Extreme Energy Events

REFERENTE: Prof.ssa Paola Giacconi

La scienza nelle scuole

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Ogni giorno, in ogni istante, siamo investiti da una pioggia di particelle elementari provenienti dal cosmo: i raggi cosmici, una radiazione naturale proveniente dagli spazi siderali che continuamente inonda la Terra.

La loro scoperta è giunta in modo totalmente inatteso osservando come si scaricava uno strumento in ventato da Luigi Galvani: il galvanometro. I fisici degli inizi del XX secolo pensavano che la causa di tale fenomeno fosse da ricercarsi nei raggi provenienti dalla Terra: questo perché era da poco stato scoperto il fenomeno della radioattività naturale. I ricercatori dell’epoca decisero tuttavia di effettuare misure a diverse altezze dalla superficie terrestre e rimasero strabiliati quando scoprirono ch e tanto più si andava in alto e tanto più velocemente lo strumento si scaricava: i raggi che scaricavano lo strumento non venivano dalla Terra ma dal cielo, anzi dal cosmo.

La scoperta avvenne, più precisamente, nel 1912 ad opera del fisico austriaco Victor Hess il quale, compiendo misure di ionizzazione nell’alta atmosfera, rivelò per la prima volta i raggi cosmici e ricevette per tale lavoro il premio Nobel per la Fisica nel 1936. Dopo Hess fu Millikan ad interessarsi al fenomeno ed è a lui che si deve il nome raggi cosmici. Egli riteneva che essi fossero principalmente composti da raggi gamma (radiazione elettro-magnetica di alta energia). Fu Compton ad ipotizzare che fossero composti da particelle cariche ed oggi sappiamo che tale ipotesi è corretta.

In Italia, lo studio dei raggi cosmici si sviluppò nella seconda metà degli anni ’20, quando a Firenze, sotto l’egida di Garbasso, si creò un gruppo di fisici che otterrà sull’argomento risultati di grande rilievo. In particolare Bruno Rossi nel 1929 progettò e mise a punto una strumentazione destinata a modificare radicalmente lo studio sperimentale dei raggi cosmici, nonché le teorie sulla loro natura. Le ricerche sui raggi cosmici sviluppate a Firenze e a Padova negli anni ’30 diedero origine ad una tradizione nazionale di ricerca di altissimo livello, che contribuirà in modo essenziale alla rinascita della scienza italiana nel dopo guerra.

Dopo almeno 90 anni di ricerche sui raggi cosmici, la loro origine è ancora una questione aperta e tale incertezza è direttamente proporzionale alla loro energia che può arrivare sino a 50 J, la stessa energia che ha una biglia di 1 kg che cade da una altezza di 5 m o che abbia la velocità di 1 36 km/h. Le particelle elementari hanno però masse dell’ordine di 10-27 g cioè un miliardesimo di miliardesimo di miliardesimo di grammo (m e =9, 1093826(16)×10-31 kg) quindi, per raggiungere l’energia di 50 J, devono muoversi a velocità prossime alla velocità della luce: 300000 km/s (c =299792458 m/s). É questa la velocità della “pioggia cosmica” che in ogni istante della nostra vita ci colpisce!

I raggi cosmici con energie E < 100 MeV hanno una origine solare, mentre per energie superiori, fino E ~ 10 15 eV , la loro origine è extra-galattica e dovuta probabilmente all’esplosione di qualche supernova. Per energie ancora superiori, che possono raggiungere i 10 18 eV, i raggi cosmici vengono chiamati ultra high energy cosmic rays (UHECR) e la comprensione della loro genesi è un problema a tutt’oggi aperto. Sono state formulate varie ipotesi una delle quale afferma che gli UHECR siano la ”cenere” del Big Bang che, viaggiando per milioni e milioni di anni a partire dalle zone più remote dello spazio, ben oltre la Luna, il Sole e le Stelle visibili a occhio nudo, giunge a colpire la terra.

Anche supponendo che tale ipotesi sia corretta, resta comunque del tutto aperto il problema di comprendere come mai raggi cosmici di così alta energia siano potuti giungere in prossimità della superficie terrestre, senza prima perdere gran parte della loro energia attraverso l’interazione con la radiazione cosmica di fondo. Quest’ultima è la radiazione elettromagnetica fossile all’equilibrio termico ad una temperatura di T = 2.73 K, scoperta nel 1967 da Penzias e Wilson, la cui presenza avvalora l’ipotesi del Big Bang. La scoperta della radiazione cosmica di fondo, così come quella dei raggi cosmici, fu casuale e dovuta agli sforzi dei due ingegneri della Bell-Telephone nel tentativo di eliminare un fastidioso disturbo nell’antenna di un radiotelescopio.

La comprensione, quindi, dell’origine e della struttura dello spettro energetico dei raggi cosmici rappresenta, ancora oggi, una delle più avvincenti sfide per la comunità scientifica.

I raggi cosmici primari sono principalmente composti da protoni (p) i quali giunti nell’atmosfera terrestre interagiscono con i nuclei delle molecole di cui essa è composta, dando origine ad un processo a cascata di nuove particelle quali neutroni (n), neutrini (v), pioni (π ±, π 0), p, muoni (µ±, µ0), elettroni (e-), positroni (e+), etc.. É stato proprio lo studio dei raggi cosmici che ha condotto alla scoperta delle antiparticelle e quindi dell’antimateria.

Per rilevare i raggi cosmici primari si debbono usare apparati sperimentali posti su satelliti in orbita i quali riescono a catturare i raggi cosmici prima che essi interagiscano con l’atmosfera. Con questo metodo si possono rivelare i raggi cosmici di energie non troppo elevate. Infatti, all’aumentare dell’energia, il flusso di raggi cosmici diminuisce ed è quindi necessario costruire apparati sperimentali che possano ricoprire una grande superficie e che, per ovvi motivi, non possono dunque essere montati su satellite. Per rilevare i raggi cosmici di elevata energia ´e quindi necessario costruire esperimenti molto estesi sulla superficie terrestre e la superficie dell’esperimento deve essere tanto pi´u grande quanto più elevata è l’energia dei raggi cosmici che si vogliono rivelare. Gli esperimenti terrestri rivelano quindi i raggi cosmici secondari prodotti nell’interazione dei primari con l’atmosfera. Analizzando le caratteristiche dello ”shower” di particelle prodotte si possono ricavare l’energia e la direzione del raggio cosmico primario.

A livello del mare la massima parte della componente elettricamente carica dei raggi cosmici è fatta di muoni. Quindi l’apparato ultilizzato per la rivelazione dei raggi cosmici secondari sarà un rivelatore di muoni che deve soddisfare le seguenti condizioni:

  • deve poter coprire una grande superficie e di conseguenza essere a basso costo;
  • deve essere resistente, ossia capace di operare per molti anni con un minimo di interventi di manutenzione;
  • deve fornire un’efficienza di rivelazione quanto più prossima al 100%;
  • deve consentire la ricostruzione di tracce di muoni cosmici.

Di qui l’idea di costruire dei telescopi per raggi cosmici, camere MRPC (Multigap Resistive Plate Chamber) che possano essere installate nelle scuole cos´i da coprire, in modo uniforme, l’intero territorio nazionale.

Il nostro Liceo è stato scelto come una delle “scuole pilota” in Italia atta a costruire ed ospitare il telescopio MRPC.

Il 26 marzo 2006 è iniziata l’avventura di alcuni dei nostri allievi: M.Giulia Andretta, Camilla Fabbri, Domenico Fiorillo, Eugenia Franchini, Alessandra Pennello e Silvia Polacchini i quali si sono recati, con me ed il Prof. Ivan Poluzzi, presso il CERN di Ginevra, il più grande laboratorio del mondo di fisica delle alte energie, per costruire, insieme ai ricercatori del CERN e dell’ INFN (Istituto Nazionale di Fisica Nucleare) di Bologna, il telescopio MRPC che verrà installato nella nostra scuola all’inizio del prossimo anno scolastico.

Alessandra, Camilla, Domenico, Eugenia, Giulia e Silvia hanno lavorato otto ore al giorno, con scrupolo ed efficienza, hanno imparato come si possa costruire, con materiali di uso comune, uno strumento di altissima precisione che permetterà loro di ”vedere” un universo invisibile anche per il più potente dei microscopi. Hanno imparto a saldare, assemblare, ad effettuare misure di grande precisione ed hanno anche preso coscienza di quanto lavoro, coraggio, pazienza, perseveranza ed entusiasmo ci siano dietro ad un’idea che diventa esperimento. Hanno compreso quanta differenza ci sia tra guardare ed osservare ed hanno loro stessi sperimentato che per comprendere veramente l’universo di cui facciamo parte non ci si può fermare a ciò che si vede ma si deve sempre fare lo sforzo di andare molto oltre a ciò che appare.

Hanno avuto, inoltre, la possibilità di confrontarsi e di lavorare al fianco di ricercatori provenienti da tutto il mondo e lo hanno fatto come se fossero stati ”uno di loro”, così che un altro universo, quello della ricerca scientifica, che per la gran parte dei nostri ragazzi appare lontano e del tutto estraneo alla loro vita, è diventato il giardino di casa loro.

Saranno Alessandra, Camilla, Domenico, Eugenia, Giulia e Silvia ad istruire i compagni che poi si occuperanno, insieme a loro, della registrazione dei segnali che arrivano dal cosmo, della loro rielaborazione, analisi ed interpretazione fisica.

L’avventura della scoperta, per i nostri ragazzi, è appena iniziata e, come loro insegnate, posso sicuramente affermare che questa esperienza li ha profondamente maturati dando loro la possibilità di esprimere le loro potenzialità ed abilità in ambiti molto diversi. Si sono, infatti, evidenziate le loro capacità organizzative, di relazione, di analisi, la loro inventiva: questi giovani hanno studiato non per sostenere un’interrogazione, ma per comprendere ciò che loro stessi stavano costruendo per poi lasciarlo in eredità ai loro compagni più giovani. Sono cresciuti come uomini/donne e cittadini, perché fare ricerca non significa solo voler comprendere un nuovo fenomeno naturale ma prima di tutto voler migliorare se stessi per essere protagonisti attivi e non spettatori passivi del mondo.

Inaugurazione del Telescopio – 12 dicembre 2009

Nel Gennaio 2008 è arrivato nel nostro Liceo il Rivelatore di raggi
cosmici MRPC costruito dai nostri studenti al CERN di Ginevra. Abbiamo impiegato qualche mese per installarlo, metterlo in funzione ed essere quindi in grado di prendere dati da poter analizzare. E’ stato un lavoro lungo, faticoso e molto avvincente. Siamo in presa dati già da qualche mese e siamo quindi pronti per l’ inaugurazione ufficiale del Telescopio. All’ inaugurazione ha presenziato il prof. Antonino Zichichi ideatore e leader del progetto.
Queste le foto di un giorno memorabile che rappresenta solo l’inizio di una bella avventura.

Introduzione

I Raggi Cosmici sono costituiti da particelle e nuclei atomici di alta energia (2 Gev < E < 1011Gev) che, muovendosi quasi alla velocità della luce, colpiscono la terra da ogni direzione. La loro origine e’ sia galattica che extragalattica e, secondo alcune ipotesi, i più energetici tra loro costituiscono a “cnere “ del Big Bang. L’esistenza dei Raggi Cosmici fu scoperta dal fisico tedesco Victor Hess nel 1912. All’epoca gli scienziati si trovavano di fronte ad un problema che non riuscivano a spiegare: sembrava infatti che nell’ambiente ci fosse molta più radiazione di quella che potesse essere prodotta dalla radioattività naturale ed inoltre tale radioattività aumentava con la quota. Fu Millikan a dare a tale radiazione proveniente dal cosmo il nome di “raggi cosmici” e fu Compton ad ipotizzare, correttamente, che essi fossero composti di particelle cariche. Lo studio dei raggi cosmici portò alla scoperta del positrone (e+) e del (m) muone, quest’ultima ad opera dei fisici italiani Conversi, Pancini e Piccioni. Quando i Raggi Cosmici “primari” entrano nell’atmosfera terrestre e collidono con i nuclei di cui essa e’ composta danno origine ad un processo a cascata di produzione di nuove particelle: n, p, p, m. Tali particelle, a loro volta, interagiscono o decadono creandone delle altre. Il risultato e’ quello che viene chiamato “shower”, ossia sciame di particelle. Si pensa che i Raggi Cosmici, con energie inferiori a 100 Mev abbiano una origine solare mentre quelli con energie fino a 1015 eV, siano prodotti in seguito ad esplosioni di Supernovae nella nostra Galassia. L’origine, invece, dei raggi cosmici ultra energetici (UHECRs) con energie dell’ordine di 1018 eV è, a tutt’oggi ignota anche se, come gia detto, secondo alcuni fisici esi costituirebbero la “cenere “ del Big Bang. I raggi cosmici primari sono composti per il 90% da protoni e per il restante 10% da elettroni, fotoni, neutrini ed, in minima parte, da antimateria. Per rilevare i raggi cosmici primari si debbono usare esperimenti posti su satelliti in orbita che riescano a “catturare” i raggi cosmici prima che questi interagiscano con l’atmosfera. In questo modo si riescono a rivelare anche i raggi cosmici di bassa energia. All’aumentare dell’ energia il flusso di raggi cosmici diminuisce, è quindi necessario avere esperimenti con grande superficie che per ovvie ragioni non possono essere posti su satellite. Da qui l’idea di creare una rete di rivelatori MRPC ( Multi Gap Resistive Chamber) posti nelle scuole e distribuiti uniformemente su tutto il territorio nazionale. Al livello del suolo, lo sciame è sostanzialmente composto da: - adroni: (particelle pesanti che possono dar luogo a interazioni forti, deboli ed elettromagnetiche) tra i quali troviamo i nucleoni ed altre particelle non stabili ma non ancora decadute perché prodotte in prossimità del suolo, come i mesoni π e K - leptoni (particelle leggere che possono dar luogo a interazioni deboli ed elettromagnetiche) tra i quali troviamo ad esempio i neutrini, gli elettroni e i muoni simili agli elettroni ma più massivi e penetranti, non stabili ma con vita media sufficientemente lunga da poter essere rivelati, che derivano per lo più dai decadimenti dei mesoni π e. K . Sono proprio i muoni a costituire la componente più importante dei raggi cosmici a livello del suolo. La rivelazione di questi muoni cosmici, che trasportano un’essenziale informazione sulla configurazione dello sciame (apertura angolare, molteplicità, energia, punto di produzione) costituisce l’obiettivo dell’esperimento EEE. [/kc_column_text][/kc_accordion_tab][kc_accordion_tab title="Caratteristiche fisiche" _id="594371"][kc_column_text _id="196567"] [foogallery id="2868" _id="3201586"] [/kc_column_text][kc_column_text _id="102187" css_custom="{`kc-css`:{`any`:{`box`:{`margin|p`:`20px inherit inherit inherit`}}}}"]

Ogni rivelatore è composto da tre camere, cioè da tre piani di rivelazione per consentire la ricostruzione delle traccia lasciata dal muone cosmico. Le tre camere sono attraversate da tubi all’interno dei quali si farà passare il gas e da cavi per l’alta tensione (16 KV. Il gas immesso è una miscela di esafluoruro di zolfo SF6 (7%) e freon ecologico C2F4H2 (93%). Il gas viene fatto entrare nella prima camera, gira nella seconda e poi nella terza, in seguito viene espulso nell’atmosfera. E’ grazie alla ionizzazione del gas che è possibile la rivelazione dei muoni cosmici.

Per aumentare l’efficienza delle camere è necessario aumentare la quantità di gas all’interno delle camere stesse. Per misurare l’efficienza delle camere sono stati usati due scintillatori, uno situato al di sopra della prima camera e l’altro al di sotto della terza. Gli scintillatori inviano un segnale analogico (segnale continuo sia in x che in y) che ci fa capire che una particella è passata attraverso lo scintillatore stesso. Se il segnale dell’oscilloscopio collegato alle camere e quello dello scintillatore coincidono significa che una particella è passata anche attraverso la camera. I dati vengono quindi acquisiti da un computer Time to Digital Converter (TDC) che converte il segnale analogico in un segnale digitale. In questo modo possiamo leggere separatamente il numero delle coincidenze cioè quante particelle sono state rivelate dagli scintillatori e dalle camere e quante dai soli scintillatori stabilendo così l’efficienza delle camere MRPC.

Materiali e strumenti

Materiali e strumenti necessari per la costruzione di ogni camera

  • 2 lastre di vetro dello spessore di circa 4mm
  • 5 lastre di vetro sottile dello spessore di circa 2mm
  • 2 lastre di vetronite dello spessore di 1,5mm
  • nastro adesivo di rame
  • Scotch bi-adesivo
  • 2 pannelli di honeycomb di circa 1.5mm ciascuno (particolare materiale con struttura a nido d’ape)
  • micron (spray isolante)
  • 2 fogli di mylar grandi circa quanto i vetri e 5 strisce più piccole con una banda adesiva
  • Filo di nylon di 0.35mm di diametro
  • Voltmetro
  • Trapano
  • Saldatore
  • Aspirapolvere
  • Lamine di metallo
  • Viti
  • Colla
  • Carta di riso
  • Carta assorbente
  • Fogli di plastica
  • Cavi elettrici
  • Contatto dell’alta tensione
  • Acqua
  • Alcol
  • Stagno
  • Azoto ionizzato

Costruzione

1. Pulitura e verniciatura vetri spessi circa 4mm

Si tratta di vetri comunemente usati per le finestre i quali costituiscono i così detti piani di alta tensione. Vengono quindi usati come piani resistivi e a tal fine vie ne spruzzata su di essi una particolare vernice: il Licron. (mistura di biossido di stagno e acetato etilico).

  •  Pulire i vetri di spessore 1,9 mm utilizzando una soluzione di acqua ed alcol, ripetere poi l’operazione soltanto con alcol puro. Fare ciò con molta cura per evitare che rimangano corpi estranei sul vetro che potrebbero influenzare in seguito la rilevazione dei muoni.
  • Asciugare i vetri con la carta assorbente.
  • Verniciare i vetri con lo spray antistatico, il Licron. Per ottenere una verniciatura omogenea, spruzzare l’antistatico 4 volte e nelle 4 direzioni (→,←,↑,↓) bisogna inoltre effettuare la verniciatura mantenendo una distanza di circa 30 cm tra la bomboletta e la lastra.
  •  La verniciatura è necessaria per far assumere ad ogni punto del vetro lo stesso potenziale nell’istante in cui l’alta tensione verrà trasmessa al vetro s tesso tramite un contatto di rame (Cu) che sarà applicato su di esso.
  • Appoggiare il vetro, a vernice asciutta, sopra ad un tavolo sul quale sono diseg nate 4 linee verticali; in modo tale che anche il vetro risulti idealmente suddiviso in quattro sezioni di uguale misura. Di tali sezioni si misura, la resistenza tramite un ohmmetro, così da poter poi ca lcolare la resistenza media dell’intera lastra di vetro.

2. Preparazione della vetronite

I pannelli di vetronite sono necessari per isolare le strip di lettura dal successivo piano di alta tensione , sono cioè poste tra due piani di vetro resistivi consecutiv i.

  • Pulire le lastre di vetronite con le stesse modalità con le quali si sono puliti i vetri spessi .
  • Su di esse tracciare delle linee ver ticali distanti tra loro 3,2 cm e 7,0 cm. dal margine del lato lungo.
  • Sull’ altra faccia della lastra di vetronite tracciare due linee parallele ai la ti più lunghi, una distante dal margine 1,2 cm e l’altra distante dalla precedente 1,3 cm.
  •  Suddividere quindi le linee di cui sopra in segmenti di 8 cm, ad eccezione dei due più esterni che devono essere distanti 10 cm dal margine del lato corto.
  • Tagliare delle strips (strisce) di rame e incollarle lun go le linee verticali della vetronite; essendo le strips larghe 2,5 cm risulteranno a una distanza fra loro di 0,7 cm.
  •  Esercitare con un martelletto un a forte pressione sulle strips incollate per farle aderire bene evitando così la formazione di bolle d’aria. Le strips devono essere un po’ più lunghe della lastra di vetronite in modo da poterle ripiegar e sulla faccia opposta.
  •  Quando le particelle colpiscono le strisce di rame creano un impulso elettrico che viene inviato ai computer collegati all’appar ato. La lettura del segnale avviene ad entrambe le estremità di ogni strip in modo da poter misurare la differenza dei tempi di arrivo del segnale stesso alle due estremità e determinare così la posizione lungo la strip della particella che ha attraversato il rivelatore; per questo motivo, e per limitare al minimo gli errori di rivelazione, esse devono essere accuratamente incollate.
  • Seguendo la distanza degli intervalli tracciati sulla faccia della vetronite, su cui non sono state applicate le strips di rame, forare i lati lunghi della lastra prima con il trapano, poi con l’avvitatore per limare i bordi del foro.

3. Preparazione dell’honeycomb

I pannelli di honeycomb sono utilizzati come supporto sia per la scatola che conterrà il rivelatore sia per il sistema di sollevamento e ricollocamento del vetro stesso.

  • Prendere uno dei due pannelli di honeycomb e pulirlo seguendo la procedura già descritta per vetri e vetronite.
  • Praticare nell’honeycomb dei fori del diametro della testina di una vite, intervallati tra loro in modo da farli combaciare perfettamente con i fori già praticati sulla vetronite. Successivamente saranno inseriti nei fori delle viti che chiuderanno la camera.
  •  Incollare sulla superficie dell’honeycomb 4 strisce di scotch bi-adesivo, così da poter unire all’honeycomb la lastra di vetronite, prestando molta attenzione a far combaciare i fori per potervi successivamente infilare le viti.
  • Poggiare ai quattro angoli degli spessori, sui quali porre un altro strato di honeycomb; fissare entrambi con 4 morsetti.
  •  Sui lati lunghi del secondo honeycomb praticare dei fori a intervalli regolari, in modo che si trovino sulla metà della distanza tra i fori precedentemente tracciati sulla vetronite.

4. Disposizione delle lastre di vetro sottile

  •  Attaccare un foglio di mylar al centro della lastra di vetronite mediante piccoli pezzi di scotch.
  • Pulire il primo vetro sottile su entrambi i lati, prima con acqua, poi con alcol e acqua e infine con un getto di azoto ionizzato. Quest’ultimo rimuove le particelle cariche presenti sulla superficie del vetro.
  • Appoggiare un pannello di honeycomb collegato ad un aspirapolvere al centro del vetro verniciato per sollevarlo.
  •  Posizionarlo al centro della lastra di vetronite fissata precedentemente all’honeycomb
  •  Posizionare il vetro sottile sopra il vetro verniciato e incollare ai due lati corti di quello sottile 2 strisce di mylar numerate per tenere il conto dei vetri posizionati. Il mylar inoltre ha una striscia bi-adesiva necessaria per attaccare tra loro i vetri.
  •  Rimuovere con una pinzetta la copertura delle striscia adesiva del mylar.
  •  Ripetere lo stesso procedimento con altri 4 vetri che porteranno alla formazione di 6 gap (intercapedini) occupati dal filo di nylon.

5. Posizionamento del filo da pesca

Il filo di nylon di 0.35 mm di diametro funge da spaziatore tra le lastre di vetro sottile così che tra qeste possa essere immesso il gas necessario per la rivelazione dei μ. Esso è fissato, secondo uno schema a zig-zag, attorno alle viti collocate lungo i bordi longitudinali dei piani di vetronite e di honeycomb.

Durante quest’operazione, è necessario pulire accuratamente il filo, mantenerlo il più possibile vicino alla base e tenerlo ben teso, senza però forzare troppo per evitare di spezzarlo.

Ripetere l’operazione fino alla quinta ed ultima lastra, applicando in totale 6 strisce di mylar numerate e 6 giri di filo.

6. Saldatura

  • Fondere con un saldatore dei fili di stagno sui prolungamenti delle strips che erano stati applicati sul retro della lastra di vetronite.
  •  Saldare con lo stagno i fili elettrici bianchi di un cavo twisted pair (ossia fatto da un doppietto di cavi intrecciati).
  • Effettuare le saldature con lo stagno anche lungo i lati corti dell’honeycomb superiore.
  • Sagomare e tagliare sulla striscia di mylar dell’honeycomb superiore la forma del contatto dell’alta tensione.
  • Porre il contatto dell’alta tensione nella sagoma specifica; questo permetterà di trasferire il segnale, ricevuto mediante le strips, ai computer collegati alle camere.
  • Appoggiare il secondo pannello di honeycomb sull’altro, in modo che i vetri si trovino racchiusi tra i due.
  • Tra i due honeycomb si inseriscono quattro spessori mediante delle viti alle 4 estremità per chiudere la camera.
  • Infilare nell’honeycomb inferiore le viti dall’esterno, due rondelle e un cilindretto di plastica dall’interno.
  • Versare la colla nei fori dell’honeycomb superiore nei quali sono inserite le viti onde evitare fuoriuscite di gas.
  • Saldare con lo stagno i fili elettrici blu lungo i lati corti dell’honeycomb superiore.

7. Costruzione del contenitore metallico e chiusura della camera

  • Appoggiare sul tavolo una lastra di metallo (2×1 m) di qualche centimetro più larga e più lunga della camera, appoggiare sopra la lastra un foglio di plastica e disporre lungo i lati quattro lastre dello stesso metallo, in modo da formare una scatola che possa contenere la camera. All’interno di essa è presente una presa elettrica a cui verranno collegati i cavi twisted pair attraverso cui viaggeranno le informazioni rilevate dalle tre camere.
  • Inserire nei fori presenti lungo i lati della lastra inferiore delle viti con le rispettive rondelle, per unire le varie parti.
  • Versare la colla all’interno lungo i lati della lamina di metallo, per evitare che si verifichino perdite di gas quando quest’ultimo verrà immesso nella camera.
  • Sagomare il foglio di plastica seguendo i bordi della lamina.
  • Sollevare con un aspirapolvere la camera precedentemente costruita e deporla all’interno della “struttura metallica”.
  • Mantenere una certa distanza dai margini, mediante degli spessori posti tra la camera e il metallo.
  • Saldare il filo dell’alta tensione al cavo di uscita (operazione da ripetere due volte, in quanto sono presenti due cavi di uscita ad estremità opposte).
  • Attaccare le quattro “prese della corrente”.
  • Incollare sulla superficie esterna dell’honeycomb superiore della camera 4 pezzi di nastro bi-adesivo su cui appoggiare un altro foglio di plastica.
  • Tagliare con le forbici i bordi del foglio di plastica per sagomarlo.
  • Deporre un ultimo foglio di plastica che copra l’intera struttura.
  • Appoggiare su quest’ultima il coperchio di metallo ben pulito.
  • Chiudere il coperchio con le viti lungo i bordi.
  • Tagliare con un cutter le parti di plastica che sporgono dal contenitore di metallo ormai chiuso.

Conclusioni

 Ogni rivelatore è composto da tre camere come quella la cui costruzione è stata precedentemente descritta, unite tramite fili elettrici e tubi per il passaggio del gas. Quest’ultimo è una miscela di esafluoruro di zolfo (SF6) e freon ecologico. Il gas viene fatto entrare nella prima camera, gira nella seconda e poi nella terza, in seguito viene espulso nell’atmosfera. In seguito è necessario verificare il funzionamento del rivelatore: due scintillatori vengono posizionati uno sopra la prima e uno sotto l’ultima camera per sincerarsi che il numero di particelle rilevate dal primo scintillatore coincida con quello rilevato dal secondo. Se ciò avviene significa che le particelle hanno attraversato anche le tre camere. Risulta ora possibile calcolare l’efficienza delle camere, ovvero il principale parametro di qualità dell’apparato, nel seguente modo:

η = n / N

dove N è il numero totale delle particelle rilevate dagli scintillatori e n. particelle rilevate dagli scintillatori e dalle camere

Se l’efficienza di una camera é bassa, essa può essere migliorata introducendo una maggiore quantità di gas al suo interno.

Ogni ora vengono utilizzati circa 2 litri di gas, per questo motivo ogni giorno devono essere effettuati due ricambi completi di gas.

Il segnale analogico proveniente dagli scintillatori ci fa capire che una particella é passata attraverso uno di essi. Se il segnale dell’oscilloscopio, che consente di visualizzare il passaggio delle particelle attraverso le camere, e quello dello scintillatore coincidono, significa che una particella é passata sia attraverso gli scintillatori che attraverso le camere.

A partire dalla rilevazione delle particelle cosmiche é possibile ricostruire la direzione del raggio cosmico secondario da cui esse provengono. Mettendo in relazione i risultati da noi ottenuti con quelli elaborati da altri rivelatori situati in altre città italiane, saremo in grado di osservare come la Terra sia costantemente colpita da una pioggia di particelle cosmiche.

Avvertenze

  • Quando si lavano, asciugano o si trasportano i vetri, sia quelli più spessi sia quelli più sottili, è necessario utilizzare i guanti, in quanto i vetri sono molto taglienti.
  • Per verniciare i vetri è obbligatorio indossare camice e maschera poiché il Licron è tossico. Bisogna inoltre uscire dalla stanza della verniciatura prima di togliersi la maschera e attendere qualche minuto prima di rientrare per prendere il vetro asciutto. È infatti necessario aspettare che l’aspiratore abbia terminato l’eliminazioni di particelle di gas presenti nell’aria.
  • Durante la saldatura è consigliabile indossare i guanti poiché il saldatore raggiunge temperature elevate; inoltre è consigliabile tenere della carta assorbente sulle gambe perché lo stagno fuso può rovinare gli abiti.
  • È necessario, infine, cercare di lavorare con la massima precisione per far sì che le camere possano funzionare al meglio.

Extreme Energy Events

Progetto EEE a.s. 2019-2020

DOCENTI coinvolti nel progetto

  • Prof.ssa Paola Giacconi responsabile del progetto
  • Prof. Ivan Poluzzi
  • Prof.ssa Marina Maiani
  • Prof.ssa Maria Alboni
  • Prof. Roberta Quadrio
  • Prof.Nicola Lomonaco

CLASSI ed ALUNNI

Classe 4M 

  • Pagliani Greta
  • Taliani Tommaso
  • Sydorkevych Anastasiya

Classe 4GHIs

  • Reali Giorgio
  • Rimondi Arianna
  • Vignoli Jacopo
  • Taddei Jacchia Filippo
  • Lodi Maria Teresa
  • Ghinello Daniel
  • Laffi Elena

Classe 4O

  • Margherita Bruttini
  • Zoe Monzini
  • Edoardo Persona
  • Niccolò Maria Quadri di Cardano
  • Lorenzo Querzè

Classe 5Fi

  • Poggioli Caterina
  • Aiuto Francesca
  • Buonapace Matteo
  • Ciabattoni Mariavirginia

Classe 5M

  • Gamberini Gaia

Classe 5L

  • Criniti Lorenzo
  • Ventura Antonio Roberto

Classe 5GHIs

  • Orlandini Alessandro
  • Mattioli Camilla
  • Fiume Chiara
  • Graziosi Cesare
  • Garai Alessandro
  • Leo Stanghellini
  • Bongiorno Giulio
  • Ricci Nina
  • Davalli Arianna
  • Baravelli Nicolò

Classe 5Q

  • Sibani Federica

Classe 3P

  • Ancinelli Giovanni
  • Degli Esposti Filippo
  • Patierno Giulio
  • Popov Anton
  • Soffritti Luca

Classe 3M

  • Moseni Martina
  • Garbini Marco
  • Haruni Grace
  • Rimondini Alessandra
  • Lollini Eleonora
  • Minganti Marco
  • Pignoni Giulia
  • Gulantini Gabriele

Classe 3Isci

  • Albanelli Aldo
  • Cerea Elia
  • Fabbri Carlo
  • Lelli Benedetta
  • Mandelli Lucrezia
  • Palmieri Alessia
  • Cellerini Corrado
  • Roveri Virginea

Classe 3L

  • Marzari Giulia
  • Ballarin Samuele
  • Zheng Alessio
  • Bergami Luca
  • Bianconcini Edoardo
  • Cazzola Matilde
  • Sara Filippini

Classe 3GHsci

  • Ago Joanna
  • Baravelli Margherita
  • Bolelli Matilde
  • Bonori Greta
  • Chandra Panda Jaya
  • Davalli Alice
  • Gardosi Sofia
  • Garofoli Camilla
  • Grazia Alessandro
  • Magaldi Marta
  • Malaguti Vittoria
  • Merli Isabella
  • Robinson Caterina
  • Zuccarelli Elena

Classe 3N

  • Bernardini Margherita
  • Gubellini Anna
  • Rainone Anna

Documenti:

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