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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 nellatmosfera stato studiato fin dallinizio del 1900 1910: Wulf misura sulla

Torre Eiffel una radiazione maggiore del previsto. Facendo lipotesi che essa provenga dallesterno della Terra, propone misure a bordo di palloni Hess nel 1936 Questa ipotesi viene effettivamente verificata nel 19111912 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 lintensit della radiazione cresceva effettivamente con laltezza,

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 possibilit venne sviluppata da Walther Bothe e Werner Kolhorster a

Berlino, costruendo il primo telescopio per raggi cosmici. W. Bothe W. Kolhorster Rossi invent per la prima volta dei circuiti di coincidenza elettronici, basati sulluso di valvole

termoioniche. Con questa tecnica Rossi ebbe la possibilit di misurare coincidenze non solo tra contatori piazzati verticalmente, ma anche tra contatori disposti orizzontalmente ad una certa distanza. In questultimo caso le coincidenze non potevano essere dovute ad una singola particella. Questa fu la prima evidenza

dellesistenza 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 dellelettrone e quella del protone. In seguito identificate come mesoni (muoni) Dopo circa 100 anni di attivit 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 pi elevata Meccanismi di accelerazione Esistenza o meno di unenergia 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) Nellarea 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 dellordine di 1014 eV il flusso 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

nellalta atmosfera. I muoni sono la componente pi penetrante degli sciami cosmici (componente hard). A causa delleffetto relativistico di dilatazione dei tempi, possono raggiungere la Terra, anche se la loro vita media a riposo circa 2 s.

mesoni e i protoni di bassa energia, gli elettroni, i positroni e i fotoni ormano la componente soft. La grandezza dello sciame dipende dallenergia 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 allaumentare dellenergia 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 Pi 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 LOsservatorio Auger (Argentina)

1600 rivelatori spaziati di 1.5 km 3000 km2 covered Lo studio dei raggi cosmici 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 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 Phys.Educ.41(2005)2 04 Experiments with Geiger detectors and scintillation counters/4 (, )-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 APDbased 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

I = - I P 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)2 04 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 Antenn a 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 Attivit 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 nellarea di Lisbona + 2 [email protected] 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 glass Cathode -10 kV (-8 kV)

(-6 kV) 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 Perch 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 dellatmosfera 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 pi di alcuni km Tali eventi implicano la coincidenza di primari fuori dallatmosfera 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

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