I Raggi Cosmici sono particelle e nuclei atomici di … Raggi cosmici I Raggi Cosmici sono...
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Esperienza
Raggi cosmici
I Raggi Cosmici sono particelle e nuclei atomici di alta energia, di origine sia galattica che extragalattica, che colpiscono la terra da ogni direzione. Quelli primari sono costituiti per circa il 90% da protoni, per circa il 10% da nuclei di 4He e poi, in percentuali sempre piu’ piccole, da altri nuclei leggeri, elettroni, neutrini... (energie 100 MeV – 1014 MeV) Nell’atmosfera, i raggi primari interagiscono con i nuclei delle molecole dell’atmosfera e, a cascata, vengono prodotte nuove particelle,
i raggi cosmici secondari (energie: n 50-500 MeV m 1-20 GeV)
Formazione della radiazione cosmica secondaria
Dall’ urto con un nucleo di azoto o ossigeno nell’alta atmosfera e vengono prodotti neutroni, protoni, pioni, kaoni, iperoni... Poi, via via, per successive interazioni o decadimenti di queste particelle instabili vengono prodotti muoni, elettroni, positroni, neutrini, antineutrini, gamma,....
Sciame di particelle secondarie prodotte dall’interazione della radiazione primaria con l’atmosfera
Flusso di raggi cosmici secondari sulla terra (in funzione dell’altitudine)
Livello del mare
A livello del mare le particelle piu’ abbondanti sono muoni, neutrini,.... Il flusso di raggi cosmici e’
200 m-2 s-1sr-1 e costituiscono quindi circa il 13% della radioattivita’ ambientale a cui e’ sottoposto il corpo umano
Raggi cosmici 13%
Cibo, acqua 13%
Radon 48%
Medicina 26%
Stima del flusso verticale di raggi cosmici nell’ atmosfera con E > 1 GeV. I punti sono dati sperimentali relativi a muoni negativi con Em > 1 GeV.
I muoni sono la componente dominante delle particelle cariche da radiazione cosmica a livello del mare. Hanno una distribuzione angolare del tipo f(θ) = k·cos2θ dove θ e’ l’angolo rispetto allo zenith
Distribuzione angolare dei muoni a livello del mare per diversi valori della loro energia. La distribuzione globale dei muoni segue l’andamento cos2θ che e’ quello tipico dei muoni con Em = 3 GeV
θ
Zenith
cos2θ
Apparato sperimentale
Telescopio costituito da due scintillatori plastici di dimensioni 120 cm x 21 cm x 2.5 cm
PM PM
scintillatori
Scintillatore up
Scintillatore down
PM
PM
Una guida di luce e’ necessaria per trasportare la luce dallo scintillatore (area 21 cm x 2.5 cm) al fotomomoltiplicatore (sezione circolare di diametro 4 cm)
scintillatore Guida di luce
fototubo
muoni
Guida di luce
100 cm
PM PM
Scintillatori plastici (organici)
Scintillatori inorganici: - ottima resa di luce - ottima linearita’ - lenta risposta temporale piu’ adatti per radiazione g
Scintillatori organici: - ottima risposta temporale - peggiore resa di luce piu’ adatti per b e neutroni
Scintillatori plastici di varie forme e dimensioni
Materiale Polyvinyltoluene (PVT) Densita’ 1.023 g/cm3
Ind. Rifr. 1.58 Resa luce 64% (rif. all’ Anthracene) Rise Time 0.9 ns Decay Time 2.1 ns Pulse width ~2.5 ns max. emiss. 425 nm n. of H Atoms per cm3 5.17 (x1022) n. of C Atoms per cm3 4.69 (x1022) n. of electrons per cm3 3.33. (x1023) Scint. Eff. (photons/1 MeV) 10000
Proprieta’ dello scintillatore EJ-200, utilizzato per questo tipo di misure (muoni, raggi cosmici,..)
La lunghezza d’onda della luce dello scintillatore si deve abbinare con quella a cui e’ sensibile il fotomoltiplicatore XP2020 accoppiato
Spettro di emissione dello scintillatore EJ-200
Sensitivita’ del fotocatodo alle lunghezze d’onda dei fotoni incidenti
Sk (mA/W) e’ la “Radiant Sensitivity“ definita come la corrente fotoelettrica divisa per il flusso di radiazione incidente
425 nm 425 nm
Guadagno del fotomoltiplicatore XP2020
Le due curve A e C si riferiscono a due diversi partitori di tensione, uno (A) ottimizzato per il guadagno, il secondo (C) ottimizzato per la linearita’ della risposta.
Abbiamo ora a che fare con l’interazione di particelle cariche con la materia e relativa perdita di energia espressa mediante lo Stopping power –dE/dx
2
2
0
2 4
4 vAm
NZze
dx
dE
e
A
222
)1ln(2
ln bbI
vme
Stopping power = perdita di energia per unità di lunghezza di una particella carica in
un mezzo materiale. E’ data dalla formula di Bethe-Bloch
con v = velocità della particella/ione b = v/c
z = carica della particella
m = massa dell’elettrone NA = numero di Avogadro
A
Z
Numero di massa numero atomico e densita’ del mezzo materiale
La quantita I e’ l’energia media necessaria a ionizzare un atomo del mezzo e’ un parametro empirico ≈ 11·Z eV
i termini successivi (in b2) tengono conto degli effetti relativistici
NA/A = n (densità di atomi del mezzo) e quindi - (dE/dx) e’ proporzionale a Z·n
un mezzo denso e con numero atomico elevato frena molto piu’ velocemente la particella incidente
Particella veloce rilascia meno energia (dipendenza da 1/v2)
3
La figura mostra le curve del potere frenante in funzione del momento per particelle
con z = 1 (nel grafico: protoni, pioni, muoni) in vari materiali;
A 3 GeV/c muoni in Carbonio
hanno
dE/dx = 2 MeV g-1cm2
Se, nella formula di Bethe-Bloch, si divide per la densita’ che appare nel secondo termine, si puo’ esprimere la perdita di energia dE/dx in unita’ di MeV ·g-1cm2
PM
scintillatori
La densita del materiale dello scintillatore e’ ≈ 1 g/cm3 2 MeV g-1cm2 2 MeV/cm Spessore minimo dello scintillatore 2.5 cm
2.5 cm
Perdita minima di energia e’ di 5 MeV Abbiamo visto che l’energia necessaria per creare un fotone di scintillazione nel nostro rivelatore e’ ≈ 100 eV
5·104 fotoni di scintillazione
Gli scintillatori sono sensibili alla radiazione gamma ambiente con una efficienza che e’ funzione dell’energia dei fotoni e dello spessore di materiale data dalla figura seguente, dove e’ tracciata in rosso la curva per lo spessore di 25 mm.
Efficenza di assorbimento gamma in PVT
Energia media dei fotoni del fondo ambiente naturale ≈ 500 keV efficienza ≈ 20%
Efficienza di rivelazione: 100%, Frequenza di conteggio: qualche decina di conteggi al secondo Ampiezza dei segnali: proporzionale a 5·104 fotoni di scintillazione
Come discriminiamo, nei rivelatori, i muoni della radiazione cosmica dalla radiazione gamma del fondo ambiente?
Efficienza di rivelazione: 20%, Frequenza di conteggio: molte decine di conteggi al secondo Ampiezza dei segnali: solo interazione Compton (in media ≈200 keV) proporzionale a 2·103 fotoni di scintillazione
Muoni
Gamma
I segnali dei raggi cosmici avranno una ampiezza maggiore di quelli gamma ma un ritmo di conteggio piu’ basso
PM
scintillatori
La luce prodotta in un evento viene attenuata nel percorso verso i fotomoltiplicatori posti agli estremi (lo scintillatore e’ avvolto in un foglio riflettente)
58.158.1
cv
v
cn
PM
In questo grafico viene riportata l’ampiezza del segnale in funzione della distanza del punto di interazione dal fotomoltiplicatore (e per vari spessori di uno scintillatore plastico BC-412).
v ≈ 19 cm/ns Dt ≈ 7 ns da un estremo all’altro
La luce rilasciata in un evento da un raggio cosmico arriva ad entrambi i PMT e quindi un evento valido deve apparire in coincidenza in entrambi i fotomoltiplicatori.
PM right PM left
Coincidenza ad overlap Left AND Right
Funzione logica AND: il circuito fornisce un segnale in uscita solo se i due segnali di ingresso hanno una sovrapposizione temporale non nulla.
Imput 1 Right
Imput 2 Left
Overlap Output
Left AND Right con opportuno ritardo
Schema di elettronica dell’ esperimento con i raggi cosmici. Coincidenze tra il rivelatore UP e il rivelatore DOWN
ADC n. 1 Posizione UP
ADC n. 2 Posizione DOWN
Left AND Right Rivelatore UP
ADC n. 3 Tempo UP-DOWN
E’ possibile determinare la posizione del punto di interazione dalla differenza Dt dei tempi di arrivo dei fotoni ai due fotomoltiplicatori
1200 mm
Spettri di posizione
Riv. UP Riv. DOWN
1200 mm 1200 mm
Distribuzione isotropa
Le posizioni misurate nei due scintillatori UP e DOWN sono ovviamente correlate Po
sizio
ne D
OW
N (
mm
) In due dimensioni
Istogramma tridimensionale UP-DOWN
1500
1000
500
Posizione UP (mm)
Per calibrare in posizione lo spettro, e’ necessario identificare direttamente dei punti di interazione mediante dei tracciatori. Si selezionano in questo modo le traiettorie dei raggi cosmici e si determina la posizione di arrivo negli scintillatori
Scintillatore UP
DOWN
Pavimento
Tracciatori
1200 mm
1000 mm
1200 mm
1000 mm
100 mm
Tracciatore PM Scintillatore EJ-200 Area: 20 x 10 cm2
Calibrazione della posizione con i tracciatori
Eventi nei due scintillatori UP e DOWN in coincidenza con i tracciatori
Eventi nello scintillatore DOWN in coincidenza con i tracciatori
Scintillatore DOWN
La distribuzione angolare dei raggi cosmici:
verifica della dipendenza da cos2θ θ
Zenith
I due scintillatori UP e DOWN sono montati su una struttura di alluminio che puo’ essere ruotata
Numero di eventi in funzione dell’angolo. La retta e’ la funzione f(θ) = k·cos2θ
Riassumendo, scopo dell’esperimento sui raggi cosmici è: a) Osservare mediante un telescopio di scintillatori i raggi cosmici e verificare la loro intensita’ b) Misurare la distribuzione angolare dei raggi cosmici rispetto allo zenith Si suggerisce di dividere le attività sperimentali nelle 3 sessioni a disposizione secondo il programma seguente - Prima sessione: cablatura dell’elettronica (coincidenze Left.AND.Right per entrambi gli scintillatori.
- Seconda sessione: Calibrazione completa dell’apparato (coincidenze tra i rivelatori UP e DOWN), inserimento dei tracciatori e misura dell’efficenza del sistema.
- Terza sessione: misura della distribuzione angolare dei raggi cosmici