Acelerador do Instituto Enrico Fermi . Os detectores de cintilação completos, junto com os eletrônicos, foram enviados para Utah em grandes semi-reboques, onde foram instalados por alunos, pós-doutorandos e professores. Um arranjo inicial de 49 detectores tornou-se operacional em 1989, seguido por um arranjo de 529 detectores em 1990. A operação científica padrão do arranjo CASA completo de 1089 detectores (junto com o arranjo de múons de 1024 contadores) começou em dezembro de 1991. O CASA operava muito com sucesso, em grande parte sem interrupção, até 1997. Durante esse tempo, um total de aproximadamente 3 bilhões de eventos de chuvas de ar foram registrados. As operações parciais continuaram por vários anos, em conjunto com os experimentos BLANCA e DICE. Os vários experimentos no local, incluindo o CASA, cessaram a operação em 1999.

Ciência

Os resultados científicos da CASA-MIA abrangeram uma dúzia de publicações científicas e tópicos cobertos em três grandes áreas da astrofísica de alta energia: fontes pontuais de raios gama, fontes difusas de raios gama e física de raios cósmicos.

  • Fontes pontuais de raios gama : CASA-MIA estabeleceu limites rigorosos na emissão de todas as fontes que foram relatadas por experimentos anteriores, incluindo Cygnus X-3 e Hercules X-1, a Nebulosa do Caranguejo e núcleos galácticos ativos de alta energia conhecidos. Para essas fontes, os limites CASA-MIA eram tipicamente duas a três ordens de magnitude menores que os níveis de fluxo relatados pelos instrumentos anteriores. Também foram feitas buscas de emissão transitória e periódica de fontes pontuais e também foi realizado um levantamento geral do céu.
  • Fontes difusas de raios gama : o poder de rejeição do grande arranjo de múons permitiu ao CASA-MIA estudar fontes difusas de raios gama com grande sensibilidade. O resultado mais significativo veio de uma pesquisa de emissão isotrópica difusa, que forneceu um limite na fração eletromagnética dos raios cósmicos em um nível inferior a 2 x 10 −5 nas energias mais altas. Outro resultado significativo veio de um estudo de emissão difusa do plano galáctico. Um estudo separado procurou rajadas de direções arbitrárias no céu para restringir eventos cósmicos de curta escala de tempo, como as explosões de buracos negros primordiais .
  • Física dos raios cósmicos : com seu grande e uniforme conjunto de chuveiros de ar, acoplado a um grande detector de múons, o CASA-MIA tinha boa capacidade de fazer medições das propriedades dos raios cósmicos de ultra alta energia. As distribuições de tamanho do chuveiro de elétrons e múons (determinadas a partir de CASA e MIA, respectivamente) foram usadas para medir o espectro de energia dos raios cósmicos entre 100 e 10.000 TeV. Os resultados do CASA-MIA mostraram uma inclinação suave do espectro, em contraste com alguns experimentos anteriores que relataram uma característica mais nítida (conhecida como "joelho"). As medições CASA-MIA da composição de raios cósmicos foram feitas a partir de um ajuste combinado aos dados do detector de múon e superfície e indicaram uma composição mista em energias mais baixas (abaixo de 1.000 TeV) que evoluiu suavemente para uma composição mais pesada em energias próximas a 10.000 TeV. Uma medição separada e complementar da composição dos raios cósmicos foi feita pelo instrumento BLANCA que operou em conjunto com CASA-MIA e usou a distribuição lateral da radiação Cherenkov em chuveiros de ar.

Colaboração Científica

O projeto CASA foi idealizado por James W. Cronin e o projeto e construção foram realizados por uma equipe de cientistas, engenheiros e técnicos do Instituto Enrico Fermi da Universidade de Chicago (veja para mais detalhes). O grupo inicial de cientistas consistia em Cronin, bolsistas de pós-doutorado Kenneth Gibbs, Brian Newport, Rene Ong e Leslie Rosenberg, e alunos de graduação Nicholas Mascarenhas, Hans Krimm e Timothy McKay. Durante a fase operacional do CASA, o grupo de Chicago incluiu os bolsistas de pós-doutorado Mark Chantell, Corbin Covault, Brian Fick e Lucy Fortson , e os alunos de graduação Alexander Borione, Joseph Fowler e Scott Oser. O Michigan Muon Array foi construído por uma equipe de pesquisadores da Universidade de Michigan, incluindo James Matthews, David Nitz, Daniel Sinclair e John van der Velde.

Veja também

Referências

  1. ^ a b c Ong, Rene (2006-09-09). "Pesquisa de Raios Cósmicos de Ultra Alta Energia com CASA-MIA" . Universidade da Califórnia, Los Angeles (UCLA). S2CID  39155837 . Citar diário requer |journal=( ajuda )CS1 manutenção: data e ano ( link )
  2. ^ Gaisser, TK; Staney, Todor; Halzen, F .; Longo, WF; Zas, E. (1991-01-15). "Astronomia de raios gama acima de 50 TeV com chuveiros pobres em múons". Physical Review D . 43 (2): 314–318. Bibcode : 1991PhRvD..43..314G . doi : 10.1103 / PhysRevD.43.314 . PMID  10013389 .
  3. ^ Gibbs, Kenneth G (01/02/1988). "The Chicago Air Shower Array (CASA)". Instrumentos e métodos nucleares em pesquisa física, seção A: aceleradores, espectrômetros, detectores e equipamentos associados . 264 (1): 67–73. Bibcode : 1988NIMPA.264 ... 67G . doi : 10.1016 / 0168-9002 (88) 91104-7 . ISSN  0168-9002 .
  4. ^ Ong, René A .; Cronin, James W .; Gibbs, Kenneth G .; Krimm, Hans A .; McKay, Timothy A .; Mascarenhas, Nicolau; Müller, Dietrich; Newport, Brian J .; Rosenberg, Leslie J .; Wiedenbeck, Mark E. (1990-03-01). "Design e desempenho do Chicago Air Shower Array". Física Nuclear B - Suplementos de Procedimentos . 14 (1): 273–284. doi : 10.1016 / 0920-5632 (90) 90432-T . ISSN  0920-5632 .
  5. ^ a b c Borione, A .; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Gibbs, KG; Krimm, HA; Mascarenhas, NC; McKay, TA; Müller, D .; Newport, BJ; Ong, RA (1994-07-15). "Um grande conjunto de chuveiros de ar para busca de fontes astrofísicas que emitem raios γ com energias ≥1014 eV". Instrumentos e métodos nucleares em pesquisa física, seção A: aceleradores, espectrômetros, detectores e equipamentos associados . 346 (1): 329–352. Bibcode : 1994NIMPA.346..329B . doi : 10.1016 / 0168-9002 (94) 90722-6 . hdl : 2027,42 / 31441 . ISSN  0168-9002 .
  6. ^ Samorski, M .; Stamm, W. (1983). "Detecção de 2 X 10 ao 15º a 2 X 10 ao 16º eV raios gama de Cygnus X-3" . The Astrophysical Journal . 268 : L17. doi : 10.1086 / 184021 . ISSN  0004-637X .
  7. ^ Lloyd-Evans, J .; Coy, RN; Lambert, A .; Lapikens, J .; Patel, M .; Reid, RJO; Watson, AA (1983). "Observação de raios γ> 10 15 eV de Cygnus X-3" . Nature . 305 (5937): 784–787. Bibcode : 1983Natur.305..784L . doi : 10.1038 / 305784a0 . ISSN  1476-4687 . S2CID  45448349 .
  8. ^ Borione, A .; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fowler, JW; Fortson, LF ; Gibbs, KG; Verde, KD; Newport, BJ; Ong, RA (15/02/1997). "Pesquisa de alta estatística para emissão de raios γ de energia ultra-alta de Cygnus X-3 e Hercules X-1" . Physical Review D . 55 (4): 1714–1731. arXiv : astro-ph / 9611117 . Bibcode : 1997PhRvD..55.1714B . doi : 10.1103 / PhysRevD.55.1714 . ISSN  0556-2821 . S2CID  119107040 .
  9. ^ Borione, A .; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, JF; Gibbs, KG; Glasmacher, MAK; Green, KD (20/05/1997). "A Search for Ultra-High-High-Energy Gamma-Ray Emission from the Crab Nebula and Pulsar" . The Astrophysical Journal . 481 (1): 313–326. Bibcode : 1997ApJ ... 481..313B . doi : 10.1086 / 304042 . ISSN  0004-637X .
  10. ^ Catanese, M .; Borione, A .; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Gibbs, KG; Glasmacher, MAK; Verde, KD; Kieda, D .; Matthews, J. (1996). "A Search for Ultrahigh-Energy Gamma Rays from EGRET-detectado Active Galactic Nuclei Using CASA-MIA" . The Astrophysical Journal . 469 : 572. Bibcode : 1996ApJ ... 469..572C . doi : 10.1086 / 177806 . ISSN  0004-637X .
  11. ^ McKay, TA; Borione, A .; Catanese, M .; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Gibbs, KG; Verde, KD; Hauptfeld, S .; Kieda, D .; Krimm, HA (1993). "A Northern Sky Survey for Astrophysical Point Sources of 100 TeV Gamma Radiation" . The Astrophysical Journal . 417 : 742. bibcode : 1993ApJ ... 417..742M . doi : 10.1086 / 173354 . ISSN  0004-637X .
  12. ^ Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, JW; Verde, KD; Newport, BJ; Ong, RA; Oser, S .; Catanese, MA (08/09/1997). "Limites do Fluxo Difuso Isotrópico da Radiação de Energia Ultra-alta $ \ suremath {\ gamma} $" . Cartas de revisão física . 79 (10): 1805–1808. arXiv : astro-ph / 9705246 . doi : 10.1103 / PhysRevLett.79.1805 .
  13. ^ Borione, A .; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, J .; Glasmacher, MAK; Verde, KD; Kieda, DB (20/01/1998). "Restrições na Emissão de Raios Gama do Plano Galáctico a 300 TeV" . The Astrophysical Journal . 493 (1): 175–179. arXiv : astro-ph / 9703063 . Bibcode : 1998ApJ ... 493..175B . doi : 10.1086 / 305096 . ISSN  0004-637X .
  14. ^ Glasmacher, MAK; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, JW; Green, K. D; Kieda, DB; Matthews, J. (01/05/1999). "O espectro de energia dos raios cósmicos entre 1014 e 1016 eV" . Astroparticle Physics . 10 (4): 291–302. Bibcode : 1999APh .... 10..291G . doi : 10.1016 / S0927-6505 (98) 00070-X . ISSN  0927-6505 .
  15. ^ Glasmacher, MAK; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, JW; Verde, KD; Kieda, DB; Matthews, J. (01/10/1999). "A composição dos raios cósmicos entre 1014 e 1016 eV" . Astroparticle Physics . 12 (1): 1-17. Bibcode : 1999APh .... 12 .... 1G . doi : 10.1016 / S0927-6505 (99) 00076-6 . ISSN  0927-6505 .
  16. ^ Fowler, JW; Fortson, LF ; Jui, CCH; Kieda, DB; Ong, RA; Pryke, CL; Sommers, P. (2001-03-01). "Uma medição do espectro de raios cósmicos e composição no joelho" . Astroparticle Physics . 15 (1): 49–64. arXiv : astro-ph / 0003190 . Bibcode : 2001APh .... 15 ... 49F . doi : 10.1016 / S0927-6505 (00) 00139-0 . ISSN  0927-6505 . S2CID  2062778 .