El Chicago Air Shower Array ( CASA ) fue un importante experimento astrofísico de ultraalta energía que funcionó en la década de 1990. Consistía en un gran conjunto 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), bajo el nombre de CASA-MIA . MIA estaba compuesto por 2500 metros cuadrados de detectores de muones enterrados . En el momento de su funcionamiento, CASA-MIA era el experimento más sensible construido hasta la fecha en el estudio de las interacciones de rayos gamma y rayos cósmicos a energías superiores a 100 TeV (10 14 electronvoltios ). Los temas de investigación sobre los datos de este experimento cubrieron una amplia variedad de cuestiones de física, incluyendo la búsqueda de rayos gamma de fuentes galácticas (especialmente la Nebulosa del Cangrejo y los sistemas binarios de rayos X Cygnus X-3 y Hercules X-1 ) y fuentes extragalácticas ( núcleos galácticos activos y estallidos de rayos gamma ), el estudio de la emisión difusa de rayos gamma (un componente isotrópico o del plano galáctico), y 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 prototipo Fly's Eye HiRes . CASA-MIA operó continuamente entre 1992 y 1999. En el verano de 1999, fue desmantelado.
Especificaciones y diseño
Vista en planta de los detectores CASA-MIA en Dugway Proving Grounds en Utah, EE. UU. CASA constaba de 1089 detectores de centelleo en una cuadrícula de 15 mx 15 m. MIA constaba de 1024 contadores de centelleo dispuestos en 16 parches. Se colocaron cinco pequeños telescopios Cherenkov en el mismo lugar y se utilizaron para la alineación angular.
CASA fue construido 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 a 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 50-100 m. (También hay un componente de radiación Cherenkov que llega al suelo que se puede registrar mediante telescopios Cherenkov de imágenes atmosféricas). Una matriz de lluvia de aire es un conjunto distribuido de detectores de partículas (detector de centelleo, detectores Cherenkov de agua, etc.) esparcidos en el suelo para registrar el paso de las partículas de la lluvia. La dirección primaria de la partícula se estima a partir del tiempo relativo de llegada de la lluvia que golpea cada detector; la energía primaria de la partícula se estima a partir del número de partículas registradas en cada detector y de la distribución lateral de esas mediciones.
Vista aérea del Chicago Air Shower Array (CASA) y los detectores asociados en Dugway Proving Grounds, Utah, EE. UU. Los detectores de centelleo CASA son las cajas cuadradas blancas dispuestas en una cuadrícula de 15 metros de distancia. En el centro del conjunto (a la izquierda del centro en esta imagen) se encuentra el detector Fly's Eye II.
Antes de CASA, los conjuntos de detectores de lluvia de aire eran generalmente de tamaño modesto, y normalmente constaban de 50 a 100 detectores que cubrían un área de alrededor de 50.000 metros cuadrados. El plan para CASA era construir un experimento mucho más sensible que sería mucho más grande, utilizaría electrónica de última generación y estaría acoplado a un gran conjunto de detectores de muones (MIA). [1] La expectativa era que las lluvias de aire iniciadas por rayos gamma contendrían muchos menos muones en comparación con las lluvias de aire iniciadas por rayos cósmicos. [2] El plan original era un conjunto de 1064 detectores, [3] pero el número se aumentó posteriormente a 1089. [4]
Algunas de las características clave del diseño de CASA-MIA fueron las siguientes: [5]
1.089 detectores de centelleo, distribuidos en una cuadrícula de 33 x 33 detectores, con una distancia entre detectores de 15 m, cubriendo 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 leído por un solo tubo fotomultiplicador (PMT, Amperex 2212 o EMI 9256).
Cada detector CASA contenía un módulo local de alto voltaje y una placa electrónica hecha a medida que permitía a cada detector tomar datos independientemente de otros detectores.
Los detectores CASA se conectaron a un controlador central a través de una red costal-columna vertebral que constaba de cables coaxiales con tres funciones: solicitud de disparo, reconocimiento de disparo y Ethernet .
El conjunto de muones (MIA) constaba de 1024 contadores de centelleo, cada uno de ellos de 1,9 mx 1,3 m de tamaño. Los contadores de muones se dispusieron en 16 parches de 64 contadores cada uno y se enterraron a 3 m de la superficie. Las señales de los contadores MIA se enviaron bajo tierra hasta un remolque central donde se midieron los tiempos de llegada relativos mediante convertidores de tiempo a digital (TDC) LeCroy 4290 convencionales.
La secuencia de disparo y adquisición de datos para CASA fue compleja debido a la electrónica distribuida; funcionó de la siguiente manera: [5]
Las señales PMT de cada contador son muestreadas por un discriminador de nivel bajo y uno de nivel alto. El nivel bajo del discriminador se establece en aproximadamente el 0,1 de la señal de una partícula de ionización mínima típica; el nivel alto del discriminador 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 se "alerta"; un detector con tres o más contadores que disparan el discriminador de alto nivel si 30 nseg se "activa".
Las estaciones alertadas realizan tareas de adquisición de datos locales e inhiben la activación posterior 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 (determinados por el tiempo de cruce del discriminador de bajo nivel) y cuatro tiempos correspondientes a los tiempos de llegada de los pulsos enviados por los cuatro detectores vecinos, 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 μs a que la estación central les confirme el disparo; si no reciben ninguna señal, sus datos se descartan.
Las estaciones activadas colocan un pulso de corriente rápido (5 mA, 10 μs de duración) en el cable coaxial de solicitud de activación de la costilla (RG-58, 50 Ω); estas señales se propagan a una caja de activación central a través de un repetidor en la unión costilla/columna y un cable coaxial de solicitud de activación de la columna (RG-8, 50 Ω).
El conjunto completo se activa cuando la caja de activación central recibe tres niveles de solicitud de activación. A continuación, se coloca una señal rápida (12 V, duración de μs) en la línea coaxial de reconocimiento de activación , donde se propaga de vuelta a cada estación a través de la red costilla-columna. Al recibir una señal de reconocimiento de activación, las estaciones alertadas digitalizan sus ocho tiempos y cuatro cargas a través de un multiplexor y un convertidor 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 el conjunto es cuando se digitalizan los datos (aproximadamente 0,5 ms).
Periódicamente (normalmente cada 30 segundos), las placas 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 anteriormente se transmiten a través de la red costal-columna vertebral al centro, donde se graban en el disco.
CASA, y su matriz de muones asociada MIA, lograron un excelente rendimiento y fueron la vanguardia en experimentos de lluvia de aire en la banda de energía ultra alta durante un período considerable de tiempo después de su período operativo en la década de 1990. Solo a fines de la década de 2010, experimentos como el Tibet Air Shower Array y el High Altitude Water Cherenkov Experiment superaron a CASA-MIA en sensibilidad a energías superiores a 100 TeV. La energía media de rayos gamma para una fuente que pasaba cerca del cenit fue de 115 TeV. La resolución angular de rayos gamma varió con el tamaño (número de partículas) en la lluvia detectada y fue de aproximadamente 0,7 grados para 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 eventos de rayos cósmicos de fondo; A una energía media de 115 TeV, la fracción de eventos de rayos cósmicos que pasaron los criterios de selección de muones para rayos gamma fue de 0,06 (es decir, se rechazaron aproximadamente 17 eventos de rayos cósmicos por cada uno aceptado). A energías más altas, el poder de rechazo de fondo aumentó significativamente; por ejemplo, a una energía media de 5000 TeV, la fracción de rayos cósmicos que pasaron los criterios de selección de muones se redujo a aproximadamente 0,0001.
Historia
La motivación científica para CASA surgió de los resultados intrigantes de varios experimentos en la década de 1980. Estos experimentos informaron eventos de exceso de lluvia de aire desde la dirección de dos fuentes binarias de rayos X galácticos bien conocidas : Cygnus X-3 y Hercules X-1. En 1983, los experimentos de Kiel y Haverah Park informaron un exceso de eventos desde 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 conjuntos de detectores de lluvias 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 de Cygnus X-3. [1] El experimento sería mucho más grande (y mucho más sensible) que los experimentos de Kiel o Haverah Park y utilizaría un gran conjunto de detectores de muones para rechazar el fondo de eventos de rayos cósmicos hadrónicos (es decir, protones y núcleos). (Se espera que las lluvias iniciadas por rayos gamma primarios tengan muchos menos muones que las iniciadas por rayos cósmicos primarios). 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 un conjunto de muones y un conjunto de lluvia de aire más pequeño, y el sitio para CASA estaría en Dugway Proving Grounds.
La construcción y el despliegue de CASA se llevaron a cabo entre 1988 y 1991. Las actividades de construcción se llevaron a cabo en la Universidad de Chicago, en el edificio del acelerador del Instituto Enrico Fermi . Los detectores de centelleo completados, junto con la electrónica, se enviaron a Utah en grandes semirremolques, donde fueron instalados por estudiantes, posdoctorados y profesores. Un conjunto inicial de 49 detectores se puso en funcionamiento en 1989, seguido por un conjunto de 529 detectores en 1990. La operación científica estándar del conjunto CASA completo de 1089 detectores (junto con el conjunto de 1024 contadores de muones) comenzó en diciembre de 1991. CASA funcionó con mucho éxito, en gran parte sin interrupción, hasta 1997. Durante ese tiempo se registraron un total de aproximadamente 3 mil millones de eventos de lluvias de aire. Las operaciones parciales continuaron durante varios años más, en conjunción con los experimentos BLANCA y DICE. Los diversos experimentos en el sitio, incluido CASA, cesaron su funcionamiento en 1999.
Ciencia
Los resultados científicos de CASA-MIA abarcaron una docena de publicaciones científicas y cubrieron temas en tres amplias áreas de la astrofísica de alta energía: fuentes puntuales de rayos gamma, fuentes difusas de rayos gamma y física de rayos cósmicos.
Fuentes puntuales de rayos gamma : CASA-MIA estableció límites estrictos para la emisión de todas las fuentes que habían sido informadas por experimentos anteriores, incluyendo Cygnus X-3 y Hercules X-1, [8] la Nebulosa del Cangrejo, [9] y núcleos galácticos activos de alta energía conocidos. [10] Para estas fuentes, los límites de CASA-MIA fueron típicamente 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 superior. [11]
Fuentes difusas de rayos gamma : el poder de rechazo del gran conjunto 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 menor a 2 x 10 −5 en las energías más altas. [12] Otro resultado significativo provino de un estudio de emisión difusa desde el plano galáctico. [13] Un estudio separado buscó ráfagas desde direcciones arbitrarias en el cielo para restringir eventos cósmicos de escala de tiempo corta, como las explosiones de agujeros negros primordiales .
Física de rayos cósmicos : con su gran y uniforme conjunto de lluvias de aire, acoplado a 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 las lluvias 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 "codo"). Las mediciones de CASA-MIA de la composición de los rayos cósmicos se realizaron a partir de un ajuste combinado de los datos de la superficie y 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] Una medición separada y complementaria de la composición de los rayos cósmicos fue realizada por el instrumento BLANCA que operaba en conjunto con CASA-MIA y utilizó la distribución lateral de la radiación Cherenkov en lluvias de aire. [16]
Colaboraciones científicas
El proyecto CASA fue concebido por James W. Cronin y el diseño y la construcción fueron llevados a cabo por un equipo de científicos, ingenieros y técnicos en el Instituto Enrico Fermi de la Universidad de Chicago (ver [1] para más detalles). El grupo inicial de científicos estuvo formado por Cronin, los becarios postdoctorales Kenneth Gibbs, Brian Newport, Rene Ong y Leslie Rosenberg, y los estudiantes de posgrado 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 , Kevin Green y los estudiantes de posgrado Alexandre 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, el posdoctorado Kevin Green y los estudiantes de posgrado Mike Catanese y Ande Kennedy Glasmacher.
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