Instalacion de un Detector Cherenkov de Agua para la

Deteccion de Trazas de Rayos Cosmicos a 956 metros

sobre el nivel del mar

Propuesta de trabajo de gradopara optar el tıtulo de fısico

Presentada por:

Mauricio Suarez Duran2042902

Misael Rosales1, Ph.D.Director

Luis A. Nunez2, Ph.D.Director

Bucaramanga, Segundo Semestre de 2010

1Universidad de los Andes de Merida2Universidad Industrial de Santander

1

Indice

1. Introduccion 3

2. Planteamiento del problema 4

3. Justificacion 4

4. Marco Teorico 64.1. Rayos Cosmicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

4.1.1. Mecanismos de Radiacion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74.1.2. Fuentes de radiacion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

4.2. Cascadas Aereas Extensas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94.2.1. Interaccion partıculas cosmicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94.2.2. Decaimiento hadrones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104.2.3. Produccion pares e− e+ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

4.3. Tecnica de Partıcula unica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114.4. Radiacion Cherenkov . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134.5. Detector Cherenkov de Agua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

4.5.1. Tanque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144.5.2. Electronica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

5. Objetivos 185.1. Objetivos Generales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 185.2. Objetivos Especıficos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

6. Metodologıa 186.1. Instalacion del tanque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

6.1.1. Construccion del tanque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 186.1.2. Agua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

6.2. Calibracion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

7. Cronograma 19

2

1. Introduccion

Los rayos cosmicos (RC) se refieren a partıculas (hadrones, nucleos atomicos, y fotones conenergıa superiores a 1019eV 1) que se generan fuera de la atmosfera terrestre. Se detectaron porprimera vez en 1912 por el fısico austriaco Victor F. Hess, quien les denomino inicialmente ra-diacion cosmica, y confirmados por Kolhrster en 1913. Robert Andrew Millikan, en 1925, lesllamo y acuno el termino de rayos cosmicos2. Desde entonces el estudio de estas partıculas se haconvertido en tema principal de investigacion, no solo porque permiten dar pistas sobre la natu-raleza de fenomenos astrofısicos de alta energıa, como lo son explosiones supernovas, interaccionde estrellas de neutrones, nucleos activos de galaxias, entre otros, sino porque ademas facilita lacompresion de procesos fısicos de alta energıa como interacciones y decaimientos entre partıculaselementales. Un ejemplo importante del estudio de los RC son las investigaciones hechas porPierre Auger en 1938 las cuales llevaron a introducir el termino de Cascadas Aereas Extensas(EAS, por sus siglas en ingles) para describir el resultado de la interaccion de una partıculacargada con la atmosfera terrestre. Esta interaccion genera una cascada, o chubasco, de nuevaspartıculas que puede llegar a extenderse hasta 36Km2 a una altura cercana al nivel del mar.

Las explosiones de rayos gamma, o GRB3, forman parte de los RC y se caracterizan por sereventos de enormes cantidades de energıa (superior a 1020eV ). Con el objetivo de aprender massobre los GRB y la Fısica que hay detras de ellos, se han construido grandes observatorios,tanto de tipo espacial (por ejemplo el Swift4) como terrestres, destacandose el ObservatorioPierre Auger[5] en Argentina5; este observatorio cuenta con 1600 detectores Cherenkov de Agua(WCD, por sus siglas en ingles) distribuidos en un area de 3000km2 dedicados a la deteccion deeste tipo de radiacion.Paıses como Bolivia, Mexico, Peru, y Venezuela participan actualmente de la colaboracion LA-GO6, Large Aperture GRB Observatory[3], con el objetivo, no solo de detectar GRB sino ademasde impulsar el estudio de fısica de altas energıas con detectores Cherenkov de agua disenadose implementados por cada uno de sus equipos de trabajo. LAGO facilita el respaldo tecnicoque se requiere para este tipo de observatorios ademas de permitir el acceso directo a los da-tos de alta calidad cientıfica que cada uno de ellos produce. Colombia ha ingresado en estacolaboracion por medio del grupo de trabajo GT3 del Centro Virtual de Altos Estudios en Al-tas Energıas, CeVALE27, comprometiendose a instalar uno de estos detectores en el campus dela Universidad Industrial de Santander con asesorıa de la Universidad de los Andes de Venezuela.

La ejecucion de este trabajo permite a la UIS, en representacion de Colombia, participar deforma directa en el proyecto LAGO y ser la universidad pionera en la investigacion de rayoscosmicos y fısica de altas energıas, en Colombia, usando detectores Cherenkov de agua.

11eV=6,2415 ∗ 10−18Julios2http://chronicle.uchicago.edu/070104/millikan.shtml3Gamma Ray Burts4http://heasarc.nasa.gov/docs/swift/swiftsc.html5http://www.auger.org.ar/6http://particulas.cnea.gov.ar/experiments/lago/7http://cevale2.uis.edu.co/

3

2. Planteamiento del problema

Los rayos cosmicos se componen principalmente de partıculas de muy alta energıa, supe-rior a los 1019eV. Estas partıculas se conocen como partıculas primarias y el resultado de supropagacion por la atmosfera terrestre es la generacion de una serie de nuevas partıculas deno-minadas partıculas secundarias. En el caso de un proton de muy alta energıa su interaccion conla atmosfera terrestre genera tres nuevas partıculas de menor energıa, π+, π− y π0:

p+ p→ p+ p+ (π+ + π−) + π0

Estas nuevas partıculas generan, a su vez, dos tipos de cascadas, una caracterizada por unafuerte abundancia de componente electromagnetica (e−e+), originadas por el decaimiento delπ0, y una componente hadronica, generada por decaimiento de los piones cargados:

π± → µ± + ν

Esta ultima reaccion esta determinada por el tiempo de vida media de la partıcula π, cerca de10−8 segundos. La diferencia en el tiempo de vida media produce una relacion entre la alturasobre el nivel del mar y la abundancia relativa de partıculas que se puedan llegar a detectar (lafigura 1 muestra el esquema de generacion de partıculas y su abundancia en funcion de la alturasobre el nivel del mar). Esta relacion es descrita en terminos de la profundidad atmosferica (σ),parametro que mide la densidad de la columna atmosferica por la cual atraviesan las partıculasy su dependencia a diferentes altitudes[9] (figuras 2a y 2b). Bucaramanga se encuentra ubicadaa 956 metros sobre el nivel del mar (msnm) y presenta un σ de aproximadamente 1000g/cm2

(figura 2a). Esto significa que tiene una alta intensidad de muones (figura 2b).

El objeto de este trabajo consiste entonces en construir, calibrar, y poner en marcha un Detec-tor Cherenkov de Agua para registrar la traza de partıculas secundarias generadas en chubascosatmosfericos producto de la interaccion de Rayos Cosmicos con la atmosfera terrestre, y a partirde esta discriminar sus componentes electromagnetica, hadronica y muonica.

3. Justificacion

Para la deteccion de rayos cosmicos se usan dos tipos de observatorios: terrestres y espaciales.Los observatorios espaciales detectan de forma directa los RC permitiendoles medir energıa ydireccion de procedencia con un margen de error muy pequeno. Los observatorios en tierra sebasan en la tecnica de partıcula unica (seccion 4.3) que permite medir estas mismas cantidades,con un margen de error aceptable, a partir de los subproductos que genera la interaccion de

4

Figura 1: Cascada de partıculas secundarias generadas por la interaccion de un proton (rayo cosmico) con laatmosfera terrestre y la abundancia relativa de muones y componente electromagnetica respecto del nivel del mar

los RC con la atmosfera terrestre, denominados cascadas aereas extensas (seccion 4.2). Por otraparte los detectores terrestres tienen una probabilidad muy grande de detectar RC con energıasdel orden de los GeV comparada con la de los telescopios espaciales, los cuales cuentan con uncampo de vision muy pequeno para estas energıas. Esto hace a estos detectores muy competiti-vos en el campo de la deteccion de rayos cosmicos[2, 11].

Los altos costos que implica participar de una mision espacial, la facilidad de implementardetectores en tierra basados en la tecnica de partıcula unica y los bajos costos de mentenimientoe implementacion de estos detectores son la motivacion que han impulsado la construccion degrandes observatorios terrestres como Pierre Auger, MILAGRO8 y actualmente la formacion dela colaboracion LAGO.

La presente propuesta apunta a la construccion, calibracion y puesta en marcha de un de-tector Cherenkov de agua para registrar la traza de rayos cosmicos, permitiendole a la UIS teneracceso directo a datos de alta calidad cientıfica y formar parte de la colaboracion LAGO y conesto ser pionera en Colombia en la deteccion de partıculas cosmicas.

8http://umdgrb.umd.edu/cosmic/milagro.html

5

(a) Profundidad atmosferica en funcionde la altitud (o altura) sobre el nivel delmar [9].

(b) Intensidad de partıculas en funcionde la profundidad atmosferica[9].

Figura 2: (a) profundidad atmosferica en funcion de la altura y (b) intensidad de partıculas en funcion de σ

4. Marco Teorico

4.1. Rayos Cosmicos

Los Rayos Cosmicos (RC) son partıculas generadas en diversos procesos astrofısicos comoexplosiones supernova, pulsares, fulguraciones solares, etc. Estas partıculas pueden ser de tipohadronico, leptonico o gamma. Sus primeras detecciones fueron producto del estudio de radia-cion residual en gases aislados. En principio, este gas bajo condiciones de aislamiento debe sertotalmente no conductor; sin embargo diferentes experimentos mostraban la presencia de ciertaionizacion remanente. Algunas teorıas sugerıan que esto se debıa a la interaccion con las paredesdel recipiente o a ionizacion espontanea producida por el movimiento termico de las moleculas[4].En 1912 Victor Hess, realizando viajes en globo, utilizo un electroscopio para medir el grado deionizacion en funcion de la altura sobre el nivel del mar, encontrando una proporcion directaentre estas cantidades. Este importante descubrimiento fue el primer argumento fısico bajo elcual se sustento la teorıa que la ionizacion residual de gases aislados es producto de radiacionproveniente de fuera de la tierra, es decir, de origen cosmico (nombre sugerido por Millikanposteriormente en 1925[1]).Las camaras de niebla, usadas entre 1930 y 1940, permitieron descubrir algunas de las partıcu-las que componen los RC, establecer sus trayectorias y contribuir al estudio de las partıculaselementales, tras descubrir partıculas como el muon y el positron, entre otras.En la actualidad el estudio de rayos cosmicos dan pistas de como los procesos astrofısicos lle-gan a generar este tipo de partıculas, cuyo espectro de energıa va desde los eV hasta superarlos EeV9. Este espectro energetico es producido por diversos mecanismos fısicos destacando-se: radiacion Bremsstrahlung, radiacion sincrotron y el efecto Compton inverso. Estos procesos

9exa, 1018

6

Figura 3: Radiacion Bresmsstrahlung causada por un electron que pasa cerca de un nucleo atomico.

generan partıculas como protones y rayos gamma de muy alta energıa.

4.1.1. Mecanismos de Radiacion

1) Radiacion Bremsstrahlung

Energıa emitida por la interaccion entre partıculas cargadas, generalmente entre un atomoionizado y un electron en estado libre. Cuando el e− es atraıdo al atomo ionizado, parte de suenergıa cinetica se transforma en radiacion electromagnetica que se libera al medio en formade fotones pero sin que el electron sea atrapado por el atomo, quedando en estado libre. Poresta razon es conocida como radiacion libre-libre o de frenado. La potencia emitida esta dada por:

P =µ0q

2a2γ6

6πc(1)

Donde a es la aceleracion debida al atomo, γ es el factor de lorentz y q la carga de la partıcula(figura 3).

2) Radiacion sincrotron

La interaccion entre partıculas cargadas que se desplazan a altas velocidades y un campomagnetico fuerte genera emision de radiacion con una potencia dada por la expresion:

P =2q4H4v2

3m20c

5(1− β2)(2)

7

Figura 4: Radiacion sincrotron. ∆θ es el angulo solido de emision.

Donde H es el campo magnetico, v la velocidad de la partıcula, m0 la masa y β la relacionentre v y la velocidad de la luz v/c. Este tipo de radiacion se denomina sincrotron debido a laforma circular de la trayectoria (figura 4). La frecuencia de emision, ω, de este tipo de radiacionesta descrita por:

ω ≈ qH

(1− β2)m0c(3)

3) Efecto Compton inverso:

La interaccion de un electron con un campo de fotones genera emision de radiacion debido ala desaceleracion, o perdida de energıa, sufrida por el e−. La energıa del foton emitido esta dadapor:

EγEe

=b

1 + bf(b) (4)

Donde b es la energıa en el centro de masas y esta dada por:

b =4EeEγ(mec2)2

(5)

4.1.2. Fuentes de radiacion

El origen de las partıculas cosmicas se debe a diversos procesos fısicos que suceden en eluniverso. La mayorıa de estos procesos se caracterizan por las enormes emisiones de Energıascon las que se lanzan al espacio distintas clases de partıculas como hadrones, nucleos atomicos,fotones, neutrinos, leptones, rayos gamma, etc. Estos procesos pueden generarse tanto en nuestragalaxia como fuera de esta.

8

Estos diferentes mecanismos de produccion de rayos cosmicos genera un flujo de partıculasque llegan a la Tierra, el cual estara en funcion de la energıa de estas partıculas. La relacionentre el numero de partıculas y su energıa es de tipo de ley de potencias y se expresa de lasiguiente forma[11]:

dN

dE= kE−α (6)

Donde k es una constante y α se denomina parametro espectral, el cual cambia con el inter-valo de energıa. Esta relacion produce cambios (‘rodillas‘) en la pendiente de graficas de flujocontra energıa (figura 5). Los principales procesos y/o objetos astrofısicos mas probables a serfuentes de este tipo de radiacion son:

Supernovas

Estrellas de neutrones

Quasars

Nucleos activos de galaxia

Actividad solar

4.2. Cascadas Aereas Extensas

Las EAS son el resultado de la interaccion entre una partıcula de alta energıa (rayo cosmico)y la atmosfera terrestre. Este termino fue introducido por Pierre Auger en 1938 tras observar lallegada simultanea de partıculas a diferentes detectores ubicados a cientos de metros de distanciaentre ellos.

Las partıculas que componen la cascada se denominan partıculas secundarıas (o radiacion secun-daria), mientras que la partıcula que la origina se le conoce como partıcula primaria (o radiacionprimaria).

La generacion de radiacion secundaria se debe a los diferentes mecanismos de interaccion ydecaimientos de partıculas, los cuales se describen a continuacion.

4.2.1. Interaccion partıculas cosmicas

Cuando una partıcula primaria llega a la atmosfera terrestre interactua con los elementosallı presentes, tales como nitrogeno y oxıgeno. El parametro fısico que permite estimar el numero

9

Figura 5: Flujo de partıculas en funcion de su energıa. Debido a las interacciones de los RC con la atmosferaterrestre, observatorios espaciales detectan de forma directa partıculas con energıas superiores a los TeV. Losobservatorios sobre la superficie terrestre pueden detectar de forma directa partıculas con energıas menores a losGeV.

de interacciones que pueden tener estas partıculas en su recorrido por la atmosfera es el caminolibre medio (λi)[9], expresado de la siguiente forma:

λi =NA

Aσi[gr/cm

2] (7)

Donde NA es el numero de Avogadro, A el numero atomico y σi es la seccion transversal deinteraccion, denominado en la literatura como Atmospheric depth. El resultado de las interac-ciones es un decaimiento en cascada de nuevas partıculas debido a que en cada interaccion seproducen partıculas que a su vez generan otras de menor energıa.

4.2.2. Decaimiento hadrones

Los hadrones son partıculas fundamentales cuya principal caracterıstica es la interaccion pormedio de canal fuerte y el corto tiempo de vida, entre 10−23[seg] y 10−22[seg]. A este grupode partıculas pertenecen los nucleos atomicos, los kaones k, los π mesones, los hiperones, lasresonancias barionicas, entre otras. La interaccion entre un hadron y un nucleo genera k meso-nes, los cuales pueden decaer en π mesones (π+, π−, π0), cuyo tiempo de vida media en reposo

10

es del orden de 2,6x10−8seg[8]. Los piones π+ y π− decaen en muones µ+, µ− y neutrinos νµ y νµ:

π+ −→ µ+ + νµ

π− −→ µ− + νµ

Estos se diferencian de los π0 que decaen en dos rayos γ, que a su vez decaen en un par e− e+.

Los muones se caracterizan por un tiempo de vida media de 2,2x10−6seg, decayendo poste-riormente en electrones y positrones:

µ+ −→ e+ + νµ + νe

µ− −→ e− + νµ + νe

Estos decaimientos suceden a medida que las partıculas avanzan hacia la superficie de la Tierra,generandose una relacion entre la altura sobre el nivel del mar y el tipo y numero de partıculaque compone la cascada. A nivel del mar se pueden identificar las siguientes componentes deuna cascada generada por un rayo cosmico: electromagnetica, hadronica, muonica y neutrinos(la figura 6a ilustra los anteriores procesos de decaimiento y generacion de cascada).

4.2.3. Produccion pares e− e+

Los fotones o rayos gamma (γ) producen pares de electrones-positrones al interactuar conuna carga electrica. En el caso de un rayo cosmico, interactua con los iones presentes en laatmosfera terrestre. La creacion de pares se da solo si la energıa del foton es mayor a 2mec

2,que es la energıa en reposo para un electron-positron. Si la energıa del rayo γ es mayor a estacantidad, entonces los e− e+ produciran nuevamente rayos γ. Este proceso se repite hasta queel γ tenga una energıa menor a la energıa en reposo del par e− e+ (figura 6b).

En general una EAS tiene la estructura que se muestra en la figura 7, donde se observan lasdiferentes partıculas que la componen.

4.3. Tecnica de Partıcula unica

Los rayos cosmicos pueden llegar a tener energıas del orden de TeV y generar cascadas departıculas secundarias, en las cuales el numero de partıculas generadas es directamente propor-cional a la energıa de la partıcula primaria. La tecnica de partıcula unica consiste en hacer unconteo de estas partıculas secundarias para estimar la energıa de la partıcula que las genera[11].Este conteo depende de la altura sobre el nivel a la que se realice, debido al tiempo de vida

11

(a) Desarrollo de una cascada hadroni-ca a partir de un pion [9].

(b) Desarrollo de una cascada electro-magnetica a partir un rayo gamma[9].

Figura 6: (a) Cascada hadronica. (b) Cascada electromagnetica

media de las partıculas secundarias. La figura 8 muestra el numero de partıculas de un EAS enfuncion de la altitud.

Figura 7: Estructura general de un EAS generado por un rayo cosmico

12

Figura 8: Numero y tipo de partıculas en funcion de la altura sobre el nivel del mar [11].

4.4. Radiacion Cherenkov

En 1934 Pavel Alekseyevich Cherenkov observo que el paso de partıculas cargadas por unmaterial dielectrico producıa radiacion. Estudios posteriores mostraron que esta radiacion esgenerada por el paso de partıculas de muy alta energıa que se propagan por el medio a unavelocidad mayor que la velocidad de la luz en el mismo, generando un frente de fotones causadopor la polarizacion y despolarizacion de las moleculas allı presentes. La condicion para que estefrente de fotones sea observable es que debe estar en fase con los fotones emitidos por el pasode la partıcula[7], es decir, el tiempo que tarda un foton emitido en recorrer una distancia r esel mismo tiempo que debe gastar la partıcula en recorrer cierta distancia s (ver figura 9a). Estacondicion se expresa en funcion del angulo de emision α, de la siguiente forma:

cosαc =1

β√∈(ω)

(8)

Donde ∈(ω) es la constante dielectrica del medio, ω es la frecuencia de oscilacion de lasmoleculas del medio y β la velocidad de la partıcula. De esta ultima expresion tenemos queexisten dos lımites, o condiciones, para que una partıcula cargada produzca radiacion Cherenkov:βmin = 1/

√∈(ω) y βmax = 1. La dependencia de ∈ con ω restringe la radiacion Cherenkov emitidaa un ancho de banda (figura 9b) debido a parametros fısicos como frecuencias de resonancias yabsorcion del medio.

13

(a) Condicion para que se produzca radiacion Cheren-kov.

(b) Permitivadad electrica ∈ en funcion de ω. La con-dicion βmin = 1/

p∈(ω) produce un ancho de banda

para la radiacion Cherenkov [6]

Figura 9: (a) Angulo critico en funcion de la velocidad de la partıcula y la constante dielectrica del medio paraque se produzca radiacion Cherenkov. (b) Ancho de banda de emision de radiacion Cherenkov.

4.5. Detector Cherenkov de Agua

Un WCD es un dispositivo que usa el principio de radiacion Cherenkov para detectar la trazade partıculas secundarias generadas en EAS que atraviesan un tanque con agua purificada[10, 12].Esta compuesto de:

1. Tanque

2. Electronica

4.5.1. Tanque

El tanque, o Tanque Detector (TD), es un recipiente capaz de contener agua y que consta delas siguientes partes:

1) Difusor Interno

Material sintetico hecho de fibras de polietileno de alta densidad que garantiza un alto por-centaje de difusion y reflectividad. Se ubica dentro del tanque en contacto directo con el agua.Este material se denomina Tyvek R©10.

10http://www2.dupont.com/Tyvek/en_US/

14

Figura 10: Esquema de un detector Cherenkov de agua.

2) Aislante Fotonico

Material hecho en polietileno de alta densidad, se ubica dentro y fuera del tanque evitandoel ingreso de radiacion de baja energıa, principalmente de origen solar (figura 10).

3) Agua

Debe tener un bajo coeficiente de absorcion para garantizar la libre propagacion de los fotonesdentro del tanque.

4.5.2. Electronica

La electronica que utiliza un WCD se compone de:

• Fotomultiplicador (PMT)

• Local Station (LS)

• Computador

1) Foto-Multiplicador

El Foto Multiplicador, o PMT, es un dispositivo de alta sensibilidad espectral que usa elprincipio fotoelectrico para generar un flujo de corriente en funcion de un numero de fotones

15

incidentes en el. Consta de un fotocatodo donde se producen electrones que se aceleran por unaserie de electrodos, o dinodos, conectados a una serie de diferencias de potencial en cascada11.Estos electrones, al llegar al ultimo dinodo denominado anodo, se convierte en un pulso de ten-sion (figura 11).

Un PMT se caracteriza por tener las siguientes regiones de trabajo: lineal, estable y exponen-cial. Estas regiones surgen por la forma en que los electrones son desprendidos de las moleculasque componen los electrodos. A medida que se aumenta la tension, los electrones de valenciade los electrododos son acelerados, generando un flujo de corriente de forma lineal, en relacioncon el aumento de tension; despues de cierto voltaje no es posible desprender mas electrones,llegando a una region donde el flujo de electrones permanece constante al aumento de tension.Esta region se conoce como region estable de trabajo. Si el voltaje sigue aumentando los elec-trones de las capas mas internas son desprendidos y dan lugar a una region de flujo exponencialde corriente.

Figura 11: Esquema de funcionamiento de un fotomultiplicador.

2) Local Station

La Local Station, o LS, es un dispositivo electronico alimentado por una fuente de 12 voltiosque permite, por una parte, contralar el PMT y por otra adquirir, digitalizar y enviar a uncomputador las senales producidas en el tanque. La LS maneja un protocolo de adquisicion,denominado calib, el cual genera los siguientes histogramas a partir de un mınimo de energıa, oumbral, deseado:

Carga

El histograma tipo carga corresponde al conteo de partıculas en funcion del area bajo la curvade la senal. Un carga tıpico muestra el numero de partıculas que han depositado cierta cantidadde carga (en unidades de ADC12) dentro del tanque:

11La diferencia de potencial en cascada son potenciales electricos que aumentan de electrodo a electrodo12Analol Digital Convertor. 1 ADC corresponde a tres mili voltios

16

Q =1

R

∫ t

t0

V(t)dt (9)

Donde V(t) es el voltaje producido por el PMT.

Pico

El histograma tipo pico corresponde al pico maximo de voltaje de la senal, mostrando elnumero de partıculas en funcion del pico maximo de la senal (en unidades de ADC).

Computador

El computador es usado para la administracion y control de la LS y el PMT y para elalmacenamiento y procesamiento de los datos.

La figura 12 muestra el esquema completo de un detector Cherenkov de agua y las diferentesmodalidades de adquisicion.

Figura 12: Esquema de un detector Cherenkov de agua y las diferentes modalidades de adquisicion. La grafica(1) muestra el conteo de eventos para un intervalo de tiempo en funcion de la energıa y el corte (threshold) deenergıa a partir del cual se realiza el histograma carga y pico. La figura (2) es un histograma tıpico tipo carga yla grafica (3) un histograma tıpico tipo pico.

17

5. Objetivos

5.1. Objetivos Generales

1. Instalar un Detector Cherenkov de Agua con geometrıa cilındrica para la deteccion detrazas de partıculas secundarias generadas por la interaccion de Rayos Cosmicos con laatmosfera terrestre.

5.2. Objetivos Especıficos

1. Instalar un tanque con geometrıa cilındrica en las instalaciones del Grupo Halley de Astro-nomıa y Ciencias Aeroespaciales.

2. Garantizar la correcta comunicacion entre la electronica del tanque y la tarjeta de adqui-sicion.

3. Determinar la region de trabajo del fotomultiplicador y el umbral adecuado de energıa parala identificacion de la joroba1 de muones usando los histogramas carga y pico.

6. Metodologıa

6.1. Instalacion del tanque

La instalacion del tanque se ejecutara de acuerdo a los siguientes pasos:

6.1.1. Construccion del tanque

El tanque estara hecho en fibra de vidrio con dimensiones de 200cm de alto por 60cm dediametro. Esta geometrıa cilindrica permitira distinguir con facilidad partıculas que atraviesanverticalmente el tanque de las que lo hacen de forma oblicua. El tanque debe ir recubierto, tantoen el exterior como en el interior, con polietileno de alta densidad. En el interior se le recubre,adicionalmente con Tyvek R©.

1Ver seccion 6.2 Calibracion

18

6.1.2. Agua

Para garantizar la pureza del agua se sigue el siguiente protocolo:

1) Decantacion 1 (Agua sin tratar) Se recolecta un volumen mayor al 10 % del volumen deltanque detector, y se deja decantar durante un periodo de 2 meses.

2) Tratamiento (Cloro y Alumbre) Finalizados los 2 meses de decantacion, se agregan 500gramos de hipoclorito (cloro granulado) y 500 gramos de sulfato de aluminio (alumbre).El hipoclorito desinfecta el agua y evita la formacion de microorganismos, mientras el sulfatode aluminio es un agente floculante que permite la formacion de folıculos que se depositan en labase del respectivo tanque.

3) Decantacion 2 (Agua tratada) Despues de aplicar el tratamiento se deja decantar por untiempo de 3 meses, tiempo suficiente para que los folıculos caigan a la base del deposito.

6.2. Calibracion

La calibracion consiste en conocer la region de trabajo del PMT y la identificacion clara dela joroba de muones, siendo esta ultima el cambio fuerte en la pendiente de histogramas cargay pico causado por flujo de muones a la altura del detector (956msnm). Para esto se realizanhistogramas tipo carga y pico con diferentes umbrales a diferentes voltajes. El procedimientoconsiste en fijar un voltaje y mantenerlos constante durante la toma de histogramas con unnumero determinado de umbrales. Una vez adquirido estos histogramas se cambia el voltaje y serealiza una nueva toma de histogramas con diferentes umbrales hasta que la joroba de muonessea claramente identificable.

7. Cronograma

PPPPPPPPPEtapaMes

1 2 3 4 5 6 7 8

Decantacion 1TratamientoDecantacion 2Construccion del tanqueMontaje y Calibracion

19

Referencias

[1] Millikan R. A. Detection of gamma-ray bursts in the 1 GeV-1 TeV energy range by gruond-based experiments. Popular Astronomy, 34:232–238, 1926.

[2] D. Allard. Detecting GRBs with the Pierre Auger Observatory using the single particletechnique. Pierre Auger Collaboration, 2009.

[3] D. Allarda, C. Alvarez, H. Asorey, H. Barros, X. Bertou, M. Castillo, J.M. Chirinos, A. DeCastro, S. Flores, J. Gonzalez, M. Gomez Berisso, J. Grajales, C. Guada, W.R. GuevaraDay, J. Ishitsuka, J.A. Lopez, O. Martınez, A. Melfo, E. Meza, P. Miranda Loza, E. MorenoBarbosa, C. Murrugarra, L.A. Nunez, L.J. Otiniano Ormachea, G. Perez, Y. Perez, E. Ponce,J. Quispe , C. Quinteroi , H. Rivera, M. Rosales, A.C. Rovero, O. Saavedra, H. Salazar, J.C.Tello, R. Ticona Peralda, E. Varela, A. Velarde, L. Villasenor, D. Wahl, M.A. Zamalloa.Water Cherenkov Detectors response to a Gamma Ray Burst in the Large Aperture GRBObservatory. arXiv:0906.0820v1, 2009.

[4] Gaston R. Mejıa y Carlos Aguirre. La Radiacion Cosmica. Programa regional para eldesarrollo cientıfico y tecnologico, Secretarıa general de la Organizacion de los EstadosAmericanos, Washington, D.C., 1973.

[5] I. Allekottea, A.F. Barbosa, P. Bauleo, C. Bonifazi, B. Civit, C.O. Escobar, B. Garcıa, G.Guedes, M. Gomez Berisso, J.L. Harton, M. Healy, M. Kaducak, P. Mantsch, P.O. Mazur,C. Newman-Holmes, I. Pepe, I. Rodriguez-Cabo, H. Salazar, N. Smetniansky-De Grande, D.Warner. The surface detector system of the Pierre Auger Observatory. Nuclear Instrumentsand Methods in Physics Research, 586:409–420, 2008.

[6] Jackson David John. Classical Electrodynamics. John Wiley & Sons, Third edition, 1998.

[7] Jelley J. V. Cerenkov Radiation and its applications. Pergamon Press, 1958.

[8] Kanetada Nagamine. Introductory Muon Science. Cambridge University Press, 2007.

[9] Peter K.F. Grieder. COSMIC RAYS AT EARTH, Researcher’s Reference Manual and DataBook. ELSEVIER, Institute of Physics, University of Bern, Bern, Switzerland, 2001.

[10] The H.E.S.S. Collaboration. Detection of Gamma Rays From a Starburst Galaxy. ar-Xiv:0909.4651v1, 2009.

[11] Silvia Vernetto. High frequency rays of cosmic origin. Astroparticle Physics, 13:15–86, 2.

[12] Xavier Bertou, Denis Allard. Detecting GRBs with Water Cherenkov Detectors. NuclearInstruments and Methods in Physics Research, 2005.

20