Una introduzione alla fisica dei raggi cosmici. I raggi cosmici primari sono delle particelle...

Una introduzione alla fisica dei raggi

cosmici

I raggi cosmici primari sono delle particelle cariche (soprattutto protoni) di alta ed altissima energia.

Il loro effetto nell’atmosfera è stato studiato fin dall’inizio del 1900

Questa ipotesi viene effettivamente verificata nel 1911-1912 da Victor Hess, uno scienziato austriaco, che dotato di alcuni elettroscopi, effettua una decina di ascensioni in pallone, fino alla quota di 5000 m

Hess nel 1936

1910: Wulf misura sulla Torre Eiffel una radiazione maggiore del previsto. Facendo l’ipotesi che essa provenga dall’esterno della Terra, propone misure a bordo di palloni

Gli esperimenti di Hess mostrarono che l’intensità della radiazione cresceva effettivamente con l’altezza, specie al di sopra di 1000 m, raggiungendo a 5000 m un valore 3-5 volte maggiore di quello a livello del mare.

Un importante progresso nella rivelazione dei raggi cosmici

1928: sviluppo del contatore Geiger, ad opera di Geiger e Muller

Hans Geiger

Due contatori insieme, per definire la direzione di provenienza dei raggi cosmici.

Questa possibilità venne sviluppata da Walther Bothe e Werner Kolhorster a Berlino, costruendo il primo “telescopio” per raggi cosmici.

W. Bothe W. Kolhorster

Rossi inventò per la prima volta dei circuiti di coincidenza elettronici, basati sull’uso di valvole termoioniche. Con questa tecnica Rossi ebbe la possibilità di misurare coincidenze non solo tra contatori piazzati verticalmente, ma anche tra contatori disposti orizzontalmente ad una certa distanza.

In quest’ultimo caso le coincidenze non potevano essere dovute ad una singola particella. Questa fu la prima evidenza dell’esistenza di sciami di particelle secondarie.

Nei primi anni ‘30 dunque era chiaro che la radiazione cosmica a livello del mare conteneva certamente elettroni e positroni, insieme ad altre particelle.

QUALI ?

Anderson e il suo collega Neddermeyer al Caltech nel 1936 ritenevano che si trattasse di nuove particelle, con massa compresa tra quella dell’elettrone e quella del protone.

In seguito identificate come mesoni (muoni)

Dopo circa 100 anni di attività in fisica dei raggi cosmici conosciamo molte cose…

Ma molte altre ci sfuggono…

● Composizione in massa dei cosmici primari

● Origine dei raggi cosmici di energia più elevata

● Meccanismi di accelerazione

● Esistenza o meno di un’energia limite (cut-off)

● …

Spettro energetico dei cosmici primari

dN/dE = const E-

=2.7 per

E< 3 x 1015 eV

1015 eV 1 particella/(m2 anno)

1018 eV 1 particella/(km2 anno)

Nell’area di Catania (circa 100 km2) in un anno arrivano dunque

~ 100 cosmici da 1018 eV

~ 100 milioni di cosmici da 1015 eV

Fino ad energie dell’ordine di 1014 eV il flusso è sufficientemente elevato da consentire misure dirette (rivelatori localizzati su palloni-sonda o su satelliti).

Ad energie maggiori, misure indirette mediante gli sciami estesi generati dai primari nell’alta atmosfera.

Come rivelare questa radiazione cosmica?

I muoni sono la componente più

penetrante degli sciami cosmici

(componente hard).

A causa dell’effetto relativistico di

dilatazione dei tempi, possono

raggiungere la Terra, anche se la

loro vita media a riposo è circa 2

s.

I mesoni e i protoni di bassa energia, gli elettroni, i positroni e i fotoni formano la componente soft.

La grandezza dello sciame dipende dall’energia del primario:

Energia del primario (protone) Numero di muoni al livello del mare

1013 eV ~100

1014 eV ~1000

1015 eV ~7000

1016 eV ~77000

1017 eV ~650000

1018 eV ~6200000

In simulazioni dello sviluppo di uno sciame (CORSIKA, COSMOS,…) i tempi di calcolo diventano molto grandi all’aumentare dell’energia del primario:~ 1 minuto per simulare un evento a 1015 eV~ 10 minuti per simulare un evento a 1016 eV~ 1 ora per simulare un evento a 1017 eVPiù di 8 ore per simulare un evento a 1018 ev

Sciame prodotto da un protone da 1013 eV

Esperimenti professionali dedicati ai raggi cosmici di alta energia fanno uso di network estesi di rivelatori

Uno dei primi array di rivelatori per cosmici (Volcano Ranch)

-2000

-1000

0

1000

2000

-2000 -1000 0 1000 2000

X [m]

Y [m

]

Yakutsk array, ICRA, Yakutsk (Siberia)

AGASA detector: Akeno (Japan), 100 km2 ground array

SB

NB

AB

TB

KASCADE( Karlsruhe Shower Core and Array Detector )

KASCADE (Germany)

1600 rivelatori spaziati di 1.5 km

3000 km2 covered

L’Osservatorio Auger (Argentina)

Lo studio dei raggi cosmici è riservato esclusivamente ai professionisti?

Sono possibili esperimenti didattici con attrezzature (relativamente) modeste?

Gli esperimenti didattici in genere non sono in grado di misurare energia e stato di carica dei muoni.

Tuttavia il flusso dei muoni dipende da vari fattori che possono essere oggetto di numerosi esperimenti didattici.

Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/1

Muon absorption and the transition curve (Rossi experiment)

3-fold A-B-C coincidences originate from interactions in Lead


The muon flux at different altitudes

Measurements taken by school teams


The angular dependence of the muon flux

2 small Geiger counters in coincidence

A simple coincidence box built by high school students

Angular distribution

~ cos2 θ Phys.Educ.41(2005)204


(θ, φ )-orientable telescope with scintillators and readout with Avalanche Photo Diodes

Optical fibers with APD arrays at the ends


The East/West asymmetry as measured with the APD-based muon telescope

Phys.Educ.43(2008)536

Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/6 The influence of the

atmospheric properties on the muon flux

The atmosperic pressure undergoes periodic (12 and 24 h) and aperiodic variations.

They slightly modify the muon flux at sea level, through the barometric coefficient

ΔI = - β I ΔP

Phys.Educ.40(2005)461

Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/7 Catastrophic events in the

Sun: detecting a Forbush decrease

Single, small, muon detectors are not able to see the effect.

However, continuous monitoring of the muon flux with several small detectors allows to detect such variations

Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/8 Muon correlations and

coincidence experiments

Coincidences between separated detectors (early seen in the ’30s) gives access to the detection of extensive air showers.

The study of the decoherence curve is still a subject for professional cosmic ray experiments

The decoherence curve at very small relative distances: an educational experiment with 2 Geiger counters

Phys.Educ.41(2005)204

Time correlation and search for non-random components

Professional experiments try to observe non-random components in the arrival time of cosmics.

Educational experiments may have access in principle to the problem and to the use of related techniques and algorithms

Time difference between two successive events, as measured with a Geiger counter and a GPS device in Catania


GPS

Antenna

InputDetector

2007 127

Anno Giorno Seconds Nanoseconds


The statistics of counting predicts the Gamma-function of order M for the time difference between events

i and i+M


Attività in corso a Catania e collaborazioni con Scuole ed Enti esterni

Contatti con Scuole, Enti, Associazioni per promuovere la conoscenza di questo settore della fisica

Diffusione di materiale didattico e informativo

Realizzazione e test di prototipi di rivelatori per i raggi cosmici

Monitoraggio del flusso di cosmici in varie condizioni

Organizzazione e condivisione dei dati ottenuti in luoghi diversi

Partecipazione al progetto “EXTREME ENERGY EVENTS”

NALTA Consortium (North American Large-scale Time coincidence Array), USA + Canada LIP, Portugal HISPARC, Netherlands and others …

Network didattici per la rivelazione di raggi cosmici

CROP SCRODSALTA

CHICOS

WALTA ALTA

NALTAThe North American Large-Scale Time-Coincidence

Array

TECOS

GPS

HiSPARC, Netherlands

30 scuole coinvolte, altre in linea di attesa

LIP, Portugal

5 m

150 Km

8 scuole nell’area di Lisbona

+ 2 scuole@150 km

The EEE project: requirements and solutions

● Need for an extended array (over a large area, ~106 km2)

● Large number of telescopes (in the order of 100)

● Reasonable cost

● Long term operation required

● Efficiency close to 100 %

● Reconstruction of muon orientation -> at least 3 planes (position sensitive) with good granularity

● Good time resolution

CHOICE:

Telescopes based on Multigap Resistive Plate Chambers

The MRPC telescopes

● Each telescope is made by 3 MRPC modules, approx. 160 x 80 cm

● Gas mixture of Freon+SF6

● Special FE cards for readout and trigger

● DC/DC converters for HV (±10 kV) to chambers

● GPS time-stamp of the collected events

● VME-based data acquisition

● Each module provides a two-dimensional position information

● Efficiency close to 100% and excellent time resolution

● Good reconstruction of the muon orientation

Carbon layerMylar

glass

glass

glass

glass

glass

glass

Mylar

Carbon layer

Pick-up electrode

Gas gaps ~ 300 m

Pick-up electrode

Anode 0 V

Cathode -10 kV

(-2 kV)

(-4 kV)

(-6 kV)

(-8 kV)

Multi-gap Resistive Plate ChambersIl principio di funzionamento

Chambers under test @ CERN

Fishing line is used to create uniform small gaps (300 microns) between glasses

EventTime_1: Year, Day, s, ns EventTime_2: Year, Day, s, ns

GPS time stamping of events

Distant telescopes will be synchronized through GPS time stamping of individual events

Commercial GPS units are used for the first telescopes. Future installations could use integrated GPS cards

Trigger and data acquisition

VME Bridge

USB connection to PC

Trigger unit GPS Unit

144 channels TDC

VME crate

from FE cards

Acquisition and control software based on Labview is being exploited

Future developments will include integrated, low-cost electronics

MRPC Telescope

Data collection and distribution

GRID facilities will be used to distribute and share data and simulations

User-friendly Web interfaces will allow to search and retrieve data among different sites

Some of the involved sites will benefit from being a pole of the GRID network for LHC experiments

Perché una rete estesa di rivelatori?

Studio di fenomeni locali (Influenza dell’atmosfera sul flusso dei cosmici, correlazione con eventi solari, variazioni dovute al campo magnetico terrestre, etc)

Studio di singoli sciami estesi tramite coincidenze tra rivelatori posti a pochi km di distanza

Un network esteso di rivelatori permette di condurre 3 aspetti della fisica dei raggi cosmici:

Studio delle coincidenze fra sciami distanti più di alcuni km

Tali eventi implicano la coincidenza di primari fuori dall’atmosfera e diverse interpretazioni:

- processi astrofisici “lontani” (1019 Km)

- interazioni “vicine” (Sistema Solare)

- nuova Fisica …

e rappresentano un argomento di ricerca avanzata...

Un Telescopio installato a Catania

Una delle prime misura di fisica del flusso dei muoni e della pressione atmosferica (Catania, Maggio 2006)

~ 5 x 107 eventi raccolti

Pressione

Flusso muoni

Anticorrelazione

Gli ostacoli hanno un effetto di assorbimento sulla distribuzione dei muoni misurati

PT

P-1

P-2

P-3

Roof

Telescope

Muoni vertiacli devono attraversare circa 1.5 m di cemento armato

PT

P-1

P-2

P-3

Tetto

Telescope

Circa 40 m

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