Чикагская мюонная решетка ( CASA ) была значительным астрофизическим экспериментом сверхвысоких энергий, работавшим в 1990-х годах. Она состояла из очень большого массива сцинтилляционных детекторов, расположенных на испытательном полигоне Дагвей в штате Юта , США, примерно в 80 километрах к юго-западу от Солт-Лейк-Сити . Полный детектор CASA, состоящий из 1089 детекторов, начал работать в 1992 году совместно со вторым инструментом, Мичиганской мюонной решеткой (MIA), под названием CASA-MIA . MIA состоял из 2500 квадратных метров заглубленных мюонных детекторов. На момент своей работы CASA-MIA был самым чувствительным экспериментом, построенным на сегодняшний день в области изучения взаимодействия гамма-лучей и космических лучей при энергиях выше 100 ТэВ (10 14 электронвольт ). Темы исследований данных этого эксперимента охватывали широкий спектр физических проблем, включая поиск гамма-лучей из галактических источников (особенно Крабовидной туманности и рентгеновских двойных систем Лебедь X-3 и Геркулес X-1 ) и внегалактических источников ( активных галактических ядер и гамма-всплесков ), изучение диффузного гамма-излучения (изотропной компоненты или из плоскости Галактики) и измерения состава космических лучей в области от 100 до 100 000 ТэВ. Что касается темы состава, CASA-MIA работал совместно с несколькими другими экспериментами на той же площадке: Broad Laterial Non-imaging Cherenkov Array (BLANCA), Dual Imaging Cherenkov Experiment (DICE) и прототипный эксперимент Fly's Eye HiRes . CASA-MIA непрерывно работал с 1992 по 1999 год. Летом 1999 года он был выведен из эксплуатации.
Технические характеристики и дизайн
Вид сверху детекторов CASA-MIA на полигоне Дагвей в штате Юта, США. CASA состоял из 1089 сцинтилляционных детекторов на квадратной сетке 15 м x 15 м. MIA состоял из 1024 сцинтилляционных счетчиков, расположенных в 16 ячейках. Пять небольших черенковских телескопов были размещены на площадке и использовались для углового выравнивания.
CASA был построен для изучения возможности астрофизических источников гамма- излучения сверхвысокой энергии (UHE, E > 100 ТэВ ) (см. раздел «Наука» ниже). Гамма-лучи с этими энергиями взаимодействуют в атмосфере Земли, создавая обширный атмосферный ливень , который распространяется к поверхности Земли. На поверхности ливень состоит в основном из электронов/позитронов, низкоэнергетических гамма-лучей, мюонов и некоторых адронов , с типичным следом на земле 50–100 м. (Существует также компонент черенковского излучения, достигающий земли, который может быть зарегистрирован с помощью атмосферных черенковских телескопов для получения изображений). Массив атмосферных ливней представляет собой распределенный набор детекторов частиц (сцинтилляционный детектор, водные черенковские детекторы и т. д.), разбросанных по земле для регистрации прохождения частиц ливня. Направление первичной частицы оценивается по относительному времени прибытия ливня, попадающего на каждый детектор; энергия первичной частицы оценивается по количеству частиц, зарегистрированных в каждом детекторе, и по поперечному распределению этих измерений.
Вид с воздуха на Чикагскую ливневую решетку (CASA) и связанные с ней детекторы на испытательном полигоне Дагвей, штат Юта, США. Сцинтилляционные детекторы CASA представляют собой белые квадратные коробки, расположенные на сетке с шагом 15 метров. В центре решетки (слева от центра на этом изображении) находится детектор Fly's Eye II.
До CASA массивы атмосферных ливней обычно были скромными по размеру, обычно состоящие из 50-100 детекторов, покрывающих площадь около 50 000 квадратных метров. План CASA состоял в том, чтобы построить гораздо более чувствительный эксперимент, который был бы намного больше по размеру, использовал бы современную электронику и был бы связан с большим массивом мюонных детекторов (MIA). [1] Ожидалось, что ливни, инициированные гамма-лучами, будут содержать гораздо меньше мюонов по сравнению с ливнями, инициированными космическими лучами. [2] Первоначальный план был для массива из 1064 детекторов, [3] но впоследствии это число было увеличено до 1089. [4]
Некоторые из ключевых особенностей проекта CASA-MIA были следующими: [5]
1089 сцинтилляционных детекторов, расположенных на квадратной сетке 33 x 33 детектора с расстоянием между детекторами 15 м, охватывающих общую площадь 230 000 квадратных метров.
Детектор CASA состоял из четырех отдельных сцинтилляционных счетчиков; каждый счетчик состоял из куска акрилового сцинтиллятора размером 61 см x 61 см x 1,27 см и считывался одной фотоумножительной трубкой (ФЭУ, либо Amperex 2212, либо EMI 9256).
Каждый детектор CASA содержал локальный высоковольтный модуль и изготовленную на заказ электронную плату, которая позволяла каждому детектору собирать данные независимо от других детекторов.
Детекторы CASA были подключены к центральному контроллеру через сеть Rib-Spine, состоящую из коаксиальных кабелей с тремя функциями: запрос триггера, подтверждение триггера и Ethernet .
Мюонная решетка (MIA) состояла из 1024 сцинтилляционных счетчиков, каждый размером 1,9 м x 1,3 м. Мюонные счетчики были расположены в 16 группах по 64 счетчика в каждой и закопаны на глубине 3 м под поверхностью. Сигналы от счетчиков MIA передавались под землей в центральный трейлер, где относительное время прибытия измерялось обычными преобразователями времени в цифру (TDC) LeCroy 4290.
Последовательность запуска и сбора данных для CASA была сложной из-за распределенной электроники; она работала следующим образом: [5]
Сигналы ФЭУ в каждом счетчике отбираются дискриминатором низкого и высокого уровня. Уровень низкого дискриминатора установлен примерно на 0,1 сигнала от типичной минимально ионизирующей частицы; уровень высокого дискриминатора установлен примерно в три раза больше низкого уровня.
Детектор с двумя или более счетчиками, активирующими высокоуровневый дискриминатор в течение 30 нс, «приводится в состояние тревоги»; детектор с тремя или более счетчиками, активирующими высокоуровневый дискриминатор, если 30 нс «срабатывают».
Оповещенные станции выполняют локальные задачи по сбору данных и блокируют дальнейшее срабатывание станции. Преобразователи времени в напряжение на локальной плате электроники удерживают четыре относительных времени четырех счетчиков в детекторе (определяемых временем пересечения дискриминатора низкого уровня) и четыре времени, соответствующих времени прибытия импульсов, отправленных соседними четырьмя детекторами, если они были оповещены. Схемы выборки и хранения регистрируют четыре заряда, соответствующие интегралам сигналов ФЭУ от каждого счетчика. Оповещенные станции ждут 10 мкс сигнала подтверждения срабатывания от центральной станции; если сигнал не получен, их данные отбрасываются.
Триггерные станции подают быстрый импульс тока (5 мА, длительностью 10 мкс) на коаксиальный кабель запроса триггера ребра (RG-58, 50 Ом); эти сигналы передаются в центральный блок триггера через повторитель на стыке ребра и позвоночника и коаксиальный кабель запроса триггера позвоночника (RG-8, 50 Ом).
Весь массив срабатывает, когда центральный блок запуска получает три уровня запроса запуска. Затем быстрый сигнал (12 В, длительностью мкс) помещается на коаксиальную линию подтверждения запуска , где он распространяется обратно на каждую станцию через сеть ребра-позвоночника. После получения сигнала подтверждения запуска оповещенные станции оцифровывают свои восемь времен и четыре заряда через мультиплексор и 10-битный аналого-цифровой преобразователь (АЦП). Оцифрованные данные сохраняются в буфере памяти под управлением микропроцессора ( Intel 80186 ). Доминирующее мертвое время для массива приходится на момент оцифровки данных (приблизительно 0,5 мс).
Периодически (обычно каждые 30 секунд) электронные платы станции получают команду по Ethernet на передачу своих данных на центральный компьютер ( DEC μVAX III+). Каждая плата переключает свой буфер памяти и продолжает накапливать данные; ранее записанные данные передаются по сети ребра-позвоночника в центр, где они записываются на диск.
CASA и связанная с ней мюонная решетка MIA достигли превосходной производительности и были передовыми в экспериментах с атмосферными ливнями в диапазоне сверхвысоких энергий в течение значительного периода времени после ее эксплуатации в 1990-х годах. Только в конце 2010-х годов такие эксперименты, как Tibet Air Shower Array и High Altitude Water Cherenkov Experiment, превзошли CASA-MIA по чувствительности при энергиях выше 100 ТэВ. Медианная энергия гамма-излучения для источника, проходящего вблизи зенита, составляла 115 ТэВ. Угловое разрешение гамма-излучения менялось в зависимости от размера (количества частиц) в обнаруженном ливне и составляло приблизительно 0,7 градуса для ливней со средним числом частиц, улучшаясь до 0,25 градуса при более высоких энергиях. [5] Мюонная решетка обеспечивала важную возможность отсеивать фоновые события космических лучей; При медианной энергии 115 ТэВ доля событий космических лучей, прошедших критерий отбора мюонов для гамма-лучей, составила 0,06 (т.е. приблизительно 17 событий космических лучей были отклонены на каждое принятое). При более высоких энергиях мощность отклонения фона была значительно увеличена; например, при медианной энергии 5000 ТэВ доля событий космических лучей, прошедших критерий отбора мюонов, была снижена приблизительно до 0,0001.
История
Научная мотивация для CASA возникла из интригующих результатов нескольких экспериментов в 1980-х годах. Эти эксперименты сообщили об избыточных событиях атмосферных ливней с направления двух известных галактических двойных рентгеновских источников: Cygnus X-3 и Hercules X-1. В 1983 году эксперименты в Киле и Хавера-парке сообщили об избытке событий с направления Cygnus X-3, где время прибытия событий, по-видимому, модулировалось 4,8-часовой орбитальной периодичностью двойного источника. [6] [7] Статистическая значимость каждого сигнала была слабой (около четырех стандартных отклонений выше фона), но результаты подразумевали, что Cygnus X-3 был светящимся излучателем гамма-лучей сверхвысокой энергии и что для этого он должен быть очень эффективным ускорителем космических лучей высокой энергии и, следовательно, мог бы обеспечить большую часть проникающего потока частиц космических лучей в нашей Галактике.
После этих результатов ряд групп по всему миру начали проектировать или совершенствовать массивы атмосферных ливней для проведения последующих исследований. Одна из этих групп была из Чикагского университета под руководством Джеймса Кронина. Идея Кронина заключалась в том, чтобы построить окончательный эксперимент, который мог бы легко подтвердить или опровергнуть результаты по Cygnus X-3. [1] Эксперимент был бы намного больше (и намного более чувствительным), чем эксперименты в Киле или Хавера-парке, и он использовал бы большой массив мюонных детекторов для отклонения фона адронных космических лучей (т. е. протонов и ядер). (Ожидается, что ливни, инициированные первичными гамма-лучами, будут иметь гораздо меньше мюонов, чем те, которые инициируются первичными космическими лучами). Кронин собрал команду ученых (обсуждается в разделе «Сотрудничество») для разработки и создания CASA. Группа из Чикагского университета сотрудничала с группами из Мичиганского университета и Университета Юты , которые уже построили мюонную решетку и меньшую решетку атмосферных ливней, а местом проведения CASA должен был стать испытательный полигон Дагуэй.
Строительство и развертывание CASA проходили между 1988 и 1991 годами. Строительные работы проводились в Чикагском университете в здании ускорителя Института Энрико Ферми . Готовые сцинтилляционные детекторы вместе с электроникой были отправлены в Юту на больших полуприцепах, где они были установлены студентами, постдоками и преподавателями. Первоначальный массив из 49 детекторов был введен в эксплуатацию в 1989 году, за ним в 1990 году последовал массив из 529 детекторов. Стандартная научная эксплуатация полного массива CASA из 1089 детекторов (вместе с массивом мюонных счетчиков из 1024) началась в декабре 1991 года. CASA работала очень успешно, в основном без перерывов, до 1997 года. За это время было зарегистрировано в общей сложности около 3 миллиардов событий атмосферных ливней. Частичные операции продолжались еще несколько лет совместно с экспериментами BLANCA и DICE. Различные эксперименты на объекте, включая CASA, были прекращены в 1999 году.
Наука
Научные результаты CASA-MIA охватывают около десятка научных публикаций и охватывают темы в трех основных областях астрофизики высоких энергий: точечные источники гамма-излучения, диффузные источники гамма-излучения и физика космических лучей.
Точечные источники гамма-излучения : CASA-MIA установила строгие ограничения на излучение от всех источников, о которых сообщалось в более ранних экспериментах, включая Cygnus X-3 и Hercules X-1, [8] Крабовидную туманность, [9] и известные высокоэнергетические активные ядра галактик. [10] Для этих источников ограничения CASA-MIA обычно были на два-три порядка ниже уровней потока, сообщаемых предыдущими приборами. Также проводились поиски транзиентного и периодического излучения от точечных источников, а также был проведен общий обзор верхнего неба. [11]
Источники диффузного гамма-излучения : отклоняющая способность большого массива мюонов позволила CASA-MIA изучать источники диффузного гамма-излучения с большой чувствительностью. Наиболее значительный результат был получен при поиске диффузного изотропного излучения, которое обеспечило ограничение электромагнитной фракции космических лучей на уровне менее 2 x 10−5 при самых высоких энергиях. [12] Другой значительный результат был получен при изучении диффузного излучения из плоскости Галактики. [13] Отдельное исследование искало всплески из произвольных направлений в небе, чтобы ограничить кратковременные космические события, такие как взрывы первичных черных дыр .
Физика космических лучей : с его большой и однородной решеткой атмосферных ливней, в паре с большим мюонным детектором, CASA-MIA имел хорошие возможности для проведения измерений свойств космических лучей сверхвысокой энергии. Распределения размеров электронных и мюонных ливней (определенные с помощью CASA и MIA соответственно) использовались для измерения энергетического спектра космических лучей между 100 и 10 000 ТэВ. [14] Результаты CASA-MIA показали плавное укручение спектра, в отличие от некоторых более ранних экспериментов, которые сообщили о более резкой особенности (известной как «колено»). Измерения CASA-MIA состава космических лучей были сделаны на основе комбинированной подгонки к данным поверхности и мюонного детектора и показали смешанный состав при более низких энергиях (ниже 1 000 ТэВ), который плавно эволюционировал в более тяжелый состав при энергиях, приближающихся к 10 000 ТэВ. [15] Отдельное и дополнительное измерение состава космических лучей было выполнено прибором BLANCA, который работал совместно с CASA-MIA и использовал боковое распределение черенковского излучения в атмосферных ливнях. [16]
Научное сотрудничество
Проект CASA был задуман Джеймсом У. Кронином , а проектирование и строительство были выполнены группой ученых, инженеров и техников в Институте Энрико Ферми Чикагского университета (см. [1] для получения более подробной информации). Первоначальная основная группа ученых состояла из Кронина, постдокторантов Кеннета Гиббса, Брайана Ньюпорта, Рене Онга и Лесли Розенберга, а также аспирантов Николаса Маскареньяса, Ханса Кримма и Тимоти Маккея. На этапе эксплуатации CASA в чикагскую группу входили постдокторанты Марк Шантелл, Корбин Коволт, Брайан Фик и Люси Фортсон , Кевин Грин и аспиранты Александр Борионе, Джозеф Фаулер и Скотт Озер. Мичиганская мюонная решетка была создана группой исследователей из Мичиганского университета, в которую вошли Джеймс Мэтьюз, Дэвид Нитц, Дэниел Синклер и Джон ван дер Вельде, постдок Кевин Грин и аспиранты Майк Катанезе и Анде Кеннеди Гласмахер.
^ abc Онг, Рене (2006-09-09). Исследование космических лучей сверхвысокой энергии с CASA-MIA . Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе (UCLA). S2CID 39155837.
^ Gaisser, TK; Staney, Todor; Halzen, F.; Long, WF; Zas, E. (1991-01-15). "Гамма-астрономия выше 50 ТэВ с ливнями, бедными мюонами". Physical Review D. 43 ( 2): 314–318. Bibcode : 1991PhRvD..43..314G. doi : 10.1103/PhysRevD.43.314. PMID 10013389.
^ Гиббс, Кеннет Г. (1988-02-01). "The Chicago Air Shower Array (CASA)". Ядерные приборы и методы в физических исследованиях. Раздел A: Ускорители, спектрометры, детекторы и сопутствующее оборудование . 264 (1): 67–73. Bibcode : 1988NIMPA.264...67G. doi : 10.1016/0168-9002(88)91104-7. ISSN 0168-9002.
^ Онг, Рене А.; Кронин, Джеймс В.; Гиббс, Кеннет Г.; Кримм, Ханс А.; Маккей, Тимоти А.; Маскареньяс, Николас; Мюллер, Дитрих; Ньюпорт, Брайан Дж.; Розенберг, Лесли Дж.; Виденбек, Марк Э. (1990-03-01). "Проектирование и эксплуатационные характеристики Чикагской воздушной ливневой решетки". Nuclear Physics B - Proceedings Supplements . 14 (1): 273–284. doi :10.1016/0920-5632(90)90432-T. ISSN 0920-5632.
^ abc 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). "Большая решетка атмосферных ливней для поиска астрофизических источников, испускающих γ-лучи с энергией ≥1014 эВ". Ядерные приборы и методы в физических исследованиях. Раздел A: Ускорители, спектрометры, детекторы и сопутствующее оборудование . 346 (1): 329–352. Bibcode : 1994NIMPA.346..329B. doi : 10.1016/0168-9002(94)90722-6. hdl : 2027.42/31441 . ISSN 0168-9002.
^ Samorski, M.; Stamm, W. (1983). "Обнаружение гамма-лучей от 2 X 10 до 15-го до 2 X 10 до 16-го эВ от Cygnus X-3". The Astrophysical Journal . 268 : L17. doi : 10.1086/184021 . ISSN 0004-637X.
^ Ллойд-Эванс, Дж.; Кой, Р. Н.; Ламберт, А.; Лапикенс, Дж.; Патель, М.; Рейд, Р. Дж. О.; Уотсон, А. А. (1983). «Наблюдение γ-лучей >10 15 эВ от Лебедя X-3». Nature . 305 (5937): 784–787. Bibcode :1983Natur.305..784L. doi :10.1038/305784a0. ISSN 1476-4687. S2CID 45448349.
