시카고 에어 샤워 어레이

Chicago Air Shower Array
시카고 에어 샤워 어레이
위치유타 주
좌표40°12°N 112°48˚W/40.2°N 112.8°W/ 40.2; -112.8좌표: 40°12′N 112°48′W / 40.2°N 112.8°W / 40.2; -112.8 Edit this at Wikidata
조직시카고의 대학교
고도1450m
파장초고에너지 (E> 100 TeV)
빌드됨1988-1991
채집면적23만5000제곱미터
Chicago Air Shower Array is located in the United States
Chicago Air Shower Array
시카고 에어샤워 어레이의 위치
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시카고 에어 샤워 어레이(CASA)는 1990년대에 운영된 중요한 초고에너지 천체물리학 실험이었다.솔트레이크시티에서 남서쪽으로 약 80km 떨어진 미국 유타주 더그웨이 입증장에 위치한 매우 많은 섬광 검출기로 구성됐다.1089개의검출기로 구성된 전체 CASA 검출기는 1992년부터 CASA-MIA라는 이름으로 두 번째 기기인 미시간 무온 어레이(행방 불명자)와 연동해 작동하기 시작했다.MIA는 2500제곱미터의 뮤온검출기로 만들어졌다.운용 당시 CASA-MIA는 100TeV(10전자볼트14) 이상의 에너지에서 감마선과 우주선 상호작용 연구에 지금까지 만들어진 가장 민감한 실험이었다.이 실험의 데이터에 대한 연구 주제는 은하 선원의 감마선(특히 게 성운과 X선 이항선 X-3 및 헤라클레스 X-1)과 확산 감마선 방출 연구인 외부 선원(활성 은하 핵 및 감마선 폭발)을 포함한 다양한 물리학 문제를 다루었다.ic 성분 또는 은하계 평면) 및 100,000 TeV에서 100,000 TeV까지의 지역 내 우주선 구성의 측정.구성의 주제를 위해, CASA-MIA는 같은 사이트에서 여러 다른 실험들, 즉 넓은 라테알 비이미징 체렌코프 어레이(BLANA), 듀얼 이미징 체렌코프 실험(DICE), 플라이 아이 히레스 프로토타입 실험과 함께 작업했다.CASA-MIA는 1992년부터 1999년까지 지속적으로 운영되었다.1999년 여름, 그것은 해체되었다.null

사양 및 설계

미국 유타주 더그웨이 입증장에 있는 CASA-MIA 검출기의 평면도. CASA는 사각형 15m x 15m 그리드에 1089개의 섬광 검출기로 구성되었다.MIA는 16개의 패치로 배열된 1024개의 섬광 카운터로 구성되었다.5개의 작은 체렌코프 망원경이 현장에 공동 배치되어 각도를 맞추는 데 사용되었다.

CASA는 초고 에너지(UHE, E > 100 TeV) 감마선 방출의 천체물리학적 출처의 가능성을 연구하기 위해 만들어졌다(아래 과학 참조).이러한 에너지의 감마선은 지구 대기에서 상호 작용하여 지구 표면으로 전파되는 광범위한 공기 샤워를 만든다.표면에서 샤워기는 대부분 전자/양자, 저 에너지 감마선, 뮤온 및 일부 하드론으로 구성되며 지면에 50~100m의 일반적인 발자국을 가지고 있다(또한 체렌코프 방사선의 구성 요소가 있어 지상에 도달하는 것은 이미징 대기 중 체렌코프 망원경으로 기록할 수 있다.에어 샤워 어레이는 분배된 일련의 입자 검출기(Scintillation Detector, 물 체렌코프 검출기 등)로, 샤워 입자의 통로를 기록하기 위해 지면에 펼쳐져 있다.일차 입자 방향은 각 검출기에 부딪히는 샤워기의 상대적 도착 시간으로부터 추정되며, 일차 입자 에너지는 각 검출기에 기록된 입자 수와 이러한 측정의 측면 분포로부터 추정된다.null

미국 유타주 듀웨이 입증장에 있는 시카고 에어샤워 어레이(CASA) 및 관련 검출기의 항공 시야. CASA 섬광 검출기는 15m 격자 간격에 배치된 흰색 사각형 상자다.어레이의 중앙(이 이미지 중앙 왼쪽)에는 Fly's Eye II 검출기가 있다.

CASA 이전에 에어 샤워 어레이는 일반적으로 크기가 보통이었으며, 일반적으로 약 50,000 평방미터의 면적을 포함하는 50-100개의 검출기로 구성되었다.CASA의 계획은 크기가 훨씬 더 크고, 최첨단 전자제품을 사용하며, 대규모의 뮤온 검출기(MIA)와 결합될 수 있는 훨씬 더 민감한 실험을 구축하는 것이었다.[1]감마선에 의해 시작된 샤워는 우주선에 의해 시작된 샤워에 비해 훨씬 적은 수의 뮤온을 포함할 것으로 예상되었다.[2]원래 계획은 1064개의 검출기를 배열하는 것이었지만,[3] 그 수는 이후 1089개로 늘어났다.[4]null

CASA-MIA의 주요 설계 특징은 다음과 같다.[5]

  • 섬광 검출기 1089개, 33 x 33개 검출기의 사각 격자 위에 펼쳐지고 검출기 간격은 15m이며, 총 면적은 230,000제곱m이다.
  • CASA 검출기는 4개의 개별 섬광 카운터로 구성되었다. 각 카운터는 61cm x 61cm x 1.27cm 크기의 아크릴 섬광기 조각으로 구성되었으며 단일 광전자 증배관(PMT, Amperex 2212 또는 EMI 9256)으로 판독되었다.
  • 각 CASA 검출기에는 국소 고전압 모듈과 각 검출기가 다른 검출기와 독립적으로 데이터를 취할 수 있는 맞춤형 전자 보드가 들어 있었다.
  • CASA 검출기는 트리거 요청, 트리거 승인, 이더넷의 3가지 기능을 가진 동축 케이블로 구성된 리브 스핀 네트워크를 통해 중앙 제어기에 연결되었다.
  • 뮤온 어레이(MIA)는 각각 크기가 1.9m x 1.3m인 1024개의 섬광 카운터로 구성되었다.뮤온 카운터는 각각 64개 카운터의 16개 패치로 배열되었고, 수면 아래 3m 아래에 묻혔다.MIA 카운터의 신호는 지면 아래에서 중앙 트레일러로 전달되었고, 이 트레일러는 기존의 Lecroy 4290 TDC(Time-to-Digital Converter)에 의해 상대적인 도착 시간이 측정되었다.

CASA의 트리거 및 데이터 수집 시퀀스는 분산 전자 장치 때문에 복잡했다. 이 시퀀스는 다음과 같이 작동했다.[5]

  • 각 카운터의 PMT 신호는 각각 낮은 레벨과 높은 레벨의 판별기에 의해 샘플링된다.낮은 판별기 수준은 일반적인 최소 이온화 입자로부터의 신호의 0.1 정도로 설정되고, 높은 판별기 수준은 낮은 수준의 약 3배로 설정된다.
  • 30nsec에서 2개 이상의 카운터가 고준위 판별기를 발사하는 검출기는 "경고"되고, 30nsec가 "트리거"된 경우 3개 이상의 카운터가 고준위 판별기를 발사하는 검출기는 "경고"된다.
  • 경보 발생 스테이션은 로컬 데이터 수집 작업을 수행하고 스테이션의 추가 트리거를 금지한다.로컬 전자제품 보드의 시간 대 전압 변환기는 네 카운터의 상대 시간(저준위 판별기의 교차 시간에 의해 결정됨)을 검출기에 유지하고, 경고가 들어온 경우 주변 네 개의 검출기가 전송한 펄스의 도착 시간에 해당하는 네 번을 유지한다.샘플링 및 홀드 회로는 각 카운터의 PMT 신호 통합에 해당하는 4개의 전하를 기록한다.경보된 스테이션은 중앙 스테이션으로부터 트리거 승인 신호를 10μsec 동안 기다린다. 신호가 수신되지 않으면 데이터가 폐기된다.
  • 트리거 스테이션은 리브 트리거 요청 동축 케이블(5mA, 10μsec 지속시간)에 고속 전류 펄스(5mA, 10μsec 지속시간)를 배치하며, 이러한 신호는 리브/스핀 접합부의 리피터와 척추 트리거 요청 동축 케이블(RG-8, 50Ω)을 통해 중앙 트리거 박스로 전파된다.
  • 중앙 트리거 박스에 의해 3개의 트리거 요청 레벨이 수신되면 전체 어레이가 트리거된다.그런 다음, 빠른 신호(12V, μsec 지속시간)가 트리거에 배치되어 리브-스핀 네트워크를 통해 각 스테이션으로 다시 전파되는 동축선을 승인한다.트리거 승인 신호를 수신하면 경보 방송국은 멀티플렉서와 10비트 아날로그-디지털 변환기(ADC)를 통해 8회 및 4회 전하를 디지털화한다.디지털화된 데이터는 마이크로프로세서의 제어 하에 메모리 버퍼에 저장된다(Intel 80186).어레이의 주요 데드타임은 데이터가 디지털화되는 시점(약 0.5msec)이다.
  • 정기적으로(일반적으로 매 30초마다), 스테이션 전자보드는 이더넷을 통해 데이터를 중앙 컴퓨터로 전송하는 명령을 받는다(DEC μVAX III+).각 보드는 메모리 버퍼를 전환하고 데이터를 계속 축적한다. 이전에 기록된 데이터는 리브-스핀 네트워크를 통해 디스크에 기록되는 중앙으로 전송된다.

CASA와 관련 뮤온 어레이 MIA는 우수한 성능을 달성했으며 1990년대 운영기간이 끝난 뒤 상당 기간 초고에너지 대역에서 에어샤워 실험의 최첨단이었다.2010년대 후반에야 티벳 에어샤워 어레이와 고고도 물 체렌코프 실험이 100 TeV 이상의 에너지에서 민감도에서 CASA-MIA를 능가하는 실험을 했다.정점에 가까운 거리를 지나는 선원의 중앙 감마선 에너지는 115 TeV였다.감마선 각도 분해능은 탐지된 샤워기의 크기(입자 수)에 따라 변화했으며, 입자 수가 중간인 샤워기의 경우 약 0.7도였으며, 높은 에너지에서 0.25도로 개선되었다.[5]뮤온 배열은 배경 우주선 이벤트를 거부하는 중요한 기능을 제공했다; 115 TeV의 중간 에너지에서 감마선에 대한 뮤온 선택 기준을 통과하는 우주선 이벤트의 비율은 0.06이었다(즉, 수용된 각 이벤트에 대해 약 17개의 우주선 이벤트가 거부됨).높은 에너지에서 배경 거부 힘은 크게 증가되었다. 예를 들어, 중앙 에너지 5,000 TeV에서 뮤온 선택 기준을 통과하는 우주선의 분율은 약 0.0001로 감소되었다.null

역사

CASA에 대한 과학적 동기는 1980년대 여러 실험에서 나온 흥미로운 결과에서 비롯되었다.이러한 실험은 잘 알려진 두 개의 은하 X선 이항 선원의 방향에서 과도한 공기 샤워 이벤트를 보고하였다.시그너스 X-3과 헤라클레스 X-11983년 키엘과 하베라 파크 실험에서는 시그너스 X-3의 방향에서 초과된 사건이 보고되었는데, 여기서 이벤트의 도착 시간은 이진 선원의 4.8시간 궤도 주기에 의해 변조되는 것으로 보였다.[6][7]각 신호의 통계적 중요성은 약했지만(배경 위의 약 4 표준 편차) 그 결과는 시그너스 X-3가 초고 에너지 감마선의 발광 방출기였고, 그러기 위해서는 고에너지 우주선의 매우 효율적인 가속기여야 하므로 p의 큰 부분을 제공할 수 있음을 암시했다.우리 은하계에 존재하는 우주선 입자의 유속.null

이러한 결과가 나온 후, 전 세계의 많은 그룹들이 후속 연구를 하기 위해 공기 샤워 어레이를 설계하거나 개선하기 시작했다.이 그룹들 중 하나는 제임스 크로닌이 이끄는 시카고 대학 출신이었다.크로닌의 생각은 시그너스 X-3에 대한 결과를 쉽게 검증하거나 반박할 수 있는 결정적인 실험을 구축하자는 것이었다.[1]이 실험은 키엘이나 하베라 파크 실험보다 훨씬 더 크고(그리고 훨씬 더 민감할 것이며), 해드론 우주선 사건(즉, 양성자와 핵)의 배경을 거부하기 위해 많은 수의 뮤온 검출기를 사용할 것이다.(감마선 예비선거에 의해 개시된 쇼퍼들은 우주선 예비선거에 의해 개시된 쇼퍼들보다 훨씬 적은 수의 뮤온을 가질 것으로 예상된다.)크로닌은 CASA를 개발하고 건설하기 위해 (Collaboration에서 논의된) 과학자 팀을 소집했다.시카고 대학 그룹은 이미 뮤온 어레이와 소형 에어샤워 어레이를 건설한 미시간 대학교와 유타 대학교의 그룹들과 제휴를 맺었으며, CASA의 부지는 더그웨이 증명그라운드에 있을 것이다.null

CASA의 건설과 배치는 1988년과 1991년 사이에 이루어졌다.엔리코 페르미 연구소의 액셀러레이터 빌딩에 있는 시카고 대학에서 건설 활동이 이루어졌다.완성된 섬광 검출기는 전자제품과 함께 대형 세미트레일러로 유타주로 운송되었으며, 학생, 포스트닥, 교수진이 설치했다.1989년에 초기 49개 검출기의 배열이 가동되었고, 1990년에는 529개 검출기의 배열이 가동되었다.전체 1089-검출기 CASA 어레이(1024-카운터 뮤온 어레이와 함께)의 표준 과학 운영은 1991년 12월에 시작되었다.CASA는 1997년까지 대부분 중단 없이 매우 성공적으로 운영되었다.그 기간 동안 총 30억 건의 공중 샤워 이벤트가 기록되었다.부분 수술은 BLANA와 DISE 실험과 함께 몇 년 더 계속되었다.CASA를 비롯한 현장의 각종 실험은 1999년 가동을 중단했다.null

과학

CASA-MIA의 과학적 결과는 12개의 과학 간행물을 포함했고 감마선 포인트 소스, 확산 감마선 소스, 우주선 물리학의 세 가지 광범위한 영역에서 주제를 다루었다.null

  • 감마선 포인트 소스: CASA-MIA는 크랩 성운인 [8]시그너스 X-3와 헤라클레스 X-1,[9] 알려진 고에너지 활성 은하핵을 포함한 이전의 실험에서 보고된 모든 선원의 배출에 엄격한 제한을 두었다.[10]이러한 선원의 경우, CASA-MIA 한계는 일반적으로 이전 계기에 의해 보고된 플럭스 수준보다 2~3배 더 낮았다.점원으로부터의 일시적 및 주기적 방출에 대한 검색도 실시되었고, 상공의 하늘에 대한 일반 조사도 실시되었다.[11]
  • 확산 감마선 선원: 대형 뮤온 어레이의 거부 전력으로 CASA-MIA는 매우 민감하게 확산 감마선 선원을 연구할 수 있었다.가장 중요한 결과는 가장 높은 에너지에서 2 x 10−5 미만의 수준에서 우주선의 전자기 분율에 대한 한계를 제공하는 확산 등방성 방출 검색에서 나왔다.[12]또 다른 중요한 결과는 은하계 평면에서의 확산 방출에 대한 연구에서 나왔다.[13]별도의 연구는 원시 블랙홀의 폭발과 같은 짧은 시간 스케일의 우주적 사건들을 제한하기 위해 하늘의 임의적인 방향에서 폭발을 조사했다.
  • 우주선 물리학: 크고 균일한 공기 샤워 어레이로, 큰 뮤온 검출기를 가진 커플인 CASA-MIA는 초고에너지 우주선의 특성을 측정하는 데 좋은 능력을 가지고 있었다.전자 및 뮤온 샤워 크기 분포(각각 CASA와 MIA에서 결정됨)를 사용하여 100 ~ 10,000 TeV 사이의 우주선 에너지 스펙트럼을 측정했다.[14]CASA-MIA 결과는 더 날카로운 특징("knee"로 알려진)을 보고했던 이전의 일부 실험과는 대조적으로 스펙트럼이 부드럽게 가파르게 상승하는 것을 보여주었다.우주선 조성의 CASA-MIA 측정은 표면과 뮤온 검출기 데이터를 결합하여 이루어졌으며, 10,000 TeV에 근접하는 에너지에서 보다 무거운 조성으로 부드럽게 진화한 하위 에너지(1,000 TeV 이하)에서의 혼합 구성을 나타냈다.[15]CASA-MIA와 함께 작동하고 공중 샤워에서 체렌코프 방사선의 측면 분포를 사용한 BLANA 기구에 의해 우주선 구성의 별도, 보완적인 측정이 이루어졌다.[16]

과학적 협력

CASA 프로젝트는 제임스 W. 크로닌에 의해 구상되었으며, 설계와 시공은 시카고 대학의 엔리코 페르미 연구소의 과학자, 엔지니어, 기술자들로 구성된 팀이 수행하였다(자세한 내용은 참조).초기 핵심 과학자 그룹은 크로닌, 박사 후 동료인 케네스 깁스, 브라이언 뉴포트, 르네 옹, 레슬리 로젠버그, 대학원생 니콜라스 마스카레냐스, 한스 크림, 티모시 매케이로 구성되었다.시카고 그룹은 CASA 운영단계에서 박사후 동료 마크 샹텔, 코빈 코볼트, 브라이언 픽, 루시 포슨, 대학원생 알렉산더 보리오네, 조셉 파울러, 스콧 오서 등이 참여했다.미시간 무온 어레이는 제임스 매튜스, 데이비드 니츠, 다니엘 싱클레어, 존 반 데어 벨데 등 미시간 대학의 연구진이 시공했다.null

참고 항목

참조

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