Deteccion subterranea de rayos cosmicos de alta energia en el CERN
Date
2002
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Benemérita Universidad Autónoma de Puebla
Abstract
Los rayos cósmicos tienen un enorme interés para los científicos en el área de la física de partículas o altas energías, ya que su origen y naturaleza, siguen siendo un gran misterio dentro de las energías mayores a 1014, a pesar de que sus productos están continuamente penetrando nuestro planeta y por consiguiente nuestros cuerpos. El estudio de los rayos cósmicos hizo posible la unificación de dos disciplinas de la física (astronomía y física de partículas). Históricamente, los rayos cósmicos han contribuido a algunos de los descubrimientos más importantes de la física de partículas. En 1932 la primera partícula de antimateria -el positrón- fue encontrada en los residuos de rayos cósmicos. Unos cuantos años más tarde fueron descubiertos el muón y el pión. Desde finales del siglo XIX se tienen los primeros estudios acerca de los rayos cósmicos por el científico Charles Wilson, cuando midió la fuga de la carga eléctrica en un electroscopio. En un intento por averiguar cual era la causa de aquella fuga, Wilson colocó su electroscopio en un contenedor herméticamente cerrado, pensaba que probablemente el aire contaminado era el causante de tal fuga. Sin embargo, vió que aún colocándolo a las afueras de la ciudad, el comportamiento era el mismo. Volvió a intentar, ahora comparándolo con el día y la noche y observó lo mismo. Wilson pensaba que se debía a iones que había en el aire, pero aún no conocía la fuente de esos iones, en algún momento pensó que se debía a algunas partículas cargadas que provenían del espacio. Una forma de probar esto, era subir el electroscopio a cierta altitud o llevarlo bajo tierra, decidió hacer lo segundo pero desafortunadamente el electroscopio que usó no era muy sensible para notar la diferencia, por lo que descartó la idea [1]. Con el tiempo se realizaron mejoras dentro de los aparatos de detección hasta llegar a las cámaras de ionización, estas fueron usadas por Victor F. Hess y retomando la idea de Wilson, realizó varios vuelos en globo, solo que en lugar de usar un electroscopio, utilizó cámaras de ionización, por lo que con esto pudo comprobar que había partículas que provenían del espacio exterior y era la causa de la ionización en el aire [1]. Entre los años 1927 y 1929, se descubrieron los chubascos atmosféricos o chubascos extendidos en el aire (EAS, de las siglas en inglés, Extended Air Shower) por el fisico francés Pierre Auger, también descubrió junto con Skobeltzyn que estos chubascos eran muy energéticos y al parecer contenían otro tipo de partículas diferente a las conocidas en aquel entonces (electrones, positrones y rayos gamma) (2). Esta partícula posteriormente fue medida por Neddermeyer y Anderson, estableciendo que era de más o menos 200 veces mayor que la masa del electrón, esta partícula es la que hoy conocemos como muốn. De acuerdo a estudios posteriores, se descubrió que los chubascos eran producidos por una particula proveniente del espacio y altamente energética, la energía fue medida por Lisley y Scarci en un experimento llamado Volcano Ranch donde midieron que la partícula que produjo el chubasco (rayo primario) era de 1020 eV [3], cabe mencionar que los chubascos son generados por parículas con energías mostradas en la figura 2.2. En recientes décadas, los chubascos producidos por un protón de alta energía o núcleos colisionando en la atmósfera, han sido estudiados con experimentos en grandes extensiones sobre la superficie del suelo o subterráneos. En un principio, aquellos experimentos exploraban dos cosas diferentes, una era la interacción de partículas y la otra, la astrofísica de estas partículas (su origen y su naturaleza). La medición precisa del espectro de energía de los rayos cósmicos y la composición química de los primarios en la vecindad de la "rodilla" (1015 eV a 10 eV) puede descifrar ligeramente el origen de estos rayos y por consiguiente sus mecanismos de aceleración, ya que al conocer estos datos, se puede saber si su origen es galáctico o extragaláctico. Esta composición es conocida en mediciones directas por medio de satélites y experimentos en globos sólo para energías inferiores a 1014 eV. Sin embargo, para energías más altas, debemos estudiarlos con detectores colocados en la superficie y/o subterráneos, ésto se debe al excesivo flujo de partículas secundarias producidas por la interacción hadrónica en la atmósfera. La determinación de la composición química a partir de las observaciones al nivel del suelo, depende del detallado entendimiento del mecanismo de interacción de las partículas del chubasco con el aire. Por otro lado, la producción de partículas y la dirección de éstas puede ser estimada únicamente por modelos basados en la extrapo- lación de los datos obtenidos en aceleradores (~ 1012 eV). Desde luego, aún no hay datos para producción a ángulos muy pequeños y de energías alrededor de la rodilla, hasta hoy en día la energía a la que han alcanzado los aceleradores están en el orden de TeV (1012 eV). También hay que considerar que nuevos fenómenos en interacciones hadrónicas a altas energías pueden significativamente influir en la cascada y por consiguiente en las observaciones. Tales fenómenos como la producción coherente de piones, estados condensados desorientados quirales, entre otros. Se cree que lo anterior es la posible causa por lo que no coinciden los resultados entre varios experimentos. Los chubascos son caracterizados por la distribución de las componentes muónica y electromagnética a nivel del suelo y por distribuciones de muones en diferentes niveles dentro de la tierra. Por lo que se puede pensar que con experimentos a profundidades modestas, podrían ser complementarios a los muchos estudios previos ya existentes, tanto subterráneos como en la superficie, subterráneos tenemos a MACRO [4], Super Kamiokande [5], IMB [6] y Frejus [7] [8], donde el momento del muón es de 1 TeV, en contraste con los experimentos en superficie tales como KASKADE [9], AGASA [10] y CASA-MIA [11] donde el momento es del orden de 1 a 2 GeV. De acuerdo a lo expuesto antes, se tiene la propuesta de construir un experimento en la caverna de PA4 en el túnel del nuevo acelerador LHC del CERN, esta propuesta propone con construir un arreglo de detectores (cámaras de arrastre) a una profundidad de 140 m y en conjunto con un arreglo de centelladores en la superficie, la propuesta se llama CORAL, que proviene de Cosmic Ray experiment in and Above the LHC tunnel [12]. Esta propuesta se describe con más detalle en el siguiente capítulo. En resumen, el objetivo de este trabajo consiste en mostrar la construcción de un pequeño módulo, que sería una parte del arreglo subterráneo, este diseño experimental se muestra y se describe en el capítulo 3. También se abordan problemas dentro de la construcción del módulo así como sus soluciones y de esta forma se logre hacer una buena extrapolación para la construcción del arreglo completo. Estos tópicos son mostrados y discutidos tanto en el capítulo del diseño experimental como el de resultados. Por último, en el capítulo 4 se presentan las conclusiones extraidas de este trabajo y además se discuten brevemente posibles proyectos a futuro.