L’osservatorio Pierre Auger

da Antonello Epifani | Mag 8, 2020 | Laboratorio

L’Osservatorio Pierre Auger è il più grande osservatorio al mondo per lo studio dei raggi cosmici di altissima energia (E>10¹⁸ eV). È situato nella pampa argentina a 1400 m sul livello del mare e copre un’area di 3000 km², corrispondente alla superficie della Valle d’Aosta.

L’Osservatorio è costituito da due rivelatori principali, il rivelatore di superficie (SD) e il rivelatore di fluorescenza (FD). Questi sono ottimizzati per studiare gli Sciami Atmosferici Estesi (EAS), cioè l’insieme di particelle, dette raggi cosmici secondari, prodotte dall’urto dei raggi cosmici primari con i nuclei dell’atmosfera terrestre e schematizzati nella Fig.1.

Fig.1: Schematizzazione dello sviluppo di uno sciame atmosferico esteso.

In particolare, il rivelatore di fluorescenza permette di ricostruire il profilo longitudinale dello sciame, cioè il numero di particelle in funzione della profondità di atmosfera attraversata lungo la direzione, detta asse dello sciame, che avrebbe seguito il raggio cosmico primario se non si fosse disintegrato in atmosfera, mentre il rivelatore di superficie ci dà informazioni sul profilo trasversale dello sciame, cioè sulla distribuzione a terra delle particelle secondarie. Il punto di intersezione dell’asse dello sciame con il suolo è chiamato core, il numero di particelle dello sciame è maggiore vicino al core e diminuisce man mano che ci si allontana da esso. Il rivelatore di superficie è costituito da 1600 rivelatori Cherenkov ad acqua disposti a 1.5 km di distanza l’uno dall’altro, rappresentati sulla mappa di Fig.2 da puntini neri. 

Il rivelatore di fluorescenza è suddiviso in 4 siti disposti lungo il perimetro del rivelatore di superficie. In ciascun sito abbiamo sei telescopi di fluorescenza il cui campo di vista, cioè la porzione di cielo dove sono capaci di rivelare la “luce” generata dallo sciame, è rappresentato dalle linee blu sulla mappa. Le particelle dello sciame, infatti, attraversando l’atmosfera, eccitano le molecole di azoto e ossigeno di cui l’atmosfera è costituita. Queste tendono a tornare nel loro stato fondamentale, cioè nel loro stato di energia minima, e, così facendo, emettono luce di fluorescenza. Immaginate un atomo con le varie orbite che ruotano intorno al nucleo corrispondenti a diversi livelli energetici. Se un elettrone guadagna energia, salta su un’orbita più lontana dal nucleo, ma poi tende a tornare nell’orbita di partenza. La differenza di energia tra le due orbite viene rilasciata sotto forma di fotoni, quindi di luce. 

Fig.2: Mappa dell’Osservatorio Pierre Auger, i puntini neri rappresentano i rivelatori Cherenkov ad acqua, mentre le linee blu rappresentano i campi di vista dei telescopi di fluorescenza. Ref. Pierre Auger Observatory  www.auger.org

La luce di fluorescenza raggiunge la finestra di ingresso del telescopio, attraversando anche un filtro che seleziona le lunghezze d’onda tra i 300 e i 400 nm tipiche della luce di fluorescenza, viene raccolta da uno specchio, come mostrato nell’immagine di Fig.3, e quindi convogliata su una matrice di fotomoltiplicatori (PMT). Questi ultimi sono degli strumenti che raccolgono la luce e la trasformano in un segnale elettrico proporzionale alla quantità di luce raccolta.  

Fig.3: Schema di un telescopio di fluorescenza (finestra di ingresso + specchi + matrice di fotomoltiplicatori)

In Fig.4 è schematizzata la matrice di fotomoltiplicatori, la camera del telescopio. Il funzionamento della camera è simile a quello di una fotocamera digitale dotata di una sensibilità estrema: ogni pixel della camera del telescopio è infatti formato da un fotomoltiplicatore capace di “vedere” anche un solo fotone alla volta. Ogni pixel colorato rappresenta un fotomoltiplicatore raggiunto dalla luce di fluorescenza prodotta dallo sciame. La sequenza di pixel accesi indica la traccia dello sciame. In base al tempo di arrivo del segnale in ciascun PMT e alla sua intensità, è possibile ricostruire il profilo longitudinale dello sciame, mostrato in Fig.5. Il profilo longitudinale è il numero di particelle dello sciame in funzione della profondità atmosferica (Fig.1), cioè la distanza percorsa dallo sciame in atmosfera lungo il suo asse a partire dal punto di prima interazione del raggio cosmico primario in atmosfera. La profondità atmosferica non ha le dimensioni di una lunghezza come ci aspetteremmo perché lo spazio percorso è moltiplicato per la densità del tratto di atmosfera che stiamo considerando. Se il mezzo che attraversiamo è più o meno denso, cambia il numero di scontri che ci saranno tra le particelle dello sciame e quelle dell’atmosfera, quindi sarà diverso il numero di particelle prodotte di conseguenza anche lo sviluppo dello sciame. 

Fig.4: Camera di uno dei telescopi di fluorescenza dell’Osservatorio Auger con la traccia di un raggio cosmico. Ref. Pierre Auger Observatory  www.auger.org

Il numero di particelle di uno sciame cresce fino a quando le particelle secondarie hanno un’energia tale per innescare nuovi processi che producono particelle. Quando si scende al di sotto di questa energia, chiamata energia critica, le particelle vengono gradualmente assorbite dall’atmosfera e il numero di particelle diminuisce. La profondità atmosferica a cui si raggiunge il massimo sviluppo dello sciame, cioè il massimo numero di particelle, è comunemente chiamata X_max. Questa grandezza dipende dal tipo di raggio cosmico primario che ha dato origine allo sciame, quindi se la misuriamo possiamo scoprire se, ad esempio, sia stato un protone o un nucleo di ferro ad innescare lo sciame. 

Fig.5: Profilo longitudinale di uno sciame atmosferico esteso rivelato dall’osservatorio Pierre Auger con energia 1.4  10¹⁸ eV

Il numero di massa, cioè il numero di protoni e neutroni, di un atomo di ferro è 56. Per quanto riguarda lo sviluppo di uno sciame, protoni e neutroni si comportano allo stesso modo, quindi possiamo immaginare un nucleo di ferro come 56 protoni. Se abbiamo 56 particelle che si muovono insieme invece che una, la probabilità di scontro con i nuclei dell’atmosfera aumenterà, quindi verrà prodotto più velocemente un gran numero di particelle che si dividono l’energia della particella primaria e verrà raggiunta più velocemente l’energia critica e il massimo sviluppo dello sciame. Dalla ricostruzione del profilo longitudinale, possiamo ricavare anche l’energia della particella primaria che corrisponde all’area sotto la curva, quindi all’integrale, della funzione che descrive il profilo. Il numero di particelle di uno sciame è legato non solo al tipo di particella primaria, ma anche alla sua energia. Più grande è l’energia, più si raggiungerà in profondità il massimo sviluppo dello sciame.  Il rivelatore di superficie, invece, è costituito da 1600 rivelatori Cherenkov ad acqua.

Ma cosa è un rivelatore Cherenkov? Quando una particella carica si muove all’interno di un mezzo con una velocità superiore a quella che ha la luce nell’attraversare quello stesso mezzo, essa emetta luce. Questo fenomeno si chiama effetto Cherenkov. 

Ma quindi è possibile superare la velocità della luce? Nel vuoto no, ma quando la luce si muove all’interno di un mezzo (aria, acqua, vetro…) la sua velocità diminuisce di un fattore pari all’indice di rifrazione del mezzo, indicato con n: se chiamiamo c velocità della luce nel vuoto, (c= 300000 km/s), la velocità della luce nel mezzo è pari a c/n. L’indice di rifrazione nell’acqua è n=1.41, quindi, quando una particella del nostro sciame raggiunge una stazione dell’SD, rappresentata in Fig.6, produce un cono di luce Cherenkov se la sua velocità è maggiore di c/n. Questa luce viene riflessa dalle pareti del rivelatore e convogliata verso i tre PMT che guardano l’acqua dall’alto.

Fig.6: Rappresentazione di un rivelatore Cherenkov ad acqua che compone il rivelatore di superficie dell’Osservatorio Pierre Auger. La particella carica entra nell’acqua, produce un cono di luce Cherenkov: la luce viene riflessa dalle pareti del rivelatore e raccolta dai fotomoltiplicatori posti sulla superficie superiore.

I PMT ci restituiranno un segnale elettrico proporzionale al numero di particelle che hanno attraversato la stazione. Solo un certo numero di stazioni delle 1600 sarà raggiunto dalle particelle dello sciame. Più l’energia del primario è alta, maggiore sarà il numero delle stazioni “accese”. In Fig.7, è rappresentato l’arrivo di uno sciame sull’Osservatorio e l’impronta che lo sciame ha lasciato al suolo, data dalle stazioni che sono state colpite dalle particelle. In base ai tempi in cui le stazioni vengono raggiunte dello sciame, è possibile ricostruire l’asse dello sciame e la direzione d’arrivo del primario. Studiando il segnale rilasciato in ciascuna stazione in funzione della distanza dal core dello sciame, possiamo ricostruire il numero di particelle dello sciame che è proporzionale all’energia del primario.

Fig. 7: Rappresentato della rivelazione di uno sciame con i rivelatori di superficie e di fluorescenza.  I puntini colorati sono l’impronta dello sciame creata dalle stazioni raggiunte dal segnale. La dimensione dei punti colorati è proporzionale al segnale misurato dalla stazione, il colore è legato al tempo di arrivo. Lo sciame ha raggiunto prima le stazioni gialle ed infine le rosse. Le linee colorate indicano la luce di fluorescenza prodotta dallo sciame e raccolta da uno dei telescopi. Ref. Pierre Auger Observatory  www.auger.org

Il rivelatore di superficie e il rivelatore di fluorescenza ci permettono di studia e lo sciame da più punti di vista e di migliorare la qualità delle informazioni ricavate.  

Guarda alcuni video sull’Osservatorio Pierre Auger. 

E adesso se vuoi analizzare i dati raccolti dall’osservatorio Auger vai al link: 

Analisi Dati

In laboratorio con noi

da Antonello Epifani | Mag 6, 2020 | Laboratorio

Per poter studiare i raggi cosmici è necessario prima di tutto osservarli.

In questa sezione verranno descritte alcune tecniche di rivelazione usate negli esperimenti a terra.

Poi, per chi si vorrà cimentarsi, nella sezione laboratori sarà possibile fare l’analisi dei dati di esperimenti veri e propri, alcuni dedicati alla didattica e alla divulgazione come il telescopio-Totem multimediale situato nella stazione Toledo della metropolitana di Napoli, altri dedicati alla ricerca come l’osservatorio Auger nella pampa Argentina, che con i suoi 1600 rivelatori sparsi su un territorio di 3000 km², è il più grande esperimento mai realizzato per lo studio di raggi cosmici ad altissima energia.

La tecnica delle coincidenze 

I conteggi di un singolo rivelatore sono dovuti, oltre che ai raggi cosmici, a radioattività ambientale, a rumore dell’elettronica e in generale a eventi casuali non correlati tra loro. Inoltre, quando i raggi cosmici colpiscono un singolo rivelatore, non è possibile individuare il tipo di particella. Il metodo utilizzato, sia per ridurre gli eventi casuali sia per discriminare le particelle cariche, è la tecnica delle coincidenze.

Una coincidenza è il segnale emesso contemporaneamente da più rivelatori collegati tra loro. Poiché il segnale ha sempre larghezza finita, la coincidenza si ha se i segnali si sovrappongono entro un certo intervallo temporale Se abbiamo più contatori sovrapposti e questi emettono un segnale in coincidenza è probabile che, al livello del mare, si tratti di un muone perché più penetrante rispetto ad altre particelle cariche che non riuscirebbero ad attraversare tutti i contatori. Naturalmente più sono i piani più alta è la probabilità di rivelare un muone da un segnale di coincidenza.

Ma le coincidenze non sono tutte vere, infatti se 2 rivelatori sono posti uno sull’altro si possono avere i seguenti casi:

a) una particella li attraversa entrambi;

b) due particelle attraversano contemporaneamente ciascuna un rivelatore.

In entrambi i casi si parla di coincidenza ma nel primo si ha una coincidenza vera mentre nel secondo una coincidenza casuale. Per effettuare misure precise, soprattutto se gli eventi sono molto rari, è necessario stimare le coincidenze casuali per poterle eliminare. La rate delle coincidenze casuali è legata al numero dei rivelatori dalla legge:

R_{n}=nR^{n}_{singola}\cdot \tau ^{n-1}\

Dove n è il numero dei rivelatori e \tau  è il tempo durante il quale si ha la coincidenza. All’aumentare del numero dei contatori le coincidenze casuali diminuiscono drasticamente. Facciamo un esempio: consideriamo dei rivelatori di area 1 m² che contano 300 particelle al secondo (R_singola = 300 Hz) e mettiamoli in coincidenza con un intervallo temporale di 400 ns (t = 400×10^-7 s). Il numero di coincidenze casuali sarà:

• con 2 contatori R₂ = 7,2×10^-2 Hz
• con 3 contatori R₃ = 1,28×10^-7 Hz

Aggiungendo un solo contatore in coincidenza la rate di coincidenze casuali diminuisce di 5 ordini di grandezza. La tecnica delle coincidenze viene utilizzata anche per rivelare gli sciami. In questo caso si utilizzano rivelatori posti uno accanto all’altro e se si registra una coincidenza allora vuol dire che fanno parte dello stesso sciame. Bruno Rossi realizzò il primo circuito di coincidenza tra più di 2 rivelatori e perfezionò la tecnica che permetteva di metterli in coincidenza anche a grande distanza.

Il telescopio per muoni 

Il dispositivo più semplice per rivelare raggi cosmici è costituito da 2 contatori messi uno sopra l’altro in configurazione telescopica, cioè con i centri allineati su una linea retta chiamata asse, e connessi ad un circuito di coincidenza. Questo permette di:

• selezionare una particolare direzione di provenienza all’interno dell’angolo solido individuato dall’accettanza geometrica (più i piani sono distanti più l’angolo solido è piccolo, più precisa è la direzione ma minore il campo visivo);
• selezionare il tipo di particella in funzione del numero di piani di contatori (più sono i piani, più le particelle che li attraversano in coincidenza sono penetranti).

Un rivelatore di questo tipo è quello che normalmente viene chiamato telescopio per raggi cosmici e utilizzato per rivelare muoni.

Se i piani di rivelatori, oltre a contare le particelle, sono in grado di anche individuare il loro punto di impatto è possibile ricostruirne la direzione di arrivo. Naturalmente all’aumentare del numero dei piani aumenta la precisione con la quale viene ricostruita la retta che individua la traiettoria.

Infatti le coincidenze tra i rivelatori possono anche essere casuali (2 muoni che arrivano anche da direzioni diverse ma contemporaneamente sui rivelatori), in tal caso se i piani sono solo 2 sicuramente tra i 2 punti passerà una retta, ma se i piani sono 3 i punti d’impatto non è detto che siano allineati e quindi la coincidenza verrà scartata. Possono anche aversi 2 punti soltanto nei primi 2 rivelatori e nessun segnale sul terzo. Anche in questo caso la coincidenza viene scartata perché la particella non è penetrante quindi non è un muone. Quindi ogni evento che non interessi i 3 rivelatori con un allineamento dei punti lungo una retta, entro la risoluzione spaziale dei rivelatori, non sarà considerato. Anche se i contatori non sono traccianti aumentare il numero dei piani permette di ridurre drasticamente il numero delle coincidenze casuali come è stato spiegato nella sezione tecnica delle coincidenze.

Ricordiamo che il primo esempio di telescopio di raggi cosmici venne messo a punto da Bruno Rossi nel 1931 nel suo laboratorio di Arcetri. Nella figura è mostrato il primo esemplare con due rivelatori costituiti da tubi Geiger-Muller. Come si può vedere il dispositivo può essere orientato per misurare le particelle che giungono da diverse direzioni.

Rate e flusso

Lo scopo di tutti gli esperimenti di raggi cosmici è determinare il flusso di particelle di una data specie in uno specifico intervallo di energia, cioè misurare il numero di particelle per unità di area, di tempo, di angolo solido e con un’energia nell’intervallo \Delta E , quindi il numero di particelle per m^-2, s^-1, sr^-1, eV^-1. Questo è il cosiddetto flusso differenziale di particelle con una certa energia in un determinato angolo solido. Per farlo bisogna identificare e contare le particelle che attraversano il rivelatore con un’energia E compresa tra E e E+\Delta E .

Spesso non è possibile determinare l’energia delle singole particelle ma si misurano tutte le particelle a partire da una certa energia di soglia E₀. Si parla allora di flusso integrale di particelle con energia > E₀, con unità di misura particelle per m^-2, s^-1, sr^-1. Quello che si misura però in ogni esperimento di RC è il rate di conteggi dN/dt e non il flusso! Quindi, in ogni esperimento, i dati sono registrati per un intervallo di tempo T durante il quale N_i particelle del tipo i (che attraversano il rivelatore ed interagiscono con il suo materiale attivo) sono identificate e contate.

Come ottenere il flusso a partire dal rate misurato è il punto cruciale di ogni esperimento.

Il telescopio presentato nella precedente sezione è un rivelatore ideale di raggi cosmici fatto da 2 strati di rivelatore di area A posti a distanza z. Una particella che arriva entro l’angolo solido \Delta\Omega produrrà un segnale su ognuno di essi. Il conteggio di coincidenze C nel telescopio dipende dalle dimensioni dei rivelatori e dalla loro posizione relativa, cioè dalla geometria dei sensori, ma anche dall’intensità della radiazione nello spazio circostante e dall’efficienza di rivelazione \epsilon  .

Lo scopo dei ricercatori è calcolare il flusso della radiazione a partire dal rate di coincidenze misurato e dalle caratteristiche del telescopio.

Per un telescopio ideale il fattore di proporzionalità tra il rate di coincidenze C e l’intensità della radiazione \Phi e’ il potere di raccolta \Gamma del telescopio. Cioe’ si ha C=\Gamma \Phi . Se l’intensità è isotropa, cioè \Phi=\Phi_0, il fattore di proporzionalità è il cosiddetto fattore geometrico G, noto anche come accettanza geometrica, cioè si ha C=G \Phi_0. L’accettanza è in pratica la capacità di raccolta del rivelatore. Il punto critico è quindi la determinazione dell’accettanza geometrica G. Nel caso semplice di un telescopio composto da un singolo piano di rivelazione su cui incide un flusso isotropo di particelle si calcola che l’accettanza non è la semplice area ma A\pi perché il rivelatore ‘raccoglie’ particelle con direzione di incidenza fra 0 e \pi/2 . Questo in sostanza perché l’area di rivelazione vista dalle particelle incidenti dipende dalla loro direzione di arrivo (descritta dall’angolo zenitale \theta ed azimutale \phi ) in una piccola regione angolare d\Omega = sin\theta d\phi d\theta . L’accettanza è quindi misurata in m² sr.

Ecco allora che in generale il flusso di particelle di data energia E è dato da: \Phi(E) = \frac{Ci}{\Delta E \Delta T G \epsilon} cioè dal rapporto tra il numero di coincidenze misurate per la particella i divisa per la sua energia, il tempo di misura \Delta T , l’accettanza del telescopio G e la sua efficienza \epsilon nel selezionare e rivelare la particella i. L’efficienza quindi indica il numero di particelle contate rispetto a quelle effettivamente passate attraverso il rivelatore.

Apparati di sciami 

Lo studio dei raggi cosmici attraverso la rivelazione degli sciami atmosferici estesi è molto difficile. Si pensi che al livello del mare, uno sciame di altissima energia (10¹⁹ eV) ha dissipato circa il 90% della sua energia in aria! Quindi le numerosissime particelle (anche milioni) che giungono al suolo trasportano una piccolissima frazione dell’energia del raggio cosmico primario.

L’osservazione degli sciami atmosferici viene effettuata con i cosiddetti “apparati di sciame”. Essi sono costruiti distribuendo un certo numero di rivelatori su aree enormi (generalmente dell’ordine di 10⁴ – 10⁶ m²), a costituire una struttura a scacchiera (griglia o “array”) più o meno regolare. Con questi apparati si cerca di compilare la carta di identità del raggio cosmico primario, cioè determinare la sua energia, la sua natura (cioè il tipo di nucleo) e la direzione di arrivo. Le prime due sono informazioni molto difficili da ricostruire perché, non osservando al suolo direttamente il primario, esse sono disperse tra le numerosissime particelle che compongono uno sciame esteso e devono essere determinate spesso applicando sofisticate tecniche di analisi. I rivelatori servono a misurare le differenti componenti che costituiscono uno sciame: elettromagnetica, muonica e adronica. Essi sono tipicamente scintillatori plastici, bidoni di acqua, resistive plate chamber (RPC), calorimetri o rivelatori di neutroni, ma, come ricordato, possono essere utilizzati anche telescopi Cherenkov o fluorescenza e antenne radio. I rivelatori possono essere posizionati in superficie o sotto alcuni metri di terra per meglio rivelare la componente penetrante costituita dai muoni. Le caratteristiche di un apparato di sciame sono definite dall’area coperta dai rivelatori (area instrumentata), dalla distanza tra essi e dal rapporto tra la superficie sensibile di tutti i rivelatori e l’area instrumentata (il cosiddetto “coverage”). Sono queste quantità che stabiliscono l’energia minima che può essere rivelata (l’energia di soglia) ed in generale l’intervallo di energia che può essere indagato. Se si vuole un dispositivo con una soglia di energia molto bassa, i rivelatori devono essere molto ravvicinati, fino al caso limite di copertura totale (coverage >90%, come nel caso dell’esperimento ARGO-YBJ). Gli sciami di bassa energia sono infatti piccoli, cioè hanno poche particelle distribuite su aree contenute, quindi per rivelarli è necessario coprire con rivelatori tutta l’area instrumentata per non perdere alcuna particella. Viceversa, se si è interessati alla rivelazione di sciami prodotti da raggi cosmici di alta energia, poiché in questo caso gli sciami contengono milioni di particelle distribuite su aree ampie anche km², allora i rivelatori possono essere meno numerosi e posti a maggiore distanza tra loro (in questi casi il coverage è dell’ordine del percento). Fino ad arrivare al caso limite di un esperimento come l’osservatorio Pierre Auger che, per indagare le energie più alte mai osservate, impiega rivelatori distanti 1.5 km tra loro e distribuiti su un’area di circa 3000 km² .

Gli apparati di sciame misurano essenzialmente due quantità, il numero di particelle e la direzione di arrivo dello sciame e con esse si compila la carta di identità della particella primaria. Visto che uno sciame esteso è composto da diversi tipi di particelle, quello che viene misurato è il numero totale di particelle cariche, principalmente elettroni e positroni (questa è la cosiddetta ‘size’ dello sciame). Negli apparati più sofisticati si possono misurare separatamente i diversi tipi di particelle, elettroni, muoni e adroni, con specifici rivelatori. La determinazione della size è importante perché da essa si risale all’energia della particella primaria che ha dato origine allo sciame. La direzione di arrivo dello sciame è invece determinata con la cosiddetta ‘tecnica del tempo di volo‘. Le particelle quando colpiscono i rivelatori non lo fanno contemporaneamente, soprattutto negli sciami inclinati. Misurando il ritardo temporale tra la prima particella che arriva su un qualsiasi rivelatore e le altre è possibile determinare l’angolo di incidenza dello sciame e quindi della particella primaria.

Ricordiamo come nel 1956 il gruppo di Bruno Rossi fu il primo a mettere in funzione negli USA un apparato di sciame in grado di determinare contemporaneamente la size e la direzione di arrivo (esperimento Agassiz). Fu questa una vera rivoluzione nello studio dei raggi cosmici di altissima energia. Con esso infatti si rivelarono per la prima volta eventi con più di 109 particelle, quindi con energie maggiori di 10¹⁸ eV!

L’esperimento ARGO-YBJ.

L’Italia ha una lunga tradizione nello studio dei raggi cosmici con apparati di sciame. L’INFN ha ideato, progettato e realizzato l’esperimento EAS-TOP, in funzione fino al 2000 presso i LNGS, e l’esperimento ARGO-YBJ situato a 4300 m slm in Tibet ed in funzione fino al 2013. Partecipa da 20 anni all’osservatorio Pierre Auger in Argentina per lo studio delle particelle di più alte energie mai osservate.

L’osservatorio Pierre Auger. Ref. www.auger.org

Laboratori 

Esperimenti didattici

Gli esperimenti descritti di seguito sono realizzati con semplici dispositivi con i quali è possibile rivelare i muoni cosmici e descriverne il loro comportamento. In ogni esperimento è dedicato alla descrizione di una misura sperimentale e con i dati messi a vostra disposizione sarete guidati nell’analisi che porterà alla misura di una grandezza fisica dei muoni:

• Misura della rate di muoni cosmici e ricostruzione della traccia
• Misura della distribuzione angolare dei muoni
• Misura dell’intensità dei muoni in funzione dell’angolo di Zenith
• Misura dei muoni in funzione dell’altezza in atmosfera
• Misura dei muoni in funzione della profondità in acqua 

Esperimenti per la ricerca

Alcuni esperimenti hanno reso pubblici parte dei loro dati che è possibile scaricare direttamente dai siti ufficiali delle collaborazioni. In questa sezione verrete guidati nell’esplorazione di tali dati e nella loro analisi e potrete confrontare i vostri risultati con quelli ufficiali.

• L’osservatorio Pierre Auger 

Spazio Docenti

Una breve selezione di materiali di supporto per lo sviluppo di un progetto didattico all’interno delle classi

Glossario

Approfondisci i termini che vengono usati in questo percorso e nei laboratori.