Chicago Air Shower Array

Chicago Air Shower Array
Plats(er) Utah
Koordinater Koordinater : Edit this at Wikidata
Organisation University of Chicago
Höjd över havet 1450 m
Våglängd Ultrahög energi (E> 100 TeV)
Byggd 1988-1991
Uppsamlingsområde 235 000 kvadratmeter
Chicago Air Shower Array is located in the United States
Chicago Air Shower Array
Placering av Chicago Air Shower Array
[ redigera på Wikidata ]

Chicago Air Shower Array ( CASA ) var ett betydande astrofysikexperiment med ultrahög energi som fungerade på 1990-talet. Den bestod av ett mycket stort utbud av scintillationsdetektorer placerade vid Dugway Proving Grounds i Utah , USA, cirka 80 kilometer sydväst om Salt Lake City . Den fullständiga CASA-detektorn, bestående av 1089 detektorer började fungera 1992 tillsammans med ett andra instrument, Michigan Muon Array (MIA), under namnet CASA-MIA . MIA var gjord av 2500 kvadratmeter nedgrävda myondetektorer . Vid tiden för dess drift var CASA-MIA det mest känsliga experimentet som byggts hittills i studien av gammastrålar och kosmisk strålning vid energier över 100 TeV (10 14 elektronvolt ). Forskningsämnen om data från detta experiment täckte en mängd olika fysikfrågor, inklusive sökandet efter gammastrålar från galaktiska källor (särskilt Krabbnebulosan och röntgenbinärerna Cygnus X-3 och Hercules X-1 ) och extragalaktiska källor ( aktiva Galaktiska kärnor och gammastrålningskurar ), studiet av diffus gammastrålning (en isotrop komponent eller från det galaktiska planet), och mätningar av den kosmiska strålens sammansättning i området från 100 till 100 000 TeV. För ämnet komposition arbetade CASA-MIA tillsammans med flera andra experiment på samma plats: Broad Laterial Non-imaging Cherenkov Array (BLANCA), Dual Imaging Cherenkov Experiment (DICE) och Fly's Eye HiRes prototypexperiment . CASA-MIA fungerade kontinuerligt mellan 1992 och 1999. Sommaren 1999 avvecklades det.

Specifikationer och design

Planvy av CASA-MIA-detektorerna på Dugway Proving Grounds i Utah, USA. CASA bestod av 1089 scintillationsdetektorer på ett kvadratiskt 15 mx 15 m rutnät. MIA bestod av 1024 scintillationsräknare arrangerade i 16 lappar. Fem små Cherenkov-teleskop var samlokaliserade på platsen och användes för vinkelinriktning.

CASA byggdes för att studera möjligheten av astrofysiska källor för ultrahög energi (UHE, E > 100 TeV ) gammastrålning (se Vetenskap nedan). Gammastrålar vid dessa energier samverkar i jordens atmosfär för att skapa en omfattande luftregn som fortplantar sig till jordens yta. På ytan består duschen till övervägande del av elektroner/positroner, lågenergigammastrålar, myoner och några hadroner , med ett typiskt fotavtryck på marken på 50–100 m. (Det finns också en komponent av Cherenkov-strålning som når marken som kan registreras genom att avbilda atmosfäriska Cherenkov-teleskop). En luftduschuppsättning är en distribuerad uppsättning partikeldetektorer (scintillationsdetektor, vatten Cherenkov-detektorer, etc.) utspridda på marken för att registrera passagen av duschpartiklarna. Den primära partikelriktningen uppskattas från den relativa ankomsttiden för duschen som träffar varje detektor; den primära partikelenergin uppskattas från antalet registrerade partiklar i varje detektor och från den laterala fördelningen av dessa mätningar.

Flygfoto över Chicago Air Shower Array (CASA) och tillhörande detektorer på Duway Proving Grounds, Utah, USA. CASA-scintillationsdetektorerna är de vita fyrkantiga lådorna placerade på ett 15-meters galleravstånd. I mitten av arrayen (vänster om mitten i denna bild) finns Fly's Eye II-detektorn.

Före CASA var luftduschuppsättningarna vanligtvis blygsamma i storlek, vanligtvis bestående av 50-100 detektorer som täckte en yta på cirka 50 000 kvadratmeter. Planen för CASA var att bygga ett mycket känsligare experiment som skulle vara mycket större i storlek, använda toppmodern elektronik och kopplas ihop med ett stort utbud av myondetektorer (MIA). Förväntningen var att skurar initierade av gammastrålar skulle innehålla mycket färre myoner jämfört med skurar initierade av kosmiska strålar. Den ursprungliga planen var för en uppsättning av 1064 detektorer, men antalet utökades sedan till 1089.

Några av de viktigaste designfunktionerna CASA-MIA var följande:

  • 1089 scintillationsdetektorer, utspridda på ett kvadratiskt rutnät med 33 x 33 detektorer, med ett detektoravstånd på 15 m, som täcker en total yta på 230 000 kvadratmeter.
  • En CASA-detektor bestod av fyra separata scintillationsräknare; varje räknare bestod av en bit akrylscintillator 61 cm x 61 cm x 1,27 cm i storlek och avläst av ett enda fotomultiplikatorrör (PMT, antingen Amperex 2212 eller EMI 9256).
  • Varje CASA-detektor innehöll en lokal högspänningsmodul och ett specialtillverkat elektronikkort som gjorde att varje detektor kunde ta data oberoende av andra detektorer.
  • CASA-detektorerna var anslutna till en central styrenhet via ett rib-spine-nätverk bestående av koaxialkablar med tre funktioner: trigger request, trigger acknowledge och Ethernet .
  • Myonmatrisen (MIA) bestod av 1024 scintillationsräknare, var och en av storleken 1,9 mx 1,3 m. Myonräknare var arrangerade i 16 lappar med 64 räknare vardera och begravdes under 3 m under ytan. Signaler från MIA-räknare kördes under marken till en central trailer där relativa ankomsttider mättes med konventionella LeCroy 4290 time-to-digital omvandlare (TDC).

Trigger- och datainsamlingssekvensen för CASA var komplex på grund av den distribuerade elektroniken; det fungerade enligt följande:

  • PMT-signalerna i varje räknare samplas var och en av en lågnivå- och högnivådiskriminator. Den låga diskriminatornivån är inställd på cirka 0,1 av signalen från en typisk minimumjoniserande partikel; den höga diskriminatornivån är inställd på cirka tre gånger den låga nivån.
  • En detektor med två eller flera räknare som avfyrar högnivådiskriminatorn på 30 nssek "larmas"; en detektor med tre eller fler räknare som avfyrar högnivådiskriminatorn om 30 ns "utlöses.
  • Alarmerade stationer utför lokala datainsamlingsuppgifter och förhindrar ytterligare triggning av stationen. Tid-till-spänningsomvandlare på det lokala elektronikkortet håller de fyra relativa tiderna för de fyra räknarna i en detektor (bestäms av korsningstiden för lågnivådiskriminatorn) och fyra gånger motsvarande ankomsttiderna för pulser som skickas av närliggande fyra detektorer, om de har larmats. Samplings- och hållkretsar registrerar de fyra laddningarna som motsvarar integralerna av PMT-signalerna från varje räknare. Alarmerade stationer väntar i 10 μs på en triggerkvitteringssignal från centralstationen; om ingen signal tas emot kasseras deras data.
  • Utlösta stationer placerar en snabb strömpuls (5 mA, 10 μs varaktighet) på rib trigger request koaxialkabeln (RG-58, 50Ω); dessa signaler förs vidare till en central triggerbox via en repeater vid ribban/ryggradsövergången och en koaxialkabel för ryggradsutlösare (RG-8, 50Ω).
  • Hela arrayen triggas när tre triggerbegärannivåer tas emot av den centrala triggerboxen. Sedan placeras en snabb signal (12V, μs varaktighet) på trigger-bekräftelse- koaxiallinjen där den förs tillbaka till varje station via rib-spine-nätverket. Vid mottagande av en triggerbekräftelsesignal digitaliserar larmade stationer sina åtta gånger och fyra laddningar genom en multiplexer och en 10-bitars analog-till-digital-omvandlare (ADC). Den digitaliserade datan lagras i en minnesbuffert under kontroll av en mikroprocessor ( Intel 80186) . Den dominerande dödtiden för arrayen är när data digitaliseras (ungefär 0,5 msek).
  • Periodiskt (vanligtvis var 30:e sek) får stationens elektroniska kort ett kommando över Ethernet för att överföra sina data till en central dator ( DEC μVAX III+). Varje kort byter minnesbuffert och fortsätter att samla data; de tidigare inspelade data överförs över rib-spine nätverket till mitten där de registreras på disk.

CASA, och dess associerade myon-array MIA, uppnådde utmärkta prestanda och var det senaste inom luftduschexperiment i ultrahögenergibandet under en lång tid efter dess operativa period på 1990-talet. Först i slutet av 2010-talet har experiment som Tibet Air Shower Array och High Altitude Water Cherenkov Experiment överträffat CASA-MIA i känslighet vid energier över 100 TeV. Medianenergin för gammastrålning för en källa som passerar nära zenit var 115 TeV. Gammastrålningsvinkelupplösningen varierade med storleken (antal partiklar) i den detekterade duschen och var cirka 0,7 grader för duschar med medianantal partiklar, förbättrad till 0,25 grader vid högre energier. Myonmatrisen gav viktig förmåga att avvisa kosmiska strålhändelser i bakgrunden; vid medianenergin 115 TeV var andelen kosmiska strålhändelser som klarade muonvalskriterierna för gammastrålar 0,06 (dvs ungefär 17 kosmiska strålhändelser avvisades för var och en som accepterades). Vid högre energier ökades bakgrundsavstötningseffekten signifikant; till exempel, vid en medianenergi på 5 000 TeV, reducerades andelen kosmiska strålar som passerar urvalskriterier för muon till ungefär 0,0001.

Historia

Den vetenskapliga motiveringen för CASA kom från spännande resultat från flera experiment på 1980-talet. Dessa experiment rapporterade överskott av luftdusch från två välkända binära galaktiska röntgenkällor: Cygnus X-3 och Hercules X-1. 1983 rapporterade experimenten i Kiel och Haverah Park ett överskott av händelser från Cygnus X-3, där ankomsttiderna för händelserna verkade vara modulerade av den binära källans 4,8 timmars omloppsperiodicitet. Den statistiska signifikansen för varje signal var svag (cirka fyra standardavvikelser ovanför bakgrunden), men resultaten antydde att Cygnus X-3 var en ljussändare av gammastrålar med ultrahög energi och att den, för att kunna göra det, måste vara en mycket effektiv accelerator av kosmiska strålar med hög energi och därför kan den ge en stor del av det genomträngande flödet av kosmiska strålar i vår galax.

Efter dessa resultat började ett antal grupper runt om i världen att designa, eller förbättra, luftduschar för att göra uppföljningsstudier. En av dessa grupper var från University of Chicago, ledd av James Cronin. Cronins idé var att bygga ett definitivt experiment som enkelt kunde verifiera, eller motbevisa, resultaten på Cygnus X-3. Experimentet skulle vara mycket större (och mycket känsligare) än experimenten i Kiel eller Haverah Park och det skulle använda en stor mängd myondetektorer för att avvisa bakgrunden av hadroniska kosmiska strålhändelser (dvs. protoner och kärnor). (Sskurar initierade av gammastrålprimärer förväntas ha mycket färre myoner än de som initieras av kosmiska strålningsprimärer). Cronin samlade ett team av forskare (diskuterade i Collaboration) för att utveckla och konstruera CASA. University of Chicago- gruppen samarbetade med grupper från University of Michigan och University of Utah , som redan hade konstruerat en myonuppsättning och mindre luftduschuppsättning, och platsen för CASA skulle vara på Dugway Proving Grounds.

Konstruktionen och utplaceringen av CASA ägde rum mellan 1988 och 1991. Byggaktiviteter utfördes vid University of Chicago i Accelerator Building av Enrico Fermi Institute . De färdiga scintillationsdetektorerna, tillsammans med elektronik, skeppades till Utah i stora semitrailers, där de installerades av studenter, postdoktorer och fakulteter. En initial uppsättning av 49 detektorer togs i drift 1989, följt av en 529-detektoruppsättning 1990. Standardvetenskaplig drift av hela 1089-detektors CASA-matrisen (tillsammans med 1024-räknare myon-matrisen) startade i december 1991. CASA fungerade mycket framgångsrikt, i stort sett utan avbrott, fram till 1997. Under den tiden registrerades totalt cirka 3 miljarder luftduschar. Partiella operationer fortsatte i flera år, i samband med BLANCA- och DICE-experimenten. De olika experimenten på platsen, inklusive CASA, upphörde att fungera 1999.

Vetenskap

De vetenskapliga resultaten från CASA-MIA omfattade ett dussin vetenskapliga publikationer och täckte ämnen inom tre breda områden av högenergiastrofysik: gammastrålningspunktkällor, diffusa gammastrålningskällor och kosmisk strålningsfysik.

  • Gammastrålningspunktkällor : CASA-MIA satte stränga gränser för emissionen från alla källor som hade rapporterats av tidigare experiment, inklusive Cygnus X-3 och Hercules X-1, Krabbnebulosan och kända högenergiaktiva galaktiska kärnor. För dessa källor var CASA-MIA-gränserna vanligtvis två till tre storleksordningar lägre än de flödesnivåer som rapporterats av de tidigare instrumenten. Sökningar gjordes också efter transienta och periodiska emissioner från punktkällor och en allmän undersökning av lufthimlen genomfördes också.
  • Diffusa gammastrålkällor : avstötningskraften hos den stora myonuppsättningen gjorde det möjligt för CASA-MIA att studera diffusa gammastrålningskällor med stor känslighet. Det mest signifikanta resultatet kom från en sökning av diffus isotrop emission, som gav en gräns för den elektromagnetiska fraktionen av de kosmiska strålarna vid en nivå mindre än 2 x 10 −5 vid de högsta energierna. Ett annat signifikant resultat kom från en studie av diffus emission från det galaktiska planet. En separat studie sökte efter skurar från godtyckliga riktningar på himlen för att begränsa kosmiska händelser i korta tidsskala, såsom explosioner av ursprungliga svarta hål .
  • Kosmisk strålningsfysik : med sin stora och enhetliga luftduschuppsättning, i kombination med en stor myondetektor, hade CASA-MIA god förmåga att göra mätningar av egenskaperna hos de kosmiska strålarna med ultrahög energi. Elektron- och myonduschstorleksfördelningarna (bestämda från CASA respektive MIA) användes för att mäta det kosmiska strålens energispektrum mellan 100 och 10 000 TeV. CASA-MIA-resultaten visade en jämn brantning av spektrumet, i motsats till några tidigare experiment som rapporterade en skarpare funktion (känd som "knäet"). CASA-MIA-mätningar av den kosmiska strålens sammansättning gjordes från en kombinerad passning till ytan och myondetektordata och indikerade en blandad sammansättning vid lägre energier (under 1 000 TeV) som utvecklades smidigt till en tyngre sammansättning vid energier som närmade sig 10 000 TeV. En separat, och kompletterande, mätning av den kosmiska strålens sammansättning gjordes av BLANCA-instrumentet som fungerade i samband med CASA-MIA och använde den laterala fördelningen av Cherenkov-strålningen i luftduschar.

Vetenskapliga samarbeten

CASA-projektet skapades av James W. Cronin och designen och konstruktionen utfördes av ett team av vetenskapsmän, ingenjörer och tekniker vid Enrico Fermi Institute vid University of Chicago (se för mer information). Den initiala kärngruppen av forskare bestod av Cronin, postdoktorerna Kenneth Gibbs, Brian Newport, Rene Ong och Leslie Rosenberg, och doktoranderna Nicholas Mascarenhas, Hans Krimm och Timothy McKay. Under den operativa fasen av CASA inkluderade Chicago-gruppen postdoktorerna Mark Chantell, Corbin Covault, Brian Fick och Lucy Fortson och doktoranderna Alexander Borione, Joseph Fowler och Scott Oser. Michigan Muon Array konstruerades av ett team av forskare från University of Michigan, inklusive James Matthews, David Nitz, Daniel Sinclair och John van der Velde.

Se även

  1. ^ a b c   Ong, Rene (2006-09-09). "Ultra High Energy Cosmic Ray Research med CASA-MIA" . University of California, Los Angeles (UCLA). S2CID 39155837 . {{ citera webben }} : CS1 underhåll: datum och år ( länk )
  2. ^   Gaisser, TK; Staney, Todor; Halzen, F.; Lång, WF; Zas, E. (1991-01-15). "Gammastrålningsastronomi över 50 TeV med myonfattiga skurar". Fysisk granskning D . 43 (2): 314–318. Bibcode : 1991PhRvD..43..314G . doi : 10.1103/PhysRevD.43.314 . PMID 10013389 .
  3. ^   Gibbs, Kenneth G (1988-02-01). "The Chicago Air Shower Array (CASA)". Kärntekniska instrument och metoder inom fysikforskning Avsnitt A: Acceleratorer, spektrometrar, detektorer och tillhörande utrustning . 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, Nicholas; Müller, Dietrich; Newport, Brian J.; Rosenberg, Leslie J.; Wiedenbeck, Mark E. (1990-03-01). "Design och prestanda för Chicago Air Shower Array". Kärnfysik B-Proceedings Supplements . 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). "En stor luftduschuppsättning för att söka efter astrofysiska källor som avger γ-strålar med energier ≥1014 eV". Kärntekniska instrument och metoder inom fysikforskning Avsnitt A: Acceleratorer, spektrometrar, detektorer och tillhörande utrustning . 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). "Detektering av 2 X 10 till 15:e till 2 X 10 till 16:e eV gammastrålar från 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). "Observation av γ-strålar >10 15 eV från Cygnus X-3" . Naturen . 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; Green, KD; Newport, BJ; Ong, RA (1997-02-15). "Högstatistik söker efter ultrahög energi γ-strålning från Cygnus X-3 och Hercules X-1" . Fysisk granskning 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; Grön, KD (1997-05-20). "A Search for Ultra-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 . S2CID 121666507 .
  10. ^   Catanese, M.; Borione, A.; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Gibbs, KG; Glasmacher, MAK; Green, KD; Kieda, D.; Matthews, J. (1996). "En sökning efter ultrahögenergigammastrålar från EGRET-detekterade aktiva galaktiska kärnor med 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; Green, KD; Hauptfeld, S.; Kieda, D.; Krimm, HA (1993). "En Northern Sky Survey för astrofysiska punktkällor av 100 TeV gammastrålning" . 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; Green, KD; Newport, BJ; Ong, RA; Oser, S.; Catanese, MA (1997-09-08). "Gränser för det isotropiska diffusa flödet av ultrahögenergistrålning $\ensuremath{\gamma}$" . Fysiska granskningsbrev . 79 (10): 1805–1808. arXiv : astro-ph/9705246 . doi : 10.1103/PhysRevLett.79.1805 . S2CID 119517410 .
  13. ^   Borione, A.; Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BE; Fortson, LF ; Fowler, J.; Glasmacher, MAK; Green, KD; Kieda, DB (1998-01-20). "Begränsningar för gammastrålning från det galaktiska planet vid 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. (1999-05-01). "Det kosmiska strålens energispektrum mellan 1014 och 1016 eV" . Astropartikelfysik . 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; Green, KD; Kieda, DB; Matthews, J. (1999-10-01). "Den kosmiska strålens sammansättning mellan 1014 och 1016 eV" . Astropartikelfysik . 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). "En mätning av det kosmiska strålspektrumet och sammansättningen vid knäet" . Astropartikelfysik . 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 .
Hämtad från " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Chicago_Air_Shower_Array&oldid=1134842786 "