고고도 물 체렌코프 실험

이 글은 검증을 위해 추가 인용문이 필요합니다. 신뢰할 수 있는 출처에 인용문을 추가하여 이 기사를 개선하는 데 도움을 주십시오. 조달되지 않은 자재는 제거될 수 있습니다.출처 : '고고도 물 체렌코프 실험'– 뉴스 · 신문 · 서적 · 학자 · JSTOR (2015년 3월) (이 템플릿 메시지 삭제 방법 및 삭제 시기 확인)

고도수 체렌코프 실험 또는 고도수 체렌코프 관측소(HOWC라고도 함)는 멕시코 푸에블라 주에 있는 해발 4100m의 시에라 네그라 화산의 측면에 위치한 감마선과 우주선 관측소이다.18°59°41°N 97°18°30.6°W / 18.99472°N 97.308500°W / 18.99472; -97.308500HAWC는 물 체렌코프 방법을 사용하여 감마선을 간접 검출하는 원리를 기반으로 하는 감마선 관측소이기도 한 뉴멕시코의 밀라그로 감마선 관측소의 후속 기관이다.

HAWC는 메릴랜드 대학, 멕시코 국립자율대학, 국립천체물리학, 광학전자연구소, 로스앨러모스 국립연구소, NASA/고다드 우주비행센터, 미국 및 멕시코 대학과 과학기관 간의 공동협력체입니다. 캘리포니아, 산타크루즈, 미시간 공대, 미시간 주립대, 베네메리타 대학 오토노마 데 푸에블라, 과달라하라 대학, 유타 대학, 뉴멕시코 대학, 위스콘신 대학 매디슨 및 조지아 공대.^[1]

개요

HAWC 감마선 관측소는 우주선의 기원을 탐색하고 극한의 물리적 환경에서 입자의 가속도를 연구하며 새로운 TeV 물리학을 탐색하는 광시야권 TeV 감마선 망원경입니다.HAWC는 미국 15개 기관과 멕시코 12개 기관이 협력하여 멕시코 해발 4100m에 건설되었으며, 미국 국립과학재단, 미국 에너지부 및 CONACyt(멕시코의 과학 자금 지원 기관)의 자금으로 운영된다.HAWC는 2015년 봄에 완성되었으며, 300개의 수상 체렌코프 검출기로 구성되어 있다.이전 모델인 Milagro보다 훨씬 더 민감하도록 설계되었습니다.

HAWC는 북쪽 하늘을 감시하고 다른 넓은 시야의 관측소와 동시에 관측한다.HAWC는 VERITAS, HES, MAGIC, IceCube 및 이후 CTA와 같은 관측소와 겹치기 때문에 겹치는 다중 파장과 다중 메신저 관측을 수행할 수 있으며 페르미 감마선 우주 망원경(Fermi)과 일치 관측을 극대화할 수 있다.

HAWC는 감마선 선원의 대규모 앙상블을 검출할 수 있으며, TeV 스케일 가속 메커니즘을 특징짓기 위해 스펙트럼과 가변성을 측정한다.1년간의 조사에서 HAWC는 5µ에서 50mCrab 감도의 TeV 감마선에 대해 심층적이고 편향되지 않은 조사를 수행할 수 있다.HAWC는 GeV의 페르미와 유사한 감도로 TeV의 은하원을 관찰하고, 은하평면의 영역에서 확산 방출을 감지하며, 알려진 TeV 활성 은하핵과 알려진 가장 밝은 GeV 감마선 폭발을 볼 수 있는 감도를 가지며, 감광성의 단계를 충분히 나타낸다.ty는 새로운 현상을 발견할 가능성이 높다.HAWC는 2 스테라디안 순간 시야를 가지고 있기 때문에 은하 중심까지 이르는 광범위한 은하 경도에 걸쳐 은하 평면에서 확산 감마선 방출을 관찰할 것입니다.

2015년 9월, Los Alamos National Laboratory의 Brenda Dingus에게 Laboratory Directed Research and Development 보조금이 수여되었으며, 이는 대형 중앙 탱크를 둘러싸는 일련의 아웃리거 탱크를 추가하여 HAWC의 유효 면적과 감도를 향상시켰다.고에너지 우주선에 의해 생성되는 입자 샤워의 크기가 크기 때문에 검출기의 면적을 늘리면 검출기의 감도가 높아진다.이 아웃리거는 에너지가 10TeV 이상인 입자에 대해 HAWC의 감도와 유효 면적을 2~4배 증가시킬 것으로 예측되었다.아웃리거 어레이는 ^[2]예상보다 1년 늦은 2018년 초에 완성되었습니다.

작동 원리

HAWC는 지구 대기에 충돌하는 고에너지 우주선에 의해 생성된 공기 샤워에서 나오는 전자파 방사선을 감지한다.HAWC는 100GeV에서 50TeV 사이의 에너지를 가진 1차 우주선에 의해 생성되는 소나기에 민감하다.

체렌코프 방사선은 하전 입자가 매체의 빛의 속도보다 빠른 속도로 매체를 통과할 때 발생합니다.고에너지 감마선은 상층 대기에 부딪힐 때 양전자-양전자 쌍을 만들어 고속으로 이동할 수 있다.대기를 통과하는 입자의 잔류 효과는 예측 가능한 각도로 표면을 향해 향하는 입자와 광자의 연속적인 소나기를 야기할 수 있습니다.

HAWC는 가로 7.3m, 세로 5m의 대형 금속 탱크로 구성되어 있으며 188,000L의 물을 담을 수 있는 광밀 방광을 포함하고 있습니다.내부에는 4개의 광전자 증배관(3-8인치 및 1-10인치 높이 QE)이 있다.물과 충돌하는 고에너지 입자는 광전자 증배관에 의해 검출되는 체렌코프 빛을 발생시킨다.HAWC는 서로 다른 탱크에서 빛의 도착 시간 차이를 사용하여 1차 입자의 방향을 측정합니다.빛의 패턴은 1차(강입자)와 감마선을 구별할 수 있게 한다.이것으로부터 과학자들은 감마선을 이용하여 하늘을 지도화할 수 있다.

퍼포먼스 목표

HAWC는 다음을 수행합니다.

• 국소 감마선 선원의 대규모 샘플을 검출하고 스펙트럼과 변동성을 측정하여 선원 집합에서 TeV 스케일 가속 메커니즘을 특성화한다.
• 1년간의 조사에서 5º에서 50 mCrab 감도를 갖습니다.HAWC는 GeV 에너지에서 페르미 감마선 우주 망원경과 유사한 감도로 TeV 에너지에서 경질 스펙트럼 은하원을 관측하고, 은하 평면 영역에서 확산 방출을 감지하며, 알려진 TeV 활성 은하핵(AGN)과 알려진 가장 밝은 GeV 감마선 폭발(GRB)을 볼 수 있는 감도를 갖습니다.e 새로운 현상을 발견하기에 충분한 감도 단계.
• 스펙트럼을 측정하고 은하의 다른 영역에 있는 우주선속 탐사를 위해 우리은하로부터의 확산 TeV 방출을 공간적으로 특징짓습니다.
• GRB나 AGN 등의 은하외 과도 소스를 관찰하고 다른 관찰자에게 즉시 통지하여 멀티 파장 및 멀티 메신저 관찰을 할 수 있도록 합니다.
• TeV 감마선 및 우주선 하늘에 대해 편향되지 않은 심층 조사를 수행하여 TeV 천체물리학적 소스를 충분히 이해하고 새로운 기본 물리학 효과를 탐색합니다.
• 은하 중심까지 이르는 광범위한 은하 경도에 걸쳐 은하 평면에서 확산 감마선 방출을 관측할 수 있도록 2 스테라디안(sr)의 순간 시야를 확보하십시오.이 넓은 시야를 통해 HAWC는 GRB와 같은 드문 현상을 알 수 없는 방향에서 몇 초 동안만 관찰할 수 있습니다.따라서 HAWC는 새로운 TeV 선원을 발견하고 낮은 에너지 대응물이 없을 수 있는 알려진 선원에서 플레어링을 관찰할 수 있다. 즉, 하드론 가속의 신호인 AGN의 고아 TeV 플레어링이다.
• 90% 이상의 듀티 사이클로 5년 이상 작동해야 하며, 이는 높은 에너지에서 낮은 플럭스를 측정하기에 충분한 노출을 제공하고 다양한 과도 선원을 감지하고 모니터링하기에 충분한 시간을 제공합니다.
• 게 모양 스펙트럼의 경우 중앙 에너지가 1TeV 미만이어야 하며, 이는 은하간 광자 쌍생성에 의해 높은 에너지로 감쇠되는 은하외 선원을 관찰하는 데 필요하다.
• 강입자 시작 배경 샤워와 감마선 시작 전자 샤워의 투과 입자를 구별하여 E > 10 TeV에 대해 95% 이상의 강입자 백그라운드 제거를 실시한다.
• E > 1 TeV의 경우 0.5 미만^o, E > 10 TeV의 경우 0.25의^o 각도 분해능을 가져야 합니다.이 분해능은 등방성 배경을 거부하여 HAWC의 플럭스 민감도를 개선하고 다른 검출기에 의한 표적화 및 선원의 공간 형태학 결정에 충분한 선원 국산화 기능을 제공한다.HAWC는 IACT에 의한 심층 관찰을 트리거할 수 있는 확장 소스를 검출할 수도 있습니다.

과학 목표

고에너지 은하원

우주 방사선의 기원은 1912년 빅터 헤스에 의해 발견된 이후 미스터리였다.우주선 에너지 스펙트럼은 몇 GeV에서 10 eV 이상으로²⁰ 확장된다.아직까지는 은하에서 은하외 우주선으로의 이행에 대한 실험적인 증거는 없지만, 약 10^17.5 eV 미만의 우주선은 은하에서 기원한 것으로 알려져 있습니다.초신성(SN) 폭발이¹⁵ 우주선을 최대 10eV까지 가속시킨다는 공감대는 있지만, 실험적인 증거를 얻기는 어려웠다.이론적인 주장은 SN에서 방출되는 에너지가 은하에서 관측된 우주선을 유지하기에 충분하고 SN이 1차 페르미 가속을 가능하게 함으로써 강한 충격을 발생시키는 것에 기초하고 있다.따라서 초신성이 무릎까지 강입자 우주선이 가속되는 지점임을 확인하고 10eV 이상의¹⁵ 은하 우주선의 근원을 규명하는 것이 향후 실험의 과제다.

은하 확산 방출

우리은하의 확산 감마선 또한 우주선의 기원을 조사합니다.이 방사선은 강입자 우주선과 성간 가스의 상호작용 및 중성 파이온의 붕괴와 고에너지 전자의 가스 및 방사선장(전파, 마이크로파, 적외선, 광학, UV 및 자기장)과의 상호작용에 기인한다.다른 측정을 통해 물질과 방사선의 분포를 알 수 있다면 확산 방출에 대한 지식을 통해 은하 전체의 우주선 플럭스와 스펙트럼을 측정할 수 있습니다.이 정보를 사용하여 최근 입자가속도가 발생한 은하 내 영역을 확인할 수 있습니다.

AGN과 게의 일시적인 방출

20개 이상의 활동은하핵(AGN)이 매우 높은 에너지(VHE) 감마선에서 검출되었으며 대기 플럭스의 최대 50배에 이르는 극단적인 플레어가 관측되었다.감마선은 고에너지 전자 및/또는 양성자와 낮은 에너지 광자의 상호작용을 통해 생성된다.광자의 출처를 설명하는 몇 가지 모델이 있습니다: 같은 전자 집단에 의한 싱크로트론 방출, 강착 원반으로부터의 복사, 우주 마이크로파 배경 광자.이러한 모델을 구별하려면 여러 파장과 다중 메신저 접근방식을 사용한 동시 관찰이 필요합니다.VHE 에너지에서의 모니터링은 가장 높은 에너지 감마선이 가장 극단적인 변동을 보이고 가장 높은 에너지 입자를 탐사하기 때문에 이러한 관측을 시작하는 효율적인 메커니즘이다.HAWC는 Markarian 421에서 관측된 것과 같은 강한 플레어를 30분 이내에 10도 이상에서 검출할 수 있는 민감도를 가진다.

감마선 폭발

페르미 위성은 이제 다중 GeV 감마선을 방출하는 길고 짧은 감마선 폭발을 모두 관측했다.이러한 GRB에서는 높은 에너지 차단이 관찰되지 않았으며, GRB 080916C, 090510, 0902B 및 090926에서 각각 70, 60, 94, 61 GeV의 에너지로 가장 밝은 3개의 버스트에서 관측된 가장 높은 에너지 감마선이 방출되었다(즉, 관측된 적색 편이에 대해 보정됨).가장 높은 에너지 감마선은 휴지 프레임 에너지와 광자 밀도가 쌍 생산 상호작용에 의한 감쇠를 피할 수 있을 만큼 충분히 낮기 때문에 거의 1000개의 유출의 벌크 로렌츠 계수를 필요로 한다.페르미-LAT 관측에 따르면 가장 강한 GeV 방출은 즉시 발생하며 낮은 에너지에서 방출되는 것보다 더 오래 지속됩니다.이러한 즉각적인 방출을 관찰하고 특히 지속시간이 0.5초 미만인 090510과 같은 폭발의 경우 높은 에너지에서 그 범위를 결정하기 위해 넓은 시야의 고내구성 요소 관측소가 필요하다.

HAWC는 이러한 관측을 VHE 범위로 계속하기 위한 민감도를 가지고 있다.100GeV(~100m²)에서 HAWC의 유효면적은 페르미-LAT의 100배 이상이다.

TeV 에너지에서의 우주선

HAWC는 TeV 우주선에 매우 민감한 검출기입니다.HAWC에서 검출된 많은 수의 우주선은 감마선 선원을 찾는 데 바람직하지 않은 배경을 형성하지만, 우주선 플럭스의 등방성으로부터의 작은 편차를 정밀하게 측정할 수도 있다.지난 몇 년 동안 북반구와 남반구의 우주선 검출기는 TeV 우주선의 도착 방향 분포에서 우유 단위 수준에서 이방성을 발견했습니다.우리는 이러한 에너지에서 하전 입자의 도달 방향이 은하 자기장에 의해 완전히 뒤섞일 것으로 예상하기 때문에, 이러한 편차는 놀랍고 그들의 근원에서 우리에게 우주선이 전파되는 것을 이해하지 못한다는 것을 암시합니다.우주선의 도달 방향 분포를 매핑하여 감도를 높인 이방성을 연구하는 것은 HAWC의 주요 과학 목표이다.

기초 물리학

고에너지 천체물리학적 관측은 기초물리학을 탐구할 수 있는 독특한 잠재력을 가지고 있다.그러나 천체물리학적 관측에서 기초물리학을 도출하는 것은 복잡하고 천체물리학적 원천에 대한 깊은 이해가 필요하다.천체물리학 배경은 새로운 물리학으로 인한 이 배경으로부터의 편차를 결정하기 위해 이해되어야 한다.어떤 경우에 천문학자들은 초신성을 암흑 에너지를 측정하기 위한 표준 초로 사용하는 것과 같은 천체물리학적 배경을 이해하는 데 도움을 줄 수 있다.하지만, 고에너지 물리학자들은 기초 물리학을 도출하기 위해 고에너지 천체물리 현상을 발견하고 설명해야 할 것이다.TeV 감마선 하늘에 대한 HAWC의 심층 조사는 새로운 기초 물리학 효과를 찾기 위해 천체물리학 소스의 특성을 특징짓는 데 필요한 편향되지 않은 그림을 제공할 것이다.HAWC 조사의 예는 다음과 같습니다.

1. 주변 암흑물질의 존재를 제한하고 있습니다.HAWC가 TeV 하늘의 2µ sr에 대해 편견이 없는 조사를 통해 우리 은하의 알려진 것과 알려지지 않은 왜소 구상 위성을 탐색할 수 있습니다.위성의 수는 질량의 감소에 따라 증가하기 때문에 매우 가까운 곳에 암흑 물질 덩어리가 있을 수 있으며, 따라서 감마선 플럭스는 더 높지만 광학적인 것은 없을 수 있다.알려진 왜소구형 은하는 최대 1도의 범위를 가지고 있으며, 이는 HAWC의 각도 분해능인 0.5 미만과^o 매우 잘 일치합니다.이러한 위성의 누적 분석은 모두 동일한 감마선 스펙트럼을 가지기 때문에 한계를 개선할 수 있다.
2. 과도 감마선 관측을 통한 로렌츠 불변성 테스트.많은 양자 중력 이론은 빛의 속도가 광자의 에너지에 따라 결정된다고 예측한다: δc/c = -(E/M_QGn)ⁿ 여기서 n=1 또는 2.M이 플랑크 질량(2.4x10¹⁸ GeV)일 수도_QG 있지만, 어떤 이론들은 훨씬 더 작은 질량 척도를 예측한다.n=1인 이론의 경우, 페르미-LAT 협업이 플랑크 질량 이상의 한계를 설정했으며, GRB가 검출되면 HAWC는 유사한 감도를 가질 것이다.n=2인 이론의 경우, HAWC의 높은 에너지 민감도는 페르미-LAT에서 가능한 것보다 대략적으로 더 큰 질량 척도의 한계로 이어진다.
3. 은하외 배경광(EBL)과의 상호작용에 의한 천체물리 소스의 감쇠 측정.HAWC는 여러 선원을 다양한 플레어링 상태에서 관찰하여 고유 TeV 스펙트럼을 이해할 수 있도록 한다.EBL의 전류 제약은 매우 단단한 고유 스펙트럼을 보수적으로 가정하고 은하수에서 허용되는 최대값에 매우 가깝습니다.이러한 관측을 통해 EBL에서 발생하는 TeV 방출의 감쇠를 줄이기 위해 축이 존재한다고 가정할 수 있다.
4. 초대칭 Q-볼 및 타우 중성미자와 같은 거대한 잔존물 입자와 같은 이국적인 신호를 찾습니다.HAWC는 느린 움직임과 높은 dE/dx Q-ball과 인근 산에서 상호작용하는 타우 중성미자에 의해 생성되는 수평 공기 소나기를 검색할 수 있는 특수 트리거가 개발될 것이다.

HAWC의 자금 지원

HAWC의 구축과 운영은 미국 국립과학재단, 미국 에너지부 고에너지물리학부, 멕시코의 Consejo National de Ciencia y Tecnologia(CONACYT)와 Laboratory Directed Research and LD(LD)가 공동으로 자금을 조달하고 있다.

기타 중요한 자금원은 다음과 같습니다.

• 레드 데 피시카 데 알타스 에네르기아스, 멕시코
• DGAPA-UNAM, Maxico, IN105211, IN112910, IN121309, IN115409 및 IA102715 부여
• VIEP-BUAP, Maxico, grant 161-EXC-2011
• 미국 위스콘신 대학교 동문 연구 재단
• 미국 로스앨러모스 국립연구소(LANL) 지구물리학, 행성물리학, 서명연구소(IGPS)
• 미국 메릴랜드 대학교

결과.

2017년, HAWC는 우주선^[3] 스펙트럼의 첫 측정과 반물질의 ^[4]관측된 양전자 초과에 대한 새로운 결과를 발표했다.

「 」를 참조해 주세요.

• 체렌코프 방사선
• 밀라그로(실험)
• 베리타스

레퍼런스

외부 링크

• Wikimedia Commons의 고고도 물 체렌코프 실험 관련 매체
• HAWC 공식 웹사이트