Una introduzione alla fisica dei raggi cosmici. I raggi cosmici primari sono delle particelle cariche (soprattutto protoni) di alta ed altissima energia.

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1 Una introduzione alla fisica dei raggi cosmici

2 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

3 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

4 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.

5 Un importante progresso nella rivelazione dei raggi cosmici 1928: sviluppo del contatore Geiger, ad opera di Geiger e Muller Hans Geiger

6 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

7 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.

8 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)

9 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) ● …

10 Spettro energetico dei cosmici primari dN/dE = const E -   =2.7 per E< 3 x 10 15 eV

11 10 15 eV 1 particella/(m 2 anno) 10 18 eV 1 particella/(km 2 anno) Nell’area di Catania (circa 100 km 2 ) in un anno arrivano dunque ~ 100 cosmici da 10 18 eV ~ 100 milioni di cosmici da 10 15 eV

12 Fino ad energie dell’ordine di 10 14 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?

13 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.

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21 La grandezza dello sciame dipende dall’energia del primario: Energia del primario (protone)Numero di muoni al livello del mare 10 13 eV~100 10 14 eV~1000 10 15 eV~7000 10 16 eV~77000 10 17 eV~650000 10 18 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 10 15 eV ~ 10 minuti per simulare un evento a 10 16 eV ~ 1 ora per simulare un evento a 10 17 eV Più di 8 ore per simulare un evento a 10 18 ev

22 Sciame prodotto da un protone da 10 13 eV

23 Sciame prodotto da un protone da 10 14 eV

24 Sciame prodotto da un protone da 10 15 eV

25 Sciame prodotto da un protone da 10 16 eV

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

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

28 Yakutsk array, ICRA, Yakutsk (Siberia)

29 AGASA detector: Akeno (Japan), 100 km 2 ground array SB NB AB TB

30 KASCADE ( Karlsruhe Shower Core and Array Detector ) KASCADE (Germany)

31 1600 rivelatori spaziati di 1.5 km 3000 km 2 covered L’Osservatorio Auger (Argentina)

32 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.

33 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

34 Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/2 The muon flux at different altitudes Measurements taken by school teams

35 Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/3 The angular dependence of the muon flux 2 small Geiger counters in coincidence A simple coincidence box built by high school students Angular distribution ~ cos 2 θ Phys.Educ.41(2005)204

36 Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/4 (θ, φ )-orientable telescope with scintillators and readout with Avalanche Photo Diodes Optical fibers with APD arrays at the ends

37 Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/5 The East/West asymmetry as measured with the APD-based muon telescope Phys.Educ.43(2008)536

38 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

39 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

40 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

41 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 Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/9

42 GPS Antenna Input Detector 2007 127 Anno Giorno Seconds Nanoseconds Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/10

43 The statistics of counting predicts the Gamma-function of order M for the time difference between events i and i+M Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/11

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

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46  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”

47  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

48 CROPSCRODSALTA CHICOS WALTA ALTA NALTA The North American Large-Scale Time-Coincidence Array TECOS

49 GPS HiSPARC, Netherlands 30 scuole coinvolte, altre in linea di attesa

50 LIP, Portugal 5m5m 150 Km 8 scuole nell’area di Lisbona + 2 scuole@150 km

51 The EEE project: requirements and solutions ● Need for an extended array (over a large area, ~10 6 km 2 ) ● 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

52 The MRPC telescopes ● Each telescope is made by 3 MRPC modules, approx. 160 x 80 cm ● Gas mixture of Freon+SF 6 ● 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

53 Carbon layer Mylar 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 Chambers Il principio di funzionamento

54 Chambers under test @ CERN

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

56 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

57 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

58 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

59 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:

60 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” (10 19 Km) - interazioni “vicine” (Sistema Solare) - nuova Fisica … e rappresentano un argomento di ricerca avanzata...

61 Un Telescopio installato a Catania

62 Una delle prime misura di fisica del flusso dei muoni e della pressione atmosferica (Catania, Maggio 2006) ~ 5 x 10 7 eventi raccolti Pressione Flusso muoni Anticorrelazione

63 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

64 PT P-1 P-2 P-3 Tetto Telescope Circa 40 m