Messa a punto e caratterizzazione di un telescopio di MRPC

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1 Università di Genova Facoltà di Scienza Matematiche, Fisiche e Naturali Corso di Laurea Specialistica in Fisica Nucleare, Subnucleare e Astrofisica Messa a punto e caratterizzazione di un telescopio di MRPC Tesi di Laurea di: Stefano Grazzi Relatore Interno: Chiar.mo Prof. Sandro Squarcia Correlatore: Prof. Marco Pallavicini Relatore Esterno: Dott. Laura Perasso Anno Accademico

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3 Indice Introduzione 4 1. Raggi Cosmici 6 1. Storia 6 2. Flusso, energia e composizione 7 3. Sciami atmosferici estesi I muoni Il Limite GZK Origine raggi Cosmici ad altissima Energia Rivelatori di Sciami Estesi Rivelatori Scientifici Rivelatori Scientifico/didattici Progetto EEE Storia ed organizzazione Scopi educativi e scientifici del progetto Primi risultati del Progetto EEE Prime coincidenze tra telescopi Misura dell'effetto Forbush Il rivelatore del progetto EEE: telescopi di MRPC Rivelatori gassosi a geometria piana I predecessori delle MRPC Le camere a piani resistivi a interspazi multipli (MRPC) Le MRPC del Progetto EEE Gas Utilizzati Elettronica di lettura dei segnali Sistema GPS 45 2

4 4. Telescopi EEE a Savona Geometria dei telescopi Numero di eventi attesi Costruzione delle camere Messa a punto nei telescopi a Savona Sistema del gas Installazione alte e basse tensioni Installazione del GPS e messa in funzione Messa in tempo dei segnali Installazione programma di presa dati Primi risultati Eliminazione rumore dei telescopi di Savona Misura tasso coincidenze Right*Left Lettura file dei dati 80 Conclusioni 84 Appendice Tabella degli istituiti scolastici coinvolti nel Progetto EEE Perdita di energia dei muoni nella soletta Disposizione dei dati nel file binario 87 Ringraziamenti 89 Bibliografia 90 3

5 Introduzione A poco più di un secolo dalla loro scoperta, i raggi cosmici sono ancora un campo di ricerca estremamente vivo per capire i meccanismi che li generano e li accelerano. Gli studi fatti sino ad oggi hanno permesso non solo di ottenere informazioni sulle caratteristiche di tali particelle ma anche di iniziare a fare ipotesi plausibili sulle possibili sorgenti cosmiche che li generano. In particolare resta una componente di questi raggi cosmici su cui le nostre conoscenze risultano oltremodo carenti, ossia la componente di altissima energia (E>10 20 ev). A queste energie, infatti, il flusso delle particelle che arrivano sulla Terra è estremamente ridotto e quindi il loro studio risulta difficile e presenta ancora diversi quesiti aperti come per esempio la loro composizione e la loro origine. L identificazione delle sorgenti di questi raggi cosmici e la loro posizione nel cosmo è di importanza fondamentale in questi studi. Alcune teorie, infatti, ipotizzano che a tali energie i raggi cosmici, soprattutto protoni, interagiscano con la radiazione cosmica di fondo limitando l energia massima che possono raggiungere, il cosiddetto limite Greisen Zatsepin Kuzmin (GZK). Sono stati tuttavia osservati raggi cosmici di energia superiore a questo limite. Sorge quindi la necessità di cercare di raccogliere il maggior numero possibile di dati in modo da chiarire questo dilemma. Per rilevare raggi cosmici di tale energia si utilizzano comunemente metodi di misura indiretta ossia si studiano gli sciami di particelle che si formano a seguito dell interazione dei raggi cosmici primari con l atmosfera. Il basso flusso di questa componente impone di cercare di ricoprire con rivelatori la maggior estensione di superficie possibile allo scopo di aumentare l energia e il numero di eventi osservati. Per fare ciò sono stati costruiti diversi esperimenti professionali costituiti da reti di rivelatori distribuiti su di una superficie di diversi chilometri quadri. Una rete sufficientemente estesa di rivelatori è in grado di rilevare nella sua interezza un singolo sciame da cui è possibile ricavare informazioni circa la natura, l energia e la direzione dei raggi cosmici primari. Per eseguire misurazioni di questo tipo è però necessario garantire che tutte le stazioni abbiano lo stesso riferimento temporale assoluto e questo è stato possibile tramite l uso del Global Positioning System (GPS). Intorno agli anni 90 si è iniziato a costruire reti di rivelatori didattici che uniscono la necessità di aumentare la superficie coperta da questi rivelatori all opportunità di coinvolgere direttamente gli studenti in un esperimento complesso. In questo quadro s inserisce il Progetto Extreme Energy Events (EEE), ideato dal Prof. Zichichi con l appoggio 4

6 del Centro Studi e Ricerche Enrico Fermi, del CERN e di varie sezioni dell INFN, tra cui quella di Genova. Il progetto cercherà di ricavare informazioni sui raggi cosmici primari di elevatissime energie dallo studio della componente muonica degli sciami. La peculiarità del progetto sta nella scelta del rivelatore e dell elettronica; dove la maggior parte degli altri progetti didattici utilizza rivelatori semplici costruiti ad hoc (contatori a scintillazione), il Progetto EEE utilizza rivelatori ed elettronica uguali a quelle utilizzate nell esperimento ALICE a LHC: camere resistive a piani multipli (MRPC) che garantiscono una migliore ricostruzione delle tracce. In questa tesi mi sono dedicato alla messa a punto e caratterizzazione dei telescopi, costituiti ognuno da tre camere MRPC disposte una sopra l altra, installati presso tre istituti scolastici della città di Savona: il Liceo Classico Gabriello Chiabrera, il Liceo Scientifico Orazio Grassi e l ITIS Galileo Ferraris. Le camere sono state costruite al CERN dagli studenti di questi stessi istituti. Nel primo capitolo farò una breve introduzione sulla fisica dei raggi cosmici focalizzandomi sui raggi cosmici ad altissima energia (Ultra-high-energy cosmic ray, UHECR); illustrerò alcuni tra i progetti che oggi, e in passato, si sono occupati di questi raggi cosmici di altissima energia e darò una visione d insieme dei progetti didattici nati sia negli USA che in Europa. Nel secondo capitolo fornirò una visione d insieme del Progetto EEE: prima illustrandone brevemente la storia e l organizzazione attuale per poi passare ad analizzarne gli scopi scientifici e didattici con la partecipazione attiva degli studenti a tutte le fasi del progetto. Nel terzo capitolo analizzerò più affondo il rivelatore utilizzato nel progetto discutendo i motivi che hanno portato alla sua scelta e ne illustrerò il funzionamento. Illustrerò infine l elettronica utilizzata (elettronica di lettura, sistema di Trigger ed elettronica di acquisizione) e il sistema GPS usato. Nel quarto capitolo illustrerò la geometria dei telescopi e mostrerò la stima degli eventi attesi a Savona. Nel quinto capitolo mostrerò le fasi di costruzione delle camere al CERN a cui ho partecipato insieme agli studenti del Liceo Scientifico Gandini di Lodi. Nel sesto capitolo presenterò il lavoro da me svolto a Savona per la messa a punto del rivelatore parlando dei sistemi del gas e delle alte tensioni, dei test del sistema dell elettronica di lettura e lo studio preliminare dei segnali acquisiti. Nell ultimo capitolo mostrerò i risultati che ho ottenuto: la misura delle coincidenze in una camera, l eliminazione del rumore in uno dei telescopi di Savona e le informazioni preliminari ottenute dall analisi dei dati grezzi eseguita con un programma da me scritto. 5

7 1. Raggi Cosmici 1.1 Storia Viene indentificata col termine radiazione cosmica tutta quella miriade di particelle la cui origine è da ricercarsi in fenomeni avvenuti al di fuori dell atmosfera. Nel 1900 C.T.R. Wilson ed altri scienziati scoprono che un gas, ed anche l aria, in un contenitore isolato veniva ionizzato ad opera di agenti esterni; si riteneva che l origine di tale fenomeno fosse da ricercarsi nella radioattività ambientale dovuta ai minerali radioattivi presenti sulla superficie terrestre. Partirono dunque vari esperimenti volti a scoprire, ed eventualmente confermare, l origine di tale ionizzazione. L opinione che questa ionizzazione provenisse esclusivamente dalla radioattività dovuta alla disintegrazione di materiali radioattivi presenti nella crosta terrestre fu messa significativamente in dubbio dal fisico italiano Domenico Pacini. A conclusione di una serie di misure del tasso di ionizzazione in montagna, sulla superficie del lago di Bracciano, e sul mar Ligure, nel 1911 Pacini realizzò un innovativo esperimento, immergendo un elettroscopio a una distanza di circa 300 metri dalla costa di Livorno di fronte all Accademia Navale e poi nel lago di Bracciano, misurando una significativa diminuzione della radioattività in profondità rispetto alla superficie e dimostrando che parte della radiazione veniva dall alto [1]. Nel 1912 lo scienziato austriaco V. Hess, a conclusione di una serie di misurazioni a bordo di un pallone areostatico, scoprì che il flusso di particelle ionizzanti diminuisce solo in un primo tratto di circa 1 Km per poi aumentare salendo di quota [2]. Veniva quindi meno l ipotesi della provenienza terrestre di tale radiazione e si stabilì anzi che questa doveva provenire da sorgenti esterne. Lo studio, negli anni successivi, di tale radiazione portò a molte scoperte nel campo della fisica particellare; tra queste ricordiamo quelle della particella e + (Anderson 1932) [3], degli sciami (1933) [4], dei mesoni π e μ (Anderson 1937) [5], degli sciami estesi (Auger 1938) [6], delle particelle Λ e K (1947) [7], della presenza nei raggi cosmici di nuclei più pesanti del nucleo d idrogeno (1948) [8], del p + (1955) [9], dei lampi gamma (anni 70). Con lo sviluppo degli acceleratori, la ricerca nei raggi cosmici si è spostata nel cercare di scoprire quali meccanismi e fenomeni sono in grado di produrre, o accelerare, particelle ad 6

8 energie E>10 15 ev fino ad oltre ev. Tali energie oltre ad essere di gran lunga superiori a quelle raggiunte in laboratorio pongono un grosso problema sperimentale per via dei bassi flussi di particelle con tali energie. 1.2 Flusso, Energia e Composizione Una prima caratteristica da osservare nei raggi cosmici (RC) è l andamento del flusso in funzione dell energia. Come si vede nel grafico in figura 1, escludendo la zona a bassa energia dovuta alla componente solare, il flusso differenziale dn/de varia per più di 30 ordini di grandezza per 10 9 <E<10 20 ev. L energia dei raggi cosmici può essere misurata direttamente, soprattutto a basse energie, utilizzando rivelatori in orbita oppure può essere ricavata, soprattutto per raggi cosmici a più alta energia, attraverso lo studio dei cosiddetti sciami. Figura 1 - Flusso totale raggi cosmici in funzione dell'energia. Fonte: Cronin, T. Gaisser, S. Swordy. Sci. Amer. 276 (1997), 44. 7

9 Gli sciami sono cascate di raggi cosmici secondari così chiamati perché rappresentano la moltitudine di particelle generatasi a seguito dell interazione dei raggi cosmici, detti primari, con gli strati alti dell atmosfera. Studiando i secondari è possibile risalire e ricostruire le caratteristiche del primario. L energia dei primari si ricava misurando l energia, la tipologia di particelle, il numero e l estensione dello sciame dei secondari. Il flusso in funzione dell energia (E), dell angolo solido (Ω), dell area (A) e del tempo (t) abbiamo è proporzionale E -γ e possiamo distinguere tre intervalli. Un primo intervallo fino ad E 5x10 15 ev, detto ginocchio, con una pendenza γ 2.7, un secondo intervallo per energie tra 5x10 15 ev e 3x10 18 ev, detta caviglia, con una pendenza γ 3.1 ed un terzo intervallo per energie superiori a 3x10 18 ev con una pendenza di nuovo γ 2.7. Il cambio di pendenza intorno a E 5x10 15 ev è sentore di un cambiamento di contributo nella radiazione cosmica. Ad energie superiori al ginocchio il campo magnetico galattico (B~ 3μG) non è più in grado di contenere i raggi cosmici e non si è a conoscenza di meccanismi in grado di produrre particelle così energetiche nella nostra galassia. E quindi da ritenere che il cosiddetto ginocchio rappresenti il confine tra la zona di predominanza della componente galattica dei raggi cosmici e quella extragalattica. La composizione chimica dei raggi cosmici è piuttosto varia. Dagli spettrometri risulta che la componente particellare principale, tralasciando i raggi γ e i neutrini, dei primari risulta essere quella adronica (~98%) fino ad E~10 16 ev. A sua volta la componente adronica è costituita in prevalenza da protoni (~87%), secondariamente da nuclei di He (~12%) ed altri nuclei (~1%). Ancora più interessante è il confronto tra l abbondanza relativa dei nuclei atomici nei raggi cosmici con l abbondanza media del mezzo interstellare. Come si può notare dalla figura ci sono alcune differenze importanti: 8

10 Figura 2 - Composizione chimica dei raggi cosmici comparata con quella del mezzo interstellare. Fonte: Brian D. Fields. Astronomy 596/496 NPA, Lecture 38 (2009). L abbondanza di nuclei H ed He è sensibilmente inferiore rispetto all abbondanza del mezzo interstellare. Non è ancora chiaro se questa differenza sia da attribuire alle sorgenti, da dove sono prodotti i raggi cosmici, oppure alle interazioni di questi ultimi durante la loro propagazione. L abbondanza di nuclei Li, Be, B è diversi ordini di grandezza più alta. La sovrabbondanza così marcata di Li, Be, B è una forte indicazione che questi ultimi vengano prodotti in processi di spallazione sui nuclei di carbonio del mezzo interstellare indotto dai raggi cosmici. L abbondanza degli elementi dal Ca al Fe è più alta può similmente essere legata a processi di spallazione sugli atomi di ferro del mezzo interstellare. Gli altri elementi con Z dispari sono più abbondanti. Cercare si comprendere i motivi di tali differenze è uno degli scopi dello studio dei raggi cosmici. 9

11 1.3 Sciami Atmosferici Estesi Come detto in precedenza l interazione dei raggi cosmici primari con l atmosfera genera una moltitudine di particelle secondarie. Più è energetica la particella che ha dato inizio alla cascata, maggiore è il numero di particelle secondarie prodotte e più è esteso lo sciame. Gli sciami estesi prodotti dalle particelle di altissima energia sono definiti EAS (Extensive Air Shower). Figura 3 - Schema delle principali componenti degli sciami di raggi cosmici. Fonte: Se consideriamo come particella iniziale un protone, che come detto è la particella che maggiormente compone i raggi cosmici, questo interagendo con le particelle dell atmosfera genererà soprattutto una miriade di mesoni π, sia carichi che neutri. Sono generati anche neutroni, protoni e mesoni K. I mesoni π non sono particelle stabili. I pioni carichi decadono con vita media di s mentre i pioni neutri decadono più velocemente, con una vita media di s. Questi sono i principali canali di decadimento: 10

12 I fotoni prodotti dal decadimento dei pioni neutri possono dare il via ad una cosiddetta cascata elettromagnetica. Queste cascate sono caratterizzate da una serie di processi, soprattutto produzione di coppie e + -e - e bremsstrahlung, che portano ad una graduale degradazione dell energia del fotone e alla produzione di una grande quantità di nuovi fotoni ed elettroni. In analogia alle cascate elettromagnetiche i pioni carichi, ma anche protoni e mesoni K, danno luogo a sciami adronici. In questi sciami le particelle prodotte sono soprattutto muoni e neutrini. 1.4 I Muoni I muoni sono particelle leptoniche con una vita media di s e costituiscono negli sciami la componente carica più numerosa a livello del mare, circa 72% del totale [10]. Figura 4 - Flusso verticale delle varie componenti particellari degli sciami Fonte: K. Nakamura et al.(pdg), JP G 37, (2010 & 2011 partial Update). 11

13 La maggior parte dei muoni viene prodotta nel decadimento dei mesoni π ed in minor misura nel decadimento dei mesoni K. Questi sono inoltre i principali canali di decadimento dei pioni carichi, con una probabilità del 99,99 % [10], e dei kaoni, con probabilità 63,54 %. Vi è ancora una piccolissima frazione di muoni prodotta nelle interazioni dei neutrini ed in decadimenti semi-leptonici. L intensità verticale dei pioni carichi è data da [10]: Λ è la lunghezza caratteristica di attenuazione del flusso del nucleone genitore. Il massimo di questa espressione si ha quando X=Λ 121 g/cm -2 che corrisponde ad una altitudine di circa 15 Km [11]; la maggior parte dei muoni viene prodotta a tale quota. Lo spettro differenziale di produzione delle particelle secondarie [12], i muoni, ottenute dal decadimento dalle j-esime particelle (π e K) di energia E, è dato: - E min ed E max rappresentano rispettivamente la minima e la massima energia trasferibile dalla particella j al muone. La frazione di energia media ceduta ai muoni dalle particelle genitore è pari al 79 % per i muoni e 52 % per le particelle K. - è lo spettro energetico inclusivo dei muoni derivati dal decadimento delle particelle j. - è lo spettro differenziale della particella j che decade, con m j, E j e τ j massa, energia e vita media della particella che decade. 12

14 - L espressione qui sopra è approssimata [12], per angoli rispetto alla verticale θ < 70 : - In generale invece: Per energie del muone sufficientemente alte è possibile ignorare il contributo dovuto al decadimento del muone e all energie persa nell atmosfera. Lo spettro differenziale energetico del muone ad una profondità atmosferica X è [12]: L intensità integrale verticale dei muoni al livello del mare è stimata essere circa 70 μ m -2 s -1 sr -1 [10]. Negli esperimenti con rivelatori piani è più pratico esprimere questa quantità come 1 μ cm -2 min -1 [10] che coincide a circa 167 μ m -2 s -1. La distribuzione angolare dei muoni al suolo invece ha un andamento proporzionale a cosθ 2, con θ angolo rispetto alla normale al terreno. Figura 5 - Spettro dei muoni per θ=0 (punti scuri) e θ=75 (quadrati bianchi). Fonte: K. Nakamura et al.(pdg), JP G 37, (2010 & 2011 partial Update). 13

15 1.5 Il Limite GZK L ipotesi del limite GZK, o limite Greisen Zatsepin Kuzmin in onore dei tre fisici che indipendentemente gli uni dagli altri hanno proposto, nel 1966, questo meccanismo, venne formulata a seguito della scoperta della radiazione cosmica di fondo [13][14]. L ipotesi prevede che l interazione dei nucleoni dei RC con la radiazione cosmica di fondo limiti l energia massima dei RC rilevabili. La reazione più importante per sezione d urto è la fotoproduzione (con fotoni della radiazione di fondo di circa 10-3 ev di energia) di pioni su nuclei. Figura 6 - Degradazione energetica di un protone a E>10 20 ev. Fonte: Nel caso di nucleone fermo, l energia di soglia del γ è: Quindi la soglia di energia del nucleone per la reazione N inc + γ π +N : 14

16 La lunghezza d'interazione di un protone che si propaga attraverso i fotoni della radiazione cosmica di fondo: Il risultato è una degradazione dell energia fino a scendere sotto il valore di soglia della reazione come si vede in figura Origine dei raggi cosmici ad altissima energia Intorno a E~ ev la pendenza della distribuzione energetica cambia nuovamente e γ ritorna ad essere 2.7. Figura 7 Diagramma di Hillas che indica principali oggetti cosmici candidabili a spiegare energie ev. Fonte: Pablo M. Bauleo & Julio Rodríguez Martino. Nature 458 (16 April 2009), Gli AGN sono tra i migliori candidati non solo come sorgenti di tali RC ma anche come meccanismo di accelerazione. Perché avvenga l accelerazione richiesta è necessario che la particella resti abbastanza a lungo all interno della zona soggetta ad un fronte intenso. Sono necessari quindi campi magnetici di confinamento. La relazione di Hillas [15] lega la massima energia possibile alla carica della particella (Z), al campo magnetico (B) e alla dimensione spaziale (R) della zona di accelerazione e alla velocità β dell onda d urto. 15

17 In Figura 7 sono rappresentati i principali oggetti cosmici candidati a spiegare energie di ev. Come si vede i candidati non sono molti: AGN, Lobi di radio galassie e stelle a neutroni. Gli Intergalactic Medium (IGM) sono oggetti distanti e soggetti al limite GZK. 1.7 Rivelatori di Sciami Estesi Rivelatori Scientifici La rivelazione degli UHERC è molto complicata sia per il basso flusso sia per l energia stessa. Non è possibile una rivelazione diretta delle particelle primarie e bisogna quindi procedere andando a studiare gli sciami generati da tali particelle. Come detto in precedenza parlando in generale di sciami, più si sale in energia del raggio cosmico primario e più lo sciame che si genera risulta esteso. Per studiare eventi cosi energetici c è quindi la necessità di creare reti di rivelatori disposti su superfici moto estese. Figura 8 - Rappresentazione di sciami di raggi cosmici. Fonte: 16

18 Il Volcano Ranch Experiment, costruito da John Linsley and Livio Scarsi in New Mexico, che per primo nel 1962 scoprì un evento come energia E>10 20 ev, era una rete di scintillatori distribuita su circa 8 km 2 [16]. In seguito, nel 1991, un'altra rete di circa 3 km 2, situato in Utah e chiamato Fly's Eye Cosmic Ray Detector, rivelò la particella cosmica con energia più elevata mai registrata fino a quel momento. La particella aveva un energia di 3, ev e viene ricordata con l appellativo Oh-My-God particle (OMG) dalla sorpresa che ebbero gli astrofisici dell università dello Utah che la osservarono [17]. In seguito i ricercatori osservarono circa 15 eventi simili confermando le osservazioni del Proprio la rarità di questi fenomeni implica la necessità di creare nuove e più estese reti di scintillatori per studiarli. L avvento del GPS, che permette di mettere in sincronia temporale luoghi anche molto distanti tra loro, ha consentito di aumentare il numero e la superficie di estensione dei rivelatori. Nella figura 8 sono indicati gli esperimenti che hanno studiato i raggi cosmici di energia più elevata. AGASA e AUGER sono gli esperimenti che hanno osservato gli eventi di maggiore energia e sono entrambi esperimenti costituiti da reti estese di rivelatori. Il primo, situato ad Akeno in Giappone e operativo dal 1991, è costituito da una rete di rivelatori a scintillazione con un estensione di circa 100 km 2. L esperimento AUGER invece fu proposto nel 1992 ed iniziò ad operare nel 2003 per essere completato nel 2006 diventando l esperimento per raggi cosmici di energia estrema più esteso al mondo. L esperimento, costituito da rivelatori Cherenkov e a fluorescenza, è distribuito su una superficie di 3000 km 2. I dati di AGASA (2003) [18] indicano un flusso di raggi cosmici a E>10 20 ev notevolmente più alto degli altri, anche se con enormi incertezze, compatibile con l ipotesi di non esistenza del limite GZK. Viceversa i dati di AUGER del 2011, con la conferma del limite GZK, mostrano invece valori di flusso bassi, ma con minori incertezze rispetto ad Agasa, e anche energie più alte. L esistenza di tale effetto è stata definitivamente confermata nel 2010 dagli scienziati dell osservatorio AUGER ma è stata oggetto di diverse controversie, tutt oggi non ancora risolte. 17

19 Figura 9 - Flussi dei raggi cosmici ad alta energia misurati da diversi esperimenti. Fonte: K. Nakamura et al.(pdg), JP G 37, (2010 & 2011 partial Update). Nel 2007 gli scienziati dell osservatorio AUGER hanno riscontrato una correlazione tra le direzioni di arrivo dei raggi cosmici con energia superiore a ev e le posizioni dei nuclei galattici attivi (AGN), situata all'interno di un raggio ~ 75 mpc [19]. Questo rappresenta un primo importante indizio sulla possibile origine del raggi cosmici di più alta energia Rivelatori Scientifico/didattici La necessità di coprire una vasta area di territorio, allo scopo di poter studiare al meglio gli sciami estesi prodotti da raggi cosmici ad alta energia, si sposa bene con un coinvolgimento attivo delle scuole e degli studenti sia per la distribuzione sul territorio sia per il coinvolgimento diretto dei ragazzi e dei loro insegnanti nella costruzione e gestione delle stazioni e, successivamente, nella analisi dei dati. Lo sviluppo di queste reti di rivelatori è stato possibile grazie all utilizzo del GPS e di rivelatori semplici che permettano di 18

20 contenere i costi. Vi sono diverse reti didattiche estese di rivelatori per lo studio dei raggi cosmici a In America La prima rete per lo studio dei raggi cosmici che coinvolse anche gli istituti scolastici fu ALTA (Alberta Large-scale Time-coincidence Array) [20]. Il progetto, presentato nel 1995, vede attualmente la collaborazione tra l Università di Alberta (Cananda) alcuni istituti scolastici canadesi. Come vedremo in seguito per altri progetti simili, ALTA prevede che nei siti delle singole scuole siano installati piccoli gruppi di 3 o più scintillatori plastici separati da una distanza di circa 10 m. Attualmente ALTA fa parte di un consorzio di gruppi di ricerca che comprende altre reti didattiche, con caratteristiche simili, costruiti in Canada e negli Stati Uniti [21]. Elenco a seguire alcune delle reti didattiche in america: - CHICOS (California HIgh school Cosmic ray ObServatory) [22] conta più di 70 istituti scolastici distribuiti su di una superficie di circa 400 km 2 attorno a Los Angeles. In ogni sito sono installati due scintillatori plastici, donati dalla collaborazione con l esperimento CYGNUS dei laboratori nazionali di Los Alamos, di 1 m 2 d area separati tra loro di pochi metri mentre la distanza tra i vari siti è di circa 2-3 km. - CROP (Cosmic Ray Observatory Project) [23] è un progetto iniziato nel 2000 che coinvolge più di 25 istituiti scolastici distribuiti sul territorio del Nebraska (stato degli USA di circa Km 2 ) con l intento di coprire l intero territorio. Ogni sito è dotato di 4 scintillatori plastici di area 60x60 cm e altrettanti fotomoltiplicatori. - WALTA (WAshington Large Area Time coincidence Array) [24] è una rete che coinvolge attualmente circa una trentina di istituti scolastici distribuiti nei dintorni di Seattle. Analogamente ai precedenti ogni sito dispone di 3-4 contatori a scintillazione. - SALTA (Snowmass-Area Large Time-coincidence Array) [25] coinvolge alcuni istituti intorno alla Roaring Fork Valley, in Colorado (USA). Utilizza scintillatori plastici 60x60 cm e altrettanti fotomoltiplicatori. - SCROD (School Cosmic Ray Outreach Detector) [26], situato in Massachusetts (USA), si differenzia dagli esperimenti citati precedentemente perché utilizza delle piastrelle di 19

21 scintillatori con incorporate fibre e fotodiodi a valanga invece dei fotomoltiplicatori. Questa scelta permette di abbattere i costi e di conseguenza coinvolgere più scuole. Da notare che CROP, WALTA e SALTA utilizzano scintillatori e fotomoltiplicatori originariamente appartenetti all esperimento CASA (Chicago Air Shower Array) ed ormai in disuso b In Europa In Europa vi sono alcuni importanti esperimenti per lo studio dei raggi cosmici ad alta energia con la collaborazione degli istituti scolastici sul territorio; descrivo a seguire alcuni di essi. Il primo esperimento di questo tipo sviluppato sul territorio europeo è Sky-View [27]. Nato nel 2001, prevedeva una rete di rivelatori con una estensione di circa 5000 km 2 nel territorio del Nord Reno-Vestfalia (Germania). Ogni stazione è costituita da quattro rivelatori a scintillazione e relativi fotomoltiplicatori installati su edifici pubblici e istituti scolastici. Nella regione tali edifici sono molto numerosi tanto da permettere che le singole stazioni distino all incirca 1 Km l una dall altra. Nel 2002 nasce a Stoccolma il progetto SEASA (The Stockholm Educational Air Shower Array) [28] dal gruppo di fisica delle particelle e astroparticelle del Royal Institute of Technology (KTH) di Stoccolma. Le stazioni di rivelazione sono posizionate su alcuni istituti scolastici di Stoccolma e sono costituite da 3 scintillatori plastici piani 100x30 cm. Nello stesso anno nasce il progetto HiSPARC [29] che attualmente è composto da un centinaio di stazioni distribuite su tutto il territorio olandese in particolare intorno alle città di Amsterdam, Groningen, Leiden, Nijmegen e Utrecht. Questa distribuzione permette oltre allo studio degli sciami estesi anche lo studio dei singoli sciami in ogni città. Le stazioni sono costituite da due scintillatori plastici piani di area circa 0,5 m 2. Alcuni esperimenti invece hanno utilizzato gli stessi rivelatori di ALTA; uno di questi è CZELTA (CZEch Large-area Time coincidence Array) [30]. Il progetto, sviluppato nel 2004 dall istituto di Fisica Sperimentale e Applicata della Czech Technical University di Praga, vede ad oggi circa una ventina di stazioni installate sul territorio della Repubblica Ceca. Come per ALTA le singole stazioni prevedono 3 scintillatori plastici piani 60x60 cm disposte sui vertici di un triangolo equilatero di lato 10 m. 20

22 2. Il Progetto EEE 2.1 Storia e Organizzazione Il progetto, voluto dal Professor Antonino Zichichi del Centro Enrico Fermi di Roma, battezzato Extreme Energy Events (EEE), è stato presentato ufficialmente all allora Ministro dell Istruzione, dell Università e della Ricerca, Letizia Moratti, il 3 Maggio 2004 presso il CERN. Il progetto prevede l istallazione su tutto il territorio italiano di rivelatori per lo studio degli sciami estesi attraverso lo studio della loro componente muonica. Il progetto è finanziato dal MIUR e dall INFN attraverso il Centro Studi e Ricerche Enrico Fermi che coordina tutte le attività; partecipa anche il Centro Europeo di ricerche in fisica Nucleare e Subnucleare (CERN) con il compito di coordinare la costruzione delle camere. Le varie sedi dell INFN hanno invece l incarico di approntare e gestire i rivelatori dislocati nei siti coinvolti nel progetto e, successivamente, analizzare i dati raccolti. Il dispositivo scelto per il progetto EEE è costituito da rivelatori, nati dall esperienza dell esperimento ALICE del CERN, con un ottima risoluzione spaziale e temporale, sufficiente da permettere di ricostruire le tracce dei muoni. Tre di questi rivelatori, posizionati secondo una geometria a piani paralleli, costituiscono i telescopi presenti in ognuno dei siti del progetto. Il progetto prevede l installazione di un centinaio di telescopi in altrettante scuole disseminate sul territorio nazionale. Attualmente ci sono 36 telescopi installati in 36 Istituti Scolastici (vedi Appendice) a cui si aggiungono altri 4 telescopi di cui 2 posizionati al CERN e due nelle sezioni INFN di Bologna e Catania [31]. La sezione INFN di Genova è responsabile della messa a punto e gestione dei tre telescopi di Savona e del telescopio di Lodi. Questi telescopi possono essere divisi in tre gruppi: - i telescopi coi rivelatori costruiti nel 2006 e che sono pienamente operativi da alcuni anni e hanno pubblicato i primi risultati. - i telescopi in fase di messa a punto fra cui i tre telescopi di Savona di cui mi sono occupato. 21

23 - i telescopi i cui rivelatori sono già stati assemblati ma che devono ancora essere installati e per cui si sta aspettando la consegna di alcuni componenti. Fra questi vi è il telescopio di Lodi del quale ho partecipato all assemblaggio dei tre rivelatori al CERN. Figura 10 - La mappa dei siti dove sono installati i telescopi comprendenti 36 istituti scolasti e due telescopi del CERN e delle due sedi INFN di Bologna e Catania. Fonte: 22

24 2.2 Scopi educativi e scientifici del progetto 2.2.a Scopi Educativi In ogni scuola i ragazzi partecipano prima alla realizzazione dei rivelatori presso il CERN e in seguito alla gestione dei telescopio presso le loro scuole. La partecipazione diretta degli studenti, alla costruzione dei rivelatori, alla loro gestione, alla presa dati e alla loro analisi, è parte integrante del progetto con lo scopo di metterli a contatto con un vero esperimento di fisica, che utilizza strumenti all avanguardia tra cui le camere MRPC, nate dall esperienza diretta sul TOF di ALICE, e l elettronica di acquisizione. In particolare i ragazzi sono coinvolti: - Nella fase di costruzione delle camere. Gruppi di studenti delle scuole che vogliono partecipare al progetto si recano al CERN, nel laboratorio del Dott. Crispin Williams, dove vengono istruiti e guidati nella costruzione delle camere stesse. Gli alunni hanno così la possibilità di partecipare a vere e proprie sezioni di lavoro tecnico-scientifico, a diretto contatto con il mondo della ricerca. Questo soggiorno inoltre permette agli studenti di affrontare argomenti come il lavoro di squadra allo scopo di costruire le camere, l importanza della sicurezza, la comunicazione in lingua inglese, la cura e il rispetto dei tempi in un lavoro di laboratorio. Queste esperienze saranno poi illustrate ai compagni rimasti all istituto. - Nella fase di funzionamento. Gli studenti controllano, con turni a rotazione, il funzionamento dei telescopi assististi dagli insegnati. - A regime. Gli studenti partecipano al controllo della qualità dei dati raccolti e alla loro analisi, e alla discussione dei risultati ottenuti. Questa collaborazione permette agli alunni di acquisire conoscenze su vari campi. Il principale obiettivo formativo del progetto è mettere il evidenza il ruolo della scienza e della tecnica. E possibile per gli studenti acquisire esperienza in diverse discipline che includono: - Fisica : approfondimenti di fisica delle particelle (stato delle conoscenze attuali, inquadramento nell ambito del progetto, interazioni delle particelle con la materia e/o con campi elettrici e magnetici), fisica dei rivelatori (funzionamento e teoria), relatività 23

25 speciale (vita media dei muoni) e astrofisica (fonti della radiazione cosmica e possibili centri di accelerazione). - Informatica : gestione del software di acquisizione e analisi dei dati, gestione dell apparato informatico, implementazione di sistemi di controllo in remoto. - Statistica : insegnamento di metodi di analisi statistica per la fase di acquisizione dati (calcolo degli errori, probabilità), confronto tra i dati sperimentali e le simulazioni (introduzione a programmi di simulazione con tecniche Montecarlo ), partecipazione allo studio delle coincidenze e alla ricostruzione delle tracce. - Elettronica : studio e gestione dei componenti elettronici del telescopio (schede FEA, scheda di interfaccia Brigde/PC, TDC, sistema di Trigger e sistema GPS, bus VME ). - Chimica e biologia : introduzione agli effetti dei raggi cosmici nei processi chimici e biologici, metodi di datazione. - Tecnica e materiali : studio dei dispositivi meccanici e dei materiali utilizzati nel progetto. 2.2.b Scopi Scientifici I telescopi permettono di stabilire con grande precisione la traiettoria delle particelle rilevate e, unendo i dati di più stazioni, di ricostruire lo sciame di cui queste particelle fanno parte. I telescopi dovranno essere messi in coincidenza temporale per permettere, in fase di analisi dei dati, uno studio delle coincidenze tra i vari siti allo scopo di verificare se più eventi appartengono o meno allo stesso sciame e quindi se sono stati prodotti dallo stesso raggio cosmico primario. Per fare ciò ogni telescopio è geograficamente e temporalmente localizzato con un GPS. Data le caratteristiche della rete di telescopi del progetto sarà possibile studiare diversi aspetti dei raggi cosmici: 24

26 - studio di effetti locali, come le fluttuazioni localizzate del flusso dei raggi cosmici (per esempio per variazioni di pressione atmosferica), attraverso l analisi dei dati di singole stazioni; - studio di sciami localizzati attraverso l analisi delle correlazioni stazioni nella stessa città o a piccole distanze; - studio di sciami estesi attraverso l analisi delle correlazioni tra stazioni distanti; 2.3 Primi Risultati del Progetto EEE Prime coincidenze tra telescopi Il progetto EEE ha iniziato a pubblicare i primi risultati dalla analisi dei dati provenienti dai telescopi già operativi (primo gruppo). Nel 2011 sono stati pubblicati i primi dati delle correlazioni avute tra due scuole, il liceo scientifico A. Bafile e l istituto tecnico industriale statale Amedeo d Aosta della città dell Aquila. I telescopi distano 180 metri e hanno una distanza tra le camere MRPC di 50 cm. Il numero di eventi osservati rispecchia le previsioni ottenute tramite simulazioni Montecarlo. I dati raccolti rappresentano circa 300 ore di osservazioni [32] e sono raggruppabili in tre categorie di coincidenze: - Coincidenze (S-S) che rappresentano il caso in cui ci siano solo eventi a singola traccia correlati nei due telescopi. La frequenza di questi eventi è risultata essere di 3,26 all ora. Si sono anche selezionati gli eventi più verticali (θ<10 ) trovando una frequenza di 1,6 eventi l ora. - Coincidenze (S-M) che rappresentano i casi in cui vi sia su di un telescopio una traccia singola correlata a tracce multiple sul secondo. La frequenza di questi eventi è risultata essere di 3,6 all ora. - Coincidenze (M-M) che rappresentano i casi in cui ci siano correlazioni tra tracce multiple su entrambi i telescopi. La frequenza di questi eventi è risultata essere di 0,8 all ora. 25

27 Figura 11 -Distribuzione della differenza dei tempi per eventi S-S. Fonte: R. Moro. First Detection of extensive air shower with EEE experiment, Nuclear Physics B (Proc. Suppl.) (2011), Effetto Forbusch Sempre nel 2011 sono stati pubblicati i risultati dei dati raccolti nelle stazioni di Catania e di Altamura. I telescopi del progetto EEE sono stati in grado di osservare la diminuzione del flusso di muoni a seguito di intenso flare solare. Questo fenomeno prende il nome di Effetto Forbush, dal fisico americano Scott E. Forbush che per primo osservò il fenomeno tra gli anni 30-40; questo effetto è ancora abbastanza sconosciuto ma ampiamente osservato da diversi rivelatori sia in orbita (ISS e sonde come le Voyager) che sulla superficie terrestre, in particolare dalle 17 stazioni di rivelatori di neutroni (NMDB Stations) sparse sulla superficie terrestre (anche al polo sud). 26

28 Figura 12 - Variazione nel tempo del flusso dei Raggi cosmici registrata dall'osservatorio OULU e dai due telescopi del progetto EEE di Catania e Altamura. Fonte: M. Abbrescia et al. Observation of the February 2011 Forbush decrease by the EEE telescopes, Eur. Phys. J. Plus (2011), 126. L ipotesi più accreditata attualmente è che i campi magnetici proiettati nello spazio interplanetario dai venti solari a seguito di una forte espulsione di massa coronale (CME) interferiscano col flusso dei raggi cosmici provocandone una diminuzione dipendente dalla dimensione, dalla vicinanza alla Terra e dall entità dei campi magnetici dei CME. Sono state osservate diminuzioni anche importanti del flusso dei raggi cosmici comprese tra il 3% e il 20 % al suolo ma che hanno raggiunto e superato il 30 % sulla ISS. Figura 13 - Correlazione tra i conteggi di neutroni misurati dall'osservazione di Oulu e i telescopi del Progetto EEE (misura del flusso dei muoni) di Catania (a sinistra) e Altamura (a destra). M. Abbrescia et al. Observation of the February 2011 Forbush decrease by the EEE telescopes, Eur. Phys. J. Plus (2011),

29 Correlando i dati dei telescopi MRPC (figura 13) coi dati della stazione di rivelazione dei neutroni di Oulu, città nel nord della Finlandia, si è dimostrata [33] la capacità dei telescopi di osservare variazioni nel flusso dei raggi cosmici dell ordine del 3-4%, il che candida a pieno titolo questi rivelatori tra quelli in grado di studiare anche tale fenomeno. Infatti i rivelatori di neutroni non sono direzionali; la rete di rivelatori di muoni del progetto EEE può quindi dare informazioni complementari a quelle delle reti di rivelati di neutroni, aiutando a studiare e comprendere meglio questo fenomeno. Figura 14 - Variazione del flusso dei raggi cosmici osservata dai telescopi del progetto EEE selezionata a diversi angoli zenitali. Fonte: M. Abbrescia et al. Observation of the February 2011 Forbush decrease by the EEE telescopes, Eur. Phys. J. Plus (2011), 126. Grazie inoltre alla capacità dei telescopi di misurare la direzionalità dei muoni osservati è stato possibile studiare [33] la distribuzione angolare dell evento. Dai dati sulla distribuzione angolare (figura 14) si vede che l effetto Forbush coinvolge il flusso dei muoni indipendentemente dalla direzione d arrivo, ma i muoni con θ piccoli risentono meno dell effetto raggiungendo il massimo decremento diverse ore dopo quelli con angoli più ampi. 28

30 3. Il rivelatore del progetto EEE: telescopi di MRPC Lo studio degli sciami, prodotti dai raggi cosmici, nell ambito del progetto EEE necessita non solo di una estesa rete di rivelatori ma anche che questi abbiano alcune caratteristiche fondamentali. Per riuscire a rilevare eventi di alta energia abbiamo bisogno di un rivelatore con una grande accettanza geometrica. Per poter essere distribuiti in grande numero sul territorio sarà necessario contenere il costo del rivelatore mantenendone invariata l efficienza e la precisione delle rivelazioni. E necessario che i rivelatori abbiano una risoluzione spaziale elevata, di circa qualche centimetro nella identificazione del/dei punto/i di impatto del muone, in modo da riscostruire al meglio le tracce delle particelle. La risoluzione temporale deve essere elevata: dell ordine delle centinaia di ns, per permettere che i muoni rilevati da rivelatori distanti possano essere messi in correlazione tra loro attraverso l uso un dispositivo GPS. θ d = cδt Figura 15 Schema semplificato dello sciame che incide su telescopi (segnati in verde) [34] 29

31 Facendo una stima del tempo che un muone impiega a percorrere la distanza d=l*sin(θ), con L pari alla distanza tra due stazioni, si ha: Δt= L*sin(θ)/c; variando θ tra 0 e 60 (intervallo di valori tipico degli angoli, rispetto alla verticale, di arrivo dei μ visto dai telescopi), si hanno valori Δt compresi tra 0 ns e 420 ns, con L=150 m, e compresi tra 0 e 4,2 μs, per L=1,5 Km. Per lo studio dei fenomeni che coinvolgono un solo telescopio (come per esempio la distinzione tra i μ che vengono dall alto rispetto a quelli che vengono dal basso) abbiamo bisogno di una risoluzione temporale di 1 ns. Infatti il tempo di attraversamento di un telescopio, con distanza d tra le camere esterne di circa 100 cm, da parte di un μ è: t = d/c 3 ns. Per poter rilevare un numero sufficiente di eventi di estrema energia bisognerà che i rivelatori operino per molto tempo con un bisogno minimo di manutenzioni. Per poter essere collocati nelle scuole e far partecipare gli studenti alla costruzione degli stessi, i rivelatori dovranno essere relativamente semplici e molto sicuri. Con tali caratteristiche, e vista l esperienza ottenuta da alcuni membri del Progetto EEE nella collaborazione nell esperimento ALICE del Cern, la scelta del rivelatore è ricaduta nell ambito dei rivelatori gassosi a ionizzazione a geometrica piana ed in particolare nelle camere MRPC (Multi-Gap Resistive Plate Chamber), utilizzate per identificare le particelle misurandone il tempo di volo nell esperimento ALICE. 3.1 Rivelatori gassosi a geometria piana A partire dagli anni 50 sono stati sviluppati diversi tipi di rivelatori gassosi a geometria piana, che sono stati poi via via sempre più perfezionati ed adattati alle esigenze dei vari esperimenti. Questi rivelatori sono costituiti da due elettrodi, posti ad una certa differenza di potenziale, che racchiudono un certo volume di gas, che viene ionizzato (ionizzazione primaria) dalle particelle cariche che si intende rilevare. 30

32 Figura 16 - Rappresentazione schematica della ionizzazione primaria [34]. Il numero medio di coppie per unità di lunghezza, prodotte dalla ionizzazione primaria, dipende dalla perdita di energia per unità di lunghezza della particella nella miscela di gas utilizzata, ma è indipendente dal campo elettrico applicato. Figura 17 - Tabella [34] con riportati i valori di de/dx per i muoni e relativo numero di coppie di portatori di carica in alcuni gas. La distribuzione di probabilità di avere la prima ionizzazione, a distanza d dal punto di ingresso della particella ionizzante nel gas, dato il numero medio (m=1/l)delle coppie create per unità di lunghezza, è: In assenza di campo elettrico le coppie elettrone-ione ricombinano per effetto dell attrazione coulombiana. La presenza di un campo elettrico fa migrare e accelera gli ioni 31

33 e gli elettroni, prodotti dal passaggio delle particelle verso i due elettrodi, dipendentemente dalla loro carica; elettroni verso l anodo e ioni positivi verso il catodo. Se l intensità del campo elettrico supera una certa soglia (> 10 kv/cm) gli elettroni prodotti dalla ionizzazione primaria possono acquistare energia sufficiente (KeV) per produrre una nuova ionizzazione e così via fino a generare una valanga. La velocità di deriva dei portatori di carica negativa (elettroni) è maggiore (fattore 10 3 ) rispetto a quella dei portatori di carica positiva (vedi tabella figura 18 a sinistra), il che porta ad una distribuzione di carica della valanga a goccia (figura 18 a destra). Figura 18 - A sinistra, tabella coi valori delle velocità di deriva dei portatori di carica in vari gas. A destra, forma schematica della forma della valanga. [34] La carica totale della valanga viene poi raccolta dagli elettrodi sui quali si genera un segnale indotto indipendente dalla posizione di interazione delle particelle e di origine della valanga. Dato che la velocità di deriva degli elettroni è diversi ordini di grandezza superiore a quella degli ioni, i rivelatori a gas utilizzano principalmente il segnale indotto dagli elettroni che garantisce una migliore risoluzione temporale. Al crescere della differenza di potenziale applicata, il numero di ioni raccolti dagli elettrodi presenta un andamento in cui possiamo distinguere alcune zone con comportamento simile (figura 19). 32

34 Figura 19 - Andamento del numero di ioni raccolti sugli elettrodi in funzione della tensione applicata. Dopo una prima zona di aumento rapido del numero di ioni raccolti, raggiungiamo una zona caratterizzata da un andamento costante del numero di ioni raccolti indipendente dal valore di tensione applicato; è il regime in cui lavorano le camere a ionizzazione. La terza zona visibile nel grafico è quella caratterizzata dall inizio dei processi di moltiplicazione a valanga e vede un aumento proporzionale del numero di ioni raccolti rispetto alla tensione applicata; questa è la cosi detta regione a proporzionalità diretta, o regime proporzionale, dove operano i contatori proporzionali. In questa regione il numero medio di elettroni creati nella valanga è ben rappresentato dalla seguente formula: 33

35 dove x rappresenta (vedi figura 18) la distanza tra anodo e il punto di formazione della valanga, N o indica il numero di elettroni dovuti alla ionizzazione primaria. Il coefficiente η quantifica il processo di ricombinazione degli elettroni con gli atomi del gas, mentre il coefficiente α è il cosiddetto coefficiente di Townsend che è definito come l inverso del libero cammino medio degli elettroni nel gas. Sia η che α dipendono dal tipo di gas utilizzato e dall intensità del campo elettrico applicato. Salendo ancora in tensione si raggiunge dapprima una regione in cui il numero di ioni aumenta più velocemente con la tensione applicata, la cosiddetta regione a proporzionalità limitata, in seguito si raggiunge una zona che vede un andamento costante del numero di ioni e che è caratterizzato da valanghe di dimensioni elevate (streamers) che se non vengono arrestate portano alla formazione di scintille attraverso il gas. 3.2 Predecessori delle MRPC Il primo dei rivelatori gassosi a geometria piana che è stato costruito è la camera ad elettrodi conduttivi (PPC, Parallel Plate Chamber). Queste camere erano costituite da due piani metallici conduttivi, distanziati di alcuni mm, all interno dei quali è racchiuso il gas (argon e xilene) [35]. Le camere lavorano nel regime proporzionale ossia nelle condizioni per cui il segnale dell apparato è proporzionale alla ionizzazione de/dx. Per la natura conduttiva degli elettrodi la formazione delle valanghe può portare alla formazione di scariche all interno della camera che posso danneggiare il rivelatore stesso oltre che a limitarne le prestazioni. Il rivelatore era controllato da un circuito esterno che interrompeva la tensione al fine di bloccare tale scintilla. Intorno agli anni 70 la PPC è stata migliorata con la sostituzione degli elettrodi conduttivi attraverso piani resistivi. Le cariche generate durante la valanga venivano neutralizzate all arrivo sugli elettrodi producendo una variazione localizzata della differenza di potenziale ai capi degli elettrodi. Con tali modifiche non c è più la necessità del circuito esterno di spegnimento. Di questa tipologia di camere fanno parte le PSC (Planar Spark Chamber) e le RPC (Resistive Plate Chamber). La PSC viene realizzata per la prima volta da Pestov [36]. Questa camera lavorava in regime di scarica ed è costituita da un catodo metallico ed un anodo resistivo. La lettura del segnale viene fatta tramite strisce di rame incollate sull anodo. 34

36 I rivelatori RPC furono ideati da Santonico e Cardarelli intorno agli anni 80 [37]. Sono rivelatori economici ma con buona risoluzione sia spaziale che temporale. I piani di lettura del segnale sono costituiti da una serie di strisce conduttive di rame posizionate agli estremi del rivelatore. Questi rivelatori lavorano in regime proporzionale e riescono a raggiungere efficienze prossime al 100% con risoluzioni temporali dell ordine del ns [38]. Figura 20 - Schema di funzionamento di una RPC [31]. 3.3 Le camere a piani resistivi a interspazi multipli (MRPC) Le camere MRPC nascono come perfezionamento delle RPC, con lo scopo di migliorarne la precisione e l efficienza per soddisfare le richieste del sistema di tempo di volo (Time of Flight, TOF ) dell esperimento ALICE all LHC: - aumentare il limite della frequenza sostenibile (da alcune decine a alcune centinaia di Hz), - migliorare la risoluzione temporale (fino all'ordine dei ps), - aumentare il guadagno ma allo stesso tempo fermare lo sviluppo delle valanghe, - limitare la corrente tra i due elettrodi. Il primo prototipo di MRPC fu realizzato nel 1996 [39] all'interno del progetto Lepton Asymmetry Analyser, LAA del CERN. In un rivelatore MRPC il volume di gas viene suddiviso in un determinato numero di spazi mantenendo però il volume complessivo di gas con 35

37 opportuni piani di separazione; questi non sono collegati all alta tensione ma per effetto di campo il potenziale viene equiripartito tra i singoli spazi. Il segnale indotto che si ottiene sugli elettrodi è la somma dei segnali indipendenti che si generano nei singoli intervalli. Questa suddivisione non diminuisce quindi il volume sensibile ma permette di dare un freno allo sparpagliamento della valanga, che cresce esponenzialmente con la distanza percorsa, e nello stesso tempo gli intervalli più piccoli permettono di mantenere il rivelatore in regime proporzionale e non raggiungere il regime di scarica [34]. Il risultato complessivo è un miglioramento nella precisone spaziale (di pochi cm) e temporale (ordine dei ps) [40] Le MRPC del Progetto EEE Per il Progetto EEE si utilizzano delle MRPC appositamente progettate in modo da soddisfare tutti i requisiti per una buona identificazione del punto di passaggio dei muoni contenendo però i costi e soprattutto le difficoltà di costruzione. Gli studenti di ogni scuola sono direttamente coinvolti nella costruzione del proprio rivelatore: è quindi importante che i materiali utilizzati siano di facile reperibilità, sicuri e mediamente semplici da assemblare. La struttura del rivelatore (vedi figura 21) consiste di una parte più interna di 182 cm x 90 cm entro la quale viene racchiuso il volume sensibile di gas. Il catodo e l anodo consistono di due vetri (160 cm x 85 cm) trattati con pittura resistiva collegata alle alte tensioni, lo spazio tra loro è suddiviso in 6 intervalli ( gap ) di piccolo spessore (300 μm) da 5 vetri intermedi (158 cm x 82 cm, spessi 1,1 mm). Anodo e catodo sono inoltre a contatto con un foglio di Mylar (180 cm x 90 cm) steso su un piano di vetronite di pari area all esterno del quale sono stese le strisce di rame (180 cm x 2,5 cm separate le une dalle altre di 7 mm). Per dare stabilità alla struttura il nucleo interno è fissato a due piani rigidi di materiale composito con struttura a nido d ape (182 cm x 90 cm) e il tutto è racchiuso in una scatola di alluminio a tenuta stagna (200 cm x 100 cm esterno, 192 cm x 92 cm interno). Alle estremità dei lati lunghi (vedi figura 22) sono posti gli innesti dei tubi di ingresso e uscita del gas e i connettori delle alte tensioni, mentre sui lati corti sono poste le schede di elettronica per la lettura dei segnali delle strisce. 36

38 Spessori dei piani delle MRPC Materiale Numero piani Spessore (mm) Vetronite Mylar Vetro Esterno Vetro Interno Intercapedine Gas Spessore area attiva del rivelatore Nido d'ape 2 15 Spessore totale rivelatore Tabella 1 - Spessori dei piani delle camere MRPC Mylar (0.16 mm) Figura 21- Schema di funzionamento di una MRPC. Fonte: M. Abbrescia et al. Performance of a six gap MRPC built for large area coverage, Nuclear Instruments and Methods in Physics Research A 593 (2008) Le coordinate orizzontali del punto dove il segnale è stato indotto sugli elettrodi dalla valanga lo si ottiene misurando il segnale sulle strisce di rame, letto dalla elettronica ai capi della camera: - La coordinata Y è individuata dalla singola striscia, o coppia di strisce adiacenti, su cui il segnale viene indotto. L incertezza su questa coordina sarà data dalla semi-distanza 37

39 tra i centri di due strisce adiacenti. Con strisce spesse 25 mm e distanziate 7 mm abbiamo una ΔY = 1,6 cm. - La coordinata X viene determinata misurando la differenza tra i tempi di arrivo del segnale ai due capi della camera (lo zero si troverà al centro della striscia) secondo la formula: X La velocità di propagazione del segnale sulle striscie è stata misurata [41] pari a: Vs = 16,4±0,3 cm/ns, con strisce lunghe 180 cm il segnale impiega circa 11 ns a percorrere metà lunghezza. La risoluzione temporale della camere è di 100 ps [41].Con questi valori la ΔX è circa 1 cm. - La coordinata Z nel telescopio sarà data dalla distanza tra le camere (con lo zero centrato sulla camera di mezzo).la ΔZ sarà invece data dallo spessore dell area attiva della camera, pari alla distanza tra gli elettrodi, uguale a 1,44 cm. - y x Figura 22 - Schema della box esterna della camera 38

40 3.4 Gas Utilizzati Una parte importante di questo tipo di rivelatore è la miscela di gas utilizzata. La miscela deve garantire da una parte alti valori di densità di ionizzazione primaria, in modo da garantire una buona sensibilità e un buon guadagno di segnale al passaggio delle particelle, dall altra deve garantire che non si generino scintille che potrebbero danneggiare il rivelatore oltre a non garantire un guadagno di segnale stabile. La ionizzazione viene garantita dalla scelta di gas con alti valori di densità di ionizzazione primaria. Oltre a ciò si utilizzano percentuali di altri gas: - gas elettronegativi allo scopo di diminuire la dimensione della valanga, migliorando la risoluzione spaziale, assorbendo gli elettroni prima che questi possano raggiungere gli elettrodi. - idrocarburi che assorbono i fotoni irradiati dai processi di ricombinazione all'interno della valanga. Nel Progetto EEE, dato che i rivelatori devono lavorare in sicurezza all interno degli edifici scolastici, non è possibile utilizzare gas infiammabili o tossici. Si sono esclusi quindi gli idrocarburi optando per una miscela di Freon (C 2 F 4 H 2 ), che possiede una densità di ionizzazione primari pari a 9,2 mm -1 [42], e SF 6, come gas elettronegativo con il compito di smorzare le scariche (quenching), in percentuali rispettivamente del 98% e 2%. 39

41 3.5 Elettronica di lettura Attraverso i cavi twisted pair il segnale viene prelevato sia dalla parte dell anodo (segnale positivo) che dal catodo (segnale positivo). Questi segnali vengono mandati ad una delle due schede di elettronica di Front-End (FEA) poste ai capi estremi delle camere. Queste schede contengono un chip integrato NINO ASIC (Application Specific Integrated Circuit) [43], sviluppato per l elettronica del sistema TOF dell esperimento ALICE. Figura 23 - Scheda di Front End utilizzata nel Progetto Questo è un amplificatore/discriminatore ultraveloce ed è dotato di una soglia regolabile tra mv, che permette di discriminare il segnale analogico raccolto dalle strisce. Ciascuna delle schede in uscita fornisce 24 segnali in formato LVDS (Low-Voltage Differential Signaling) ciascuno dei quali viene inviato, attraverso un cavo Amphenol, ad uno dei canali TDC (Time to Digital Converter) per la successiva acquisizione. Se ogni telescopio è costituito da tre camere MRPC e ciascuna camera necessita di due schede di Front-End con in uscita 24 canali, il numero di segnali inviati ai TDC sono in totale 144. La scheda produce anche un OR di questi 24 segnali e lo invia, sempre in standard LVDS, alla scheda di trigger, come schematizzato in figura

42 Figura 24 - Schema del circuito di lettura dei segnali delle strisce con indicato sul discriminatore l'intervallo di soglia regolabile. La scheda di Trigger da noi usata, progetta dalla sezione INFN di Bologna usando il bus VME, ha in ingresso tutti gli OR in uscita dalle sei FEA delle tre camere. La scheda fa prima l AND tra gli OR provenienti dalla stessa camera (destra e sinistra), poi prende questi AND e fa un AND complessivo delle tre camere facendo uscire un segnale, detto di tripla, che autorizza l acquisizione nel caso in cui vi siano coincidenze tra segnali su tutte le tre camere. La scheda di Trigger ha la possibilità di prelevare in uscita i segnali detti di doppia che si ottengono facendo l AND tra i segnali di sole due camere. 41

43 Figura 25 Schema del sistema di trigger. Fonte: S. Grazzi, nota interna. Il segnale di tripla va in ingresso alla scheda GPS Interface, anch essa progettata presso la sezione INFN di Bologna, la quale riceve anche un segnale di PPS (Pulse per Second) proveniente dal GPS. In uscita la scheda invia il segnale di trigger per i moduli TDC e un segnale TTL al modulo GPS. Il segnale di trigger ai TDC è un OR tra il segnale di tripla, o di doppia, degli eventi delle camere e il segnale PPS proveniente dal GPS (vedi figura 25). Prima di questo OR, il segnale PPS viene sdoppiato in due impulsi che hanno il compito di autorizzare la lettura dei dati dai TDC e imporre il reset dei contatori interni dei TDC. Si è scelto infatti di non leggere direttamente ogni singolo evento per evitare tempi morti [44]. Si lascia invece che il TDC memorizzi gli eventi usando come riferimento temporale il tempo letto dal suo clock interno. Questi tempo si va poi a sommare, da programma, al tempo dato dal riferimento temporale assoluto del PPS, dato dal GPS una volta ricevuto il segnale di ritorno TTL dalla scheda. La scheda invia anche quattro segnali in standard ECL ai TDC. Due di questi segnali (CLR) hanno il compito di azzerare i TDC e dare il via all acquisizione. Gli altri (CRST) hanno invece il compito ripulire le memorie dei TDC e farli ripartire. 42

44 Figura 26 - A sinistra, la scheda di Trigger. A destra la scheda GPS Interface. Entrambe sviluppate presso l'infn di Bologna I moduli TDC convertono un intervallo di tempo in un segnale digitale. Nell'ambito di questo esperimento e stato utilizzato il TDC CAEN v1190; il TDC CAEN viene costruito nelle versioni v1190a e v1190b i quali rispettivamente hanno 128 e 64 canali. Avendo un totale di 144 canali per ciascun telescopio e potendo disporre di schede TDC con un massimo di 128 canali abbiamo bisogno di almeno due moduli TDC. Il clock interno del chip dei TDC è a 40MHz (25 ns). La risoluzione temporale diventa 781 ps ( 800 ps ) attraverso un circuito chiuso di ritardo (DLL, Delay Locked Loop) con 32 elementi di ritardo. Il clock di riferimento viene preso attraverso un circuito ad aggancio di fase (PLL, Phase Locked Loop) che può rimuovere il tremolio digitale (jitter) del clock interno (40 MHz) oppure agire da moltiplicatore sullo stesso portandolo a 160 MHz o 320 MHz, migliorando così anche la risoluzione temporale. Usando i clock moltiplicati a 160 MHz e 320 MHz con il DLL a 32 elementi si ottengono risoluzioni temporali rispettivamente di 200 ps e 100 ps. 43

45 Figura 27 - I moduli TDC a 64 (a sinistra) e a 128 (a destra) canali utilizzati nel progetto. Fonte: Tutte queste schede sono inserite in un crate VME. La connessione del crate con il computer avviene attraverso un ulteriore modulo, detto VME Bridge, che gestisce tutte le operazioni che avvengono nel crate ed invia un segnale (0dsn) alla scheda GPS Interface che ordina l invio del segnale CLR ai TDC. 3.6 Il Sistema GPS Per riuscire a eseguire una corretta ricerca delle coincidenze tra più telescopi è necessario che questi abbiano lo stesso riferimento temporale assoluto (UTC); per ottenere questo si utilizza un Sistema di Posizionamento Globale (GPS). Il GPS è un sistema di navigazione introdotto, e tuttora controllato, dal Dipartimento della Difesa degli Stati Uniti. Anche se si tratta di un sistema militare, oggigiorno è anche utilizzato per scopi civili. Esso `e costituito da tre segmenti: - Il primo è costituito da una costellazione di più di 24 satelliti, disposti su 6 piani orbitali inclinati di 55 rispetto all equatore. Le loro orbite sono circolari, con un altezza di circa km dalla Terra e con un periodo orbitale di 12 ore. Il sistema è progettato per fare in modo che da ogni punto sulla Terra siano visibili almeno 5 satelliti. Per scopi di 44

46 posizionamento, ogni satellite trasmette due onde radio portanti (L1 a MHz e L2 a MHz), modulate da due codici pseudo-casuali, il codice C/A (coarseacquisition) e il codice P (Precise code), e da un messaggio di navigazione NM. I satelliti trasportano orologi atomici (al Cesio o al Rubidio), che forniscono un riferimento temporale preciso e accurato per i segnali radio trasmessi verso il ricevitore a terra. - Il secondo è costituito da diverse stazioni di controllo dislocate sulla superficie terrestre, che controllano continuamente lo stato di funzionamento dei satelliti, registrando le loro anomalie orbitali e le derive temporali di ognuno degli orologi atomici in orbita. Tali informazioni permettono di predire le future correzioni che ogni satellite trasmetterà nel suo messaggio di navigazione, permettendo così a ciascun utente di rimuovere in tempo reale tutte le cause di errore e mantenere l orologio del proprio sistema strettamente sincronizzato con l UTC. - Il terzo è il ricevitore GPS dell utente. Esso è in grado di seguire, tramite uno solo o entrambi i codici (C/A e P), tutti i satelliti visibili contemporaneamente. Per tale ragione, l antenna del ricevitore deve essere posizionata in un luogo aperto e lontano da ostacoli che possano limitare la visione della volta celeste. Ciascun utente, tramite un ricevitore GPS, può conoscere le coordinate della sua posizione geografica. Il ricevitore a Terra misura il ritardo di tempo fra l istante t1, in cui un segnale è trasmesso da un satellite, e l istante t2, in cui è rilevato dall antenna ricevente. L intervallo di tempo (t1 t2) moltiplicato per la velocità con cui le onde radio si propagano nell atmosfera (velocità della luce nel mezzo atmosferico), fornisce la distanza tra ogni satellite e l antenna ricevente. Misurando i ritardi da almeno tre satelliti (triangolazione), l utente è in grado di avere un informazione tridimensionale della sua posizione (latitudine, longitudine e altitudine). Una corretta misura della posizione tridimensionale del ricevitore è possibile solo se l orologio dell utente è sincronizzato con il tempo del GPS. Per ottenere ciò è sufficiente possedere la misura della distanza da un quarto satellite per sincronizzare l orologio del ricevitore con il tempo universale. L accuratezza con cui il GPS fornisce la localizzazione dipende da diversi fattori (incertezze nelle orbite reali, tipo di codice utilizzato, effetti della ionosfera e della troposfera, ecc), e può variare da alcuni centimetri fino a decine di metri. Nel progetto EEE il GPS ha il compito di dare un riferimento temporale preciso e unitario a ogni evento ed in aggiunta è utile per ottenere una precisa localizzazione geografica del 45

47 telescopio. Il modello GPS usato nei telescopi di Savona e Lodi è Spectracom TSync-PCIe GPS (foto in figura 28). Figura 28 - Immagine della scheda GPS usata. Fonte: ming/pciexpressslotcards/tabid/1296/default.aspx. Il GPS fornisce un segnale PPS, ossia un impulso al secondo, al sistema di trigger; a tale impulso viene associato il riferimento temporale assoluto del GPS. Il segnale 1PPS viene quindi utilizzato come sistema di riferimento per il tempo, in quanto esso è sincronizzato entro 100 ns con il tempo UTC. Il tempo assoluto dei singoli eventi viene invece ottenuto sommando al tempo assoluto di questo PPS il tempo degli eventi misurato dal clock interno dei TDC. 46

48 4. Telescopi EEE a Savona Nella mia tesi mi sono occupato della messa a punto di tre telescopi posizionati in altrettanti edifici scolastici della città di Savona. Gli istituiti coinvolti sono: - Il Liceo Classico Chiabrera - Il Liceo Scientifico Grassi - L ITIS Galileo Ferraris Le tre scuole sono posizionate su di un triangolo (vedi figura 29) i cui lati sono lunghi: Distanze Scuole Savona Scuole Distanza (m) ITIS-Chiabrera 1460 Chiabrera-Grassi 1180 Grassi-ITIS 1720 Tabella 2 - Distanze tra le scuole a Savona I dati geografici dei tre telescopi sono : (s.l.m) Tabella 3 Posizione geografica dei tre telescopi con in aggiunta l angolo delle strisce rispetto al nord e la posizione all interno degli edifici scolastici. 47

49 Figura 29 - Mappa di Savona con indicate le tre scuole coinvolte nel progetto e le loro distanze. E importante conoscere anche la posizione dei telescopi all interno degli edifici scolastici. I raggi cosmici nella loro traiettoria possono interagire con eventuali ostacoli, come le solette di cemento armato degli istituiti, col risultato di avere una perdita di energia dei muoni (vedi Appendice 2) o la generazione locale di sciami che possono interferire con le misure. 48

50 4.1 Geometria dei Telescopi Per il progetto EEE si utilizzano tre camere MRPC disposte una sopra l altra e si accettano solo gli eventi che danno un segnale su tutte e tre le camere. Figura 30 - Geometria dei Telescopi del progetto EEE. Ho indicato le dimensioni orizzontali della superficie sensibile del rivelatore, corrispondete alla superficie dei vetri interni, e non le dimensioni esterne. L angolo solido visto dal rivelatore è rappresentato dal vertice di una doppia piramide a base rettangolare, ottenuta tracciando le rette che uniscono trasversalmente gli angoli della superficie sensibile delle camere esterne. Data la simmetria del rivelatore, se le due distanze tra le camere sono circa uguale, il vertice di questa piramide doppia cade al centro della di mezzo. Quindi su questa camera la distribuzione degli eventi di muoni che attraversano i tre piani sarà centrata nel mezzo della camera. 49

51 Figura 31 - Rappresentazione dell'angolo solido del telescopio Con telescopi aventi una distanza tra le camere di 100 cm per valutare l accettanza geometrica [45] del rivelatore è stata fatta una simulazione Montecarlo generando 10 7 muoni con una distribuzione angolare uniforme su tutto l angolo solido (per d=100 è 0,957 sr) attorno all apparato, ossia nell emisfero superiore definito da 0 < φ < 360 e 0 < cos(θ) < 1. Pertanto la generazione è stata effettuata a partire da distribuzioni uniformi in φ e in cos(θ). L accettanza è definita, in ogni intervallo angolare, come il rapporto fra il numero di muoni ricostruiti (N REC ) e il numero di quelli generati (N GEN ) diviso per la superficie del disco ortogonale su cui giacciono i punti d impatto (S = 5,68 m 2 ) e per l angolo solido corrispondente all intervallo angolare (dω): La distribuzione dell accettanza del rivelatore al variare della direzione di arrivo dei muoni è mostrata nella Figura 32, in funzione di cos(θ) e di φ. Il valore totale dell accettanza, sommato su tutti gli intervalli angolari, è A tot = 0,34 m 2 sr. 50

52 Figura 33 - Accettanza differenziale del telescopio in funzione della direzione [42]. In realtà la distribuzione angolare dei muoni cosmici al livello del mare è uniforme nell angolo azimutale φ ma è proporzionale a cos 2 (θ), dove θ è l angolo zenitale, misurato a partire dalla direzione verticale. Quindi, per calcolare il rate (numero nell unità di tempo) atteso di muoni ricostruiti nel telescopio, sono state nuovamente generate 10 7 tracce muoniche con tali distribuzioni angolari ed è stato ottenuto un rate integrale di muoni ricostruiti Rate μ 36 Hz. 4.2 Eventi attesi a Savona Per valutare il numero di coincidenze attese tra due telescopi in funzione della loro distanza sono stati utilizzati diversi programmi di simulazione. I programmi Montecarlo usati principalmente nel progetto EEE sono Corsika e Cosmos che sono metodi di simulazione completi e sofisticati. E stato sviluppato anche un semplice algoritmo di simulazione Montecarlo, basato sulle formule del Gaisser [12], per valutare la bontà del numero di coincidenze tra i telescopi dell Aquila [46]. In base a queste simulazioni, il numero di 51

53 coincidenze attese per i nostri telescopi dovrebbe essere compreso tra 1 e 4 muoni al giorno così come visibile nella figura 33. Figura 33 Sopra, tre simulazioni diverse delle coincidenze attese tra due telescopi in funzione della distanza. Sotto, le stesse simulazioni limitate nell intervallo di distanze tra metri. 52

54 5. Costruzione delle camere Le camere MRPC usate nel Progetto EEE vengono assemblate al CERN direttamente dagli studenti delle scuole dove verranno collocati i telescopi. Ho personalmente assistito alla costruzione delle camere per il telescopio del Liceo Scientifico Gandini Lodi da parte di un gruppo di circa 8-9 studenti appartenenti a classi di anni diversi, accompagnati dal professore di riferimento del progetto e dal preside. Il primo passo della costruzione delle camere è l applicazione delle 24 strisce di rame, costituite da nastro adesivo di rame lungo 180 cm e largo 2.5 cm, sulla superfice esterna del foglio di vetronite, lungo 182 cm e largo 90 cm, distanziate tra loro di circa 7 mm; le strisce sono posizionate lungo il lato lungo del piano di vetronite in posizione centrale lasciando circa 7 cm di spazio dai bordi (vedi figura 34). Figura 34 - Visuale delle strisce di rame collocate sulla superficie più esterna del modulo Le strisce di rame in realtà sono un poco più lunghe della vetronite per essere poi ripiegate sulle parti interne del foglio di vetronite, alle due estremità, per una lunghezza di circa 1.5 cm per lato. Qui sono saldati i cavi twisted pair che portano i segnali ai connettori per le schede di fronte end. 53

55 Figura 35- Operazioni di saldatura del cavi twisted pair ai capi delle strisce di rame. Lungo i due lati lunghi del piano di vetronite vengo anche fatti dei fori dove vengono collocate delle viti di plastica, materiale non conduttivo, che serviranno come supporto per la stesura del filo da pesca di 300 μm di diametro, che andrà a costituire l intercapedine tra i piani di vetro interni. Figura 36 - Visuale laterale dei piani di vetro e dei gap ottenuti utilizzando un filo da pesca. 54

56 Figura 37 - Particolare dell ancoraggio del filo da pesca [47]. A questo punto la vetronite viene fissata, sul lato esterno, ad un pannello di compensato a nido d ape di area pari a quella della vetronite, usando del nastro biadesivo molto largo. Sulla parte interna della vetronite viene appoggiato, e fissato con dello scotch, un foglio di Mylar. Lo scotch viene anche stesso sui i bordi dei ripiegamenti di rame delle strisce per isolarle dalle restanti parti della camera. Figura 38 - Particolare dell'isolamento dei piani di vetro e del cavo di alimentazione delle alte tensioni. 55

57 Su uno degli angoli dei fogli di vetronite viene applicata, parallelamente alle altre, una ulteriore striscia di rame più corta e stretta. Lo scopo di questa strisce è quella di fare da contatto tra il cavo che porterà le alte tensioni e, attraverso un sottile cuscinetto di carbonio sull estremità interna, alla superficie resistiva del vetro più esterno adiacente al foglio. Figura 39 - Particolare dell'interfaccia delle alte tensioni Su questo vetro, lungo 160 cm e largo 85 cm, è stata applicata una speciale vernice resistiva in modo da ottenere una superfice resistiva di circa MΩ (Lincron 1755). A questo punto si inizia a stendere il filo da pesca a zig-zag tra le varie viti posizionate in precedenza sulla vetronite. Una volta coperta tutta l area del primo vetro si va a posizionare il successivo con estrema attenzione e si riparte a stendere il filo da pesca che non viene mai tagliata tra un piano ed l altro; è quindi necessario prestare molta attenzione in questa fase a non tirare troppo il filo o a non schiacciarlo troppo sui bordi dei vetri perché in caso di rottura bisognerebbe rimuovere i vetri e ricominciare. I vetri più interni hanno un area più piccola (158x82 cm). Per il posizionamento dei vari vetri cosi come del panello di compensato viene utilizzato uno strumento creato appositamente partendo da un aspirapolvere. Questo viene appoggiato sulla superficie dei vetri (come si può vedere in figura 40); aspirando via l aria tramite gli appositi tubi si crea un effetto ventosa tra il vetro e la superficie dello strumento. 56

58 Figura 40 - Sistema di sollevamento dei piani di vetro Una volta posizionato l altro vetro esterno prima di posizionare l altro pannello di compensato con già applicato il foglio di vetronite preparato come il precedente è necessario porre un certo numero di spessori plastici che sopportino il peso del compensato stesso al posto dei vetri. Infine il tutto viene chiuso applicando dello scotch Mylar attorno ai bordi della camera e centralmente. Figura 41 - A sinistra le operazione di chiusura della parte interna del rivelatore. A destra, visione del rivelatore all'interno del contenitore a tenuta stagna. 57

59 Terminato di costruire il nucleo del rivelatore quest ultimo viene sollevato utilizzando lo stesso apparecchio utilizzato per i vetri e spostato con l ausilio di una piccola gru all interno di un contenitore di alluminio realizzato appositamente. A questo contenitore sono fissati alcuni elementi. Il primo che si può notare sono le valvole di ingresso e uscita del gas. Queste non sono a contatto con la parte interna del rivelatore ma hanno solo il compito di garantire il flusso del gas all interno della camera. Un secondo elemento che si può notare sono le prese per l alimentazione ad alta tensione delle camere (vedi figura 42). Gli ultimi due oggetti sono i connettori per le 2 schede di elettronica di front-end (FEA). Figura 42 - Particolare ingresso di una delle polarità delle alte tensioni, qui come poi ai bordi viene applicato una del silicone per garantire la tenuta stagna finale del rivelatore. 58

60 Figura 43 - Particolare del connettore dei cavi twisted pair per le schede di Front-End Sotto e poi attorno al nucleo del rivelatore viene avvolto del polietilene espanso e vengo messi degli spessori così da limitarne i movimenti all interno del contenitore durante le fasi di trasporto (vedi figura 44). Figura 44 - Particolare di uno dei distanziali inserito per tenere ferma la parte interna del rivelatore all interno del contenitore a tenuta stagna Il contenitore deve essere a tenuta stagna in quanto recipiente dentro il quale sarà riversato il gas. Per ottenere ciò viene messo un velo di polietilene espanso sopra il rivelatore (nella parte inferiore viene messo prima di poggiare i piani del rivelatore) e 59

61 chiuso il tutto con una lastra di alluminio che viene stretta bene con delle viti (vedi figura 47). Sui bordi e sugli angoli viene messa una abbondante quantità di silicone per chiudere al meglio ogni possibile perdita. Figura 45 - Operazioni finali di chiusura della camera. Si può vedere sporgere una parte, che viene poi tagliata, del foglio di polietilene utilizzato per la tenuta stagna del rivelatore. Ultimato l assemblaggio delle camere vengono fatti i controlli per verificare il corretto funzionamento del rivelatore, e in particolare della corretta tenuta del gas. Se i controlli hanno esito positivo le camere vengono imballate e spedite alle scuole. 60

62 6. Messa a punto dei telescopi a Savona Prima di venire trasportate nelle scuole di Savona le nove camere sono state trasportale dal CERN all INFN di Genova dove si sono eseguiti i primi controlli e si sono svolti degli stage didattici per gli studenti sul funzionamento dei rivelatori. Nell ambito di questi stage gli studenti hanno eseguito la misura dell efficienza di rivelazione delle singole camere in funzione delle alte tensioni applicate. Alla fine di questi stage le camere sono state imballate e portate a Savona per essere posizionate negli istituti scolastici. A seguito dell ulteriore trasporto abbiamo dovuto riverificare il corretto funzionamento dei rivelatori ed in aggiunta sono stati fatti i controlli di corretto funzionamento dell elettronica utilizzata dal progetto. 6.1 Sistema del Gas Per ottenere la miscela utilizziamo un gas mixer della Bromkhorst Hitech B.V. che riceve i gas in uscita dalle bombole e fa uscire una miscela dei due gas in base ai valori impostati. Uscita Miscela Figura 46 - Il Gas Mixer utilizzato nell'ambito del progetto 61

63 La pressione delle bombole è molto elevata ed è necessario inserire, per entrambe le bombole, dei riduttori per poter far arrivare la pressione di lavoro al gas mixer ; su questi riduttori sono posti due manometri. Il primo misura la pressione di uscita dalla bombola permettendoci di monitorare lo stato di consumo della stessa e provvedere in tempo a sostituirla. Il secondo manometro misura la pressione in uscita dal riduttore e che arriva al gas mixer. I due display più a sinistra (1,2) misurano la pressione in ingresso al gas mixer che a regime deve restare su valori compresi tra 1 e 2 bar. Confrontando i valori su questi display con quelli dei due manometri è possibile verificare se vi sono perdite nel percorso. I display a destra invece indica il flusso in uscito dal gas mixer. I display a destra (3,4) misurano il flusso d uscita dei gas della miscela. I valori sono espressi come la percentuale del fondo scala impostato. I fondo scala sono per il Freon 100cc/min e per SF 6 2 cc/min; se i due valori vengo impostati uguali si ottiene le percentuali di miscela desiderati. Per il funzionamento a regime delle camere, abbiamo impostato il flusso d uscita a 0,5 cc/min (60 ml/h) per SF6 e a 25 cc/min (1,5 l/h) per il freon; il un totale della miscela è di 25,5 cc/min (1,56 l/h). Figura 47 - Schema del circuito di flussaggio del gas attraverso le camere. Fonte: Liceo Galvani, Manuale Pratico per il monitoraggio del telescopio del Progetto EEE. 62

64 Le camere sono collegate al sistema del gas in serie con ingresso della miscela dalla camera più bassa. All uscita dell ultima camera, prima di far evacuare il gas all esterno, viene posto un bubbolatore che ci mostra dal punto di vista qualitativo se il gas passa attraverso il sistema delle camere. Nonostante il flusso in uscita dal gas mixer sia costante abbiamo verificato che la generazione delle bolle non è continua ma alterna periodi di gorgogliamento con periodi di assenza di bolle. All inizio delle operazioni, prima di accendere le camere, si regola il flusso d uscita della miscela al massimo. Il maggior flusso permette da un lato di pulire le camere da eventuali impurità presenti all interno e dall altro permette di verificare più agevolmente il gorgogliamento del bubbolatore. Nel caso in cui il bubbolatore non presenti gorgogliamento neanche con il flusso impostato al massimo bisogna verificare il flusso nelle singole camere. Disponendo di un secondo gas mixer è possibile utilizzarlo come misuratore di flusso per camere e verificare quantitativamente l entità delle eventuali perdite. In una scuola abbiamo dovuto fare questa verifica notando che alcune camere perdevano in maniera diffusa sui bordi. Abbiamo quindi messo in pressione la camera, lasciando chiusa l uscita, e cercato con un cerca-fughe le perdite. Abbiamo riscontrato che le perdite avvenivano sul perimetro della camera ma non sui connettori. Appurato ciò abbiamo prima di tutto verificato che i bulloni sui bordi fossero stretti a dovere e eventualmente aggiunto un dado su quelli che non stringevano. Abbiamo quindi applicato una quantità abbondante di silicone sui bordi delle camere. Aspettati alcuni minuti che il silicone iniziasse a fare presa abbiamo acceso di nuovo il gas andando a verificare col gas mixer il flusso in uscita. Contemporaneamente abbiamo perlustrato il perimetro della camera con il cerca fughe e verificato che la riparazione aveva avuto buon esito. Abbiamo anche provato a collegare il bubbolatore alle singole camere potendo verificare che esso gorgogliava e che quindi buona le perdite erano state sigillate. Con l esperienza acquisita nella messa a punto del sistema del gas ho creato una nota in cui spiego agli studenti e agli insegnati le operazioni di controllo, che devono essere eseguite giornalmente, del sistema del gas. Ho fornito inoltre delle tabelle dove devono essere scritti i valori dei display e dei manometri e dove appuntare se il bubbolatore gorgoglia. In caso di anomalie devono avvisare la sede di Genova 63

65 6.2 Installazione alte e basse tensioni Per lavorare in regime di proporzionalità diretta, le camere devono essere alimentate a una tensione molto elevata e pari a circa 10kV per elettrodo (positivo e negativo). Nell ambito del progetto EEE questo si ottiene utilizzando dei convertitori DC-DC Emco Q101-5, che ricevono in ingresso una tensione da 0-5 V e la moltiplicano per un fattore circa 2000, producendo una uscita tra 0-10kV. Per motivi di sicurezza i convertitori sono in delle scatolette di alluminio e il connettore d uscita dell alta tensione è connesso direttamente alla camera. Figura 48 A sinistra, il contenuto delle scatolette LV-HV. A destra l immagine di uno dei convertitori Emco Q101-5 usati. Fonte: Le scatolette sono dotate di due uscite LEMO che permettono di leggere il valore delle correnti e delle alte tensioni reali alle camere. Le basse tensioni, sia ai convertitori sia alle schede di Front-End, sono fornite da una box costruita dai colleghi dell INFN di Lecce. La box è controllabile tramite il computer attraverso un programma, creato anch esso dai colleghi di Lecce, sui cui sono visualizzati anche i valori di tensione e corrente letti dalle uscite LEMO dei convertitori. 64

66 Figura 49 - Schermata principale del programma di alte tensioni. In alto a destra, sono riportate le letture delle basse tensioni impostate nel menù in basso a sinistra. Al centro sono riporti i valori delle alte tensioni e delle correnti letti dai LEMO. Fonte: Nota interna. Alessandro Corvaglia e Marco Panareo, INFN Lecce. Abbiamo utilizzato questo programma per verificare la linearità dei convertitori variando le basse tensioni e leggendo i valori di tensione visualizzati, sia la HV totale che quelle per polarità positiva e negativa. Abbiamo anche controllato l andamento delle correnti che cresce più velocemente a tensioni elevate. 65

67 Figura 50 - Andamento delle alte tensioni e delle correnti in funzione delle basse tensioni impostate per la camera 91 del Chiabrera Figura 51 - Andamento delle alte tensioni e delle correnti in funzione delle basse tensioni impostate per la camera 90 del Chiabrera 66

68 Figura 52 - Andamento delle alte tensioni e delle correnti in funzione delle basse tensioni impostate per la camera 89 del Chiabrera Installate correttamente le alte tensioni, spetta agli studenti e agli insegnati il compito di monitorare giornalmente i valori delle alte tensioni, sia la HV totale che quelle per polarità positiva e negativa e delle correnti. Questi valori sono scritti su apposite tabelle e comunicati a Genova via Installazione del GPS e messa in funzione Il GPS utilizzato è montato su di una scheda PCI-Express da inserire all interno del computer nell apposito slot PCI X1 presente sulla scheda madre. La scheda riceve il segnale dei satelliti attraverso un antenna che deve essere installata all esterno degli edifici scolastici in una posizione, tipicamente sul tetto, in modo che sia libera da ostacoli verso Sud. L antenna viene poi collegata, attraverso l apposito cavo ed adattatore, al primo connettore presente sulla mascherina esterna della scheda GPS. Sul secondo connettore della mascherina bisogna montare un cavo adattatore, sul quale sono presenti più cavi per i segnali in entrata e uscita dalla scheda; di questi siamo interessati solo all uscita PPS Out, che trasporta il segnale PPS alla scheda GPS Interface la quale poi rimanda indietro un segnale TTL all entrata PPS In. Una volta che la scheda è inserita nel computer e l antenna è stata posizionata si installano i driver [48] e il software presenti nel CD-ROM fornito. 67

69 Figura 53 - Schermata principale del programma TSync Gui. Un programma denominato TSync gui permette di verificare il numero di satelliti a cui il GPS è agganciato. Se si ha già una sincronizzazione sufficiente dice anche la posizione e l ora corretta. La sincronizzazione completa del GPS può richiedere diversi minuti, dipende anche dal numero di satelliti a cui è riuscito a connettersi. Anche senza la sincronizzazione, collegando l uscita PPS Out ad uno oscilloscopio si vede un segnale PPS di periodo un secondo e larghezza 200 ms impostata di fabbrica. Nella cartella del programma sono presenti alcuni programmi di prova che permettono di verificare il funzionamento del GPS e regolarne le uscite. Il programma denominato SS_GetSync da informazioni sullo stato di sincronizzazione del GPS (True/False). Il programma SS_GetTfom (Tfom, Time Figure of Merit) ritorna il valore 15 se il GPS non è ancora sincronizzato, un valore 3 se il GPS è sincronizzato e pronto. Il programma PP_GetFreq dà la frequenza dell impulso PPS in uscita. La frequenza deve essere 1 Hz. Il programma PP_GetPulseWidth dà il valore di ampiezza dell impulso PPS. Il valore è espresso in nanosecondi. Il programma PP_SetPulseWidth permette di 68

70 impostare il valore di ampiezza dell impulso PPS. Tale valore va espresso in nanosecondi. Abbiamo impostato tale ampiezza ad un valore di 1,2 μs come richiesto. 6.4 Messa in tempo dei segnali Una volta verificato il coretto funzionamento del sistema del gas, delle basse ed alte tensioni e della elettronica di lettura abbiamo acceso le camere e controllato il corretto funzionamento dell elettronica di lettura. Una delle prime operazioni da eseguire, dopo aver installato i driver e i software di controllo, è impostare il Base Address dei moduli TDC attraverso i selezionatori rotanti posti sul retro delle schede. Il Base Address identifica i moduli TDC all interno del crate VME ed è necessario per impostare correttamente il programma di acquisizione dati e per le operazioni di aggiornamento del firmware richieste dal progetto. I valori del Base Address scelti, in maniera univoca per tutti i telescopi, sono: 0x00A00000 per il TDC a 128 canali, 0x00B00000 per il TDC a 64 canali. Figura 54 - Particolare dei selezionatori rotanti per la scelta del Base Address dei TDC Una volta impostato il Base Address e aggiornato il firmware si procede a cablare tra loro le varie schede posizionate nel crate VME e con il controllo dei segnali in uscita dai singoli moduli dell elettronica di acquisizione. Il primo passo è stato verificare il segnale PPS generato dal GPS che deve essere un impulso positivo di periodo un secondo e larghezza almeno 1 μs. 69

71 Figura 55 - A sinistra, il periodo del segnale PPS. A destra, la larghezza del segnale PPS. La scheda di trigger riceve invece sei serie di impulsi che rappresentano gli OR delle camere e restituisce un impulso in standard NIM, la tripla, quando vi è coincidenza tra gli OR in uscita dalle 6 schede di Front-End. Figura 56 - A sinistra, un esempio di un segnale OR in arrivo da una delle FEA. A destra, il segnale di coincidenza tripla in uscita dalla scheda di Trigger La scheda GPS Interface ha in entrata il segnale di tripla e il PPS, mentre in uscita manda il segnale di trigger per i TDC e i segnali ECL di Clear (CLR) e Clear e Reset (CRST). 70

72 Figura 57 I corretti segnali in uscita dalla GPS Interface. In alto a sinistra il segnale sdoppiato, generato in corrispondenza del segnale PPS in entrata, che rappresenta il segnale di trigger dei TDC. In alto a destra il segnale CRST in corrispondenza del PPS. In basso il segnale di CLR generato in corrispondenza del segnale 0dns di inizio presa dati proveniente del VME Bridge. Per il corretto funzionamento del programma di acquisizione dati, bisogna specificare il ritardo del segnale di Clear and Reset (CRST) rispetto all arrivo del segnale sdoppiato in arrivo al TDC. Al Chiabrera questo ritardo è stato misurato esser pari a 1360 ns. Figura 58 - Sovrapposizione dei segnali di trigger in uscita dal GPS Interface e del segnale di CRST utilizzata per misurare il ritardo tra loro 71

73 6.5 Installazione programma di presa dati Il programma di presa dati, comune a tutte le sedi del progetto EEE, è stato creato utilizzando Labview per il sistema operativo Windows XP a 32 bit. Il programma utilizza una interfaccia semplice e immediata per permettere agli studenti, a cui spetta il compito di controllare, di poter interagire facilmente con esso Il programma richiede di specificare alcuni parametri e dati relativi al rivelatore, come la versione delle sei FEA utilizzate, la lunghezza dei cavi Amphenol, la distanza tra camere, e dell elettronica di lettura come il Base Address dei due TDC, il ritardo tra il segnale di trigger al TDC e il segnale di CRST, il tipo di crate VME usato. Figura 59 - Schermata principale del programma di presa dati Nella sezione a sinistra della schermata principale è possibile selezionare la cartella del sistema dove verranno salvati i file contenenti i dati e annotare alcuni commenti utili sullo stato della presa dati. Nella parte in basso si possono selezionare il numero di eventi per singola presa dati e l opzione di riavvio automatica della stessa. Nella sezione destra della schermata sono visualizzate alcune informazioni relative alla presa dati di facile interpretazione per i ragazzi come gli indicatori della frequenza media e il numero totale degli eventi, una lancetta che mostra istantaneamente del numero di eventi al secondo. In basso il nome del file dove vengono salvati i dati. 72

74 7. Risultati 7.1 Eliminazione del rumore nei telescopi di Savona Come per la presa dati, anche per l analisi dei dati tutte le sedi del progetto EEE utilizzano un programma creato in Labview per Windows, con una interfaccia semplice pensata per facilitarne l utilizzo da parte degli studenti. Il programma in questione, che si chiama EEE Histogram Builder, permette di visualizzare in maniera semplicee immediata, attraverso istogrammi, i dati raccolti e di valutarne la qualità. In una prima schermata di uscita appare la distribuzione della molteplicità nei vari canali dei TDC. In questa distribuzione è possibile osservare se gli eventi visti dai TDC presentano delle anomalie come, per esempio, la presenza di alcuni canali con un numero di eventi significativamente più alto rispetto agli altri; ciò può indicare la presenza di una forte componente di rumore in questi canali, che bisogna provvedere a eliminare, ed evidenziare eventuali problemi sia a livello di rivelatore che nei TDC. Le distribuzioni attese dovrebbero avere un andamento sostanzialmente costante nelle due camere poste in alto e in basso al telescopio. Viceversa, per via della simmetria del telescopio ci si aspetta che la distribuzione presenti un predominanza di eventi nella zona centrale della camera di mezzo in corrispondenza del baricentro del telescopio. La seconda schermata di uscita visualizza il numero di strisce colpite in ogni evento, letto a destra e a sinistra delle tre camere. Un muone che attraversa il telescopio dovrebbe indurre un segnale su una singola striscia, al più su due se il segnale arriva in corrispondenza della zona compresa tra due strisce adiacenti. Ci si aspetta quindi che le molteplicità degli eventi, in assenza di rumore, presentino una distribuzione piccata sui valori 1 e 2. La presenza di distribuzioni di molteplicità piccate su valori molto elevati è spesso sintomo della presenza di una forte componente di rumore. Viceversa distribuzioni piccate sullo zero indicano canali morti, o a livello delle strisce (problemi nelle saldature del connettore), o a livello dei TDC (problemi di elettronica). Nell ultima schermata (qui non mostrata) di uscita vengono visualizzati alcuni parametri inseriti come input al programma di acquisizione ed in aggiunta mostra i dati del GPS. 73

75 Una volta verificato il corretto funzionamento del gas e delle basse ed alte tensioni e terminata la messa a punto dell elettronica del rivelatore, abbiamo utilizzato questo programma per avere una immediata idea delle condizioni delle camere. I primi dati raccolti presentavano una forte presenza di canali rumorosi come si può vedere dalle distribuzione dei canali del TDC (esempio in figura 60) e dalla molteplicità delle camere (esempio in figura 61). 74

76 Figura 60 - Esempio di una distribuzione di eventi che presenta diversi canali "caldi" (ad alta molteplicità). Nella schermata appaiono due grafici: Il grafico sopra mostra i 128 canali del TDC 1 e partendo da sinistra abbiamo: le 24 strisce della camera 1R (sui canali 0-24); le 24 strisce della camera 1L (sui canali 32-55); le 24 strisce della camera 3R (sui canali 64-87); le 24 strisce della camera 3L (sui canali ). Il grafico sotto mostra i 64 canali del TDC 2: a sinistra abbiamo le 24 strisce della camera 2R (sui canali 0-24), a destra le 24 strisce della camera 2L (sui canali 32-55). Figura 61 - Esempio di una schermata della molteplicità, presenti in ciascun lato (R e L) delle camere, degli eventi che presenta picchi su valori maggiori di 1 75

77 Appurata la presenza di una forte componente di rumore nei dati raccolti abbiamo iniziato a fare modifiche allo scopo di ridurla il più possibile. Gli interventi si sono concentrati soprattutto nella corretta messa a terra di tutte le parti del rivelatore. Hanno necessitato di essere messi a terra soprattutto i terminali dei cavi Amphenol in corrispondenza degli innesti sia con le schede FEA sia con quelli con i TDC. Tra i terminali Amphenol in corrispondenza delle FEA e la superficie superiore delle camere abbiamo steso uno scotch di rame, anche doppio, fissato a sua volta con dello scotch Mylar; le camere sono invece messe a terra con il supporto metallico attraverso una treccia di rame. Le terre dei terminali Amphenol in corrispondenza dei TDC sono state messe in comune tra loro e con la superficie esterna del crate VME a sua volta con la terra condivisa con il supporto metallico delle camere. Abbiamo provato anche a variare tra 1,1 e 1,5 μs l ampiezza dell impulso PPS per osservare se c erano effetti rilevanti sul numero di eventi rilevati. Non verificando effetti significati abbiamo riportato il valore precedentemente impostato di 1,2 μs. Infine sia liceo Chiabrera che al liceo Grassi avevamo la presenza di alcuni neon e abbiamo deciso di verificare se vi era un effetto sui dati raccolti che non abbiamo riscontrato. Fatti questi interventi abbiamo controllato i dati raccolti e verificato un netto miglioramento sia della distribuzione degli eventi dei singola canali (figura 62) sia della molteplicità (figura 63). 76

78 Figura 62- Distribuzioni degli eventi dei dati del telescopio del liceo Chiabrera dopo gli interventi di riduzione del rumore. Figura 63 - Molteplicità degli eventi del telescopio del liceo Chiabrera dopo la gli interventi di riduzione del rumore. 77

79 7.2 Misura tasso coincidenze Right*Left Per fare una misura più accurata dei conteggi degli eventi nelle singole camere, abbiamo deciso di studiare i valori delle singole uscite OR Right e OR Left e le loro coincidenze al variare delle alte tensioni. Per questo scopo abbiamo utilizzato dei moduli NIM. Figura 64 - Schema della logica NIM usata per i conteggi degli eventi e delle coincidenze destra-sinistra Abbiamo quindi registrato il numero dei conteggi delle singole camere al variare dell alta tensione verificando che sia il numero degli OR che degli AND aumenta all aumentare del tensione (tabella in figura 49 e grafici in figura 50). Quindi se si aumenta troppo la tensione avviene la scarica. Il modulo di coincidenza ha una finestra τ = 20 ns, da cui possiamo ricavare l ordine di grandezza delle coincidenze casuali: R casuali = 2*f R *f L * τ; utilizzando le frequenze dei conteggi riportate in tabella 4, otteniamo che l ordine di grandezza delle coincidenze casuali è delle decine di Hz; sensibilmente inferiore rispetto ai conteggi delle coincidenze che è dell ordine delle decine di KHz. 78

80 Tabella 4 - I conteggi e le frequenze della camera 90 del Chiabrera Figura 66 - Andamento delle frequenze degli OR di destra e di sinistra della camera 90 del Chiabrera 79

81 Figura 67 - Andamento delle frequenze dell AND Right*Left della camera 90 del Chiabrera 7.3 Lettura file dei dati Parallelamente al programma descritto prima che, ricordiamo, permette una veloce e semplice analisi dei dati ottenuti, esistono altri due programmi, sempre con una interfaccia in Labview, che producono un maggior numero di informazioni dal file dei dati. Il programma EEE TXT Converter converte i dati grezzi, scritti in binario, in dati in formato testuale in un file (.txt) nel quale si possono distinguere chiaramente i blocchi dei dati originali (vedi Appendice 3). Il programma EEE Analyser, legge il file binario e ricostruisce le tracce, fornendo la θ, φ e le componenti cartesiane dei vettori della traccia, il χ 2 dell evento e il tempo del GPS. Per poter eseguire una ricostruzione delle tracce indipendentemente dal programma ufficiale e per poter calcolare l efficienza delle camere senza bisogno di altri contatori, ho iniziato a sviluppare un programma in linguaggio C++ che legge dati dal file binario, li converte in un formato testuale e li analizza. Il programma è stato testato utilizzando i dati provenienti da uno dei due telescopio (n 2) del CERN raccolti il Il programma, sebbene ancora in fase di sviluppo, è in grado di riprodurre con buona precisione la distribuzione di molteplicità degli eventi dei dati come si può vedere nelle figure a seguire. 80

82 Figura 68 - Molteplicità dei dati del camera 1 del CERN ottenuta utilizzando il mio programma Figura 69 Molteplicità dei dati del camera 1 del CERN ricavata utilizzando il programma Histogram Builder 81