Instalación de un Detector Cherenkov de Agua para la Detección de Trazas de Rayos Cósmicos a 956 metros sobre el nivel del mar

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1 Instalación de un Detector Cherenkov de Agua para la Detección de Trazas de Rayos Cósmicos a 956 metros sobre el nivel del mar Propuesta de trabajo de grado para optar el título de físico Presentada por: Mauricio Suárez Durán Misael Rosales 1, Ph.D. Director Luis A. Nuñez 2, Ph.D. Director Bucaramanga, Segundo Semestre de Universidad de los Andes de Mérida 2 Universidad Industrial de Santander 1

2 Índice 1. Introducción 3 2. Planteamiento del problema 4 3. Justificación 4 4. Marco Teórico Rayos Cósmicos Mecanismos de Radiación Fuentes de radiación Cáscadas Aéreas Extensas Interacción partículas cósmicas Decaimiento hadrones Producción pares e e Técnica de Partícula única Radiación Cherenkov Detector Cherenkov de Agua Tanque Electrónica Objetivos Objetivos Generales Objetivos Específicos Metodología Instalación del tanque Construcción del tanque Agua Calibración Cronograma 19 2

3 1. Introducción Los rayos cósmicos (RC) se refieren a partículas (hadrones, núcleos atómicos, y fotones con energía superiores a ev 1 ) que se generan fuera de la atmósfera terrestre. Se detectaron por primera vez en 1912 por el físico austriaco Victor F. Hess, quién les denomino inicialmente radiación cósmica, y confirmados por Kölhrster en Robert Andrew Millikan, en 1925, les llamó y acuño el término de rayos cósmicos 2. Desde entonces el estudio de estas partículas se ha convertido en tema principal de investigación, no solo porque permiten dar pistas sobre la naturaleza de fenómenos astrofísicos de alta energía, como lo son explosiones supernovas, interacción de estrellas de neutrones, núcleos activos de galaxias, entre otros, sino porque además facilita la compresión de procesos físicos de alta energía como interacciones y decaimientos entre partículas elementales. Un ejemplo importante del estudio de los RC son las investigaciones hechas por Pierre Auger en 1938 las cuales llevaron a introducir el término de Cascadas Aéreas Extensas (EAS, por sus siglas en inglés) para describir el resultado de la interacción de una partícula cargada con la atmósfera terrestre. Esta interacción genera una cascada, o chubasco, de nuevas partículas que puede llegar a extenderse hasta 36Km 2 a una altura cercana al nivel del mar. Las explosiones de rayos gamma, o GRB 3, forman parte de los RC y se caracterizan por ser eventos de enormes cantidades de energía (superior a ev ). Con el objetivo de aprender más sobre los GRB y la Física que hay detrás de ellos, se han construido grandes observatorios, tanto de tipo espacial (por ejemplo el Swift 4 ) como terrestres, destacándose el Observatorio Pierre Auger[5] en Argentina 5 ; este observatorio cuenta con 1600 detectores Cherenkov de Agua (WCD, por sus siglas en inglés) distribuidos en un área de 3000km 2 dedicados a la detección de este tipo de radiación. Países como Bolivia, México, Perú, y Venezuela participan actualmente de la colaboración LA- GO 6, Large Aperture GRB Observatory[3], con el objetivo, no sólo de detectar GRB sino además de impulsar el estudio de física de altas energías con detectores Cherenkov de agua diseñados e implementados por cada uno de sus equipos de trabajo. LAGO facilita el respaldo técnico que se requiere para este tipo de observatorios además de permitir el acceso directo a los datos de alta calidad científica que cada uno de ellos produce. Colombia ha ingresado en esta colaboración por medio del grupo de trabajo GT3 del Centro Virtual de Altos Estudios en Altas Energías, CeVALE2 7, comprometiéndose a instalar uno de estos detectores en el campus de la Universidad Industrial de Santander con asesoría de la Universidad de los Andes de Venezuela. La ejecución de este trabajo permite a la UIS, en representación de Colombia, participar de forma directa en el proyecto LAGO y ser la universidad pionera en la investigación de rayos cósmicos y física de altas energías, en Colombia, usando detectores Cherenkov de agua. 1 1eV=6, Julios Gamma Ray Burts

4 2. Planteamiento del problema Los rayos cósmicos se componen principalmente de partículas de muy alta energía, superior a los ev. Estas partículas se conocen como partículas primarias y el resultado de su propagación por la atmósfera terrestre es la generación de una serie de nuevas partículas denominadas partículas secundarias. En el caso de un protón de muy alta energía su interacción con la atmósfera terrestre genera tres nuevas partículas de menor energía, π +, π y π 0 : p + p p + p + (π + + π ) + π 0 Estas nuevas partículas generan, a su vez, dos tipos de cascadas, una caracterizada por una fuerte abundancia de componente electromagnética (e e + ), originadas por el decaimiento del π 0, y una componente hadrónica, generada por decaimiento de los piones cargados: π ± µ ± + ν Esta última reacción está determinada por el tiempo de vida media de la partícula π, cerca de 10 8 segundos. La diferencia en el tiempo de vida media produce una relación entre la altura sobre el nivel del mar y la abundancia relativa de partículas que se puedan llegar a detectar (la figura 1 muestra el esquema de generación de partículas y su abundancia en función de la altura sobre el nivel del mar). Esta relación es descrita en términos de la profundidad atmosférica (σ), parámetro que mide la densidad de la columna atmosférica por la cual atraviesan las partículas y su dependencia a diferentes altitudes[9] (figuras 2a y 2b). Bucaramanga se encuentra ubicada a 956 metros sobre el nivel del mar (msnm) y presenta un σ de aproximadamente 1000g/cm 2 (figura 2a). Esto significa que tiene una alta intensidad de muones (figura 2b). El objeto de este trabajo consiste entonces en construir, calibrar, y poner en marcha un Detector Cherenkov de Agua para registrar la traza de partículas secundarias generadas en chubascos atmosféricos producto de la interacción de Rayos Cósmicos con la atmósfera terrestre, y a partir de ésta discriminar sus componentes electromagnética, hadrónica y muónica. 3. Justificación Para la detección de rayos cósmicos se usan dos tipos de observatorios: terrestres y espaciales. Los observatorios espaciales detectan de forma directa los RC permitiéndoles medir energía y dirección de procedencia con un margen de error muy pequeño. Los observatorios en tierra se basan en la técnica de partícula única (sección 4.3) que permite medir estas mismas cantidades, con un margen de error aceptable, a partir de los subproductos que genera la interacción de 4

5 Figura 1: Cascada de partículas secundarias generadas por la interacción de un protón (rayo cósmico) con la atmósfera terrestre y la abundancia relativa de muones y componente electromagnética respecto del nivel del mar los RC con la atmósfera terrestre, denominados cascadas aéreas extensas (sección 4.2). Por otra parte los detectores terrestres tienen una probabilidad muy grande de detectar RC con energías del orden de los GeV comparada con la de los telescopios espaciales, los cuales cuentan con un campo de visión muy pequeño para estas energías. Esto hace a estos detectores muy competitivos en el campo de la detección de rayos cósmicos[2, 11]. Los altos costos que implica participar de una misión espacial, la facilidad de implementar detectores en tierra basados en la técnica de partícula única y los bajos costos de mentenimiento e implementación de estos detectores son la motivación que han impulsado la construcción de grandes observatorios terrestres como Pierre Auger, MILAGRO 8 y actualmente la formación de la colaboración LAGO. La presente propuesta apunta a la construcción, calibración y puesta en marcha de un detector Cherenkov de agua para registrar la traza de rayos cósmicos, permitiéndole a la UIS tener acceso directo a datos de alta calidad científica y formar parte de la colaboración LAGO y con esto ser pionera en Colombia en la detección de partículas cósmicas

6 (a) Profundidad atmosférica en función de la altitud (o altura) sobre el nivel del mar[9]. (b) Intensidad de partículas en función de la profundidad atmosférica[9]. Figura 2: (a) profundidad atmosférica en función de la altura y (b) intensidad de partículas en función de σ 4. Marco Teórico 4.1. Rayos Cósmicos Los Rayos Cósmicos (RC) son partículas generadas en diversos procesos astrofísicos como explosiones supernova, pulsares, fulguraciones solares, etc. Estas partículas pueden ser de tipo hadrónico, leptónico o gamma. Sus primeras detecciones fueron producto del estudio de radiación residual en gases aislados. En principio, este gas bajo condiciones de aislamiento debe ser totalmente no conductor; sin embargo diferentes experimentos mostraban la presencia de cierta ionización remanente. Algunas teorías sugerían que esto se debía a la interacción con las paredes del recipiente o a ionización espontanea producida por el movimiento térmico de las moléculas[4]. En 1912 Victor Hess, realizando viajes en globo, utilizó un electroscopio para medir el grado de ionización en función de la altura sobre el nivel del mar, encontrando una proporción directa entre estas cantidades. Este importante descubrimiento fue el primer argumento físico bajo el cual se sustentó la teoría que la ionización residual de gases aislados es producto de radiación proveniente de fuera de la tierra, es decir, de origen cósmico (nombre sugerido por Millikan posteriormente en 1925[1]). Las cámaras de niebla, usadas entre 1930 y 1940, permitieron descubrir algunas de las partículas que componen los RC, establecer sus trayectorias y contribuir al estudio de las partículas elementales, tras descubrir partículas como el muon y el positrón, entre otras. En la actualidad el estudio de rayos cósmicos dan pistas de como los procesos astrofísicos llegan a generar este tipo de partículas, cuyo espectro de energía va desde los ev hasta superar los EeV 9. Este espectro energético es producido por diversos mecanismos físicos destacándose: radiación Bremsstrahlung, radiación sincrotrón y el efecto Compton inverso. Estos procesos 9 exa,

7 Figura 3: Radiación Bresmsstrahlung causada por un electrón que pasa cerca de un núcleo átomico. generan partículas como protones y rayos gamma de muy alta energía Mecanismos de Radiación 1) Radiación Bremsstrahlung Energía emitida por la interacción entre partículas cargadas, generalmente entre un átomo ionizado y un electrón en estado libre. Cuando el e es atraído al átomo ionizado, parte de su energía cinética se transforma en radiación electromagnética que se libera al medio en forma de fotones pero sin que el electrón sea atrapado por el átomo, quedando en estado libre. Por esta razón es conocida como radiación libre-libre o de frenado. La potencia emitida está dada por: P = µ 0q 2 a 2 γ 6 6πc (1) Donde a es la aceleración debida al átomo, γ es el factor de lorentz y q la carga de la partícula (figura 3). 2) Radiación sincrotrón La interacción entre partículas cargadas que se desplazan a altas velocidades y un campo magnético fuerte genera emisión de radiación con una potencia dada por la expresión: P = 2q 4 H 4 v 2 3m 2 0c 5 (1 β 2 ) (2) 7

8 Figura 4: Radiación sincrotrón. θ es el ángulo sólido de emisión. Donde H es el campo magnético, v la velocidad de la partícula, m 0 la masa y β la relación entre v y la velocidad de la luz v/c. Este tipo de radiación se denomina sincrotrón debido a la forma circular de la trayectoria (figura 4). La frecuencia de emisión, ω, de este tipo de radiación esta descrita por: ω qh (1 β 2 )m 0 c (3) 3) Efecto Compton inverso: La interacción de un electrón con un campo de fotones genera emisión de radiación debido a la desaceleración, o perdida de energía, sufrida por el e. La energía del fotón emitido está dada por: E γ = b f(b) (4) E e 1 + b Donde b es la energía en el centro de masas y está dada por: Fuentes de radiación b = 4E ee γ (m e c 2 ) 2 (5) El origen de las partículas cósmicas se debe a diversos procesos físicos que suceden en el universo. La mayoría de estos procesos se caracterizan por las enormes emisiones de Energías con las que se lanzan al espacio distintas clases de partículas como hadrones, núcleos atómicos, fotones, neutrinos, leptones, rayos gamma, etc. Estos procesos pueden generarse tanto en nuestra galaxia como fuera de ésta. 8

9 Estos diferentes mecanismos de producción de rayos cósmicos genera un flujo de partículas que llegan a la Tierra, el cual estará en función de la energía de estas partículas. La relación entre el número de partículas y su energía es de tipo de ley de potencias y se expresa de la siguiente forma[11]: dn de = ke α (6) Donde k es una constante y α se denomina parámetro espectral, el cual cambia con el intervalo de energía. Esta relación produce cambios ( rodillas ) en la pendiente de gráficas de flujo contra energía (figura 5). Los principales procesos y/o objetos astrofísicos más probables a ser fuentes de este tipo de radiación son: Supernovas Estrellas de neutrones Quasars Núcleos activos de galaxia Actividad solar 4.2. Cáscadas Aéreas Extensas Las EAS son el resultado de la interacción entre una partícula de alta energía (rayo cósmico) y la atmósfera terrestre. Este término fue introducido por Pierre Auger en 1938 tras observar la llegada simultánea de partículas a diferentes detectores ubicados a cientos de metros de distancia entre ellos. Las partículas que componen la cascada se denominan partículas secundarías (o radiación secundaria), mientras que la partícula que la origina se le conoce como partícula primaria (o radiación primaria). La generación de radiación secundaria se debe a los diferentes mecanismos de interacción y decaimientos de partículas, los cuales se describen a continuación Interacción partículas cósmicas Cuando una partícula primaria llega a la atmósfera terrestre interactúa con los elementos allí presentes, tales como nitrógeno y oxígeno. El parámetro físico que permite estimar el número 9

10 Figura 5: Flujo de partículas en función de su energía. Debido a las interacciones de los RC con la atmósfera terrestre, observatorios espaciales detectan de forma directa partículas con energías superiores a los TeV. Los observatorios sobre la superficie terrestre pueden detectar de forma directa partículas con energías menores a los GeV. de interacciones que pueden tener estas partículas en su recorrido por la atmósfera es el camino libre medio (λ i )[9], expresado de la siguiente forma: λ i = N A A σ i[gr/cm 2 ] (7) Donde N A es el número de Avogadro, A el número atómico y σ i es la sección transversal de interacción, denominado en la literatura como Atmospheric depth. El resultado de las interacciones es un decaimiento en cascada de nuevas partículas debido a que en cada interacción se producen partículas que a su vez generan otras de menor energía Decaimiento hadrones Los hadrones son partículas fundamentales cuya principal característica es la interacción por medio de canal fuerte y el corto tiempo de vida, entre [seg] y [seg]. A este grupo de partículas pertenecen los núcleos atómicos, los kaones k, los π mesones, los hiperones, las resonancias bariónicas, entre otras. La interacción entre un hadrón y un núcleo genera k mesones, los cuales pueden decaer en π mesones (π +, π, π 0 ), cuyo tiempo de vida media en reposo 10

11 es del orden de 2,6x10 8 seg[8]. Los piones π + y π decaen en muones µ +, µ y neutrinos ν µ y ν µ : π + µ + + ν µ π µ + ν µ Estos se diferencian de los π 0 que decaen en dos rayos γ, que a su vez decaen en un par e e +. Los muones se caracterizan por un tiempo de vida media de 2,2x10 6 seg, decayendo posteriormente en electrones y positrones: µ + e + + ν µ + ν e µ e + ν µ + ν e Estos decaimientos suceden a medida que las partículas avanzan hacia la superficie de la Tierra, generándose una relación entre la altura sobre el nivel del mar y el tipo y número de partícula que compone la cascada. A nivel del mar se pueden identificar las siguientes componentes de una cascada generada por un rayo cósmico: electromagnética, hadrónica, muónica y neutrinos (la figura 6a ilustra los anteriores procesos de decaimiento y generación de cascada) Producción pares e e + Los fotones o rayos gamma (γ) producen pares de electrones-positrones al interactuar con una carga eléctrica. En el caso de un rayo cósmico, interactúa con los iones presentes en la atmósfera terrestre. La creación de pares se da sólo si la energía del fotón es mayor a 2m e c 2, que es la energía en reposo para un electrón-positrón. Si la energía del rayo γ es mayor a esta cantidad, entonces los e e + producirán nuevamente rayos γ. Este proceso se repite hasta que el γ tenga una energía menor a la energía en reposo del par e e + (figura 6b). En general una EAS tiene la estructura que se muestra en la figura 7, donde se observan las diferentes partículas que la componen Técnica de Partícula única Los rayos cósmicos pueden llegar a tener energías del orden de TeV y generar cascadas de partículas secundarias, en las cuales el número de partículas generadas es directamente proporcional a la energía de la partícula primaria. La técnica de partícula única consiste en hacer un conteo de estas partículas secundarias para estimar la energía de la partícula que las genera[11]. Este conteo depende de la altura sobre el nivel a la que se realice, debido al tiempo de vida 11

12 (a) Desarrollo de una cascada hadronica a partir de un pion [9]. (b) Desarrollo de una cascada electromagnética a partir un rayo gamma[9]. Figura 6: (a) Cascada hadrónica. (b) Cascada electromagnética media de las partículas secundarias. La figura 8 muestra el número de partículas de un EAS en función de la altitud. Figura 7: Estructura general de un EAS generado por un rayo cósmico 12

13 Figura 8: Número y tipo de partículas en función de la altura sobre el nivel del mar[11] Radiación Cherenkov En 1934 Pavel Alekseyevich Cherenkov observó que el paso de partículas cargadas por un material dieléctrico producía radiación. Estudios posteriores mostraron que esta radiación es generada por el paso de partículas de muy alta energía que se propagan por el medio a una velocidad mayor que la velocidad de la luz en el mismo, generando un frente de fotones causado por la polarización y despolarización de las moléculas allí presentes. La condición para que este frente de fotones sea observable es que debe estar en fase con los fotones emitidos por el paso de la partícula[7], es decir, el tiempo que tarda un fotón emitido en recorrer una distancia r es el mismo tiempo que debe gastar la partícula en recorrer cierta distancia s (ver figura 9a). Esta condición se expresa en función del ángulo de emisión α, de la siguiente forma: cos α c = 1 β (ω) (8) Donde (ω) es la constante dieléctrica del medio, ω es la frecuencia de oscilación de las moléculas del medio y β la velocidad de la partícula. De esta última expresión tenemos que existen dos límites, o condiciones, para que una partícula cargada produzca radiación Cherenkov: β min = 1/ (ω) y β max = 1. La dependencia de con ω restringe la radiación Cherenkov emitida a un ancho de banda (figura 9b) debido a parametros físicos como frecuencias de resonancias y absorción del medio. 13

14 (a) Condición para que se produzca radiación Cherenkov. (b) Permitivadad eléctrica en función de ω. La condición β min = 1/ p (ω) produce un ancho de banda para la radiación Cherenkov[6] Figura 9: (a) Ángulo critico en función de la velocidad de la partícula y la constante dieléctrica del medio para que se produzca radiación Cherenkov. (b) Ancho de banda de emisión de radiación Cherenkov Detector Cherenkov de Agua Un WCD es un dispositivo que usa el principio de radiación Cherenkov para detectar la traza de partículas secundarias generadas en EAS que atraviesan un tanque con agua purificada[10, 12]. Está compuesto de: 1. Tanque 2. Electrónica Tanque El tanque, o Tanque Detector (TD), es un recipiente capaz de contener agua y que consta de las siguientes partes: 1) Difusor Interno Material sintético hecho de fibras de polietileno de alta densidad que garantiza un alto porcentaje de difusión y reflectividad. Se ubica dentro del tanque en contacto directo con el agua. Este material se denomina Tyvek R

15 Figura 10: Esquema de un detector Cherenkov de agua. 2) Aislante Fotónico Material hecho en polietileno de alta densidad, se ubica dentro y fuera del tanque evitando el ingreso de radiación de baja energía, principalmente de origen solar (figura 10). 3) Agua Debe tener un bajo coeficiente de absorción para garantizar la libre propagación de los fotones dentro del tanque Electrónica La electrónica que utiliza un WCD se compone de: Fotomultiplicador (PMT) Local Station (LS) Computador 1) Foto-Multiplicador El Foto Multiplicador, o PMT, es un dispositivo de alta sensibilidad espectral que usa el principio fotoeléctrico para generar un flujo de corriente en función de un número de fotones 15

16 incidentes en él. Consta de un fotocátodo donde se producen electrones que se aceleran por una serie de electrodos, o dinodos, conectados a una serie de diferencias de potencial en cascada 11. Estos electrones, al llegar al último dinodo denominado ánodo, se convierte en un pulso de tensión (figura 11). Un PMT se caracteriza por tener las siguientes regiones de trabajo: lineal, estable y exponencial. Estas regiones surgen por la forma en que los electrones son desprendidos de las moléculas que componen los electrodos. A medida que se aumenta la tensión, los electrones de valencia de los electrododos son acelerados, generando un flujo de corriente de forma lineal, en relación con el aumento de tensión; después de cierto voltaje no es posible desprender más electrones, llegando a una región donde el flujo de electrones permanece constante al aumento de tensión. Esta región se conoce como región estable de trabajo. Si el voltaje sigue aumentando los electrones de las capas más internas son desprendidos y dan lugar a una región de flujo exponencial de corriente. Figura 11: Esquema de funcionamiento de un fotomultiplicador. 2) Local Station La Local Station, o LS, es un dispositivo electrónico alimentado por una fuente de 12 voltios que permite, por una parte, contralar el PMT y por otra adquirir, digitalizar y enviar a un computador las señales producidas en el tanque. La LS maneja un protocolo de adquisición, denominado calib, el cual genera los siguientes histogramas a partir de un mínimo de energía, o umbral, deseado: Carga El histograma tipo carga corresponde al conteo de partículas en función del área bajo la curva de la señal. Un carga típico muestra el número de partículas que han depositado cierta cantidad de carga (en unidades de ADC 12 ) dentro del tanque: 11 La diferencia de potencial en cascada son potenciales eléctricos que aumentan de electrodo a electrodo 12 Analol Digital Convertor. 1 ADC corresponde a tres mili voltios 16

17 Q = 1 R t t 0 V (t) dt (9) Donde V (t) es el voltaje producido por el PMT. Pico El histograma tipo pico corresponde al pico máximo de voltaje de la señal, mostrando el número de partículas en función del pico máximo de la señal (en unidades de ADC). Computador El computador es usado para la administración y control de la LS y el PMT y para el almacenamiento y procesamiento de los datos. La figura 12 muestra el esquema completo de un detector Cherenkov de agua y las diferentes modalidades de adquisición. Figura 12: Esquema de un detector Cherenkov de agua y las diferentes modalidades de adquisición. La gráfica (1) muestra el conteo de eventos para un intervalo de tiempo en función de la energía y el corte (threshold) de energía a partir del cual se realiza el histograma carga y pico. La figura (2) es un histograma típico tipo carga y la gráfica (3) un histograma típico tipo pico. 17

18 5. Objetivos 5.1. Objetivos Generales 1. Instalar un Detector Cherenkov de Agua con geometría cilíndrica para la detección de trazas de partículas secundarias generadas por la interacción de Rayos Cósmicos con la atmósfera terrestre Objetivos Específicos 1. Instalar un tanque con geometría cilíndrica en las instalaciones del Grupo Halley de Astronomía y Ciencias Aeroespaciales. 2. Garantizar la correcta comunicación entre la electrónica del tanque y la tarjeta de adquisición. 3. Determinar la región de trabajo del fotomultiplicador y el umbral adecuado de energía para la identificación de la joroba 1 de muones usando los histogramas carga y pico. 6. Metodología 6.1. Instalación del tanque La instalación del tanque se ejecutará de acuerdo a los siguientes pasos: Construcción del tanque El tanque estará hecho en fibra de vidrio con dimensiones de 200cm de alto por 60cm de diámetro. Esta geometría cilindrica permitira distinguir con facilidad partículas que atraviesan verticalmente el tanque de las que lo hacen de forma oblicua. El tanque debe ir recubierto, tanto en el exterior como en el interior, con polietileno de alta densidad. En el interior se le recubre, adicionalmente con Tyvek R. 1 Ver sección 6.2 Calibración 18

19 Agua Para garantizar la pureza del agua se sigue el siguiente protocolo: 1) Decantación 1 (Agua sin tratar) Se recolecta un volumen mayor al 10 % del volumen del tanque detector, y se deja decantar durante un periodo de 2 meses. 2) Tratamiento (Cloro y Alumbre) Finalizados los 2 meses de decantación, se agregan 500 gramos de hipoclorito (cloro granulado) y 500 gramos de sulfato de aluminio (alumbre). El hipoclorito desinfecta el agua y evita la formación de microorganismos, mientras el sulfato de aluminio es un agente floculante que permite la formación de folículos que se depositan en la base del respectivo tanque. 3) Decantación 2 (Agua tratada) Después de aplicar el tratamiento se deja decantar por un tiempo de 3 meses, tiempo suficiente para que los folículos caigan a la base del depósito Calibración La calibración consiste en conocer la región de trabajo del PMT y la identificación clara de la joroba de muones, siendo esta última el cambio fuerte en la pendiente de histogramas carga y pico causado por flujo de muones a la altura del detector (956msnm). Para esto se realizan histogramas tipo carga y pico con diferentes umbrales a diferentes voltajes. El procedimiento consiste en fijar un voltaje y mantenerlos constante durante la toma de histogramas con un número determinado de umbrales. Una vez adquirido estos histogramas se cambia el voltaje y se realiza una nueva toma de histogramas con diferentes umbrales hasta que la joroba de muones sea claramente identificable. 7. Cronograma Mes Etapa Decantación 1 Tratamiento Decantación 2 Construcción del tanque Montaje y Calibración

20 Referencias [1] Millikan R. A. Detection of gamma-ray bursts in the 1 GeV-1 TeV energy range by gruondbased experiments. Popular Astronomy, 34: , [2] D. Allard. Detecting GRBs with the Pierre Auger Observatory using the single particle technique. Pierre Auger Collaboration, [3] D. Allarda, C. Alvarez, H. Asorey, H. Barros, X. Bertou, M. Castillo, J.M. Chirinos, A. De Castro, S. Flores, J. Gonzalez, M. Gomez Berisso, J. Grajales, C. Guada, W.R. Guevara Day, J. Ishitsuka, J.A. López, O. Martínez, A. Melfo, E. Meza, P. Miranda Loza, E. Moreno Barbosa, C. Murrugarra, L.A. Nuñez, L.J. Otiniano Ormachea, G. Perez, Y. Perez, E. Ponce, J. Quispe, C. Quinteroi, H. Rivera, M. Rosales, A.C. Rovero, O. Saavedra, H. Salazar, J.C. Tello, R. Ticona Peralda, E. Varela, A. Velarde, L. Villasenor, D. Wahl, M.A. Zamalloa. Water Cherenkov Detectors response to a Gamma Ray Burst in the Large Aperture GRB Observatory. arxiv: v1, [4] Gastón R. Mejía y Carlos Aguirre. La Radiación Cósmica. Programa regional para el desarrollo científico y tecnológico, Secretaría general de la Organización de los Estados Americanos, Washington, D.C., [5] I. Allekottea, A.F. Barbosa, P. Bauleo, C. Bonifazi, B. Civit, C.O. Escobar, B. García, G. Guedes, M. Gomez Berisso, J.L. Harton, M. Healy, M. Kaducak, P. Mantsch, P.O. Mazur, C. Newman-Holmes, I. Pepe, I. Rodriguez-Cabo, H. Salazar, N. Smetniansky-De Grande, D. Warner. The surface detector system of the Pierre Auger Observatory. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research, 586: , [6] Jackson David John. Classical Electrodynamics. John Wiley & Sons, Third edition, [7] Jelley J. V. Cerenkov Radiation and its applications. Pergamon Press, [8] Kanetada Nagamine. Introductory Muon Science. Cambridge University Press, [9] Peter K.F. Grieder. COSMIC RAYS AT EARTH, Researcher s Reference Manual and Data Book. ELSEVIER, Institute of Physics, University of Bern, Bern, Switzerland, [10] The H.E.S.S. Collaboration. Detection of Gamma Rays From a Starburst Galaxy. ar- Xiv: v1, [11] Silvia Vernetto. High frequency rays of cosmic origin. Astroparticle Physics, 13:15 86, 2. [12] Xavier Bertou, Denis Allard. Detecting GRBs with Water Cherenkov Detectors. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research,

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