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
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
Hess nel 1936
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
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
Come rivelare questa
radiazione cosmica?
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.
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 eV
Più di 8 ore per simulare un evento a 1018 ev
Sciame prodotto da un protone da 1013 eV
Sciame prodotto da un protone da 1014 eV
Sciame prodotto da un protone da 1015 eV
Sciame prodotto da un protone da 1016 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)
Yakutsk array,
ICRA, Yakutsk (Siberia)
2000
Y [m]
1000
0
-2000
-1000
0
-1000
-2000
X [m]
1000
2000
AGASA detector: Akeno (Japan),
100 km2 ground array
TB
NB
SB
AB
KASCADE (Germany)
( Karlsruhe Shower Core and Array Detector )
KASCADE
L’Osservatorio Auger (Argentina)
1600 rivelatori spaziati
di 1.5 km
3000 km2 covered
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
3-fold A-B-C coincidences originate
from interactions in Lead
Muon absorption and the transition
curve (Rossi experiment)
Experiments with Geiger detectors
and scintillation counters/2
The muon flux at different altitudes
Measurements taken by school teams
Experiments with Geiger detectors
and scintillation counters/3
2 small Geiger
counters in
coincidence
The angular dependence of the
muon flux
A simple coincidence box built
by high school students
Angular
distribution
~ cos2 θ
Phys.Educ.41(2005)204
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
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
Experiments with Geiger detectors
and scintillation counters/6
The influence of the
atmospheric properties on the
muon flux
ΔI = - β I ΔP
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
Phys.Educ.40(2005)461
Experiments with Geiger detectors
and scintillation counters/7
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
Catastrophic events in the
Sun: detecting a Forbush
decrease
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
Experiments with Geiger detectors
and scintillation counters/9
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/10
Antenna
Detector
Input
GPS
2007
127
Anno Giorno Seconds
Nanoseconds
Experiments with Geiger detectors
and scintillation counters/11
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”
Network didattici per la rivelazione di raggi cosmici
 NALTA Consortium (North American Large-scale Time
coincidence Array), USA + Canada
 LIP, Portugal
 HISPARC, Netherlands
 and others …
NALTA
The North American Large-Scale Time-Coincidence Array
WALTA
ALTA
CHICOS
SALTA
CROP
TECOS
SCROD
HiSPARC, Netherlands
30 scuole coinvolte, altre
in linea di attesa
GPS
LIP, Portugal
5
m
8 scuole nell’area di
Lisbona
+ 2 scuole@150 km
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
Multi-gap Resistive Plate Chambers
Il principio di funzionamento
Pick-up electrode
Mylar
Carbon layer
glass
glass
Cathode -10 kV
(-8 kV)
(-6 kV)
glass
glass
glass
glass
Carbon layer
Mylar
Pick-up electrode
(-4 kV)
Gas gaps ~
300 m
(-2 kV)
Anode 0 V
Chambers
under test
@ CERN
Fishing line is used to create uniform
small gaps (300 microns) between
glasses
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
EventTime_1: Year, Day, s, ns
EventTime_2: Year, Day, s, ns
Trigger and data
acquisition
Trigger
unit
GPS Unit
144
channels
TDC
VME crate
USB
connection
to PC
from FE
cards
MRPC
Telescope
Acquisition and control software based
on Labview is being exploited
Future developments will include
integrated, low-cost electronics
VME
Bridge
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?
Un network esteso di rivelatori permette di condurre 3 aspetti della
fisica dei raggi cosmici:
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
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
Roof
Muoni vertiacli
devono attraversare
circa 1.5 m di
cemento armato
P-3
P-2
P-1
PT
Telescope
Tetto
P-3
P-2
P-1
PT
Telescope
Circa 40 m