피에르 오거 천문대
Pierre Auger Observatory 말라르귀에 있는 통제 건물 | |
| 이름을 따서 명명됨 | 피에르 빅토르 오거  |
|---|---|
| 위치 | 말라귀에 아르헨티나 멘도사 현 |
| 좌표 | 35°12′24″s 69°18′57″w / 35.20667°S 69.31583°W |
| 조직 | 멀티내셔널 |
| 고도 | 1330m–1620m, 평균 ~1400m |
| 파장 | 330–380nm UV(불색 검출기), 1017–1021 eV 우주선(표면 검출기) |
| 빌드됨 | 2004-2008년(및 건설 중 데이터 수집) |
| 망원경 스타일 | 하이브리드(표면 + 형광 검출기) |
| 웹사이트 | 공식 사이트 |
  피에르 오거 천문대의 위치 | |
 Wikimedia Commons의 관련 미디어 | |
피에르 오거 천문대는 아르헨티나의 국제 우주 광선 관측소로, 광속에 가까운 속도로 이동하는 아원자 입자들로 각각 1018 eV 이상의 에너지를 가지고 있는 초고 에너지 우주선을 탐지하기 위해 고안된 것이다. 지구 대기에서 그러한 입자들은 공기핵과 상호작용을 하며 다양한 다른 입자들을 생성한다. 이러한 효과 입자("에어 샤워"라고 함)를 감지하고 측정할 수 있다. 그러나 이 높은 에너지 입자들은 세기당 1km의2 도착률을 가지고 있기 때문에, 오거 천문대는 이러한 많은 사건들을 기록하기 위해 로드아일랜드나 룩셈부르크 크기의 3,000km2 (1,200평방 미)의 탐지 지역을 만들었다. 안데스 산맥 근처인 아르헨티나 멘도사 주 서부에 위치해 있다.
2000년 착공해 2005년부터 생산용 데이터를 수집하고 있으며 2008년 정식 완공됐다.[1] 북쪽 부지는 미국 콜로라도 남동부에 위치할 예정이었고 라마 커뮤니티 칼리지가 주최했다. 그것은 또한 오거 남부의 3.3배인 10,370 km의2 면적을 포함하는 물-체렌코프 탐지기와 형광 망원경으로 구성될 예정이었다.
이 전망대는 프랑스 물리학자 피에르 빅토르 오거의 이름을 따서 지어졌다. 이 프로젝트는 1992년 짐 크로닌과 앨런 왓슨이 제안했다. 오늘날 전 세계[2] 100여 개 기관에서 500여 명의 물리학자들이 협력하여 아르헨티나의 현장을 유지, 업그레이드하고 측정된 데이터를 수집, 분석하고 있다. 참가국 15개국은 각각 총비용의 작은 부분을 지원하는 5000만 달러의 건설예산을 분담했다.
물리적 배경
우주로부터 초고에너지 우주선이 지구에 도달한다. 이것들은 각각 에너지 수준이18 10 eV를 초과하는 단일 아원자 입자(프로톤 또는 원자핵)로 구성된다. 그러한 단일 입자가 지구 대기에 도달하면, 그것은 수십억 개의 다른 입자, 즉 전자, 광자, 뮤온을 생성함으로써 에너지를 소멸하게 되는데, 모두 빛의 속도에 가깝다. 이러한 입자들은 종방향으로 퍼져나가며(단일 입자 유입 경로에 수직으로) 입자의 전방 이동면을 생성하며 축 근처의 강도가 더 높다. 이런 사건을 '에어 샤워'라고 한다. 이 입자의 평면은 대기를 통과하면 직사 번개 흔적의 패턴에서 다소나마 인간의 눈에는 보이지 않는 자외선을 만들어 낸다. 이러한 흔적은 형광 검출기라고 불리는 특수 망원경으로 고속으로 촬영할 수 있으며, 약간의 고도에서 한 지역을 내려다볼 수 있다. 그 후 입자가 지구 표면에 도달하면 물탱크에 도착하면 감지할 수 있는데, 그 곳에서 체렌코프 효과로 인해 가시적인 푸른 빛을 발생시킨다. 민감한 광전관은 이러한 충격을 포착할 수 있다. 그러한 관측소는 물체렌코프 탐지기 또는 '탱크'라고 불린다. 오거 관측소에는 두 가지 유형의 탐지기가 모두 동일한 영역을 덮고 있어 매우 정밀한 측정이 가능하다.
에어 샤워기가 지상의 여러 체렌코프 검출기를 타격할 때, 레이의 방향은 기본 기하학적 구조를 사용하여 계산할 수 있다. 세로축 점은 영향을 받는 각 지상국의 밀도로 결정할 수 있다. 충격 장소의 시차에 따라 축의 각도를 결정할 수 있다. 축이 수직이 될 때만 모든 지상 감지기가 같은 시간에 등록되고 축이 기울어지면 가장 이른 터치다운과 가장 최근의 터치다운 사이의 시간 차이가 발생한다.[3]
이전 관측소
우주 광선은 1912년 빅토르 헤스에 의해 발견되었다. 그는 (에펠탑과 헤스맨 열기구 사용) 높이가 서로 다른 이온화 차이를 측정했는데, 이는 단일 광선의 대기 희박화(그래서 확산)를 나타낸다. 일식 동안 측정함으로써 태양의 영향은 배제되었다. 많은 과학자들은 이 현상을 때로는 독자적으로 연구했고, 1937년 피에르 오거가 공기핵과 상호작용하여 전자와 광자 공기 샤워를 유발하는 단일 광선이라는 결론을 자세히 내릴 수 있었다. 동시에 세 번째 입자 뮤온이 발견되었다(매우 무거운 전자와 같은 행동).
개요
표면 검출기(SD)
1967년 리즈 대학은 물-체렌코프 탐지기(또는 지표면 정거장; 수심 1.2m의 작은 물분지; 탱크라고도 불림)를 개발하여 200개의 탱크를 이용하여 12km의2 탐지 지역인 하베라 공원을 만들었다. 그들은 4인 1조로 3각형(Y)의 지면 패턴으로 배열되었고, 삼각형은 크기가 달랐다. 전망대는 20년간 활동했으며, 오거전망대에서 지반탐지계통의 주요 설계변수를 제작했다. 말년에 이 연구팀을 이끌고 그 후 오거 천문대 협업을 공동 시작한 사람은 앨런 왓슨이었다.
형광 검출기(FD)
한편, 화산 목장(New Mexico, 1959–1978), 플라이스 아이(Dugway, 유타 주)와 그 후계자인 고해상도 플라이스 아이 우주선 검출기(HiRes) 또는 플라이스 아이(Fly's Eye)로부터 형광 검출기의 기법이 개발되었다. 이것들은 광학 망원경으로 표면적을 볼 때 자외선을 비추도록 조정된다. 그것은 빠른 속도로 픽셀 사진을 만들기 위해 측면 관찰(파리의 눈 참조)을 사용한다. 1992년 제임스 크로닌이 연구를 주도하고 오거 관찰 협업을 공동 시작했다.
설계 및 구축
피에르 오거 천문대는 동일한 현장에서 지상 검출기와 형광 검출기를 모두 결합한 최초의 실험이어서 각 기법마다 특이할 수 있는 교차 교정과 체계적인 효과 감소가 가능하다는 점에서 독특하다. 체렌코프 검출기는 3개의 대형 광전자 증배관을 사용해 탱크 내 물을 통과하는 고에너지 입자가 생성하는 체렌코프 방사선을 탐지한다. 여러 탱크의 동일한 샤워기에서 고에너지 입자가 도달하는 시간을 이용하여 원입자의 이동 방향을 계산한다. 형광 감지기는 입자 공기 샤워기가 대기를 통해 하강할 때 구름 한 점 없는 달 없는 밤에 입자 공기 샤워의 빛을 추적하는 데 사용된다.
1995년 시카고 페르밀라브에서 오거 천문대를 위한 기본 디자인이 만들어졌다. 반년 동안, 많은 과학자들은 예상된 오거에 대한 주요 요구사항과 비용 추정을 작성했다.[3] 천문대의 면적은 5000km에서2 3000km로2 줄여야 했다.
공사가 시작되자 먼저 엔지니어링 어레이라는 본격적인 시제품이 설치되었다. 이 배열은 처음 40개의 지상 검출기와 단일 형광 검출기로 구성되었다. 모두 완비되어 있었다. 엔지니어링 어레이는 2001년에 프로토타입으로 6개월 동안 운영되었다. 나중에 메인 설정으로 통합되었다. 보다 상세한 설계 선택(사용할 광전자 증배관(PMT) 및 탱크 수질 요구사항 등) 및 보정을 위해 사용하였다.[4]
2003년에는 세계에서 가장 큰 초고에너지 우주선 탐지기가 되었다. 아르헨티나 멘도자 주 말라귀에 마을 인근 팜파 아마릴라의 광활한 평야에 위치해 있다. 기본 설정은 표면 배열을 감독하는 24개의 대기형 형광 검출기(FD; 고해상도 플라이 아이와 유사)와 함께 3000평방 킬로미터(1,200 sqmi)에 걸쳐 분포된 1600개의 물 체렌코프 검출기 또는 '탱크'로 구성된다.
대기 측정(FD 측정)을 지원하기 위해 지원 스테이션을 현장에 추가한다.
- 중앙 레이저 설비 스테이션(CLF)
- 엑스트림 레이저 설비(XLF)
- 형광 검출기 스테이션 4곳도 운영된다. 라이다, 적외선 구름 탐지(IR 카메라), 기상 관측소, 에어로졸 위상 기능 모니터(APF; 4곳 중 2곳), 광학 망원경 햄(1곳), FRAM(1곳)
- 풍선 발사 기지: 2010년 12월까지, 주목할 만한 소나기가 내린 후 몇 시간 안에, 23 km 높이의 대기 데이터를 기록하기 위해 기상 관측 기구가 발사되었다.[5]
위치
| 역 | 유형 | 위치 |
|---|---|---|
| 지상국 배열 | 1600개 표면 감지 스테이션(SD) (면적 중앙점) | 35°12′24″s 69°18′57″w / 35.20675°S 69.31597°W좌표: 35°12′24″S 69°18′57″W / 35.20675°S 69.31597°W/ W; |
| 로스 리온스 | 형광 검출기 6대 | 35°29′45″S 69°26′59″w / 35.49584°S 69.44979°W |
| 모라도스 | 형광 검출기 6대 | 35°16′52″S 69°00′13″w / 35.28108°S 69.00349°W |
| 로마 아마릴라 | 형광 검출기 6대 | 34°56′09″S 69°12′39″W / 34.93597°S 69.21084°W |
| 코히에코 | 형광 검출기 6대 | 35°06′51″S 69°35′59″w / 35.11409°S 69.59975°W |
| 전망대 캠퍼스 | 중앙 사무소 | 35°28′51″S 69°34′14″w / 35.48084°S 69.57052°W |
| 말라귀에 | 도회 | 35°28′06″S 69°35′05″w / 35.46844°S 69.58478°W |
결과.
이 전망대는 2005년부터 양질의 데이터를 수집해 왔으며 2008년 정식 완공됐다.
2007년 11월, 오거 프로젝트 팀은 몇 가지 예비 결과를 발표했다. 이들은 27개의 최고 에너지 이벤트의 출발 방향이 활성 은하핵(AGN)의 위치와 상관관계가 있음을 보여주었다.[6] 그러나 훨씬 더 큰 데이터 표본을 사용한 후속 테스트에서는 초기에 관측된 상관관계의 큰 정도가 통계적 변동 때문일 가능성이 가장 높다는 것을 밝혀냈다.[7]
2017년, 12년간의 관측을 통해 얻은 데이터는 ⋅ 10 {eV 이상의 에너지에서 우주선의 도달 방향에 대한 유의미한 음이소트로피를 발견할 수 있었다 이는 이러한 극히 높은 우주적 우주선의 근원을 뒷받침한다. 광선(초고 에너지 우주선 참조).[8] 그러나 이러한 초고에너지 우주선의 가속화에 어떤 유형의 은하가 원인이 되는지는 아직 알려져 있지 않다. 이 문제는 피에르 오거 전망대의 오거 프라임 업그레이드와 함께 조사 중에 있다.
Pierre Auger Collaboration은 지상 배열 이벤트의 1%를 50 EeV(1018 eV) 이하에서 사용할 수 있도록 했다. 높은 에너지 이벤트는 더 많은 물리적 분석이 필요하며 이러한 방식으로 발표되지 않는다. 데이터는 Public Event Display 웹 사이트에서 확인할 수 있다.
개발
새로운 탐지 기법과 (to)[when?][citation needed] 전망대에 대한 가능한[when?] 업그레이드에 대한 연구 및 개발이 다음을 포함하여 수행되었다.
- 고도를 커버할 수 있는 형광 검출 망원경 3개(HEAT - 고고도 오거 망원경)
- 지하 뮤온 카운터와 결합된 표면 검출기의 고밀도 내포된 두 배열(AMIGA - 지상 어레이용 오거 뮤온 및 인필)
- 30-80MHz 주파수 범위에서 샤워 캐스케이드로부터의 전파 방출을 감지하기 위한 시제품 라디오텔레스코프 어레이(AERA—Auger Engineering Radio Array)
- 샤워 전자에서 마이크로파 방출 검출에 관한 연구 개발(주파수 약 4GHz)
오거프라임 업그레이드
오거프라임(AugerPrime)은 2019년부터 건설 중인 피에르 오거 천문대의 주요 개량품이다.
- 표면 검출기는 섬광 검출기와 라디오 안테나에 의해 향상될 것이다.
- FD 측정의 듀티 사이클은 달빛이 비치는 밤을 포함하도록 가장 높은 에너지로 확장될 것이다.
- AMIGA 완료: 표면 검출기의 20km의2 촘촘한 간격으로 각 표면 검출기에는 지하 뮤온 검출기가 장착된다.
이러한 모든 개선은 특히 1차 우주선 입자의 질량에 대한 피에르 오거 천문대의 측정 정확도를 높이는 것을 목표로 한다.
대중문화에서
아르헨티나는 2007년 7월 14일 천문대에 경의를 표하는 우표 10만 장을 발행했다. 스탬프는 전경에 있는 표면 검출기 탱크, 배경에 형광 검출기 건물, 큰 글씨로 "1020 eV"라는 표현을 나타낸다.[9][10]
참고 항목
참조
- ^ "News 20/12/13". Archived from the original on 2007-11-12. Retrieved 2007-11-09.
- ^ 피에르 오거 콜라보레이션: 기관별 협력자
- ^ Jump up to: a b The Auger Collaboration (1995-10-31). "The Pierre Auger Project Design Report" (PDF). Fermi National Accelerator Laboratory. Retrieved 2013-06-13.
- ^ Abraham, J.; et al. (2004). "Properties and performance of the prototype instrument for the Pierre Auger Observatory" (PDF). Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. 523 (1–2): 50–95. Bibcode:2004NIMPA.523...50A. CiteSeerX 10.1.1.136.9392. doi:10.1016/j.nima.2003.12.012. Archived from the original (PDF) on 2012-12-05. Retrieved 2013-06-13.
- ^ Louedec, Karim (2011). "Atmospheric Monitoring at the Pierre Auger Observatory – Status and Update" (PDF). International Cosmic Ray Conference. 2: 63. Bibcode:2011ICRC....2...63L. doi:10.7529/ICRC2011/V02/0568. Retrieved 2013-06-12.
- ^ 사이언스 매거진; 2007년 11월 9일; 피에르 오거 콜라보레이션 외, 페이지 938 - 943
- ^ 천체.J. 804 (2015) 1번, 15번
- ^ "Study confirms cosmic rays have extragalactic origins". EurekAlert!. Retrieved 2017-09-22.
- ^ Analía Giménez (21 July 2007). "El laboratorio de rayos viaja al mundo en una estampilla" (in Spanish). Diario UNO de MENDOZA. Retrieved 2011-06-16.
- ^ "Observatorio Pierre Auger" (in Spanish). Foro de Filatelia Argentina. 29 July 2007. Archived from the original on 6 July 2011. Retrieved 2011-06-16.
추가 읽기
 | 위키미디어 커먼즈에는 피에르 오거 천문대와 관련된 미디어가 있다. |
외부 링크
- 공식 웹사이트
- 공개 이벤트 표시
- 남부 사이트 웹 사이트(스페인어 및 영어)
- 천문대의 Flickr 웹사이트
- COSMUS – PAO를 위한 비주얼: 영화, 말라르기우 사이트를 통한 3D 우주선 샤워 애니메이션 모델, 스테레오 사진 등이 포함된다.
- ASPERA 유럽 아스트로피사물리학 네트워크
- Astroparticle.org – 유럽 아스트로피사 물리학 포털
- 우주선 탐지: 오거 천문대와 프론티어 과학 – 안젤라 올린토와의 인터뷰 (비디오)
