مصفوفة دش الهواء في شيكاغو

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 2 صور
الموسوعة الحرة

كان مصفوفة شيكاغو لرصد زخات الأشعة الكونية ( CASA ) تجربةً مهمةً في مجال الفيزياء الفلكية لدراسة الطاقة العالية جدًا، وقد بدأت العمل في تسعينيات القرن الماضي. تألفت هذه المصفوفة من مجموعة كبيرة جدًا من كواشف الوميض ، تقع في ميدان دوجواي للتجارب في ولاية يوتا الأمريكية، على بُعد حوالي 80 كيلومترًا جنوب غرب مدينة سولت ليك . بدأ تشغيل كاشف CASA الكامل، الذي يتألف من 1089 كاشفًا، في عام 1992 بالتزامن مع جهاز ثانٍ، هو مصفوفة ميشيغان للميونات (MIA)، تحت اسم CASA-MIA . تتكون MIA من 2500 متر مربع من كواشف الميونات المدفونة . في ذلك الوقت، كانت CASA-MIA التجربة الأكثر حساسيةً التي بُنيت حتى ذلك الحين لدراسة تفاعلات أشعة غاما والأشعة الكونية عند طاقات تزيد عن 100 تيرا إلكترون فولت (10^ 14 إلكترون فولت ). شملت مواضيع البحث المتعلقة ببيانات هذه التجربة طيفًا واسعًا من قضايا الفيزياء، بما في ذلك البحث عن أشعة غاما من مصادر مجرية (وخاصة سديم السرطان والثنائيات النجمية للأشعة السينية Cygnus X-3 و Hercules X-1 ) ومصادر خارج المجرة ( النوى المجرية النشطة وانفجارات أشعة غاما )، ودراسة انبعاث أشعة غاما المنتشر (مكون متساوي الخواص أو من مستوى المجرة )، وقياسات تركيب الأشعة الكونية في المنطقة من 100 إلى 100,000 تيرا إلكترون فولت. وفيما يتعلق بموضوع التركيب، عمل جهاز CASA-MIA بالتعاون مع العديد من التجارب الأخرى في الموقع نفسه: مصفوفة تشيرينكوف الجانبية العريضة غير التصويرية (BLANCA)، وتجربة تشيرينكوف التصويرية المزدوجة (DICE)، وتجربة Fly's Eye HiRes النموذجية. عملت CASA-MIA بشكل مستمر بين عامي 1992 و 1999. وفي صيف عام 1999، تم إيقاف تشغيلها.

المواصفات والتصميم

مخطط علوي لكاشفات CASA-MIA في ميدان دوجواي للتجارب في ولاية يوتا الأمريكية. يتألف كاشف CASA من 1089 كاشف وميضي موزعة على شبكة مربعة أبعادها 15 مترًا × 15 مترًا. أما كاشف MIA فيتألف من 1024 عدادًا وميضيًا موزعة على 16 رقعة. وتم وضع خمسة تلسكوبات تشيرينكوف صغيرة في الموقع نفسه لاستخدامها في المحاذاة الزاوية.

تم بناء مرصد CASA لدراسة إمكانية وجود مصادر فيزيائية فلكية لانبعاث أشعة غاما فائقة الطاقة (UHE، طاقة > 100 تيرا إلكترون فولت ) (انظر قسم العلوم أدناه). تتفاعل أشعة غاما بهذه الطاقات في الغلاف الجوي للأرض لتكوين وابل جوي واسع ينتشر إلى سطح الأرض. يتكون هذا الوابل على السطح بشكل أساسي من الإلكترونات/البوزيترونات، وأشعة غاما منخفضة الطاقة، والميونات ، وبعض الهادرونات ، ببصمة نموذجية على سطح الأرض تتراوح بين 50 و100 متر. (يوجد أيضًا مكون من إشعاع تشيرينكوف يصل إلى سطح الأرض ويمكن تسجيله بواسطة تلسكوبات تصوير تشيرينكوف الجوية). مصفوفة الوابل الجوي عبارة عن مجموعة موزعة من كواشف الجسيمات (كاشف الوميض، وكواشف تشيرينكوف المائية، وما إلى ذلك) منتشرة على سطح الأرض لتسجيل مرور جسيمات الوابل. يتم تقدير اتجاه الجسيم الرئيسي من وقت وصول الوابل النسبي إلى كل كاشف. يتم تقدير طاقة الجسيمات الأولية من عدد الجسيمات المسجلة في كل كاشف ومن التوزيع الجانبي لتلك القياسات.

صورة جوية لمصفوفة رصد زخات الهواء في شيكاغو (CASA) وأجهزة الكشف المرتبطة بها في ميدان دوجواي للتجارب، يوتا، الولايات المتحدة الأمريكية. أجهزة الكشف الوميضية في CASA عبارة عن مربعات بيضاء مرتبة على شبكة بمسافة 15 مترًا بينها. في مركز المصفوفة (يسار المركز في هذه الصورة) يوجد جهاز الكشف Fly's Eye II.

قبل مشروع CASA، كانت مصفوفات رصد وابلات الجسيمات الهوائية متواضعة الحجم عادةً، وتتألف من 50 إلى 100 كاشف تغطي مساحة تقارب 50,000 متر مربع. وكانت خطة CASA بناء تجربة أكثر حساسية وأكبر حجمًا، تستخدم أحدث التقنيات الإلكترونية، ومقترنة بمصفوفة كبيرة من كواشف الميونات (MIA). [ 1 ] وكان المتوقع أن تحتوي وابلات الجسيمات الناتجة عن أشعة غاما على عدد أقل بكثير من الميونات مقارنةً بوابلات الجسيمات الناتجة عن الأشعة الكونية. [ 2 ] وكانت الخطة الأصلية تتضمن مصفوفة من 1064 كاشفًا، [ 3 ] ولكن تم رفع العدد لاحقًا إلى 1089 كاشفًا. [ 4 ]

تضمنت بعض السمات التصميمية الرئيسية لـ CASA-MIA ما يلي: [ 5 ]

  • 1089 كاشف وميضي، موزعة على شبكة مربعة من 33 × 33 كاشفًا، بمسافة بين الكواشف تبلغ 15 مترًا، تغطي مساحة إجمالية قدرها 230000 متر مربع.
  • يتكون كاشف CASA من أربعة عدادات وميض منفصلة؛ يتكون كل عداد من قطعة من مادة الوميض الأكريليكية بحجم 61  سم × 61  سم × 1.27  سم ويتم قراءتها بواسطة أنبوب مضاعف ضوئي واحد (PMT، إما Amperex 2212 أو EMI 9256).
  • يحتوي كل كاشف من كاشفات CASA على وحدة جهد عالي محلية ولوحة إلكترونية مصممة خصيصًا تسمح لكل كاشف بأخذ البيانات بشكل مستقل عن الكواشف الأخرى.
  • تم توصيل أجهزة الكشف CASA بوحدة تحكم مركزية عبر شبكة ضلع العمود الفقري تتكون من كابلات محورية بثلاث وظائف: طلب التشغيل، وتأكيد التشغيل، والإيثرنت .
  • تألفت مصفوفة الميونات (MIA) من 1024 عدادًا وميضيًا، يبلغ حجم كل منها 1.9 متر × 1.3 متر. رُتبت عدادات الميونات في 16 مجموعة، تضم كل منها 64 عدادًا، ودُفنت على عمق 3 أمتار تحت سطح الأرض. نُقلت الإشارات من عدادات مصفوفة الميونات تحت الأرض إلى مقطورة مركزية، حيث قُيست أوقات الوصول النسبية بواسطة محولات الوقت إلى رقم التقليدية من نوع LeCroy 4290 .

كان تسلسل التشغيل واكتساب البيانات لنظام CASA معقدًا بسبب الإلكترونيات الموزعة؛ وقد عمل على النحو التالي: [ 5 ]

  • تُؤخذ عينات من إشارات الأنابيب الضوئية المضاعفة في كل عداد بواسطة مُمَيِّز منخفض المستوى ومُمَيِّز عالي المستوى. يُضبط مستوى المُمَيِّز المنخفض على حوالي 0.1 من إشارة جسيم نموذجي ذي أدنى تأين؛ بينما يُضبط مستوى المُمَيِّز العالي على حوالي ثلاثة أضعاف مستوى المُمَيِّز المنخفض.
  • يتم "تنبيه" الكاشف الذي يحتوي على عدادين أو أكثر يقوم بتشغيل المميز عالي المستوى في 30 نانوثانية؛ ويتم "تشغيل" الكاشف الذي يحتوي على ثلاثة عدادات أو أكثر يقوم بتشغيل المميز عالي المستوى إذا 30 نانوثانية.
  • تقوم المحطات المُنبّهة بتنفيذ مهام جمع البيانات المحلية ومنع تشغيل المحطة مرة أخرى. تحتفظ محولات الوقت إلى الجهد على لوحة الإلكترونيات المحلية بالأوقات النسبية الأربعة للعدادات الأربعة في الكاشف (المحددة بوقت عبور المُميّز منخفض المستوى) والأوقات الأربعة المقابلة لأوقات وصول النبضات المرسلة من الكواشف الأربعة المجاورة، في حال تنبيهها. تسجل دوائر أخذ العينات والاحتفاظ الشحنات الأربع المقابلة لتكاملات إشارات الأنابيب الضوئية المضاعفة من كل عداد. تنتظر المحطات المُنبّهة لمدة 10 ميكروثانية إشارة تأكيد التشغيل من المحطة المركزية؛ وفي حال عدم استلام أي إشارة، يتم تجاهل بياناتها.
  • تقوم المحطات المُشغَّلة بوضع نبضة تيار سريعة (5 مللي أمبير، مدة 10 ميكروثانية) على كابل محوري لطلب تشغيل الضلع (RG-58، 50Ω)؛ يتم نشر هذه الإشارات إلى صندوق تشغيل مركزي عبر مُكرِّر عند وصلة الضلع/العمود الفقري وكابل محوري لطلب تشغيل العمود الفقري (RG-8، 50Ω).
  • يتم تفعيل المصفوفة بأكملها عند استلام صندوق التفعيل المركزي لثلاثة مستويات طلب تفعيل. بعد ذلك، تُرسل إشارة سريعة (12 فولت، مدة ميكروثانية) عبر خط الإقرار بالتفعيل المحوري، حيث تُنقل إلى كل محطة عبر شبكة التوزيع. عند استلام إشارة الإقرار بالتفعيل، تقوم المحطات المُفعّلة بتحويل بياناتها (ثماني شحنات وأربع شحنات) إلى بيانات رقمية باستخدام مُضاعِف إشارات ومُحوِّل تناظري رقمي (ADC) ذي 10 بتات. تُخزَّن البيانات الرقمية في مخزن مؤقت للذاكرة تحت سيطرة معالج دقيق ( Intel 80186 ). يُعد وقت التوقف الرئيسي للمصفوفة هو وقت تحويل البيانات إلى بيانات رقمية (حوالي 0.5 مللي ثانية).
  • بشكل دوري (عادةً كل 30 ثانية)، تتلقى اللوحات الإلكترونية للمحطة أمرًا عبر الإيثرنت لإرسال بياناتها إلى حاسوب مركزي ( DEC μVAX III+). تقوم كل لوحة بتبديل مخزن الذاكرة الخاص بها وتستمر في تجميع البيانات؛ تُرسل البيانات المسجلة سابقًا عبر شبكة الضلع والعمود الفقري إلى المركز حيث تُسجل على القرص.

حقق جهاز CASA، ومصفوفة الميونات المرتبطة به MIA، أداءً ممتازًا، وكان يُعتبر الأحدث في تجارب رصد وابلات الأشعة الكونية في نطاق الطاقة العالية جدًا لفترة طويلة بعد بدء تشغيله في التسعينيات. ولم تتفوق تجارب أخرى، مثل مصفوفة وابلات الأشعة الكونية في التبت وتجربة تشيرينكوف المائية على ارتفاعات عالية ، على CASA-MIA في الحساسية عند طاقات أعلى من 100 تيرا إلكترون فولت إلا في أواخر العقد الثاني من القرن الحادي والعشرين. بلغ متوسط ​​طاقة أشعة غاما لمصدر يمر بالقرب من سمت الرأس 115 تيرا إلكترون فولت. وتفاوتت الدقة الزاوية لأشعة غاما تبعًا لحجم (عدد الجسيمات) الوابل المكتشف، وبلغت حوالي 0.7 درجة للوابل ذات العدد المتوسط ​​من الجسيمات، وتحسنت إلى 0.25 درجة عند الطاقات الأعلى. [ 5 ] وقد وفرت مصفوفة الميونات قدرة مهمة على رفض أحداث الأشعة الكونية الخلفية. عند متوسط ​​طاقة يبلغ 115 تيرا إلكترون فولت، كانت نسبة أحداث الأشعة الكونية التي استوفت معايير اختيار الميونات لأشعة غاما 0.06 (أي أنه تم رفض حوالي 17 حدثًا من الأشعة الكونية مقابل كل حدث تم قبوله). عند طاقات أعلى، زادت قدرة رفض الخلفية بشكل ملحوظ؛ فعلى سبيل المثال، عند متوسط ​​طاقة يبلغ 5000 تيرا إلكترون فولت، انخفضت نسبة الأشعة الكونية التي استوفت معايير اختيار الميونات إلى حوالي 0.0001.

تاريخ

استُلهم الدافع العلمي لمشروع CASA من نتائج مثيرة للاهتمام أُجريت في ثمانينيات القرن الماضي. رصدت هذه التجارب فائضًا في أحداث وابلات الهواء القادمة من اتجاه مصدرين ثنائيين معروفين للأشعة السينية في مجرتنا: سيغنوس إكس-3 وهيركوليس إكس-1. في عام 1983، رصدت تجارب كيل وهافيرا بارك فائضًا من الأحداث القادمة من اتجاه سيغنوس إكس-3، حيث بدا أن أوقات وصول هذه الأحداث تتأثر بالدورية المدارية للمصدر الثنائي التي تبلغ 4.8 ساعة. [ 6 ] [ 7 ] كانت الدلالة الإحصائية لكل إشارة ضعيفة (حوالي أربعة انحرافات معيارية فوق مستوى الخلفية)، لكن النتائج أشارت إلى أن سيغنوس إكس-3 مصدر ساطع لأشعة غاما فائقة الطاقة، وأنه لكي يفعل ذلك، لا بد أن يكون مُسرِّعًا فعالًا للغاية للأشعة الكونية عالية الطاقة، وبالتالي يُمكن أن يُساهم بجزء كبير من التدفق السائد لجسيمات الأشعة الكونية في مجرتنا.

بعد هذه النتائج، شرعت عدة مجموعات حول العالم في تصميم أو تحسين مصفوفات رصد وابلات الأشعة الكونية لإجراء دراسات متابعة. إحدى هذه المجموعات كانت من جامعة شيكاغو، بقيادة جيمس كرونين. تمثلت فكرة كرونين في بناء تجربة حاسمة يمكنها بسهولة التحقق من نتائج تجربة سيغنوس إكس-3 أو دحضها. [ 1 ] ستكون التجربة أكبر بكثير (وأكثر حساسية) من تجارب كيل أو هافيرا بارك، وستستخدم مصفوفة كبيرة من كاشفات الميونات لحجب خلفية أحداث الأشعة الكونية الهادرونية (أي البروتونات والنوى). (من المتوقع أن تحتوي وابلات الأشعة الكونية الناتجة عن أشعة غاما على عدد أقل بكثير من الميونات مقارنةً بتلك الناتجة عن الأشعة الكونية). شكّل كرونين فريقًا من العلماء (نوقش في قسم التعاون) لتطوير وبناء مصفوفة رصد وابلات الأشعة الكونية (CASA). وقد تم إشراك مجموعة جامعة شيكاغو مع مجموعات من جامعة ميشيغان وجامعة يوتا ، والذين قاموا بالفعل ببناء مصفوفة ميون ومصفوفة أصغر من وابل الهواء، وسيكون موقع CASA في ميدان دوجواي للتجارب.

تم بناء ونشر جهاز CASA بين عامي 1988 و1991. نُفذت أعمال البناء في جامعة شيكاغو، في مبنى المُسرِّعات التابع لمعهد إنريكو فيرمي . شُحنت كواشف الوميض المُكتملة، بالإضافة إلى الإلكترونيات، إلى ولاية يوتا في شاحنات نقل كبيرة، حيث قام الطلاب والباحثون ما بعد الدكتوراه وأعضاء هيئة التدريس بتركيبها. بدأ تشغيل مصفوفة أولية تضم 49 كاشفًا في عام 1989، تلتها مصفوفة تضم 529 كاشفًا في عام 1990. بدأ التشغيل العلمي القياسي لمصفوفة CASA الكاملة التي تضم 1089 كاشفًا (إلى جانب مصفوفة عدادات الميونات التي تضم 1024 كاشفًا) في ديسمبر 1991. عمل جهاز CASA بنجاح كبير، وبشكل شبه متواصل، حتى عام 1997. خلال تلك الفترة، سُجِّل ما يقرب من 3 مليارات حدث من زخات الجسيمات. استمرت العمليات الجزئية لعدة سنوات أخرى، بالتزامن مع تجربتي BLANCA وDICE. توقفت التجارب المختلفة في الموقع، بما في ذلك تجربة CASA، عن العمل في عام 1999.

علوم

شملت النتائج العلمية من CASA-MIA اثني عشر منشورًا علميًا وغطت مواضيع في ثلاثة مجالات واسعة من الفيزياء الفلكية عالية الطاقة: مصادر أشعة جاما النقطية، ومصادر أشعة جاما المنتشرة، وفيزياء الأشعة الكونية.

  • مصادر أشعة غاما النقطية : وضع مشروع CASA-MIA حدودًا صارمة على الانبعاثات من جميع المصادر التي رُصدت في تجارب سابقة، بما في ذلك Cygnus X-3 وHercules X-1، [ 8 ] وسديم السرطان، [ 9 ] والنوى المجرية النشطة المعروفة ذات الطاقة العالية. [ 10 ] بالنسبة لهذه المصادر، كانت حدود CASA-MIA عادةً أقل بمقدار يتراوح بين رتبتين وثلاث رتب من مستويات التدفق التي رصدتها الأجهزة السابقة. كما أُجريت عمليات بحث عن الانبعاثات العابرة والدورية من المصادر النقطية، بالإضافة إلى مسح عام للسماء المحيطة. [ 11 ]
  • مصادر أشعة غاما المنتشرة : سمحت قدرة حجب الميونات الكبيرة لمرصد CASA-MIA بدراسة مصادر أشعة غاما المنتشرة بحساسية عالية. وكانت أهم النتائج البحث عن الانبعاث المتناحي المنتشر، والذي حدد نسبة الأشعة الكونية الكهرومغناطيسية عند مستوى أقل من 2 × 10⁻⁵ عند أعلى الطاقات. [ 12 ] كما أسفرت دراسة الانبعاث المنتشر من مستوى المجرة عن نتيجة مهمة أخرى. [ 13 ] وفي دراسة منفصلة، ​​تم البحث عن انفجارات من اتجاهات عشوائية في السماء لتقييد الأحداث الكونية قصيرة المدى، مثل انفجارات الثقوب السوداء البدائية .
  • فيزياء الأشعة الكونية : بفضل مصفوفة وابلات الإلكترونات والميونات الكبيرة والمتجانسة، بالإضافة إلى كاشف الميونات الكبير، تمتع جهاز CASA-MIA بقدرة عالية على قياس خصائص الأشعة الكونية فائقة الطاقة. استُخدمت توزيعات أحجام وابلات الإلكترونات والميونات (المحددة من CASA وMIA على التوالي) لقياس طيف طاقة الأشعة الكونية بين 100 و10000 تيرا إلكترون فولت. [ 14 ] أظهرت نتائج CASA-MIA انحدارًا تدريجيًا سلسًا للطيف، على عكس بعض التجارب السابقة التي أشارت إلى سمة أكثر حدة (تُعرف باسم "الركبة"). أُجريت قياسات CASA-MIA لتكوين الأشعة الكونية من خلال مطابقة بيانات كاشف السطح وكاشف الميونات، وأشارت إلى تكوين مختلط عند الطاقات المنخفضة (أقل من 1000 تيرا إلكترون فولت) تطور بسلاسة إلى تكوين أثقل عند الطاقات التي تقترب من 10000 تيرا إلكترون فولت. [ 15 ] تم إجراء قياس منفصل ومكمل لتكوين الأشعة الكونية بواسطة جهاز بلانكا الذي عمل بالتزامن مع جهاز كاسا-ميا واستخدم التوزيع الجانبي لإشعاع تشيرينكوف في زخات الهواء. [ 16 ]

التعاون العلمي

ابتكر جيمس دبليو كرونين مشروع CASA ، وتولى فريق من العلماء والمهندسين والفنيين في معهد إنريكو فيرمي بجامعة شيكاغو تصميمه وبنائه (انظر [ 1 ] لمزيد من التفاصيل). تألفت المجموعة الأساسية من العلماء من كرونين، وزملاء ما بعد الدكتوراه كينيث جيبس، وبرايان نيوبورت، ورينيه أونغ ، وليزلي روزنبرغ، وطلاب الدراسات العليا نيكولاس ماسكارينهاس، وهانز كريم، وتيموثي مكاي. وخلال المرحلة التشغيلية لمشروع CASA، ضم فريق شيكاغو زملاء ما بعد الدكتوراه مارك شانتيل، وكوربين كوفولت، وبرايان فيك، ولوسي فورتسون ، وكيفن غرين، وطلاب الدراسات العليا ألكسندر بوريون، وجوزيف فاولر، وسكوت أوسر. تم بناء مصفوفة ميشيغان للميونات بواسطة فريق من الباحثين من جامعة ميشيغان، بما في ذلك جيمس ماثيوز، وديفيد نيتز، ودانيال سنكلير، وجون فان دير فيلدي، والباحث ما بعد الدكتوراه كيفن جرين، وطلاب الدراسات العليا مايك كاتانيز وأندي كينيدي جلاسماتشر.

انظر أيضاً

مراجع

  1. 1 2 3 أونغ، رينيه (9 سبتمبر 2006). أبحاث الأشعة الكونية فائقة الطاقة باستخدام CASA-MIA . جامعة كاليفورنيا، لوس أنجلوس (UCLA). S2CID 39155837 . 
  2. ↑ غايسر، ت.ك.؛ ستاني، تودور؛ هالزن، ف.؛ لونغ، و.ف.؛ زاس، إ. (15 يناير 1991). "علم فلك أشعة غاما فوق 50 تيرا إلكترون فولت مع زخات فقيرة بالميونات". مجلة Physical Review D. 43 ( 2): 314-318 . Bibcode : 1991PhRvD..43..314G . doi : 10.1103/PhysRevD.43.314 . PMID 10013389 . 
  3. ↑ جيبس، كينيث ج. (1988-02-01). "مصفوفة وابل الهواء في شيكاغو (CASA)". الأدوات والأساليب النووية في بحوث الفيزياء، القسم أ: المسرعات، والمطيافات، والكواشف، والمعدات المرتبطة بها . 264 (1): 67-73 . رمز Bibcode : 1988NIMPA.264...67G . doi : 10.1016/0168-9002(88)91104-7 . ISSN 0168-9002 . 
  4. ↑ أونغ، رينيه أ.؛ كرونين، جيمس و.؛ غيبس، كينيث ج.؛ كريم، هانز أ.؛ مكاي، تيموثي أ.؛ ماسكارينهاس، نيكولاس؛ مولر، ديتريش؛ نيوبورت، برايان ج.؛ روزنبرغ، ليزلي ج.؛ ويدنبيك، مارك إي. (1990-03-01). "تصميم وأداء مصفوفة دش الهواء في شيكاغو". الفيزياء النووية ب - ملاحق وقائع المؤتمر . 14 (1): 273-284 . doi : 10.1016/0920-5632(90)90432-T . ISSN 0920-5632 . 
  5. 1 2 3 بوريون، أ.؛ كوفولت، س. إ.؛ كرونين، ج. و.؛ فيك، ب. إ.؛ جيبس، ك. ج.؛ كريم، هـ. أ.؛ ماسكارينهاس، ن. س.؛ مكاي، ت. أ.؛ مولر، د.؛ نيوبورت، ب. ج.؛ أونغ، ر. أ. (15 يوليو 1994). "مصفوفة كبيرة من زخات الهواء للبحث عن مصادر فيزيائية فلكية تُصدر أشعة غاما بطاقات ≥ 10¹⁴ إلكترون فولت". الأدوات والأساليب النووية في بحوث الفيزياء، القسم أ: المسرعات، المطيافات، الكواشف والمعدات المرتبطة بها . 346 (1): 329-352 . رمز Bibcode : 1994NIMPA.346..329B . doi : 10.1016/0168-9002(94)90722-6 . hdl : 2027.42/31441 . ISSN 0168-9002 . 
  6. ↑ سامورسكي، م.؛ ستام، و. (1983). "الكشف عن أشعة غاما تتراوح طاقتها بين 2 × 10⁵ و2 × 10⁶ إلكترون فولت من سيغنوس إكس-3" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 268 : L17. doi : 10.1086/184021 . ISSN 0004-637X . 
  7. ↑ لويد-إيفانز، ج.؛ كوي، ر.ن.؛ لامبرت، أ.؛ لابيكينز، ج.؛ باتيل، م.؛ ريد، ر.ج.أو.؛ واتسون، أ.أ. (1983). "رصد أشعة غاما >10¹⁵ إلكترون فولت من سيغنوس إكس-3" . مجلة نيتشر . 305 (5937): 784-787 . رمز Bibcode : 1983Natur.305..784L . doi : 10.1038/305784a0 . ISSN 1476-4687 . S2CID 45448349 .  
  8. ↑ بوريون، أ.؛ شانتيل، م.س.؛ كوفولت، س.إ.؛ كرونين، ج.و.؛ فيك، ب.إ.؛ فاولر، ج.و.؛ فورتسون، ل.ف .؛ جيبس، ك.ج.؛ غرين، ك.د.؛ نيوبورت، ب.ج.؛ أونغ، ر.أ. (15 فبراير 1997). "بحث إحصائي عالي الدقة عن انبعاثات أشعة غاما فائقة الطاقة من سيغنوس إكس-3 وهيركوليس إكس-1" . مجلة Physical Review D. 55 ( 4): 1714-1731 . arXiv : astro-ph/9611117 . Bibcode : 1997PhRvD..55.1714B . doi : 10.1103/PhysRevD.55.1714 . ISSN 0556-2821 . S2CID 119107040 .  
  9. ↑ بوريون، أ.؛ كاتانيز، م.أ.؛ شانتيل، م.س.؛ كوفولت، س.إ.؛ كرونين، ج.و.؛ فيك، ب.إ.؛ فورتسون، ل.ف .؛ فاولر، ج.ف.؛ جيبس، ك.ج.؛ جلاسماتشر، م.أ.ك.؛ جرين، ك.د. (20 مايو 1997). "بحث عن انبعاثات أشعة جاما فائقة الطاقة من سديم السرطان والنجم النابض" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 481 (1): 313-326 . Bibcode : 1997ApJ...481..313B . doi : 10.1086/304042 . ISSN 0004-637X . S2CID 121666507 .  
  10. ↑ كاتانيز، م.؛ بوريون، أ.؛ كوفولت، س. إ.؛ كرونين، ج. و.؛ فيك، ب. إ.؛ فورتسون، ل . ف.؛ جيبس، ك. ج.؛ جلاسماتشر، م. أ. ك.؛ جرين، ك. د.؛ كيدا، د.؛ ماثيوز، ج. (1996). "بحث عن أشعة جاما فائقة الطاقة من النوى المجرية النشطة المكتشفة بواسطة EGRET باستخدام CASA-MIA" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 469 : 572. Bibcode : 1996ApJ...469..572C . doi : 10.1086/177806 . ISSN 0004-637X . 
  11. ↑ مكاي، تي. أ.؛ بوريون، أ.؛ كاتانيز، م.؛ كوفولت، سي. إي.؛ كرونين، جيه. دبليو.؛ فيك، بي. إي.؛ جيبس، كيه. جي.؛ غرين، كيه. دي.؛ هاوبفيلد، إس.؛ كيدا، دي.؛ كريم، إتش. إيه. (1993). "مسح للسماء الشمالية لمصادر نقطية فيزيائية فلكية لإشعاع غاما بطاقة 100 تيرا إلكترون فولت" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 417 : 742. Bibcode : 1993ApJ...417..742M . doi : 10.1086/173354 . ISSN 0004-637X . 
  12. ↑ شانتيل، إم سي؛ كوفولت، سي إي؛ كرونين، جيه دبليو؛ فيك، بي إي ؛ فورتسون، إل إف؛ فاولر، جيه دبليو؛ غرين، كيه دي؛ نيوبورت، بي جيه؛ أونغ، آر إيه؛ أوسر، إس؛ كاتانيز، إم إيه (8 سبتمبر 1997). "حدود التدفق المنتشر المتساوي الخواص لإشعاع غاما فائق الطاقة" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 79 (10): 1805-1808 . arXiv : astro-ph/9705246 . doi : 10.1103/PhysRevLett.79.1805 . S2CID 119517410 . 
  13. ↑ بوريون، أ.؛ كاتانيز، م.أ.؛ شانتيل، م.س.؛ كوفولت، س.إ.؛ كرونين، ج.و.؛ فيك، ب.إ.؛ فورتسون، ل.ف .؛ فاولر، ج.؛ غلاسماتشر، م.أ.ك.؛ غرين، ك.د.؛ كيدا، د.ب. (20 يناير 1998). "قيود على انبعاث أشعة غاما من مستوى المجرة عند 300 تيرا إلكترون فولت" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 493 (1): 175-179 . arXiv : astro-ph/9703063 . Bibcode : 1998ApJ...493..175B . doi : 10.1086/305096 . ISSN 0004-637X . 
  14. ↑ غلاسماتشر، إم. إيه. كيه؛ كاتانيز، إم. إيه؛ شانتيل، إم. سي؛ كوفولت، سي. إي؛ كرونين، جيه. دبليو؛ فيك، بي. إي؛ فورتسون، إل. إف؛ فاولر، جيه. دبليو؛ غرين، كيه. دي؛ كيدا، دي. بي؛ ماثيوز، جيه. (1999-05-01). "طيف طاقة الأشعة الكونية بين 10¹⁴ و10¹⁶ إلكترون فولت" . فيزياء الجسيمات الفلكية . 10 (4): 291-302 . Bibcode : 1999APh....10..291G . doi : 10.1016/S0927-6505(98)00070-X . ISSN 0927-6505 . 
  15. ↑ غلاسماتشر، إم. إيه. كيه؛ كاتانيز، إم. إيه؛ شانتيل، إم. سي؛ كوفولت، سي. إي؛ كرونين، جيه. دبليو؛ فيك، بي. إي؛ فورتسون، إل. إف؛ فاولر، جيه. دبليو؛ غرين، كيه. دي؛ كيدا، دي. بي؛ ماثيوز، جيه. (1999-10-01). "تركيب الأشعة الكونية بين 10¹⁴ و10¹⁶ إلكترون فولت" . فيزياء الجسيمات الفلكية . 12 (1): 1-17 . Bibcode : 1999APh....12....1G . doi : 10.1016/S0927-6505(99)00076-6 . ISSN 0927-6505 . 
  16. ↑ فاولر، جيه دبليو؛ فورتسون، إل إف ؛ جوي، سي سي إتش؛ كيدا، دي بي؛ أونغ، آر إيه؛ برايك، سي إل ؛ سومرز، بي. (1 مارس 2001). "قياس طيف الأشعة الكونية وتكوينها عند الركبة" . فيزياء الجسيمات الفلكية . 15 (1): 49-64 . arXiv : astro-ph/0003190 . Bibcode : 2001APh....15...49F . doi : 10.1016/S0927-6505(00)00139-0 . ISSN 0927-6505 . S2CID 2062778 .