Chicago Air Shower Array

Chicago Air Shower Array
Lokalizacja(e) Utah
Współrzędne Współrzędne : Edit this at Wikidata
Organizacja Uniwersytet Chicagowski
Wysokość 1450 m
Długość fali Ultra wysoka energia (E> 100 TeV)
Wybudowany 1988-1991
Obszar zbierania 235 000 metrów kwadratowych
Chicago Air Shower Array is located in the United States
Chicago Air Shower Array
Lokalizacja Chicago Air Shower Array

Chicago Air Shower Array ( CASA ) był znaczącym eksperymentem astrofizycznym o bardzo wysokich energiach, działającym w latach 90. Składał się z bardzo dużej liczby scyntylacyjnych zlokalizowanych w Dugway Proving Grounds w stanie Utah w USA, około 80 kilometrów na południowy zachód od Salt Lake City . Pełny detektor CASA, składający się z 1089 detektorów, zaczął działać w 1992 roku w połączeniu z drugim instrumentem, Michigan Muon Array (MIA), pod nazwą CASA-MIA . MIA została wykonana z 2500 metrów kwadratowych zakopanych mionów . W czasie swojej działalności CASA-MIA była najbardziej czułym eksperymentem zbudowanym do tej pory w badaniu promieniowania gamma i promieniowania kosmicznego przy energiach powyżej 100 TeV (10 14 elektronowoltów ). Tematy badawcze dotyczące danych z tego eksperymentu obejmowały szeroki zakres zagadnień fizycznych, w tym poszukiwanie promieni gamma ze źródeł galaktycznych (zwłaszcza Mgławicy Krab i rentgenowskich układów podwójnych Cygnus X-3 i Hercules X-1 ) oraz źródeł pozagalaktycznych ( aktywne Jądra galaktyk i rozbłyski gamma ), badanie rozproszonej emisji promieniowania gamma (składowej izotropowej lub z płaszczyzny Galaktyki) oraz pomiary składu promieniowania kosmicznego w zakresie od 100 do 100 000 TeV. Jeśli chodzi o kompozycję, CASA-MIA pracowała w połączeniu z kilkoma innymi eksperymentami w tym samym miejscu: Broad Laterial Non-imaging Cherenkov Array (BLANCA), Dual Imaging Cherenkov Experiment (DICE) i eksperymentem prototypowym Fly's Eye HiRes . CASA-MIA działała nieprzerwanie w latach 1992-1999. Latem 1999 roku została wycofana z eksploatacji.

Specyfikacje i konstrukcja

Widok z góry detektorów CASA-MIA w Dugway Proving Grounds w Utah, USA. CASA składała się z 1089 detektorów scyntylacyjnych na kwadratowej siatce o wymiarach 15 mx 15 m. MIA składała się z 1024 liczników scyntylacyjnych rozmieszczonych w 16 polach. W tym miejscu umieszczono pięć małych teleskopów Czerenkowa, które były używane do ustawiania kątowego.

CASA została zbudowana w celu zbadania możliwości astrofizycznych źródeł emisji promieniowania gamma o ultra wysokiej energii (UHE, E > 100 TeV ) (patrz Nauka poniżej). Promienie gamma o tych energiach oddziałują w atmosferze ziemskiej, tworząc rozległy pęk powietrzny , który rozprzestrzenia się na powierzchnię Ziemi. Na powierzchni pęk składa się głównie z elektronów/pozytonów, niskoenergetycznych promieni gamma, mionów i niektórych hadronów , a jego typowy ślad na powierzchni wynosi 50–100 m. (Istnieje również składnik promieniowania Czerenkowa docierający do ziemi, który można zarejestrować za pomocą obrazowania atmosferycznych teleskopów Czerenkowa). Pęk powietrzny to rozproszony zestaw detektorów cząstek (detektor scyntylacyjny, detektory Czerenkowa wody itp.) rozmieszczonych na ziemi w celu rejestrowania przejścia cząstek pęku. Główny kierunek cząstek jest szacowany na podstawie względnego czasu nadejścia pęku uderzającego w każdy detektor; energia cząstek pierwotnych jest szacowana na podstawie liczby cząstek zarejestrowanych w każdym detektorze oraz rozkładu poprzecznego tych pomiarów.

Widok z lotu ptaka na Chicago Air Shower Array (CASA) i powiązane detektory w Duway Proving Grounds, Utah, USA. Detektory scyntylacyjne CASA to białe kwadratowe pudełka ułożone w 15-metrowej siatce. W środku układu (na lewo od środka na tym zdjęciu) znajduje się detektor Fly's Eye II.

Przed CASA tablice pęków powietrza były zwykle niewielkich rozmiarów i składały się zazwyczaj z 50-100 detektorów pokrywających powierzchnię około 50 000 metrów kwadratowych. Plan CASA polegał na zbudowaniu znacznie bardziej czułego eksperymentu, który byłby znacznie większy, wykorzystywałby najnowocześniejszą elektronikę i byłby sprzężony z dużą liczbą detektorów mionów (MIA). Oczekiwano, że pęki inicjowane przez promienie gamma będą zawierały znacznie mniej mionów w porównaniu z pękami inicjowanymi przez promienie kosmiczne. Pierwotny plan przewidywał tablicę 1064 detektorów, ale później liczbę tę zwiększono do 1089.

Niektóre z kluczowych cech konstrukcyjnych CASA-MIA były następujące:

  • 1089 detektorów scyntylacyjnych, rozmieszczonych na kwadratowej siatce 33 x 33 detektorów, z rozstawem detektorów 15 m, pokrywających łączną powierzchnię 230 000 metrów kwadratowych.
  • Detektor CASA składał się z czterech oddzielnych liczników scyntylacyjnych; każdy licznik składał się z kawałka akrylowego scyntylatora o wymiarach 61 cm x 61 cm x 1,27 cm i odczytywano za pomocą pojedynczej fotopowielacza (PMT, Amperex 2212 lub EMI 9256).
  • Każdy detektor CASA zawierał lokalny moduł wysokiego napięcia i wykonaną na zamówienie płytkę elektroniczną, która umożliwiała każdemu detektorowi pobieranie danych niezależnie od innych detektorów.
  • Detektory CASA były podłączone do centralnego kontrolera za pośrednictwem sieci żebrowo-spinkowej składającej się z kabli koncentrycznych z trzema funkcjami: żądanie wyzwolenia, potwierdzenie wyzwolenia i Ethernet .
  • Macierz mionowa (MIA) składała się z 1024 liczników scyntylacyjnych, każdy o wymiarach 1,9 mx 1,3 m. Liczniki mionów zostały ułożone w 16 płatach po 64 liczniki każdy i zostały zakopane pod powierzchnią 3 m. Sygnały z liczników MIA były przesyłane pod ziemią do centralnej przyczepy, gdzie mierzono względne czasy przybycia za pomocą konwencjonalnych przetworników czasu na cyfrę LeCroy 4290 (TDC).

Sekwencja wyzwalania i gromadzenia danych dla CASA była złożona ze względu na rozproszoną elektronikę; działało to w następujący sposób:

  • Sygnały PMT w każdym liczniku są próbkowane przez dyskryminator niskiego i wysokiego poziomu. Niski poziom dyskryminatora jest ustawiony na około 0,1 sygnału z typowej cząstki o minimalnym stopniu jonizacji; wysoki poziom dyskryminatora jest ustawiony na około trzykrotność poziomu niskiego.
  • Detektor z dwoma lub więcej licznikami uruchamiającymi dyskryminator wysokiego poziomu w ciągu 30 ns jest „alarmowany”; detektor z trzema lub więcej licznikami uruchamiającymi dyskryminator wysokiego poziomu, jeśli 30 ns zostanie „wyzwolone”.
  • Zaalarmowane stacje wykonują lokalne zadania pozyskiwania danych i blokują dalsze wyzwalanie stacji. Przetworniki czasu na napięcie na lokalnej płytce elektroniki przechowują cztery czasy względne czterech liczników w detektorze (określone przez czas przejścia dyskryminatora niskiego poziomu) oraz cztery czasy odpowiadające czasom nadejścia impulsów wysyłanych przez sąsiednie cztery czujki, jeśli zostały zaalarmowane. Obwody próbkujące i zatrzymujące rejestrują cztery ładunki odpowiadające całekom sygnałów PMT z każdego licznika. Zaalarmowane stacje czekają 10 μs na sygnał potwierdzenia wyzwolenia ze stacji centralnej; jeśli nie zostanie odebrany żaden sygnał, ich dane zostaną odrzucone.
  • Wyzwalane stacje umieszczają szybki impuls prądowy (5 mA, czas trwania 10 μs) na żebrowym kablu koncentrycznym żądania wyzwalania (RG-58, 50 Ω); sygnały te są przesyłane do centralnej skrzynki wyzwalającej przez repeater na złączu żebro/kręgosłup i kabel koncentryczny żądania wyzwalania kręgosłupa (RG-8, 50 Ω).
  • Cała macierz jest wyzwalana, gdy trzy poziomy żądań wyzwalania zostaną odebrane przez centralną skrzynkę wyzwalającą. Następnie szybki sygnał (12 V, czas trwania μs) jest umieszczany na koncentrycznej potwierdzenia wyzwolenia , skąd jest propagowany z powrotem do każdej stacji przez sieć żebrowo-kręgosłupową. Po odebraniu sygnału potwierdzenia wyzwolenia, zaalarmowane stacje digitalizują swoje osiem razy i cztery ładunki przez multiplekser i 10-bitowy przetwornik analogowo-cyfrowy (ADC). Zdigitalizowane dane są przechowywane w buforze pamięci pod kontrolą mikroprocesora ( Intel 80186 ). Dominującym czasem martwym dla macierzy jest moment digitalizacji danych (około 0,5 ms).
  • Okresowo (zwykle co 30 sekund) tablice elektroniczne stacji otrzymują przez Ethernet polecenie przesłania swoich danych do komputera centralnego ( DEC μVAX III+). Każda płyta przełącza swój bufor pamięci i kontynuuje gromadzenie danych; wcześniej zarejestrowane dane są przesyłane siecią żebrowo-kręgosłupową do ośrodka, gdzie są zapisywane na dysku.

CASA i powiązana z nią macierz mionów MIA osiągnęły doskonałe wyniki i były najnowocześniejszymi eksperymentami w zakresie pęków powietrznych w paśmie ultrawysokich energii przez znaczny okres czasu po okresie operacyjnym w latach 90. XX wieku. Dopiero pod koniec 2010 roku eksperymenty, takie jak Tibet Air Shower Array i High Altitude Water Cherenkov Experiment, przekroczyły czułość CASA-MIA przy energiach powyżej 100 TeV. Mediana energii promieniowania gamma dla źródła przechodzącego w pobliżu zenitu wynosiła 115 TeV. Rozdzielczość kątowa promieniowania gamma zmieniała się w zależności od wielkości (liczby cząstek) w wykrytym pęku i wynosiła około 0,7 stopnia dla pęków o średniej liczbie cząstek, poprawiając się do 0,25 stopnia przy wyższych energiach. Macierz mionowa zapewniła ważną zdolność odrzucania zdarzeń związanych z promieniowaniem kosmicznym w tle; przy medianie energii 115 TeV frakcja zdarzeń promieniowania kosmicznego spełniających kryteria selekcji mionów dla promieni gamma wynosiła 0,06 (tj. około 17 zdarzeń promieniowania kosmicznego zostało odrzuconych na każde zaakceptowane). Przy wyższych energiach moc odrzucania tła była znacznie zwiększona; na przykład przy medianie energii 5000 TeV frakcja promieni kosmicznych spełniających kryteria selekcji mionów została zmniejszona do około 0,0001.

Historia

Motywacją naukową dla projektu CASA były intrygujące wyniki kilku eksperymentów przeprowadzonych w latach 80. Eksperymenty te zgłosiły nadmiar pęków powietrza z kierunku dwóch dobrze znanych galaktycznych podwójnych źródeł rentgenowskich : Cygnus X-3 i Hercules X-1. W 1983 roku eksperymenty w Kilonii i Haverah Park wykazały nadmiar zdarzeń z kierunku Cygnus X-3, gdzie czasy nadejścia zdarzeń wydawały się być modulowane przez 4,8-godzinną okresowość orbitalną źródła binarnego. Istotność statystyczna każdego sygnału była słaba (około czterech odchyleń standardowych powyżej tła), ale wyniki sugerowały, że Cygnus X-3 był świecącym emiterem promieni gamma o ultrawysokiej energii i że w tym celu musi być bardzo wydajnym akceleratorem wysokoenergetycznych promieni kosmicznych, a zatem mógłby zapewnić znaczną część przenikającego strumienia cząstek promieniowania kosmicznego w naszej Galaktyce.

Po tych wynikach wiele grup na całym świecie zaczęło projektować lub ulepszać zestawy pęków powietrza w celu przeprowadzenia dalszych badań. Jedna z tych grup była z University of Chicago, kierowana przez Jamesa Cronina. Pomysł Cronina polegał na zbudowaniu ostatecznego eksperymentu, który mógłby łatwo zweryfikować lub obalić wyniki na Cygnus X-3. Eksperyment byłby znacznie większy (i znacznie bardziej czuły) niż eksperymenty w Kilonii czy Haverah Park i wykorzystywałby duży zestaw detektorów mionów do odrzucania tła hadronowych zdarzeń promieniowania kosmicznego (tj. protonów i jąder). (Oczekuje się, że deszcze inicjowane przez prymitywy promieniowania gamma będą miały znacznie mniej mionów niż te inicjowane przez prymitywy promieniowania kosmicznego). Cronin zebrał zespół naukowców (omówiony we współpracy), aby opracować i zbudować CASA. University of Chicago nawiązała współpracę z grupami z University of Michigan i University of Utah , które już zbudowały tablicę mionów i mniejsze pęki powietrzne, a strona dla CASA miała znajdować się na poligonie Dugway Proving Grounds.

Budowa i wdrożenie CASA miało miejsce w latach 1988-1991. Prace budowlane prowadzono na Uniwersytecie Chicagowskim w budynku Accelerator Building Instytutu Enrico Fermiego . Ukończone detektory scyntylacyjne wraz z elektroniką zostały wysłane do Utah w dużych naczepach, gdzie zostały zainstalowane przez studentów, doktorantów i wykładowców. Początkowy układ 49 detektorów zaczął działać w 1989 r., A następnie układ 529 detektorów w 1990 r. Standardowe działanie naukowe pełnego układu CASA obejmującego 1089 detektorów (wraz z układem 1024 liczników mionów) rozpoczęło się w grudniu 1991 r. CASA działała bardzo pomyślnie, w dużej mierze bez przerwy, aż do 1997 roku. W tym czasie zarejestrowano łącznie około 3 miliardów pęków. Częściowe operacje trwały jeszcze przez kilka lat, w połączeniu z eksperymentami BLANCA i DICE. Różne eksperymenty w tym miejscu, w tym CASA, zakończyły działalność w 1999 roku.

Nauka

Wyniki naukowe CASA-MIA obejmowały kilkanaście publikacji naukowych i obejmowały tematy z trzech szerokich dziedzin astrofizyki wysokich energii: punktowych źródeł promieniowania gamma, rozproszonych źródeł promieniowania gamma i fizyki promieniowania kosmicznego.

  • Źródła punktowe promieniowania gamma : CASA-MIA ustanowiła rygorystyczne limity emisji ze wszystkich źródeł, które zostały zgłoszone we wcześniejszych eksperymentach, w tym Cygnus X-3 i Hercules X-1, Mgławica Krab i znane wysokoenergetyczne aktywne jądra galaktyczne. W przypadku tych źródeł limity CASA-MIA były zazwyczaj o dwa do trzech rzędów wielkości niższe niż poziomy strumienia zgłaszane przez poprzednie instrumenty. Przeprowadzono również poszukiwania emisji przejściowych i okresowych ze źródeł punktowych oraz przeprowadzono ogólne badanie nieba nad głową.
  • Rozproszone źródła promieniowania gamma : moc odrzucania dużej matrycy mionów pozwoliła CASA-MIA na badanie rozproszonych źródeł promieniowania gamma z dużą czułością. Najbardziej znaczący wynik przyniósł poszukiwanie rozproszonej emisji izotropowej, która dała ograniczenie frakcji elektromagnetycznej promieni kosmicznych na poziomie mniejszym niż 2 x 10 −5 przy najwyższych energiach. Inny znaczący wynik pochodzi z badania rozproszonej emisji z płaszczyzny Galaktyki. W oddzielnym badaniu szukano rozbłysków z dowolnych kierunków na niebie, aby ograniczyć kosmiczne zdarzenia w krótkiej skali czasowej, takie jak eksplozje pierwotnych czarnych dziur .
  • Fizyka promieniowania kosmicznego : dzięki dużemu i jednolitemu układowi wielkich pęków powietrza, połączonemu z dużym detektorem mionów, CASA-MIA miała dobre możliwości wykonywania pomiarów właściwości promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii. Rozkłady wielkości pęków elektronów i mionów (określone odpowiednio na podstawie CASA i MIA) wykorzystano do pomiaru widma energii promieniowania kosmicznego w zakresie od 100 do 10 000 TeV. Wyniki CASA-MIA wykazały płynne wystromienie widma, w przeciwieństwie do niektórych wcześniejszych eksperymentów, które wykazały ostrzejszą cechę (znaną jako „kolano”). Pomiary składu promieniowania kosmicznego przeprowadzone przez CASA-MIA zostały wykonane na podstawie łącznego dopasowania do powierzchni i danych z detektora mionów i wykazały mieszany skład przy niższych energiach (poniżej 1000 TeV), który płynnie ewoluował do cięższego składu przy energiach zbliżających się do 10 000 TeV. Oddzielny i uzupełniający pomiar składu promieniowania kosmicznego został wykonany przez instrument BLANCA, który działał w połączeniu z CASA-MIA i wykorzystywał rozkład poprzeczny promieniowania Czerenkowa w pękach atmosferycznych.

Współpraca naukowa

Projekt CASA został opracowany przez Jamesa W. Cronina , a projekt i konstrukcja zostały przeprowadzone przez zespół naukowców, inżynierów i techników z Instytutu Enrico Fermi na Uniwersytecie w Chicago (więcej informacji na ten temat). Początkowa podstawowa grupa naukowców składała się z Cronina, doktorantów Kenneth Gibbs, Brian Newport, Rene Ong i Leslie Rosenberg oraz doktorantów Nicholasa Mascarenhasa, Hansa Krimma i Timothy'ego McKay. W fazie operacyjnej CASA w skład grupy z Chicago weszli doktoranci Mark Chantell, Corbin Covault, Brian Fick i Lucy Fortson oraz absolwenci Alexander Borione, Joseph Fowler i Scott Oser. Michigan Muon Array został skonstruowany przez zespół naukowców z University of Michigan, w tym Jamesa Matthewsa, Davida Nitza, Daniela Sinclaira i Johna van der Velde.

Zobacz też

  1. ^ a b c   Ong, Rene (2006-09-09). „Badania promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii z CASA-MIA” . Uniwersytet Kalifornijski w Los Angeles (UCLA). S2CID 39155837 . {{ cite web }} : CS1 maint: data i rok ( link )
  2. Bibliografia   _ Staney, Todor; Halzen, F.; Długi, WF; Zas, E. (15.01.1991). „Astronomia promieniowania gamma powyżej 50 TeV z pękami ubogimi w miony”. Przegląd fizyczny D. 43 (2): 314–318. Bibcode : 1991PhRvD..43..314G . doi : 10.1103/PhysRevD.43.314 . PMID 10013389 .
  3. ^   Gibbs, Kenneth G (1988-02-01). „Chicago Air Shower Array (CASA)” . Instrumenty i metody jądrowe w badaniach fizyki Sekcja A: Akceleratory, spektrometry, detektory i sprzęt towarzyszący . 264 (1): 67–73. Bibcode : 1988NIMPA.264...67G . doi : 10.1016/0168-9002(88)91104-7 . ISSN 0168-9002 .
  4. ^   Ong, René A.; Cronin, James W.; Gibbs, Kenneth G.; Krimm, Hans A.; McKay, Tymoteusz A.; Mascarenhas, Mikołaj; Müller, Dietrich; Newport, Brian J.; Rosenberg, Leslie J.; Wiedenbeck, Mark E. (1990-03-01). „Projekt i wykonanie Chicago Air Shower Array”. Fizyka Jądrowa B - Proceedings Suplementy . 14 (1): 273–284. doi : 10.1016/0920-5632(90)90432-T . ISSN 0920-5632 .
  5. ^ a b c   Borione, A .; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Gibbs, KG; Krimm, HA; Mascarenhas, Karolina Północna; McKay, TA; Müller, D.; Newport, BJ; Ong, RA (15.07.1994). „Duża tablica pęków powietrza do poszukiwania źródeł astrofizycznych emitujących promienie γ o energiach ≥1014 eV”. Instrumenty i metody jądrowe w badaniach fizyki Sekcja A: Akceleratory, spektrometry, detektory i sprzęt towarzyszący . 346 (1): 329–352. Bibcode : 1994NIMPA.346..329B . doi : 10.1016/0168-9002(94)90722-6 . hdl : 2027.42/31441 . ISSN 0168-9002 .
  6. ^   Samomorski, M.; Stamm, W. (1983). „Wykrywanie 2 X 10 do 15 do 2 X 10 do 16 eV promieni gamma z Cygnus X-3” . Dziennik astrofizyczny . 268 : L17. doi : 10.1086/184021 . ISSN 0004-637X .
  7. ^    Lloyd-Evans, J.; Coy, RN; Lambert, A.; Lapikens, J.; Patel, M.; Reid, RJO; Watsona, AA (1983). „Obserwacja promieni γ > 10 15 eV z Cygnus X-3” . Natura . 305 (5937): 784–787. Bibcode : 1983Natur.305..784L . doi : 10.1038/305784a0 . ISSN 1476-4687 . S2CID 45448349 .
  8. Bibliografia    _ Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Fowler, JW; Fortson, LF ; Gibbs, KG; Zielony, KD; Newport, BJ; Ong, RA (15.02.1997). „Wyszukiwanie wysokiej statystyki emisji promieniowania γ o ultrawysokiej energii z Cygnus X-3 i Hercules X-1” . Przegląd fizyczny 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. Bibliografia    _ Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Fortson, LF ; Fowler, JF; Gibbs, KG; Glasmacher, MAK; Zielony, KD (1997-05-20). „Poszukiwanie emisji promieniowania gamma o ultrawysokiej energii z Mgławicy Krab i Pulsara” . Dziennik astrofizyczny . 481 (1): 313–326. Bibcode : 1997ApJ...481..313B . doi : 10.1086/304042 . ISSN 0004-637X . S2CID 121666507 .
  10. ^   Catanese, M .; Borione, A.; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Fortson, LF ; Gibbs, KG; Glasmacher, MAK; Zielony, KD; Kieda, D.; Matthews, J. (1996). „Poszukiwanie ultrawysokoenergetycznych promieni gamma z aktywnych jąder galaktycznych wykrytych przez EGRET przy użyciu CASA-MIA” . Dziennik astrofizyczny . 469 : 572. Bibcode : 1996ApJ...469..572C . doi : 10.1086/177806 . ISSN 0004-637X .
  11. Bibliografia   _ Borione, A.; Catanese, M.; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Gibbs, KG; Zielony, KD; Hauptfeld S.; Kieda, D.; Krim, HA (1993). „Ankieta nieba północnego dla astrofizycznych źródeł punktowych promieniowania gamma o energii 100 TeV” . Dziennik astrofizyczny . 417 : 742. Bibcode : 1993ApJ...417..742M . doi : 10.1086/173354 . ISSN 0004-637X .
  12. Bibliografia   _ Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Fortson, LF ; Fowler, JW; Zielony, KD; Newport, BJ; Ong, RA; Oser, S.; Catanese, MA (1997-09-08). „Granice izotropowego rozproszonego strumienia ultrawysokiej energii $ \ ensuremath {\ gamma} $ promieniowania" . Fizyczne listy przeglądowe . 79 (10): 1805–1808. arXiv : astro-ph/9705246 . doi : 10.1103/PhysRevLett.79.1805 . S2CID 119517410 .
  13. Bibliografia   _ Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Fortson, LF ; Fowler, J.; Glasmacher, MAK; Zielony, KD; Kieda, DB (1998-01-20). „Ograniczenia emisji promieniowania gamma z płaszczyzny galaktycznej przy 300 TeV” . Dziennik astrofizyczny . 493 (1): 175-179. arXiv : astro-ph/9703063 . Bibcode : 1998ApJ...493..175B . doi : 10.1086/305096 . ISSN 0004-637X .
  14. Bibliografia   _ Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Fortson, LF ; Fowler, JW; Zielony, KD; Kieda DB; Matthews, J. (1999-05-01). „Widmo energii promieniowania kosmicznego między 1014 a 1016 eV” . Fizyka astrocząstek . 10 (4): 291–302. Bibcode : 1999APh....10..291G . doi : 10.1016/S0927-6505(98)00070-X . ISSN 0927-6505 .
  15. Bibliografia   _ Catanese, MA; Chantell, MC; Covault, CE; Cronin, JW; Fick, BYĆ; Fortson, LF ; Fowler, JW; Zielony, KD; Kieda DB; Matthews, J. (1999-10-01). „Skład promieniowania kosmicznego między 1014 a 1016 eV” . Fizyka astrocząstek . 12 (1): 1–17. Bibcode : 1999APh....12....1G . doi : 10.1016/S0927-6505(99)00076-6 . ISSN 0927-6505 .
  16. Bibliografia    _ Fortson, LF ; Jui, CCH; Kieda DB; Ong, RA; Pryke, CL ; Sommers, P. (2001-03-01). „Pomiar widma i składu promieniowania kosmicznego na kolanie” . Fizyka astrocząstek . 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 .