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LAS PARTÍCULAS MÁS ENERGÉTICAS DEL UNIVERSO
Trabajo realizado por: Borja Freire, Ester Alonso, Sara Fontalba, David Lipiz, Sara Fontcuberta, Ana Belén Cuello, Jennifer Seco y Enrique Vázquez.
LAS PARTÍCULAS MÁS ENERGÉTICAS DEL UNIVERSO
¿Cuáles son las partículas más energéticas del universo?
RAYOS CÓSMICOS
RAYOS CÓSMICOS
Son partículas subatómicas que proceden del espacio exterior y que tiene una energía elevada.
PROCEDENCIA DE LOS RAYOS CÓSMICOS
Sol: son las menos energéticas.
Supernova: energía media
Galaxias muy activas como la Centaurus A (las más energéticas)
PARTÍCULAS DE LOS RAYOS CÓSMICOS
Formadas en el espacio exterior: Protón, núcleos pesados como el hierro...
Formadas en la cascada de partículas: Muones. Electrones. Positrones. Fotones. Hadrones.
Proceso de transmisión de ondas o partículas a través del espacio o de algún medio.
Dos tipos: Ionizante No Ionizante
RADIACIONES
TIPOS DE RADIACIONES
Gamma Alfa Beta
TIPOS DE RADIACIONES
Recibimos radiaciones a cada instante.
¿RECIBIMOS RADIACIONES?
EXPERIMENTO 1Detección de radiación ionizante
(α, β, γ)El detector Geiger-Müller
Mide distintos niveles de radiación.
Posee un polo positivo (ánodo) y un polo negativo (cátodo).
Contiene gas Argón.
Se produce ionización y el Argón se convierte en un ión positivo con electrones.
¿QUÉ ES UN DETECTOR GEIGER-MÜLLER?
¿QUÉ ES UN DETECTOR GEIGER-MÜLLER?
Los iones viajan hacia el cátodo, y los electrones hacia el ánodo.
Los electrones generan señales eléctricas.
Entre sus características destacan su sencillez y su bajo coste.
Calcular la capacidad de penetración de los rayos α.
OBJETIVO
MATERIALES
Detector Geiger-Müller.
Fuente de radiación α (226Ra).
Láminas de papel, plástico, aluminio y plomo.
5 minutos.
Radiación de fondo: 160 partículas. 226Ra a 3,8 cm del detector: 2015 partículas 226Ra a 5,3 cm del detector: 986 partículas.
REALIZACIÓN DEL EXPERIMENTO
MATERIAL GROSOR (mg/cm2) Nº PARTÍCULAS
Papel NS/NC 1791
Plástico 0,040 102 863
Aluminio 0,050 328 465
Aluminio 0,090 590 332
Aluminio 0,125 849 328
Plomo 0,032 1230 262
Plomo 0,125 3632 246
• Cuanto más denso sea el material de la lámina, más partículas de radiación será capaz de detener.
• Las partículas α se dispersan rápidamente en distintas direcciones en el aire desde la fuente.
CONCLUSIÓN
EXPERIMENTO 2
DETECCIÓN DE RAYOS CÓSMICOS
• Familiarización con los detectores de centelleo
• Aprendizaje de la técnicas de la física de partículas.
• Determinación del flujo de rayos cósmicos de la superficie terrestre.
• Estudio de la diferencia de resultados dependiendo del ángulo.
OBJETIVOS
• Ampliación del conocimiento sobre partículas
• Experimento Pierre Auger
APLICACIONES
• Dos detectores de centelleo.
• Electrónicos: Fuente de alta tensión. Discriminación. Unidad de coincidencias temporales.
• Osciloscopio.
MATERIALES
• Calcular el número de rayos cósmicos cada 5 minutos.El rayo atraviesa los dos detectores en unos nanosegundos (1ns=10-9)
EXPERIMENTO
Ángulo acimutal
Tiempo
Entrada 1 Entrada 2 Coincidencia
Porcentaje del total de
entrada
0º 5min 48400 13800 143 0,23%
30º 5min 52300 16400 201 0,29%
60º 5min 53500 16200 412 0,59%
90º 5min 51900 14100 507 0,77%
DATOS
Ángulo acimuta
l
Tiempo
Entrada 1 Entrada 2 Coincidencia
Porcentaje del total de entrada
0º 5min 48100 12800 74 O,12%
30º 5min 48300 15200 101 O,21%
60º 5min 49200 15500 148 0,22%
90º 5min 51000 13500 201 0,31%
• Solo la mínima parte del total detectados por los fotomultiplicadores son rayos cósmicos.
• La cantidad de radiacion aumenta si el angulo acimutal es mayor.
CONCLUSIÓN
OBSERVATORIO PIERRE AUGER
¿QUIÉN FUE PIERRE AUGER? • Este físico francés fue el descubridor de los
llamados “chubascos de rayos cósmicos”, lo que consiguió mediante la colocación de detectores en los Alpes.
UBICACIÓN• El Observatorio Pierre Auger está emplazado
en el hemisferio sur, en el departamento de Malargüe, provincia de Mendoza, Argentina.
DATOS TÉCNICOS Tipo de Observatorio “Híbrido”
Área cubierta 3.000 km²
Nº Detectores Cherenkov 1600
Distancia entre detectores 1,5 Km
Nº Telescopios 24
Nº de fotomultiplicadores 440
Principales datos sobre los espejos Superficie esférica de 3,6 m x 3,6 m con 30º x 30º de
apertura
OBJETIVOS
• Determinar la naturaleza, energía y lugar de origen de los rayos cósmicos con energías superiores a los 10¹⁹ eV, para comprender mejor el universo que nos rodea.
LLEGADA DE LOS RAYOS CÓSMICOS A LA TIERRA
LUZ FLUORESCENTE
• Emitida al interaccionar las partículas secundarias de la cascada con los átomos atmosféricos, liberando estos energía en forma de fotones ultravioleta.
• Captada por los telescopios con fotomultiplicadores que únicamente recogen la luz ultravioleta.
LUZ CHERENKOV
• Emitida por el medio cuando una partícula lo atraviesa a una velocidad superior a la de la luz en ese medio.
• Captada por los fotomultiplicadores de los tanques.
ÁNGULO DE LLEGADA
DISTRIBUCIÓN SEGÚN EL ÁNGULO
TIPOS DE PARTÍCULAS SEGÚN EL ÁNGULO
t (25 ns) t (25 ns)
ELECTRONES, POSITRONES Y FOTONES
MUONES
RAYOS VERTICALES RAYOS INCLINADOS
RELACIÓN ÁNGULO – Nº TANQUES - ENERGÍA
Ángulo (θ) Energía (EeV)
1º Evento Inclinado (80,9º) 27
2º Evento Inclinado (71,5º) 32,8
3º Evento Vertical (57º) 3,3
4º Evento Vertical (52,1º) 3,1
5º Evento Vertical (59º) 3,1
RESUMEN EN FOTOS
OBSERVACIÓN DEL FENÓMENO
TOMA DE DATOS
ANÁLISIS
REFLEXIÓN
EXPERIMENTACIÓN
COMUNICACIÓN
FIN
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