Proyecto de red nacional de detectores de chubascos
atmosphericos:
Segunda Etapa del Megaproyecto CONACYT #55646 en respuesta a
la
“Convocatoria para Presentación de Ideas para la realización de
Megaproyectos de investigación científica o tecnológica 2006”
Propuesta para la Creación de Una
Red Nacional de Detectores
de Chubascos Atmosféricos
(Mexican Large Area Time Coincidence Array)
que presentan
Rebeca López Martínez y Humberto Salazar Ibarguen
Benemérita Universidad Autónoma de Puebla
Gabriel López Castro y Arnulfo Zepeda Domínguez
Centro de Investigación y Estudios Avanzados del IPN
Juan Carlos Martínez Espinosa
Centro de Bachillerato Tecnológico y de Servicios No 225
Ildefonso León Monzón
Universidad Autónoma de Sinaloa
David Delepine, Teodoro Córdova Fraga, Gerardo Gutiérrez Juárez,
José Luis Lucio Martínez, Víctor Migenes, Gerardo Moreno López,
Mauro Napsuciale Mendívil, Octavio Obregón Díaz,
Marco Antonio Reyes Santos, Modesto Antonio Sosa Aquino y Luis
Arturo Ureña López
Universidad de Guanajuato
Luis Manuel Villaseñor Cendejas
Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo
Guy Paic
Universidad Nacional Autónoma de México
James Pinfold
Universidad de Alberta (Canadá)
Gregory Snow
Universidad de Nebraska (Estados Unidos)
Resumen:
El propósito primario de esta propuesta es la búsqueda de
fenómenos no aleatorios asociados a los rayos cósmicos
ultraenergéticos, cuya manifestación sobre la superficie terrestre
es la presencia de un gran chubasco de partículas, principalmente
muones. Se propone efectuar la mediación de ese tipo de chubascos
mediante las correlaciones temporales de las señales muónicas
observadas en diversas estaciones detectoras suficientemente
alejadas entre sí. Nos concentraremos en el desarrollo, colocación,
operación y mantenimiento de una extensa red de estaciones
detectoras de rayos cósmicos, sin olvidar la parte fundamental que
es el estudio y análisis de la información recabada. Una
carcacterística de la presente propuesta, que la distingue entre
otras, es la participación activa de alumnos y profesores
preparatorianos en las diferentes etapas del proyecto, ya que se
pretende ubicar dichas estaciones detectoras sobre los edificios de
las preparatorias con un doble fin. Primero, podremos utilizar la
infraestructura eléctrica y de comunicaciones disponible y, en
segundo término, tendremos la oportunidad de explotar los aspectos
educativos que implica tener un instrumento de gran calidad al
alcance de la mano de profesores y estudiantes. El costo del
proyecto es de $30'000,000.00 (treinta millones de pesos) y tiene
una duración de cinco años.
Antecedentes:
Los rayos cósmicos primarios constan principalmente de protones,
pero también pueden ser núcleos de helio, carbono y hasta fierro,
sin dejar de mencionar a los neutrones, electrones, muones, rayos
gama y neutrinos. Según se cree, los rayos cósmicos son acelerados
en regiones discretas de las galaxias, incluyendo la nuestra. Al
cruzar el espacio interestelar, las partículas cargadas sufren
deflexiones en su trayectoria al atravesar el campo magnético que
encuentren, por lo que la fuente original de aceleración podría
quedar indeterminada. Afortunadamente este efecto disminuye para
rayos cósmicos de ultra alta energía, cuya manifestación se
presenta en las coincidencias temporales de chubascos atmosféricos,
simples o en ráfaga, que se extienden sobre grandes áreas. Los
chubascos atmosféricos se refieren a la cascada de partículas que
se produce cuando las partículas cósmicas primarias de alta energía
chocan con los núcleos de la estratósfera. Esa cascada de
partículas se transforma principalmente en muones cuando llega a la
superficie terrestre y puede abarcar extensiones de varios cientos
de kilómetros cuadrados.
Por ejemplo, Feagan et al. [1] reportaron una única observación
del incremento simultáneo en el conteo de sucesos, por unidad de
tiempo, en dos estaciones separadas 250 Km durante tres años de
observación. Algunas indicaciones posteriores sobre las
correlaciones temporales de chubascos extendidos fueron reportadas
por Carril y Martin [2], que utilizaron cuatro estaciones
esparcidas en Suiza cubriendo un área de ~5000 Km2. Recientemente,
el grupo japonés LAAS (Large Area Air Shower) [3] observó un par de
sucesos correlacionados en tiempo y ángulo en detectores separados
152 Km. Ellos estimaron en 0.16 la probabilidad de una ocurrencia
aleatoria para estos eventos, y notaron que, dentro de su
resolución angular de 5o, los sucesos apuntaban a la Nebulosa del
Cangrejo.
Un ejemplo de actividad tipo ráfaga lo provee Smith et al. [4],
quienes reportaron la observación de 32 chubascos con energía ~3PeV
dentro de un periodo de 5 minutos. Ellos midieron que el ruido de
fondo para rayos cósmicos de energías similares era de 1.1
chubascos cada 5 minutos. Así que con estos números se concluye que
la probabilidad de que el suceso sea aleatorio es completamente
despreciable. Bhat et al. [5] también observaron un incremento
inusual en el conteo de chubascos atmosféricos. Katayose et al. [6]
observaron que la dirección de arribo de ráfagas probablemente no
aleatorias apuntaba a la vecindad del plano galáctico.
No obstante que algunos experimentos muestran evidencia de
correlaciones en los rayos cósmicos de alta energía, algunos otros
están en desacuerdo. De hecho, la existencia y las fuentes de rayos
cósmicos correlacionados son todavía un misterio por resolver, a
pesar de que se han propuesto varios mecanismos que darían lugar a
evidencias cuantificables de correlaciones en la componente
ultra-energética de los rayos cósmicos [7]. Sin duda alguna,
necesitamos de un mayor número de observaciones detalladas que
muestren la naturaleza no aleatoria de la componente
ultra-energética de los rayos cósmicos para probar los modelos
existentes o construir algunos nuevos.
Se ha observado que el flujo de partículas cósmicas primarias es
inversamente proporcional al cuadrado de la energía. Y no obstante
ello, se han catalogado sucesos de 1020 eV. Arriba de 1014 eV, las
partículas cósmicas primarias son tan raras que su detección se
base en la detección del gigantesco chubasco atmosférico que
producen y cuyas componentes sólo pueden ser detectadas por una red
de detectores ópticos o de partículas al nivel del suelo.
La reciente puesta en operación del detector Auger [8] es un
esfuerzo encaminado a mejorar la situación observacional en esta
dirección, pero aún estamos lejos del ideal, que sería contar con
una extensa red de detectores esparcidos por toda la superficie
terrestre. En el año de 1981, Jim Pinfold [9], de la Universidad de
Alberta en Canadá, propuso la idea de medir los chubascos
atmosféricos por medio de un arreglo de estaciones detectoras de
rayos cósmicos que pudieran sincronizarse para determinar el
momento preciso de la coincidencia temporal del evento. En 1995,
Pinfold diseñó una estación detectora basada en centelladores
plásticos y sincronizada por medio del sistema GPS. El primer
protipo lo construyó en 1997, pero no fue sino hasta 1999 que
colocó dos estaciones separadas varios kilómetros y pudo demostrar
la coincidencia de sucesos con ayuda del sistema GPS. Actualmente
Jim Pinfold coordina una extensa red de estaciones detectoras en
Canadá y los Estados Unidos.
Desde medidados de los 90, cuando el Dr. Pinfold inició su red
en el estado de Alberta, varios proyectos de este tipo han nacido y
se han extendido en los Estados Unidos y en Europa (proyectos
similares están en curso de desarrollo en Francia, Alemania,
Holanda, Italia, Portugal, Finlandia, Bélgica, Grecia, República
Checa, Suecia e Inglaterra).
Objetivos:
· Objetivo General
1. Buscar fenómenos no aleatorios asociados a los rayos cósmicos
ultraenergéticos que nos ayuden a entender tanto su origen como el
mecanismo de aceleración.
· Objetivos Específicos
1. Generar un interés científico genuino entre los estudiantes y
profesores preparatorianos.
2. Convencer a profesores de 100 preparatorias distribuidas en
los estados de Guanajuato, Puebla, Michoacán y Sinaloa y la ciudad
de México, para que participen en este proyecto.
3. Construir 100 estaciones de detección.
4. Realizar la adquisición y análisis de datos.
5. Crear un programa permanente de difusión de los resultados
obtenidos.
Metas:
· Metas Científicas
1. Estudiar correlaciones temporales de sucesos separados
espacialmente.
2. Monitorizar el flujo de rayos cósmicos secundarios.
3. Estudiar nuevas correlaciones entre variaciones del flujo de
rayos cósmicos y fenómenos terrestres, como puede ser la actividad
sísmica.
· Metas para la formación de Recursos Humanos
1. Lograr que estudiantes preparatorianos ingresen a carreras
científicas.
2. Apoyar la superación académica de los profesores de ciencias
de las preparatorias del país.
3. Proveer temas de tesis y de investigación para estudiantes de
licenciatura, maestría y doctorado.
Originalidad:
Creemos que esta es la primera ocasión que en México se propone
la ejecución de un proyecto científico que involucra la
participación real y efectiva de estudiantes y profesores
preparatorianos quienes monitorizarán de manera cercana y directa
el buen funcionamiento de los detectores. Esto redundará sin duda
en un aumento del interés estudiantil por continuar estudios
científicos de diversa índole.
Impacto en la frontera del conocimiento
y el desarrollo tecnológico:
Las partículas de alta energía que constituyen los rayos
cósmicos primarios interactúan en la parte alta de la atmósfera y
producen los denominados chubascos atmosféricos. Las partículas que
forman el chubasco se denominan a su vez rayos cósmicos
secundarios. Las correlaciones temporales entre esas partículas
secundarias se pueden usar para definir e identificar tanto el
chubasco como el rayo primario. Las redes de detectores de rayos
cósmicos colocados sobre grandes extensiones han sido usadas para
detectar y estudiar chubascos durante los últimos 30-40 años. El
interés en estos fenómenos naturales se ha incrementado
notablemente en los últimos años debido a su conexión con la
frontera actual de la física conocida.
Por ejemplo, las partículas errantes en el medio intergaláctico
adquieren energía por medio de procesos naturales de aceleración.
Enrico Fermi demostró en 1949 que un frente de choque (cuya
existencia ha sido observada en las explosiones de supernovas)
puede acelerar partículas cargadas produciendo un espectro de ley
de potencias con un índice compatible con el observado.
Recientemente, el satélite japonés ASCA [10] mostró evidencia de
que en el remanente de la supernova SN1006AD se aceleran electrones
hasta energías del orden de 1015 eV.
Los modelos teóricos indican que, en efecto, este mecanismo
puede proveer los rayos cósmicos observados hasta energías de 1015
eV. Conclusiones similares se obtienen al analizar los efectos de
otros objetos astronómicos, como son el disco galáctico, las enanas
blancas, las estrellas de neutrones, etc., dejando sin explicar la
observación de varios eventos con energías superiores a 1020 eV.
Estos sucesos requieren pues de un mecanismo desconocido de
aceleración o de fuentes de producción directa desconocidas. Una
posible fuente no convencional es la aniquilación de los efectos
topológicos que se produjeron en las primeras etapas de formación
del Universo. Si bien esta posibilidad es incierta y especulativa,
la confirmación de un proceso exótico para la producción de rayos
cósmicos daría información relevante sobre las condiciones del
Universo temprano y la física de partículas.
Un simple modelo de propagación de rayos cósmicos nos permite
acotar el rango energético de aquellos que nos pudieran indicar su
lugar de origen al llegar a la Tierra. La deflexión angular típica
en la trayectoria de una partícula cargada que cruza una región de
longitud L donde existe un campo magnético B es
donde E es la energía de la partícula de carga eléctrica Ze.
Esta relación muestra que las partículas con energías inferiores a
1019 eV pierden la información de su origen al atravesar el disco
de nuestra galaxia. Este resultado nos indica que debemos rastrear
las fuentes de rayos cósmicos de energías superiores, suponiendo
que en efecto existen dichas fuentes. De ser así, esto sería un
gran paso hacia la comprensión del proceso de aceleración.
Un punto incierto en los modelos de propagación de rayos
cósmicos es la interacción de las partículas cargadas en el campo
magnético intergaláctico, cuyo valor se desconoce casi por
completo. Aún un campo magnético extremadamente pequeño, ~10-11
gauss, podría causar deflexiones indeseadas en las trayectorias de
cargas que viajan distancias superiores a decenas de Megaparsecs. A
menos que la(s) fuente(s) sea(n) de fotones, sólo se tendrá
sensibilidad para localizar las que se encuentren cerca de
nosotros. En cualquier caso, será posible proveer información
acerca del campo magnético intergaláctico, cuya utilidad se
reflejaría en estudios sobre la formación de galaxias o estudios de
los procesos que ocurrieron en el Universo temprano.
Las partículas que se propagan en el medio intergaláctico pueden
interaccionar con la radiación de fondo de 2.7 Kelvin descubierta
por Penzias y Wilson. A partir de cierto umbral energético, es
posible que el rayo cósmico transforme su energía en la producción
de otras partículas de menor energía. Por ejemplo, un protón de
1020 eV observa en su marco de reposo que los fotones tienen una
energía superior a 100 MeV, suficiente para interaccionar y
producir un pión y un nucleón. A consecuencia de esta interacción,
el nucleón resultante tendrá una energía mucho menor que la del
protón inicial. Por tanto, ello implica que el protón
ultraenergético no viaja distancias mayores a la longitud de
interacción que es de unos 50 Mpc. Este límite se denomina Corte
GZK, debido a que Greisen [11] e, independientemente, Zatsepin y
Ku'zmin [12] propusieron dicho mecanismo de interacción
inmediatamente después del descubrimiento de Penzias y Wilson. Por
otro lado, los fotones del medio intergaláctico también pueden
interaccionar con la radiación de fondo, y tienen una longitud de
atenuación de unos 10 megaparsecs. Estos hechos nos inducen a
buscar una respuesta convincente sobre la presencia en la Tierra de
rayos cósmicos de energía superior a 1020 eV.
Aún cuando se reconoce que el estudio de los rayos cósmicos ha
contribuido de manera significativa a la física de partículas, la
paleoclimatología, la geología marina y la astrofísica, su
aplicación no se limita a estas áreas de la ciencia. Otro tema de
interés que podrá estudiarse, con la red de detectores propuesta,
es el monitoreo del flujo de los rayos cósmicos. Es bien conocido
que los rayos cósmicos galácticos muestran una variación de 11 años
relacionada al ciclo de las manchas solares. Sobre tiempo corto, a
veces se observa una disminución fuerte del flujo de rayos cósmicos
y su regreso a los valores usuales después de unos días o hasta
varias semanas.
Nuevas correlaciones entre variaciones del flujo de rayos
cósmicos y fenómenos terrestres están bajo estudio. Una dirección
de investigación en su fase inicial de desarrollo es el uso de los
rayos cósmicos para monitorear terremotos. Esta idea nace de la
observación de una correlación entre la precipitación de partículas
atrapadas en el campo magnético terrestre y los terremotos. El
mecanismo que podría generar tal tipo de eventos es todavía una
pregunta que espera respuesta, cuya búsqueda podría abrir la puerta
al desarrollo de la tecnología que nos permitiría prevenir los
sismos con unas horas de anticipación. La existencia de una red de
monitoreo del flujo de rayos cósmicos sobre grandes superficies y
su asociación con mediciones del campo magnético terrestre local
debería ayudar a estudiar esas correlaciones. En vista de la
importante actividad sísmica en nuestro país, resulta conveniente
disponer de una red de vigilancia del flujo de rayos cósmicos a
escala nacional que podría incluirse dentro del sistema de
prevención de sismos en el futuro.
Es importante resaltar que una colaboración entre la comunidad
local, como lo constituyen las escuelas preparatorias, y las
universidades en un experimento científico de alto nivel es un
evento único que tiene una repercusión educativa importantísima. La
transferencia de tecnología se va a realizar de manera directa no
solamente a través de la participación de estudiantes graduados en
el proyecto sino que también a través de la formación de los
maestros de ciencias y alumnos de preparatoria. Esto significa que
la base que va a recibir acceso a tecnología de alto nivel es mucho
más amplia que en la mayoría de los proyectos científicos usuales.
Esperamos que el hecho de llevar esta tecnología al nivel de los
estudiantes de preparatoria debiera no solamente reforzar la
formación de ellos sino también generar interés para que los
estudiantes sigan carreras de alto nivel tecnológico y científico
que tanto necesita México.
Impacto educativo:
El éxito de este proyecto radica en mantener el interés, de los
profesores y alumnos de las preparatorias, por el cuidado,
mantenimiento y correcta operación del equipo que quedará en sus
manos. Creemos que este interés debe ser motivado por nosotros, los
proponentes, de manera que no exista la menor duda sobre el
beneficio que recibiremos todas las partes involucradas. Nosotros
proponemos mantener un ciclo permanente de conferencias y
actividades de divulgación, de manera que al menos una vez por mes
cada escuela reciba la visita de al menos uno de los proponentes
para que dicte alguna conferencia de carácter general y aproveche
su visita para clarificar las confusiones sobre el uso del detector
y el análisis de datos. Otra parte medular del proyecto lo forma
una serie de talleres de entrenamiento a profesores del área de
física, de las escuelas seleccionadas, en técnicas experimentales
de detección de rayos cósmicos y sobre el análisis de los datos.
Estos talleres también estarán abiertos a los alumnos
sobresalientes que hayan sido previamente seleccionados.
La selección de sitios se hará en base al interés y compromiso
que cada escuela muestre por albergar una de las estaciones
detectoras. Por el momento se han entablado pláticas al respecto
con el Coordinador de Enlace Operativo en Guanajuato, de la DGETI
de la SEP. A nivel local, algunos profesores de las preparatorias
de la Universidad de Guanajuato se han entusiasmado con la idea y
nos han manifestado su deseo y compromiso para participar en este
proyecto. La siguiente es una lista esos profesores.
Nombre
Preparatoria de Adscripción
María Eréndira Aboites Guevara
Salamanca
J. Jesus Altamirano Calvillo
León, Nocturna.
Víctor Hernández Briseño
Silao
Sara Hernández Rojas
Salamanca
Ma. Elizabeth Huerta Ramos
San Luis de la Paz
Ma. Rosalba Jamaua Martínez
Celaya
Estaciones Detectoras:
Cada escuela preparatoria participante tendrá tres detectores de
rayos cósmicos ubicados en un lugar seguro dentro de su plantel. La
figura 1 sugiere un posible arreglo de los detectores en la azotea
de alguno de sus edificios y también muestra otros componentes
importantes de la estación.
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Figura 1. Esquema de la estación detectora con sus principales
elementos.
Cada uno de estos detectores consistirá de dos placas cuadradas
de 1m x 1m x 2.5cm de plástico centellador pegadas una a la otra
con pegamento epóxico transparente a la luz ultravioleta de manera
que se forme un elemento activo de plástico centellador cuadrado de
1m x 1m x 5cm. En el centro de este elemento de plástico
centellador se colocará un tubo fotomultiplicador de 2 pulgadas de
diámetro, marca Photonis modelo XP3230 [14], pegado igualmente con
pegamento epóxico, como se muestra en la figura 2. El plástico
centellador se recubrirá de aluminio para reflejar la luz de
centelleo que se produce internamente cuando los rayos cósmicos
(principalmente muones y electrones) lleguen al detector; sobre la
capa de aluminio se colocará cartulina negra a modo de lograr un
aislamiento óptico entre el interior del plástico centellador y el
exterior, como se muestra en la figura 3. Cada detector,
consistente de fotomultiplicador más plástico centellador, se
colocará dentro de una caja de polietileno sellada para garantizar
en forma redundante que no entre luz y proteger la integridad
física de las placas centelladoras y del fotomultiplicador, como se
muestra en la figura 4.
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Figura 2. Placas de plástico centellador con un
fotomultiplicador pegado en el centro. Tomada de la página del
proyecto CROP [15].
Alto Voltaje
Cada detector será alimentado con alto voltaje, alrededor de
1500 V, mediante una fuente de alto voltaje tipo CAEN que permitirá
distribuir alto voltaje a los tres fotomultiplicadores de los tres
detectores.
Figura 3. Placas de plástico centellador una vez que se han
recubierto de papel aluminio y cartulina. La unión del
fotomultiplicador central se aísla óptimamente usando cinta
aislante negra. Tomada de la página del proyecto CROP [15].
Figura 4. Aspecto exterior de los detectores una vez que las
placas de plástico centellador y sus fotomultiplicadores se
protegen con cajas de polietileno negro. Tomada de la página del
proyecto CROP [15].
Señal de los Fotomultiplicadores
La figura 5 muestra una señal de un muón producida en un
detector similar a los propuestos. Esta señal fue tomada por un
osciloscopio digital (Tektronix TDS 220) y adquirida mediante una
PC a través del programa LabView. La anchura típica de las señales
producidas por muones es de 30 nanosegundos y la amplitud típica de
50 mV.
La señal de los tres fotomultiplicadores será conducida a la
electrónica de control ubicada en un cuarto de control, dedicado
ex-profeso en cada una de las preparatorias participantes, a través
de tres cables coaxiales de baja atenuación y de 50 Ohms de
impedancia. Una vez en el cuarto de control estos tres cables se
conectarán las tres entradas de las tres tarjetas hijas
digitalizadotas que se encuentran en la tarjeta madre de la
electrónica de control y de adquisición de datos. Estas tarjetas se
describen en detalle más adelante.
Figura 5. Ejemplo de la señal producida por un muón en un
detector similar a los propuestos. La figura superior muestra la
amplitud en Voltios mientras que la inferior muestra la carga en
picoCoulombs (área de la amplitud) como función del tiempo. Cada
división horizontal representa un tiempo de 50 nanosegundos.
Electrónica de Control y de Adquisición de Datos
Las señales de los tres fotomultiplicadores serán procesadas por
la electrónica del sistema de control y de adquisición de datos.
Esta electrónica, que ha sido diseñada y construida por nosotros,
consiste de una tarjeta madre basada en un circuito FPGA (Field
Programmable Gate Array) y varias tarjetas hijas. La figura 6
muestra un diagrama esquemático de la tarjeta madre que
utilizaremos, se trata de la Digilent 2FT que contiene la FPGA
Spartan 2E de la marca Xilinx con 300 mil compuertas lógicas y que
permite frecuencias de operación de hasta 300 Mhz. Esta tarjeta
madre es comercial y se adquirirá a través de la empresa Digilent
Inc. en Estados Unidos de Norteamérica. La figura 7 muestra una
fotografía de esta tarjeta madre con la que hemos realizado algunas
pruebas que nos garantizan que el sistema completo de control y
adquisición de datos podrá funcionar adecuadamente. Esta tarjeta es
barata y contiene 172 posibles líneas de conexión entre la FPGA y
el exterior de fácil acceso a través de 6 conectores estándar de 40
pines. En esta figura se muestra la tarjeta GPS, la antena GPS y
una tarjeta adaptadora de puerto paralelo para realizar la
transferencia de datos entre la tarjeta madre y la PC.
Las tarjetas hijas serán las siguientes: tres tarjetas de
digitalización, una tarjeta de tiempo GPS, una tarjeta de medición
de temperatura y presión y una tarjeta de comunicación para puerto
paralelo. A continuación damos una descripción más detallada de
cada una de estas tarjetas.
Figura 6. Diagrama esquemático de la tarjeta Digilent D2FT que
usaremos como tarjeta maestra del sistema electrónico de control y
de adquisición de datos [16].
Tarjetas Hijas de Digitalización
La figura 8 se muestra la tarjeta hija que realizará la
conversión de la señales analógica de cada uno de los
fotomultiplicadores. Esta tarjeta ha sido desarrollada y construida
en la BUAP para éste y otros proyectos. La digitalización se lleva
a cabo con una frecuencia de muestreo de 200 MHz, lo cual permite
reconstruir la traza temporal de las señales de los
fotomultiplicadores con una resolución de 5 nanosegundos, como se
ilustra en la figura 9. La tarjeta madre contendrá tres de estas
tarjetas digitalizadoras, una por cada detector. Como se puede
apreciar en la figura 8, cada tarjeta contiene dos circuitos
digitalizadores que muestrean a 100 MHz (AD 9214). La señal de
reloj que se utiliza para este fin proviene de la tarjeta madre que
contiene un oscilador de 50 MHz y cuya frecuencia se duplica a
través del programa en lenguaje VHDL que se carga en la memoria ROM
permanente de la tarjeta madre. Los valores medidos de las
amplitudes de los tres fotomultiplicadores se grabarán en el disco
duro de la PC para su análisis posterior cada vez que llegue una
señal de disparo por triple coincidencia. La razón de llagada de
partículas aisladas que produzcan pulsos en los fotomultiplicadores
superiores a umbrales pre-determinados se grabará periódicamente al
disco duro de la PC para su análisis posterior y para monitorear la
estabilidad del sistema electrónico de adquisición de datos.
Figura 7. Fotografía de la tarjeta Digilent D2FT que usaremos
como tarjeta maestra del sistema electrónico de control y de
adquisición de datos [16]. Se muestra también la antena GPS.
Tarjeta Hija de Sincronía con el Tiempo GPS
La figura 10 muestra una fotografía de un receptor GPS que hemos
probado con éxito para obtener la etiqueta de tiempo de las
cascadas de rayos cósmicos. El tiempo se obtiene de la red del
Sistema Global de Posicionamiento por Satélites (GPS), el cual
consiste de 24 satélites que están en órbita alrededor de la tierra
con períodos de 12 horas a una altura de 20 100 km. Cada uno de
estos satélites lleva un par de relojes atómicos sincronizados con
el reloj atómico de tiempo estándar UTC. El receptor GPS se
conectará a la tarjeta madre y su antena GPS se pondrá junto a los
detectores en la azotea de cada preparatoria. Este receptor GPS
provee un pulso cada segundo sincronizado con el tiempo UTC con una
resolución de 50 nanosegundos. Como se ilustra en la figura 11, el
tiempo al cual ocurre una señal de coincidencia entre los tres
detectores se mide con respecto al pulso del segundo anterior del
receptor GPS mediante el oscilador interno de la tarjeta madre a
una frecuencia de 100 MHz. La señal de coincidencia de los tres
detectores se obtiene a través de la lógica programada en el
circuito FPGA de la tarjeta madre. El programa para controlar al
receptor GPS se llama TAC32Plus.
Figura 8. Fotografía de la tarjeta hija digitalizadora que
usaremos para procesar cada una de las señales de los detectores
con una velocidad de muestreo de 200 MS/s. Esta tarjeta ha sido
diseñada y construida en la BUAP.
Figura 9. Señales de un detector similar a los propuestos
procesadas con la tarjeta hija digitalizadora que usaremos. La
gráfica inferior izquierda muestra una separación entre los puntos
de muestreo de 5 nanosegundos.
Figura 10. Fotografía del receptor GPS que utilizaremos. Se
trata del modelo Oncore UT+ producido por Motorola.
Figura 11. Diagrama esquemático de la señal 1PPS que produce el
receptor GPS en sincronía con el tiempo UTC. La precisión de la
sincronía de este pulso es de 50 nanosegundos. Cada vez que ocurra
una coincidencia entre las señales de los tres detectores se
grabarán los datos en el disco duro de la PC y se incluirá esta
etiqueta de tiempo.
Tarjeta Hija de Comunicación
La comunicación entre la tarjeta madre y la PC se hará a través
del puerto paralelo de la PC. Para este fin se diseñó y construyó
la tarjeta hija que se muestra en la figura 12. Esta tarjeta usa el
puerto paralelo de la PC en modo estándar, es decir no
bidireccional. La velocidad de transmisión que se alcanza es de
alrededor de 50 KB/s, la cual es suficiente para transferir los
datos y lograr que el sistema tenga un “tiempo muerto” muy cercano
a cero.
Figura 12. Fotografía de la tarjeta hija para comunicación entre
la tarjeta madre y la PC mediante el puerto paralelo de la última.
Esta tarjeta ha sido diseñada y construida en la BUAP.
Tarjeta Hija de Medición de Temperatura, Presión y Magnetismo
Local
Es importante medir la temperatura y la presión atmosférica ya
que la razón de llegada de las cascadas extendidas de rayos
cósmicos está correlacionada con la cantidad de atmósfera que hay
sobre cada sitio, como se muestra en la figura 13. Los valores
medidos de temperatura y presión atmosférica se grabarán
periódicamente en el disco duro de la PC, junto con los valores del
monitoreo del campo magnético terrestre local para su análisis
posterior.
Figura 13. Correlación entre la presión atmosférica y la razón
de llegada de cascadas atmosféricas extendidas como función del
tiempo. Tomada de NALTA [9].
Cronograma de actividades - Septiembre 2007 a Agosto 2012:
Periodo
Actividades
Presupuesto
(miles de pesos)
Sep-Dic 2007
Búsqueda de preparatorias interesadas mediante un ambicioso
programa de divulgación.
200
Adquisición de componentes electrónicas
1,500
Inicia la manufactura de equipo electrónico
0
Ene-Jun 2008
Continúa la búsqueda de sitios con el programa de
divulgación
300
Se seleccionan los sitios
0
Adquisición de equipo, computadoras y software
16,000
Finaliza la manufactura de equipo electrónico
0
Jul-Dic 2008
Asistencia a congresos internacionales
600
Organización del Primer Taller Nacional
1000
Armado de las estaciones durante el taller
0
Instalación de las estaciones en cada sitio
0
Inicia la toma y analisis de datos
0
Inicio del Ciclo de Conferencias
300
Reparación y mantenimiento
180
Ene-Jun 2009
Continúa el Ciclo de Conferencias
300
Continúa la toma y analisis de datos
0
Reparación y mantenimiento
180
Jul-Dic 2009
Asistencia a congresos internacionales
600
Organización del Segundo Taller Nacional
1000
Continúa el Ciclo de Conferencias
300
Continúa la toma y analisis de datos
0
Reparación y mantenimiento
180
Ene-Jun 2010
Continúa el Ciclo de Conferencias
300
Continúa la toma y analisis de datos
0
Reparación y mantenimiento
180
Jul-Dic 2010
Asistencia a congresos internacionales
600
Organización del Tercer Taller Nacional
1000
Continúa el Ciclo de Conferencias
300
Continúa la toma y analisis de datos
0
Reparación y mantenimiento
180
Ene-Jun 2011
Continúa el Ciclo de Conferencias
300
Continúa la toma y analisis de datos
0
Reparación y mantenimiento
180
Jul-Dic 2011
Asistencia a congresos internacionales
600
Organización del Cuarto Taller Nacional
1000
Continúa el Ciclo de Conferencias
300
Continúa la toma y analisis de datos
0
Reparación y mantenimiento
180
Ene-Jun 2012
Continúa el Ciclo de Conferencias
300
Continúa la toma y analisis de datos
0
Reparación y mantenimiento
180
Jul-Ago 2012
Asistencia a congresos internacionales
600
Organización del Quinto Taller Nacional
1000
Continúa el Ciclo de Conferencias
100
Continúa la toma y analisis de datos
0
Reparación y mantenimiento
60
Desglose Financiero:
El costo del equipo por sitio resulta en alrededor de $175,000
(de acuerdo al detalle adjunto). A esta cantidad se tienen que
adicionar los gastos de reparación y mantenimiento en caso de
fallas en el equipo, cantidad que estimamos en $15,000 por sitio y
por la duración del proyecto. También se requiere apoyo para el
gasto en los viajes necesarios entre los diferentes sitios
(transporte de los equipos, conferencias impartidas por
investigadores invitados) y también la participación de los
miembros de la colaboración a congresos nacionales e
internacionales, nuestra estimación en estos rubros es de $170,000
anuales por cada una de las siete instituciones mexicanas
participantes.
Cantidad
Descripción
Costo
(pesos)
100
Estaciones Detectoras
17’500,000
100
Gastos de reparación y mantenimiento
1’500,000
100
Cuotas de inscripción
1’000,000
400
Hospedaje
840,000
400
Viáticos y transporte
4’160,000
5
Talleres de Transferencia del Conocimiento
5’000,000
TOTAL
30’000,000
A continuación se detallan los requerimientos financieros de
cada rubro en la tabla anterior.
Estaciones Detectoras
1) Fotomultiplicador. El fotomultiplicador propuesto es marca
Photonics modelo XP3230 de 51 mm de diámetro con un costo de 600
USD incluyendo la base divisora de voltaje. Ver [14].
SUBTOTAL. 1800 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 2700
USD
2) Plástico centellador. Bicron BC-400 [17]. Precio 500
USD/kg.
SUBTOTAL: 1500 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 2250
USD
3) Tarjeta Madre. Cada una cuesta 109 USD.
SUBTOTAL: 109 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 164
USD
4) 3 Tarjetas Hijas digitalizadotas. Cada una se construye con
60 USD.
SUBTOTAL: 180 USD
5) Tarjeta Hija Receptor GPS con antena GPS. Cada uno cuesta 600
USD.
SUBTOTAL: 600 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 900
USD
6) Tarjeta Hija de Comunicaciones por puerto paralelo. Cada una
se construye con 20 USD.
SUBTOTAL: 20 USD
7) Fuente de alto voltaje marca Stanford Research [18] modelo
PS350 con distribuidor para 3 detectores. Cada una cuesta 1680
USD.
SUBTOTAL: 1680 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 2520
USD
8) Sistema de distribución de alto voltaje más cables para alto
voltaje.
SUBTOTAL: 200 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 300
USD
9) Tarjeta hoja de medición de temperatura y presión.
SUBTOTAL: 200 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 300
USD
10) Geomagnetrómetro para monitoreo del campo local, 1800
USD.
SUBTOTAL: 1800 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 2700
USD
11) Materiales para armar el detector incluyendo caja de
cubierta, cables y conectores.
SUBTOTAL: 500 USD + 50% de IVA, Importación y envío = 750
USD
12) Computadora con sistema operativo Windows Vista o XP
SUBTOTAL: 1500 USD
13) Licencias de software TAC32Plus [19]
SUBTOTAL: 250 USD
14) Licencias de software LabView [20]
SUBTOTAL: 1320 USD
TOTAL de cada Estación: 15854 USD
(al tipo de cambio de 11 pesos por dólar) = 174 394 pesos
Gastos de reparación y mantenimiento
Aun cuando los equipos son robustos, no podemos descartar la
inevitable presencia de fallas aleatorias. Por este motivo, hemos
estimado este rubro en un 10% del costo del detector, mientras dure
el proyecto.
Cuotas de inscripción
Los proponentes de este proyecto asistirán a conferencias
internacionales para discutir las estrategias a seguir con la red
mundial de chubascos atmosféricos, motivo por el cual hemos
asignado una participación anual (durante cinco años) a cada uno de
los miembros con un costo promedio de $10,000 por evento y por
persona.
Hospedaje, viáticos y transporte
Con la finalidad de mantener ciclos de conferencias en las
preparatorias y responder dudas sobre el análisis o el equipo,
hemos asignado cuatro visitas anuales por participante a las
diferentes ciudades en que se ubiquen las estaciones detectoras.
Ello requiere de $2,000 para alojamiento y $10,000 para viáticos y
transporte por visita.
Talleres de Transferencia del Conocimiento
Para asegurar la efectiva transferencia de la información, se
organizarán cinco talleres nacionales donde se reunirán a
profesores y alumnos para que compartan sus experiencias. En el
primer taller se efectuará el armado de las estaciones que luego
serán transportadas a su ubicación final. Para este rubro se
solicita $1’000,000 por taller.
Referencias:
1. D. J. Fegan, B. McBreen, and C O’Sullivan, Phys. Rev. Lett.
51, 2341 (1983).
2. O. Carrel and M. Martin, Phys. Lett. B325, 526 (1994).
3. N. Ochi et al, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 97, 169
(2001).
4. G. R. Smith, M. Ogmen, E. Buller and S. Standil, Phys. Rev.
Lett. 50, 2110 (1983).
5. C. L. Bhat et al., Nature 288, 146 (1980).
6. Y. Kayatose et al., Il Nuovo Cimento, 21, 299 (1998).
7. S. W. Hawking, Nature (London) 248, 30 (1974); B. J. Carr,
Astrophys. J. 201, 1 (1975); R. W. Klebesadel, I. B. Strong and R.
A.Olsen, Astrophys. J. Lett. 182, L85 (1973); T. L. Cline and U. D.
Desai,Astrophys. J. Lett. 196, L43 (1975); S. A. Colgate, Can. J.
Phys. 46, s476 (1968); S. A. Colgate, Astrophys. J. 187, 333
(1974); N. M. Gerasimovaand G. T. Zatsepin, Soviet Phys. JETP 11,
899 (1960); J. E. Grindlay and. G. G. Fazio, Astrophys. J. 187, L93
(1974); W. S. Pallister and A. W. Wolfendale, Nature 252, 488
(1974); T. C.Weekes and N. A. Porter, Astron. Astrophys. 37, 447
(1974); P.Bhattacharjee and N. C. Rana, Phys. Lett. B 246, 365
(1990); R. Ouyed,P. Keränen, zj. Maalampi, astro-ph/0301575 V1,
29th Jan 2003.
8. The Auger Collaboration, The Pierre Auger Project Design
Report, FERMILAB-PUB-96-024, 252pp, January 1996.
9. Homepage de la red NALTA:
http://csr.phys.ualberta.ca/nalta/
10. K. Koyama, R. Petre, E. V. Gotthelf, U. Hwang, M. Matsumara,
M. Ozaki, and S. Holt, Nature 378, 225 (1995).
11. K. Greisen, Phys. Rev. Lett. 16, 748 (1966).
12. G. T. Zatsepin and V. A. Kuz'min, JETP Letters 4, 78
(1966).
13. W. Brouwer et al., Nucl. Instr. and Meth. A 493, 79 (2002);
W. Brouwer et al., Nucl. Instr. and Meth. A 539, 595 (2005).
14.
http://www.photonis.com/data/cms-resources/File/Photomultiplier_tubes/spec/XP3230.PDF
15. CROP,The CosmicRay Observatory Project, ver
http://physics.unl.edu/~gsnow/crop/crop.html
16. Digilent Inc.,
http://www.digilentinc.com/Products/Detail.cfm?Prod=D2FT
17. Bicron. http://www.detectors.saint-gobain.com/
18. http://www.thinksrs.com/products/PS300.htm
19. http://www.cnssys.com/cnsclock/Ordering.html
20. http://www.ni.com/labview/
21. Cada año se organiza un taller internacional para presentar
el estado de avance de los diferentes proyectos nacionales, este
año esta reunión tuvo lugar el 9 de septiembre en Lisboa: Homepage
de la conferencia: 2nd workshop on cosmic rays in school projects
in Lisbon, Portugal.
http://www.lip.pt/events/2006/crsp/program.html
22. Información sobre los proyectos europeos:
http://www.nikhef.nl/extern/eurocosmics/
23. “High schools focus on the extreme universe”, Dr. Pinfold
http://www.cerncourier.com/main/article/46/4/17
24. R D McKeown et al., CHICOS Collaboration 2005 Proceedings of
the 29th International Cosmic Ray Conference, Pune, India 10.
25. Gary R Smith et al. 1983 Phys. Rev. Letts. 50 2110.
26. C Timmermans, HiSPARC Collaboration 2005 29th Proceedings of
the 29th International Cosmic Ray Conference, Pune, India 104.
27. A Zichichi 1996 "Toward the Millennium in Astrophysics:
Problems and Prospects", Erice.
Arreglo Experimental
Presupuesto
REFERENCIAS
[1]http://www.photonis.com/data/cms-resources/File/Photomultiplier_tubes/spec/XP3230.PDF
[2] CROP,The CosmicRay Observatory Project, ver
http://physics.unl.edu/~gsnow/crop/crop.html
[3] Digilent Inc.,
http://www.digilentinc.com/Products/Detail.cfm?Prod=D2FT
[4] http://csr.phys.ualberta.ca/nalta/
[5] Bicron. http://www.detectors.saint-gobain.com/
[6] http://www.thinksrs.com/products/PS300.htm
[7] http://www.cnssys.com/cnsclock/Ordering.html
[8] http://www.ni.com/labview/
� EMBED Equation.3 ���
_1244212052.unknown
