TRACCIAMENTO DI RAGGI COSMICI

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1 Laboratorio di Fisica delle Interazioni Fondamentali Università di Pisa TRACCIAMENTO DI RAGGI COSMICI Introduzione L esperienza consiste nella misura dell intensità e delle distribuzioni angolari dei raggi cosmici che raggiungono la superficie terrestre. Si tratta essenzialmente di muoni che derivano dal decadimento degli adroni prodotti dalle interazioni di protoni primari negli strati elevati dell atmosfera, O(15 km) sul livello del mare. I muoni a livello del suolo hanno uno spettro energetico decrescente con l energia al di sopra di 1 GeV, con valor medio 4GeV. Il telescopio EEE (Extreme Energy Events) utilizzato deve essere caratterizzato attraverso misure di rumore, efficienza, risoluzione spaziale e tempo morto, e richiede una simulazione per poter confrontare distribuzioni angolari e intensità con le predizioni teoriche. Materiale e descrizione L apparato sperimentale è un telescopio costituito da tre camere Multi Gap Resistive Plate Chamber (MGRPC), che fa parte del progetto EEE per la misura di sciami estesi prodotti da raggi cosmici di altissima energia> ev ( Le camere sono costituite da vari strati di vetro i cui gap sono riempiti da una miscela di gas Freon (C 2 F 4 H 2 ) e esafluoruro di zolfo (S F 6 ). I segnali prodotti dalle particelle sono raccolti da strisce conduttive (pick-up electrodes in figura) di rame. Ogni camera contiene 24 strisce di 2.5 cm di larghezza e spaziate di 0.7 cm (distanza tra i centri delle strisce pari a 3.2 cm). Le camere sono operate ad una tensione tale da essere in avalanche-mode. Le strisce sono lette da un apposita elettronica alle due estremità. Gli impulsi vengono continuamente digitizzati da TDC che misurano il tempo del fronte iniziale (leading) e finale (trailing) di ogni impulso con una precisione di 100 ps, rispetto ad un tempo di riferimento. Una scheda fornisce il segnale dior delle 24 strisce di ogni camera. Il programma di acquisizione permette di definire il trigger utilizzando coincidenze di questi segnali dior con 1, 2 o 3 camere. Il tempo di coincidenza del trigger è di 75 ns. Quando la condizione di trigger è soddisfatta il programma registra i segnali digitizzati da ogni lato delle 3 camere in un intervallo temporale di 450 ns

2 Figura 15.4: Schema dell interno di una camera MGRPC. a partire dal tempo T GPS, fornito da un modulo GPS (Global Positioning System) con una precisione di 40 ns. Le tre coordinate di ogni punto di impatto possono quindi essere calcolate dalla posizione della camera, la posizione della striscia all interno della camera e la differenza dei tempi di volo tra le due estremità della striscia stessa. Inoltre la media dei tempi misurati alle due estremità fornisce il tempo di arrivo della particella. Un programma su calcolatore permette l acquisizione dei tempi dei segnali prodotti e il loro salvataggio su disco in vari formati (tra cuiroot) per analisi successiva. Per ogni evento vengono anche registrati i valori delle alte tensioni applicate alle camere e la pressione e la temperatura misurata da appositi sensori. Sono inoltre disponibili degli scintillatori plastici per effettuare misure di efficienza spaziale della camera. Il segnale degli scintillatori viene discriminato e convertito in segnale digitale da un apposita scheda. Questo segnale può essere usato come segnale di trigger per la selezione degli eventi. La comunicazione con la scheda è gestita da un programma simile a quello usato per l acquisizione dati del telescopio di camere. Per ogni presa data vengono prodoti due file di dati: il primo è in formatoroot e contiene i dati delle camere, il secondo è in formato ASCII e contiene i dati di slow control cioè informazioni registrate a frequenza più bassa rispetto a quella di trigger, in particolare i valori delle alte tensioni delle camere, temperatura e pressione. I dati nel file diroot contengono per ogni evento: numero dell evento;

3 tempo in valore assoluto fornito dal modulo GPS in ns (T GPS ); lista dei piani colpiti (plane=0,1,2, il piano più in alto è il numero 0); per ogni piano i tempi registrati dai TDC alle estremità delle strisce (time) in ns. La variabile side identifica l estremità sinistra (side=0) o destra (side=1) delle strisce come vista guardando il telescopio stando seduti davanti al terminale che controlla l acquisizione; la variabile edge distingue il tempo time del leading edge (edge=0) da quello del trailing edge (edge=1). All inizio dell esperienza riceverete i due file di dati come file di esempio con cui sviluppare il vostro programma di analisi. Misure da effettuare Utilizzare il file di dati di esempio e determinate per ogni evento il numero di hit per camera e le coordinate d i tempi relativi. Si suggerisce di realizzare un semplice programma di event display che mostri la posizione degli hit per ogni evento. Misurare il rumore e l efficenza (con le relative incertezze) delle singole camere in funzione della tensione applicata; per la misura dell efficienza utilizzare gli scintillatori. Discutere vantaggi e svantaggi dell utilizzo degli scintillatori per la misura dell efficienza delle camere. Scegliere un punto di lavoro adeguato ed effettuare una presa dati per determinare: le strisce eventualmente non funzionanti; l allineamento relativo delle camere; la molteplicità di strisce colpite per camera; la risoluzione spaziale delle camere; il tempo di volo e quindi la distribuzione della velocitàβdei raggi cosmici. Si valuti la presenza di eventi provenienti dal basso; la distribuzione temporale tra eventi successivi e il tempo morto del rivelatore; la distribuzione che correla ilβdi un evento con la distanza temporale rispetto all evento precedente;

4 il rate di conteggi ottenuti; Per poter confrontare l intensità misurata con quella attesa è necessario calcolare l accettanza geometrica del telescopio, tenendo conto della distribuzione angolare dei raggi cosmici, utilizzando una simulazione Monte Carlo. Dopo aver verificato che la simulazione riproduca correttamente le distribuzioni attese per un telescopio di accettanza 1, si utilizzino i dati raccolti per determinare: le distribuzioni angolari in angolo polare e azimutale rispetto alla verticale, da confrontarsi con quelle ottenute dalla simulazione, inserendo in essa eventuali altri effetti sperimentali che ritenete importanti per descrivere al meglio i vostri dati; l intensità di raggi cosmici verticali misurata, da confrontarsi con quella attesa ( 70 m 2 s 1 sr 1 ). Punti per discussione quantitativa Composizione dei raggi cosmici alla superficie: quale flusso viene misurato nell esperienza? Dove sono prodotti i muoni misurati al suolo e perché? Come influisce sulla misura la composizione e lo spettro del flusso di raggi cosmici? Stimare la probabilità che i muoni (prodotti negli strati alti dell atmosfera) siano assorbiti prima di raggiungere il suolo: questo introduce una dipendenza angolare nel flusso? Il decadimento dei muoni (vita media 2.2 µs) può avere effetto sullo spettro dei muoni misurati? Commentare a proposito dei raggi cosmici provenienti dall alto e dal basso. Quali sorgenti potrebbero generare segnali di particelle provenienti dal basso? Errore introdotto nella misura dalla scelta del punto di lavoro. Determinazione del numero di conteggi adeguato per la misura. Stima dell errore introdotto nella misura dalla conoscenza dell accettanza. Effetto di una efficienza non uniforme.

5 Effetto del materiale attraversato sulla misura. Stima dell errore sistematico totale sulla misura e sua sorgente principale.