HEGRA - HEGRA - Wikipedia
 | tento článek ne uvést žádný Zdroje. (duben 2013) (Zjistěte, jak a kdy odstranit tuto zprávu šablony) |
 Dva reflektory HEGRA s Severský optický dalekohled v pozadí. | |
| Alternativní názvy | HEGRA  |
|---|---|
| Část | Hvězdárna Roque de los Muchachos |
| Umístění | Hvězdárna Roque de los Muchachos, Provincie Santa Cruz de Tenerife, Kanárské ostrovy, Španělsko |
| Souřadnice | 28 ° 45'42 ″ severní šířky 17 ° 53'27 "W / 28,761666666667 ° N 17,890833333333 ° WSouřadnice: 28 ° 45'42 ″ severní šířky 17 ° 53'27 "W / 28,761666666667 ° N 17,890833333333 ° W |
| První světlo | 1987 |
| Vyřazeno z provozu | 2002 |
| Styl dalekohledu | JEDNÁM optický dalekohled |
| Nahrazen | KOUZLO |
  Umístění HEGRA | |
 Související média na Wikimedia Commons | |
HEGRA, což znamená Vysokoenergetická gama záření, byl atmosférický Čerenkov dalekohled pro Gama astronomie. Se svými různými typy detektorů vzala společnost HEGRA data mezi lety 1987 a 2002, kdy byla demontována, aby získala svého nástupce, KOUZLO, na stejném místě.
Bylo umístěno na Hvězdárna Roque de los Muchachos na La Palma ve výšce 2200 m nad mořem. Byl provozován mezinárodní spoluprací výzkumných ústavů a univerzit, jako je Max Planck Institute for Physics v Mnichově, Universidad Complutense de Madrid, Němec Max Planck Institute for Nuclear Physics, University of Wuppertal, IFKKI v Kielu nebo Univerzita v Hamburku. Skládalo se z několika typů detektorů pro pozorování sekundárních částic z částicové kaskády v atmosféře. Kaskády částic detekované HEGRA byly produkovány částicemi kosmického záření v energetickém rozsahu 1012eV do 1016eV.
Detektory s nejnižším prahem energie byly atmosférické Čerenkovovy dalekohledy s „kamerami“ fotonásobičů. Byli citliví na sprchy nad 10 let12eV (1 TeV), ale musel hledat potenciální zdroje a mohl být provozován pouze za jasných nocí bez měsíce. Zjistili to Čerenkovovo světlo z relativistických sekundárních částic ve vzduchových sprchách. Zorné pole bylo asi 4,6 °. V provozu bylo celkem šest těchto dalekohledů. Byly demontovány v září 2002.
Další typ detektoru pro Čerenkovovo světlo byl AIROBICC (VZDUCHsprcha Óbservation Búhel y Jántegrování Cherenkov Cununters) s jedním velkým fotonásobičem dívajícím se na oblohu nad ním. 49 z těchto detektorů bylo rozmístěno v mřížce 7 ku 7, aby bylo možné sledovat amplitudu a čas příjezdu přední části Čerenkovova světla. Dalších 48 bylo přidáno později. Tyto počitadla měla široké zorné pole, ale bylo možné je provozovat pouze za jasných bezměsíčných nocí, jako byly atmosférické Čerenkovovy dalekohledy. Jejich energetický práh byl několik 1013eV. Pole AIROBICC bylo demontováno.
Prvním typem detektoru HEGRA bylo pole scintilačních čítačů o rozloze 1 m², které bylo použito k měření počtu a časů příletu sekundárních částic ve vzduchových sprchách přicházejících na úroveň země. Více než 250 těchto pultů bylo v provozu, rozložených na ploše 180 x 180 m². Tyto detektory byly provozovány ve dne i v noci za každého počasí. Energetický práh scintilátorového pole byl mezi 40 a 100 TeV, v závislosti na druhu primární částice kosmického záření. Bylo také demontováno pole scintilátorů.
Pole scintilátoru bylo citlivé na všechny typy nabitých sekundárních částic. Aby bylo možné vybrat sekundární miony ve vzduchových sprchách, byly zde Muonské „věže“ o ploše 16 m². Sedmnáct z těchto detektorů bylo instalováno na La Palmě.
V lokalitě HEGRA byly další dva typy detektorů: CRT (Cosmic Ray Tracking)[1] a CLUE (Cherenkovův ultrafialový experiment)[2].
Pozoruhodným úspěchem přístroje byla detekce nejvíce energetických fotonů pozorovaných z extragalaktického objektu ve 16 TeV, pocházející z Markarian 501 (Mrk 501).
To bylo vypnuto v roce 2002 za účelem vybudování následného dalekohledu KOUZLO na stejném místě. Přímým nástupcem stereoskopického systému čerenkovských dalekohledů je HESS experiment.
Viz také
- The MAGICKÝ dalekohled, nástupce HEGRA