Sistema de duchas de aire de Chicago

El Chicago Air Shower Array ( CASA ) fue un importante experimento de astrofísica de ultra alta energía que operó en la década de 1990. Consistía en una gran matriz de detectores de centelleo ubicada en Dugway Proving Grounds en Utah , EE. UU., aproximadamente a 80 kilómetros al suroeste de Salt Lake City . El detector CASA completo, compuesto por 1089 detectores, comenzó a operar 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 operación, CASA-MIA era el experimento más sensible construido hasta la fecha para el estudio de las interacciones de rayos gamma y rayos cósmicos a energías superiores a 100 TeV ( ^10¹⁴ electronvoltios ). Los temas de investigación sobre los datos de este experimento abarcaron una amplia variedad de cuestiones físicas, 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 otros experimentos en el mismo sitio: el Broad Lateral Non-imaging Cherenkov Array (BLANCA), el Dual Imaging Cherenkov Experiment (DICE) y el prototipo Fly's Eye HiRes . CASA-MIA operó de forma continua entre 1992 y 1999. En el verano de 1999, fue desmantelado.

CASA se construyó para estudiar la posibilidad de fuentes astrofísicas de emisión de rayos gamma de ultra alta energía (UHE, E > 100 TeV ) (véase la sección Ciencia más abajo). Los rayos gamma de estas energías interactúan en la atmósfera terrestre para crear una extensa cascada atmosférica que se propaga hasta la superficie terrestre. En la superficie, la cascada consiste predominantemente en electrones/positrones, rayos gamma de baja energía, muones y algunos hadrones , con una huella típica en el suelo de 50 a 100 m. (También hay un componente de radiación Cherenkov que llega al suelo y que puede registrarse mediante telescopios Cherenkov atmosféricos). Un conjunto de detectores de cascadas atmosféricas es un conjunto distribuido de detectores de partículas (detectores de centelleo, detectores Cherenkov de agua, etc.) esparcidos por el suelo para registrar el paso de las partículas de la cascada. La dirección de la partícula primaria se estima a partir del tiempo de llegada relativo de la cascada a cada detector; la energía de la partícula primaria se estima a partir del número de partículas registradas en cada detector y de la distribución lateral de esas mediciones.

Antes de CASA, los conjuntos de detectores de cascadas atmosféricas solían ser de tamaño modesto, generalmente compuestos por 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 y de mayor tamaño, que utilizaría electrónica de vanguardia y estaría acoplado a un gran conjunto de detectores de muones (MIA). ^{[ 1 ]} Se esperaba que las cascadas iniciadas por rayos gamma contuvieran muchos menos muones en comparación con las 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 de diseño clave de CASA-MIA fueron las siguientes: ^{[ 5 ]}

• 1089 detectores de centelleo, distribuidos en una cuadrícula cuadrada de 33 × 33 detectores, con una separación entre detectores de 15 m, que cubren una superficie total de 230 000 metros cuadrados.
• Un detector CASA constaba de cuatro contadores de centelleo independientes; cada contador consistía en una pieza de centelleador acrílico de 61  cm × 61  cm × 1,27  cm y era leído por un único tubo fotomultiplicador (PMT, ya sea 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 recopilar datos de forma independiente de los demás detectores.
• Los detectores CASA estaban conectados a un controlador central a través de una red de interconexión de cables coaxiales con tres funciones: solicitud de activación, confirmación de activación y Ethernet .
• El detector de muones (MIA) constaba de 1024 contadores de centelleo, cada uno de 1,9 m × 1,3 m. Los contadores de muones estaban dispuestos en 16 grupos de 64 contadores cada uno y enterrados a 3 m de profundidad. Las señales de los contadores del MIA se transmitían bajo tierra a un remolque central donde se medían los tiempos de llegada relativos mediante convertidores de tiempo a digital (TDC) LeCroy 4290 convencionales.

La secuencia de activación y adquisición de datos para CASA era compleja debido a la electrónica distribuida; funcionaba de la siguiente manera: ^{[ 5 ]}

• Las señales del fotomultiplicador (PMT) en cada contador son muestreadas por un discriminador de bajo nivel y otro de alto nivel. El nivel del discriminador bajo se ajusta a aproximadamente 0,1 veces la señal de una partícula ionizante mínima típica; el nivel del discriminador alto se ajusta a aproximadamente tres veces el nivel bajo.
• Un detector con dos o más contadores que activan el discriminador de alto nivel en 30 nsec está "alertado"; un detector con tres o más contadores que activan el discriminador de alto nivel si transcurren 30 nsec está "disparado".
• Las estaciones alertadas realizan tareas locales de adquisición de datos e impiden que se activen de nuevo. Los convertidores tiempo-voltaje de la placa electrónica local almacenan los cuatro tiempos relativos de los cuatro contadores de 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 estos han sido alertados. Los circuitos de muestreo y retención registran las cuatro cargas correspondientes a las integrales de las señales del fotomultiplicador de cada contador. Las estaciones alertadas esperan 10 μs a que la estación central les envíe una señal de confirmación de activación; si no se recibe 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, 50Ω); estas señales se propagan a una caja de activación central a través de un repetidor en la unión de la costilla/columna vertebral y un cable coaxial de solicitud de activación de la columna vertebral (RG-8, 50Ω).
• El sistema se activa cuando la caja de activación central recibe tres niveles de solicitud de activación. A continuación, se aplica una señal rápida (12 V, duración de microsegundos) a la línea coaxial de confirmación de activación, que se propaga a cada estación a través de la red de interconexión. Al recibir la señal de confirmación, las estaciones alertadas digitalizan sus ocho tiempos y cuatro cargas mediante un multiplexor y un convertidor analógico-digital (ADC) de 10 bits. Los datos digitalizados se almacenan en un búfer de memoria controlado por un microprocesador ( Intel 80186 ). El tiempo muerto principal del sistema se produce durante la digitalización de los datos (aproximadamente 0,5 ms).
• Periódicamente (normalmente cada 30 segundos), las tarjetas electrónicas de la estación reciben una orden a través de Ethernet para transmitir sus datos a un ordenador central ( DEC μVAX III+). Cada tarjeta cambia su búfer de memoria y continúa acumulando datos; los datos registrados previamente se transmiten a través de la red de interconexión al centro, donde se almacenan en disco.

CASA, y su matriz de muones asociada MIA, lograron un rendimiento excelente y fueron el estado del arte en experimentos de cascadas atmosféricas 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 finales de la década de 2010 experimentos como Tibet Air Shower Array y 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 pasa cerca del cenit fue de 115 TeV. La resolución angular de rayos gamma varió con el tamaño (número de partículas) en la cascada detectada y fue de aproximadamente 0,7 grados para cascadas 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 cumplían los criterios de selección de muones para rayos gamma era de 0,06 (es decir, se rechazaban aproximadamente 17 eventos de rayos cósmicos por cada uno aceptado). A energías más altas, la capacidad de rechazo del fondo aumentaba significativamente; por ejemplo, a una energía media de 5000 TeV, la fracción de rayos cósmicos que cumplían los criterios de selección de muones se redujo a aproximadamente 0,0001.

La motivación científica para CASA provino de resultados intrigantes de varios experimentos en la década de 1980. Estos experimentos reportaron eventos de cascadas atmosféricas en exceso desde la dirección de dos fuentes binarias de rayos X galácticas bien conocidas : Cygnus X-3 y Hercules X-1. En 1983, los experimentos de Kiel y Haverah Park reportaron 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.

Tras estos resultados, varios grupos de todo el mundo comenzaron a diseñar o mejorar conjuntos de detectores de cascadas atmosféricas para realizar estudios de seguimiento. Uno de estos grupos era de la Universidad de Chicago, liderado 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 cascadas iniciadas por rayos gamma primarios tengan muchos menos muones que las iniciadas por rayos cósmicos primarios). Cronin reunió un equipo de científicos (que se analiza 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 detectores de muones y un conjunto más pequeño de detectores de cascadas atmosféricas, y el emplazamiento de CASA estaría en el campo de pruebas de Dugway.

La construcción y puesta en marcha de CASA tuvo lugar entre 1988 y 1991. Las actividades de construcción se llevaron a cabo en la Universidad de Chicago, en el Edificio de Aceleradores del Instituto Enrico Fermi . Los detectores de centelleo terminados, junto con la electrónica, se transportaron a Utah en grandes semirremolques, donde fueron instalados por estudiantes, investigadores postdoctorales y profesores. Un conjunto inicial de 49 detectores entró en funcionamiento en 1989, seguido de un conjunto de 529 detectores en 1990. La operación científica estándar del conjunto completo de 1089 detectores de CASA (junto con el conjunto de contadores de muones de 1024) comenzó en diciembre de 1991. CASA operó con gran éxito, prácticamente sin interrupciones, hasta 1997. Durante ese tiempo, se registraron aproximadamente 3000 millones de eventos de cascadas atmosféricas. Las operaciones parciales continuaron durante varios años más, en conjunto con los experimentos BLANCA y DICE. Los diversos experimentos en el sitio, incluido CASA, cesaron su operación en 1999.

Los resultados científicos de CASA-MIA abarcaron una docena de publicaciones científicas y trataron temas en tres amplias áreas de la astrofísica de altas energías: 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 reportadas 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 o tres órdenes de magnitud menores que los niveles de flujo reportados por los instrumentos anteriores. También se realizaron búsquedas de emisión transitoria y periódica de fuentes puntuales y se llevó a cabo un estudio general del cielo superior. ^{[ 11 ]}
• Fuentes de rayos gamma difusos : el poder de rechazo del gran conjunto de muones permitió a CASA-MIA estudiar fuentes de rayos gamma difusos 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 que 2 × 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 estallidos 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 cascadas atmosféricas, junto con un gran detector de muones, CASA-MIA tenía una buena capacidad para realizar mediciones de las propiedades de los rayos cósmicos de ultra alta energía. Las distribuciones de tamaño de las cascadas 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 un empinamiento suave del espectro, en contraste con algunos experimentos anteriores que informaron una característica más pronunciada (conocida como la "rodilla"). Las mediciones de CASA-MIA de la composición de los rayos cósmicos se hicieron 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 1000 TeV) que evolucionó suavemente a una composición más pesada a energías cercanas a 10 000 TeV. ^{[ 15 ]} Una medición separada y complementaria de la composición de los rayos cósmicos fue realizada por el instrumento BLANCA que operó en conjunto con CASA-MIA y utilizó la distribución lateral de la radiación Cherenkov en cascadas atmosféricas. ^{[ 16 ]}

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 (véase ^{[ 1 ]} para más detalles). El grupo inicial de científicos estaba 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 becario postdoctoral Kevin Green y los estudiantes de posgrado Mike Catanese y Ande Kennedy Glasmacher.

• Gran Observatorio de Cascadas Atmosféricas de Gran Altitud