Misura del flusso di raggi cosmici
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Misura del flusso di raggi cosmici
1.Introduzione ......................................................................................................................................1
2.I raggi cosmici...................................................................................................................................1
3. L’Apparato sperimentale..................................................................................................................2
4. Risultati sperimentali .......................................................................................................................6
5. Conclusioni ......................................................................................................................................9
1.Introduzione
Un telescopio, costituito da due contatori a scintillazione, fornisce un segnale elettrico ogni qual
volta una particella carica dei raggi cosmici lo attraversa. Il telescopio, che ha apertura angolare di
circa 1,710-3 strerad, è puntato a 0° N e può ruotare solo intorno ad un asse orizzontale orientato
nella direzione EO. Misurando il numero di segnali elettrici prodotti dal telescopio in un intervallo
di tempo prefissato è possibile determinare il flusso di raggi cosmici in funzione dell’orientazione θ
di questo ultimo rispetto allo zenith. L’esperienza è consistita nel misurare il flusso di raggi cosmici
a tre differenti angoli di inclinazione θ del telescopio: 0°,45°,90°.
2.I raggi cosmici
La terra è esposta ad una radiazione naturale proveniente dall’universo, detta ‘radiazione cosmica’.
Essa è costituita per lo più da protoni, ma anche da elettroni, particelle α, neutrini,pioni…
L’energia di tali particelle è compresa fra 107 e 1020 eV1. Giunte nell’atmosfera interagiscono con
i nuclei delle molecole che la compongono, formando nuove particelle. Si genera così una
radiazione secondaria che al livello del mare è costituita da due componenti: la prima detta ‘molle’
(circa il 30%) è costituita prevalentemente da elettroni e fotoni ed è in grado di attraversare solo
pochi centimetri di assorbitore; la seconda parte è definita ‘dura’ (circa 70%) , costituita in gran
parte da leptoni µ2, riesce a penetrare spessori maggiori di 1 metro. Il numero tipico di particelle
cariche intorno alla normale che, nell’unità di tempo di angolo solido e di superficie, raggiungono
il livello del mare è
100 particelle·metro-2·secondo-1·sterad-1
L’energia media dei µ è di circa 2 GeV, ed il loro spettro angolare è proporzionale a cosθ², come
verificheremo.
I leptoni µ possono decadere a loro volta in due neutrini e un positrone (o elettrone). Questi ultimi
interagendo con il campo elettrico dei nuclei dell’atmosfera danno luogo ad uno sciame
elettrofotonico (radiazione di frenamento per interazione con i nuclei o produzione di coppie).
Supponendo che le particelle µ siano prodotte appena incontrano l’atmosfera terrestre (10000 m) e
che viaggino alla velocità della luce, impiegherebbero, per raggiungere la superficie terrestre, un
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L’unità di misura eV è un’unità di misura per l’energia e corrisponde all’energia che acquista un elettrone spostandosi
tra due punti dello spazio dove è presente una d.d.p. di 1V.
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I leptoni µ hanno una massa di circa 105.66 MeV ed esistono in due stati di carica, positiva e negativa. Tali particelle
sono prodotte dal decadimento dei mesoni π carichi e K carichi, sono instabili ed hanno una vita media di 2.2µs, più
lunga di quella dei mesoni. Sono inoltre caratterizzate da un elevato potere penetrante, poiché perdono energia
esclusivamente per collisioni coulombiane.
Misura del flusso di raggi cosmici
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tempo che dovrebbe essere pari a circa 33µs. Ciò però non spiegherebbe la presenza di tali
particelle al livello del mare essendo la loro vita media pari a 2.2 µs. In realtà interviene il fattore di
dilatazione temporale relativistico γ. Tale fattore consente al leptone µ di raggiungere la superficie
terrestre.
3. L’Apparato sperimentale
L’apparato sperimentale è costituito da due parti principali:
• telescopio di contatori a scintillazione per rivelare i raggi cosmici carichi
• elettronica di lettura
Elettronica di lettura
Essa consta delle seguenti componenti:
- generatore di alta tensione continua;
- modulo di amplificazione del segnale analogico prodotto dai contatori a scintillazione;
- modulo di discriminazione ( trasforma il segnale in ingresso in un segnale logico);
- modulo ‘stretcher’;
- modulo di coincidenza;
- modulo ‘scaler’ per il conteggio dei raggi cosmici.
In particolare il generatore d’alta tensione permette di alimentare i fotomoltiplicatori ad una
tensione costante di 700V.
Il modulo di amplificazione serve ad amplificare e filtrare il segnale raccolto dai contatori a
scintillazione.
Il modulo di discriminazione confronta il segnale analogico con una tensione costante detta di
soglia. Se il segnale analogico supera la tensione di soglia il modulo produce una segnale digitale in
fase con il segnale analogico e di durata prefissata (200ns).
Il modulo ‘stretcher’ ha invece la funzione di ampliare, sino a 900ns, la durata del segnale formato
dal discriminatore.
Il modulo di coincidenza serve a rilevare la sovrapposizione, anche parziale, dei segnali digitali
associati ai due contatori a scintillazione del telescopio quando una particella carica dei raggi
cosmici lo attraversa.
Infine il modulo ‘scaler’ serve per contare il numero di raggi cosmici carichi che attraversano
entrambi gli scintillatori in un intervallo di tempo prefissato. In questa esperienza l’intervallo di
tempo è stato fissato a 20s. In fig. 3 sono illustrati i segnali prodotti dai diversi moduli
dell’elettronica di lettura.
Misura del flusso di raggi cosmici
Telescopio di contatori a scintillazione per rivelare i raggi cosmici carichi
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Misura del flusso di raggi cosmici
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Il telescopio ha apertura angolare di circa 1,7 ·10-3 strerad. L’asse del telescopio (fig. 1) è puntato a
0° N e può ruotare solo attorno ad un asse orizzontale orientato nella direzione EO. Il telescopio è
composto da due contatori a scintillazione (42x9cm2) montati in un supporto meccanico come
illustrato in fig. 1.
I contatori a scintillazione sono collegati all’elettronica di lettura come mostrato in fig. 2. I contatori
a scintillazione sono formati da un materiale scintillante, guida di luce e fotomoltiplicatore
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1) Materiale scintillante: esistono numerosi materiali scintillanti sotto forma di cristalli organici e
inorganici, materiali plastici e liquidi che emettono luce di scintillazione nel visibile con tempi
decadimento di 10-9 s. Nel materiale organico vengono prodotti dei fotoni al passaggio di una
particella carica ionizzante : tale particella penetrando il materiale scintillante ne eccita gli atomi
che per fluorescenza si diseccitano emettendo fotoni . Nello scintillatore inorganico la radiazione
luminosa è, invece dovuta alla produzione di coppie elettrone-lacuna a causa di un opportuno
drogaggio ( in genere si utilizzano cristalli di NaI e CsI drogati al Tallio)
Si fa in modo che la diseccitazione avvenga attraverso stati intermedi affinché la luce emessa non
venga riassorbita dal materiale stesso. Il decadimento avviene in tempi compresi tra 10-9 e 10-8 s ;
l’energia necessaria per produrre un fotone mediante tale processo è tipicamente dell’ ordine dei 10
eV. Benché i cristalli inorganici abbiano un’efficienza maggiore, gli scintillatori plastici organici
sono di gran lunga più utilizzati poiché più economici e con maggiore lunghezza di contenimento.
2) nella guida di luce vengono convogliati i fotoni al fotocatodo dove per effetto fotoelettrico si
producono elettroni. La guida di luce può essere di forma diversa, in modo da meglio adattarsi al
materiale scintillante
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3) nel fotomoltiplicatore , la luce emessa viene convertita per effetto fotoelettrico con efficienza
quantica tipicamente del 20% ; i fotoelettroni prodotti vengono poi accelerati e moltiplicati per un
fattore di guadagno compreso tra 106 -108 In tal
Gli scintillatori sono caratterizzati da una risposta temporale molto breve, pertanto vengono usati in
esperimenti che richiedono misure accurate di tempo. I materiali scintillanti hanno un tempo
caratteristico di fluorescenza dell’ordine di qualche ns.
4. Risultati sperimentali
Per ogni angolo di inclinazione del telescopio, sono state effettuate 50 misurazioni, in ognuna delle
quali sono state registrate le coincidenze nell’intervallo di tempo considerato (20ns).
I dati ottenuti sono riportati in tabella:
θ (°)
1
2
3
4
5
0
9
14 15
9
11 11 16 11 14 13 12 15 12 12 17 17 12 12
7
8
16 13
7
11 17
90
4
4
2
3
2
4
2
2
1
3
5
0
1
3
2
1
2
1
3
5
1
2
1
3
3
45
6
5
8
9
5
3
6
9
2
6
6
5
7
5
2
5
7
3
6
9
4
6
5
6
5
6
7
8
9
10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25
θ (°) 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50
0
3
15 12 13 13
9
18
7
19 14 17 13 14 14 11 14 11 12 16 15 17 12 13
7
11
90
3
3
4
3
0
6
3
3
4
2
3
1
2
1
2
2
0
3
4
3
2
3
2
2
1
45
5
6
6
8
7
6
1
0
7
4
4
6
9
6
4
12
6
6
4
3
5
5
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3
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Dei dati sopra indicati è stata calcolata la media dei conteggi e la deviazione standard sperimentale
qui di seguito riportata insieme a quella teorica (per una distribuzione di Poisson)
Angolo (°)
0
45
90
Media
12.373
5.360
2.440
Dev. Standard
3.720
2.301
1.312
Sigma di Poisson
3.517
2.315
1.562
conteggi a 0°
9
8
7
frequenze
6
5
4
3
2
1
0
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
coincidenze/20sec
13
14
15
16
17
18
19
20 Altro
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conteggi a 90°
16
14
12
10
8
6
4
2
0
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
co inci d enz e/ 2 0 sec
13
14
15
16
17
18
19
20
Altro
Misura del flusso di raggi cosmici
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conteggi a 45°
16
14
12
frequenze
10
8
6
4
2
0
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20 Altro
coincidenze/20sec
5. Conclusioni
Dall’analisi dei dati sopra riportati, si evince che il numero di coincidenze è maggiore ad una
inclinazione del telescopio di 0°, minore per l’inclinazione di 45° e ancora minore per quella di 90°.
Ciò è in sintonia con le previsioni teoriche in quanto lo spazio percorso dai raggi cosmici in
atmosfera è maggiore quando l’inclinazione del telescopio è di 90°, e va a diminuire fino a 0°. Più
precisamente a 90° lo spazio percorso è 346000 m, a 0° invece è solo 10000 m; pertanto le
particelle instabili (circa il 70% del totale) che raggiungono la superficie terrestre con un angolo di
90° hanno un tempo maggiore a disposizione per poter decadere rispetto a quelle inclinate di 0°.
Infine si è confrontata la deviazione standard dei nostri dati sperimentali per ogni angolo di
inclinazione del telescopio, con la deviazione standard di una distribuzione di Poisson. L’accordo
tra il dato sperimentale con la previsione teorica è soddisfacente.
Quindi il fenomeno qui studiato può essere utilizzato come generatore di numeri casuali di Poisson.
