UNIVERSIDAD SIMÓN BOLÍVAR DECANATO DE ESTUDIOS PROFESIONALES COORDINACION DE FISICA

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1 UNIVERSIDAD SIMÓN BOLÍVAR DECANATO DE ESTUDIOS PROFESIONALES COORDINACION DE FISICA INSTALACIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LA RESPUESTA DE DETECTORES CHERENKOV DE AGUA PARA MONITOREO DE GRBS Por: Juan Carlos Tello Salas PROYECTO DE GRADO Presentado ante la Ilustre Universidad Simón Bolívar como requisito parcial para optar al título de Licenciado en Física Sartenejas, Enero de 2009

2 UNIVERSIDAD SIMÓN BOLÍVAR DECANATO DE ESTUDIOS PROFESIONALES COORDINACION DE FISICA INSTALACIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LA RESPUESTA DE DETECTORES CHERENKOV DE AGUA PARA MONITOREO DE GRBS Por: Juan Carlos Tello Salas Realizado con la asesoría de: Dr. Haydn Barros Dr. Javier González PROYECTO DE GRADO Presentado ante la Ilustre Universidad Simón Bolívar como requisito parcial para optar al título de Licenciado en Física Sartenejas, Enero de 2009

3 Resumen Este trabajo de grado tuvo como objetivo principal el diseño, instalación y caracterización de la respuesta de Detectores Cherenkov de Agua (WCDs) para monitorizar los Chubascos Aéreos Extendidos causados por rayos cósmicos y así intentar detectar Ráfagas de Rayos Gamma. Las principales contribuciones de este trabajo son: La participación en el proyecto internacional L.A.G.O., el cual busca observar un fenómeno (los GRB s) cuya física es relativamente poco conocida, la introducción de Venezuela en la Astrofísica Experimental de Altas Energías y el aprendizaje de técnicas utilizadas en Astrofísica de Altas Energías y detección de partículas. Para el momento de la presentación de este trabajo, se ha participado en el montaje de dos Detectores Cherenkov de Agua prototipo, uno que está en operación en la Facultad de Ciencias de la ULA y otro que está en fase final de ensamblaje en el edificio de Física y Electrónica 1 de la USB. Además, se ha avanzado en la colocación de tres Detectores Cherenkov de Agua de Alta Montaña en Pico Espejo, Estado Mérida, a 4860 m.s.n.m. Debido a problemas sufridos por el sistema de Teleférico de Mérida se ha aplazado el montaje de estos tres detectores. Con los WCDs prototipo se han detectado muones causados por rayos cósmicos y se ha caracterizado su respuesta. Paralelamente al desarrollo de este trabajo, se han realizado actividades de difusión del proyecto L.A.G.O., entre las cuales se encuentran la ponencia de tres seminarios, dos de ellos como parte del ciclo de seminarios del Laboratorio de Física Nuclear de la Universidad Simón Bolívar y otro como parte del Workshop Internacional L.A.G.O. (Mérida, julio de 2008). Además, se presentó un afiche en la Tercera Escuela de Rayos Cósmicos y Astrofísica celebrada en Arequipa, Perú (agosto de 2008), y por otro lado se consiguió realizar la publicación de un artículo en la prestigiosa revista Nuclear Instruments and Methods A. iii

4 Dedicatoria A mis padres, por el apoyo incondicional y constante a favor de mi aprendizaje, tanto en casa como afuera, elemento crucial para alcanzar esta meta. A Haydn, por todo lo que aprendí al tenerle como profesor, jefe, tutor y siempre un buen amigo. A las patillas voladoras y melones saltarines, al igual que a aquellas amistades que tanto han evidenciado cierta inmortalidad: David, Marianna, Víctor, Maryangela y César. Y en especial a esa hermosa persona que ha hecho de estos últimos años algo mágico, único, maravilloso, interesante y motivador, impulsándome así a esforzarme por seguir adelante en busca de un hermoso futuro a su lado. Te amo Sandra. iv

5 Agradecimientos y reconocimientos A la colaboración del Observatorio Pierre Auger por generosamente donar parte de sus equipos de la fase prototipo de su proyecto a el proyecto L.A.G.O. Al Dr. Xavier Bertou por su iniciativa y dedicación a la colaboración L.A.G.O., por brindarnos esta valiosísima oportunidad a tantos estudiantes y por asesorarme en incontables ocasiones. Al Dr. Javier González por su valiosísima cotutoría además de una calurosa recepción en la ciudad de Granada y al Lic. Arturo Barros por su apoyo y hospitalidad en la ciudad de Mérida. Al personal del Sistema de Teleférico de Mérida por permitir hacer uso de sus instalaciones y por todo el apoyo brindado, lo que resultó esencial para la realización de este proyecto en Venezuela. Al Instituto Nacional de Parques (INPARQUES) que autorizó, luego de su debido análisis, la realización de este proyecto en el Parque Nacional Sierra Nevada. A la Universidad de Los Andes (ULA), en particular al grupo de Física Teórica, por emprender el proyecto L.A.G.O. en Venezuela conjunto al Laboratorio de Física Nuclear de la Universidad Simón Bolívar, aportando una importante iniciativa a la astrofísica de partículas en nuestro país. De igual manera a la Estación Alejandro de Humboldt de Investigación Ambiental de Mérida por ofrecer refugio, electricidad y comunicación vía Internet a los equipos del proyecto L.A.G.O. en Pico Espejo, y más aún al Dr. Pedro Hoffmann por su disposición por recibirnos calurosamente en numerosas ocasiones en esta estación y asesorarnos en la instalación de instrumentos en alta montaña. Al grupo del Laboratorio de Física Nuclear de la Universidad Simón Bolívar por la disposición siempre presente de ayudarnos mutuamente en nuestras empresas científicas desinteresadamente. A Formalux Iluminación y Galea, empresas que a través de los mecanismos previstos por Ley Orgánica de Ciencia Tecnología e Innovación (LOCTI) aportaron una parte muy importante del capital necesario para la realización de este proyecto. v

6 Índice Introducción...1 Objetivos...3 Fundamentos Teóricos Ráfagas de Rayos Gamma(G.R.B.s) Duración Desarrollo temporal Isotropía Postluminiscencia Luminosidad Chubascos aéreos extendidos Cascadas electromagnéticas Creación de pares Aniquilación Positrón Electrón Bremsstrahlung Ionización Cherenkov en el aire Muones Radiación Cherenkov Efecto fotoeléctrico Absorción Proyecto L.A.G.O Objetivos Metodología Situación actual...18 Métodos y Procedimientos Detector Cherenkov de Agua Adecuación de un tanque de agua Bloqueo de luz externa Reflector Difusivo Tratamiento del agua Elementos en suspensión Organismos vivos Desplazadores de longitud de onda Fotomultiplicador Ganancia Respuesta espectral Digitalización y adquisición de datos Conversión Analógico Digital (ADC) Sincronización Temporal con GPS Computador Monotarjeta (Single Board Computer) Técnica de partícula única (Single Particle Technique) Diagnóstico y Caracterización de la respuesta de un Detector Cherenkov de Agua Simulación de lluvias Simulación de la respuesta del tanque...33 vi

7 Resultados Detectores Electrónica y Tubos Fotomultiplicadores WCD Mary Caribay Bloqueo de luz externa Dispersión lumínica Tratamiento de agua Control, adquisición y transferencia de datos WCDs Pico Espejo Traslado Planificación WCD Ojo De Agua Subida del tanque Bloqueo de luz Otros detectores WCD Mediciones Simulaciones Sistema Integrado de información Divulgación del Proyecto L.A.G.O Curso de Detección de Partículas Cósmicas Charla divulgativa en el ciclo de seminarios de Física Nuclear Mini curso de Astrofísica de Altas Energías (Experimental) Workshop L.A.G.O Tercera Escuela de Rayos Cósmicos y Astrofísica Asistencia remota Artículo publicado en NIM A...49 Conclusiones...51 Anexos...55 vii

8 Índice de Figuras Fig. 1: Histograma del número de GRBs en función de su duración en el tiempo1...6 Fig. 2: Distribución de 2704 ráfagas de rayos gamma observadas por BATSE en coordenadas galácticas. Imagen tomada de [3]...7 Fig. 3: Modelo del desarrollo de una cascada electromagnética...10 Fig. 4: Diagrama de la radiación Cherenkov. Modificado de [14]...14 Fig. 5: Posición de los detectores de Gran Altura del Proyecto L.A.G.O Fig. 6: Densidad óptica del agua tratada con diversos bactericidas, con una concentración de 0.1 gr/l, en función de la longitud de onda. Análisis cortesía del Laboratorio de Organometálicos de la Universidad de Los Andes...22 Fig. 7: Diagrama del funcionamiento de un tubo fotomultiplicador. Modificado de [23]...23 Fig. 8: Eficiencia cuántica típica de los tubos fotomultiplicadores utilizados en el proyecto L.A.G.O. de Venezuela con espectro de luz visible como referencia...25 Fig. 9: Diagrama de conexiones utilizadas para un Detector Cherenkov de Agua del proyecto L.A.G.O...26 Fig. 10: Histograma de carga típico del proyecto L.A.G.O. con características principales...30 Fig. 11: Tubo fotomultiplicador donado por el proyecto Observatorio Pierre Auger a L.A.G.O...36 Fig. 12: WCD Mary Caribay (a) Estructura Interna para sostener Tyvek antes de iniciar su primer llenado (b) WCD en su ubicación actual (c) Equipo de trabajo de su puesta en funcionamiento..37 Fig. 13: Electrónica de Adquisición de Datos donada por el Observatorio Pierre Auger...39 Fig. 14: Subida de tanques a la estación de Pico Espejo (a) Traslado en el teleférico de carga (b) Descarga (c) Emplazamiento provisional de los tres tanques en Pico Espejo...41 Fig. 15: Ubicación de los detectores en Pico Espejo...42 Fig. 16: Proceso de subida y acondicionamiento del tanque en la Universidad Simón Bolívar (a) Grúa provisional (b) Subida del tanque[30] (c) Tanque luego de aplicarle el recubrimiento con manto asfáltico...44 Fig. 17: Histograma de carga del detector prototipo Mary Caribay obtenido con un tiempo de conteo efectivo de 300 segundos en dos ocasiones distintas. Se evidencia una leve falla de bloqueo lumínico en la diferencia de carga colectada dependiendo de la exposición a luz solar...46 Fig. 18: Probabilidad de detección simulada de un rayo gamma que incide verticalmente en función de su energía para un umbral de 4 en el caso de Pico Espejo...47 viii

9 Lista de Símbolos y Abreviaturas G.R.B.: Siglas anglicanas de Ráfagas de Rayos Gamma (Gamma Ray Bursts) L.A.G.O.: Observatorio de Ráfagas de rayos gamma de Gran Apertura (Large Aperture G.R.B. Observatory) ev: Electronvoltio (unidad de energía comúnmente utilizada en la física de partículas y que equivale a la energía adquirida por un electrón al atravesar una diferencia de potencial de un voltio en el vacío. Su equivalencia en el sistema de unidades internacionales (S.I.) es 1, Joules. G.P.S.: Siglas anglicanas del Sistema de Posicionamiento Global. W.C.D.: Siglas anglicanas de Detector Cherenkov de Agua. Detector de partículas relativistas que consiste en un tanque de agua con un sensor fotosensible que detecta la radiación Cherenkov emitida. P.M.T.: Siglas anglicanas de Tubo Fotomultiplicador. Detector óptico sensible a cantidades disminuidas de luz, capaz de detectar fotones individuales. S.B.C.: Siglas anglicanas de Computador Mono tarjeta. Computador especialmente diseñado para operar con un bajo consumo energético, ocupando poco espacio y en un rango amplio de condiciones ambientales (altura, temperatura, presión, etc.) ix

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11 1 Introducción Las Ráfagas de Rayos Gamma (GRB) fueron descubiertas accidentalmente en los años 60 por satélites de la armada estadounidense que buscaban actividades nucleares desde el espacio durante la guerra fría. El satélite Vela 5 detectó ráfagas gamma que producían señales similares a lo que ellos esperaban de explosiones nucleares de pruebas de armamento, pero venían del espacio. Esas ráfagas eran muy cortas, desde 0.01 hasta unos 100 s, y sus fotones tenían un espectro centrado en unos 100 kev. La verdadera procedencia de estas ráfagas permaneció siendo un verdadero misterio por más de 30 años, hasta que estudios recientes, basados en observaciones satelitales de mayor sofisticación, revelaron su origen extra galáctico. La física de estos fenómenos aún es relativamente desconocida a pesar de los esfuerzos que le ha dedicado la comunidad científica en las últimas décadas. Según indica la evidencia actualmente conocida, se trata de los eventos más energéticos que han sucedido en nuestro Universo después del Big Bang. La escala cosmológica de este fenómeno, ha impulsado la concepción de un nuevo tipo telescopios que permiten ver el universo a una profundidad insondable para cualquier observatorio de radiación visible conocido. Esta sensibilidad contrasta con lo increíblemente económico del diseño y montaje, colocando a Latinoamérica en posición de llevar a cabo este tipo de proyecto de vanguardia. Más aún, las condiciones de luminosidad, atmosféricas y topográficas propias de nuestras tierras centro y sudamericanas son privilegiadas para este tipo de proyectos en el área de Astropartículas y Física de Altas Energías, como lo muestra el Observatorio Pierre Auger, líder en esta materia, que fue construido en la pampa amarilla en Argentina con el propósito de detectar rayos cósmicos. Recientemente el grupo de trabajo del Observatorio Pierre Auger decidió expandir sus horizontes y crear, a través de una colaboración Inter latinoamericana, el Observatorio de Ráfagas de Rayos Gamma de Gran Apertura o proyecto L.A.G.O., utilizando sus detectores para aprovechar la gran altura sobre el nivel del mar de las cordilleras centro y sudamericanas, bajo la figura técnica de la observación de una sola partícula a la vez, en contraposición con la técnica de observación de varias partículas. Actualmente existen ya instalados y en funcionamiento el capítulo de Sierra Negra, en México, y está en etapa de instalación el de Chacaltaya, en Bolivia. También se espera montar tres más en Perú, Argentina y Venezuela, siendo este último

12 2 precisamente el presentado en este trabajo de tesis. Cada estación de L.A.G.O. se equipa con Detectores Cherenkov de Agua (WCD del inglés Water Cherenkov Detector) diseñados para detectar indirectamente Rayos Cósmicos que llegan a la atmósfera, particularmente las Ráfagas de Rayos Gamma (o GRBs del ingles Gamma Ray Burst )que constituyen nuestro principal objeto de estudio. Estos centelleos de tremenda energía, son probablemente los acontecimientos más energéticos en el universo después del Big Bang. Los componentes electrónicos de alta sofisticación y los detectores fotomultiplicadores que se necesitan para el montaje fueron donados por el Observatorio Pierre Auger de Argentina. En el presente trabajo de tesis se describen los procesos de diseño, construcción e instalación de los instrumentos y de las infraestructuras para montar el Observatorio de Ráfagas de Rayos Gamma de Gran Apertura de Venezuela. También se discute con cierto detalle la realización de una serie de simulaciones de dos de los principales procesos físicos de interés: a) la generación de partículas (muones, electrones y fotones principalmente) en chubascos aéreos extendidos originados por la interacción de los GRBs con los constituyentes de la atmósfera y b) la interacción de las partículas así generadas (las que llegan a nivel del suelo) con el detector WCD. La instalación del observatorio se está llevando a cabo en el sitio más idóneo del país: El Pico Espejo del Parque Nacional de la Sierra Nevada de Mérida. Allí, y gracias a la infraestructura del Teleférico de Mérida, la Universidad de los Andes tiene establecida desde hace varios años la Estación Metereológica Humboldt (en colaboración con la Universidad de Karlsruhe de Alemania) y ha cedido el espacio para colocar nuestros equipos y arrancar con el experimento más emocionante de la historia de la Astrofísica en Venezuela. A pesar de su gran relevancia, el montaje completo del observatorio será relativamente económico, sin el menor impacto ecológico ni ambiental, y dejando intacto el paisaje natural. Con este proyecto, Venezuela contribuirá directamente a la investigación en Astrofísica de Altas Energías, ésto tiene un gran impacto en el desarrollo de las ciencias naturales y la generación de conocimiento. A través de L.A.G.O. se están creando, incrementando y manteniendo relaciones de intercambio de conocimientos entre diversas instituciones latinoamericanas y se está propiciando la formación de capital humano que se convertirá en especialistas e interlocutores válidos en el área de la Astrofísica y de las Técnicas Nucleares de Detección.

13 3 Objetivos Los objetivos principales de este proyecto de grado fueron: Familiarizarse con las técnicas de detección de GRBs. Contribuir con el diseño y construcción de Detectores Cherenkov de Agua e iniciar la instalación y puesta a punto de un Observatorio de Ráfagas de Rayos a gran altura (en la Estación Humboldt de Pico Espejo) y de dos prototipos de detector Cherenkov de agua (uno en la ULA y otro en la USB respectivamente). Participar en la realización de simulaciones de cascadas atmosféricas de partículas producidas por los GRBs y del proceso de detección en los tanques Cherenkov. Contribuir de este modo un proyecto de investigación internacional (L.A.G.O) dedicado a la investigación de las Ráfagas de Rayos Gamma. Obtener formación de Física de Altas Energías orientada hacia la experimentación y observación.

14 4. Fundamentos Teóricos CAPÍTULO 1 Fundamentos Teóricos Las Ráfagas de Rayos Gamma son eventos transitorios que son observados al azar y cuyas energías son desde pocos gigaelectronvoltios (GeV) hasta los TeV. Tienen una distribución aparentemente isotrópica y aquellos a los que se les ha podido observar un corrimiento al rojo parecen indicar un origen cosmológico que data en el caso más extremo hasta hace 12,8 giga años luz[1]. Actualmente existen varios modelos de mecanismos de emisión propuestos pero ninguno es globalmente aceptado. Cuando partículas o fotones de altas energías se encuentran con la atmósfera terrestre actúan desencadenado lo que es conocido como Chubascos Aéreos Extendidos, esto consiste en la creación de partículas con velocidades relativistas que a su vez interactúan con la atmósfera creando más partículas. Este fenómeno se propaga hasta llegar a la superficie terrestre donde es posible detectarla con diversos métodos comúnmente utilizados en la física nuclear experimental. En particular, cuando las partículas cargadas y con velocidades mayor a la velocidad de la luz en el agua atraviesan un reservorio de agua generan radiación Cherenkov. A medida de que el Detector se encuentre a mayor altura las partículas que lo atravesarán serán más energéticas, aunque menos numerosas. Es con este tipo de detector, conocido como Detector Cherenkov de Agua o W.C.D. por sus siglas en inglés ( Water Cherenkov Detector ) que se espera observar Ráfagas de Rayos Gamma con el proyecto L.A.G.O. 1. Ráfagas de Rayos Gamma(G.R.B.s) Las Ráfagas de Rayos Gamma o GRBs como son conocidas por sus siglas en inglés (Gamma

15 5 Ray Bursts)fueron descubiertas en la década de 1960 por los satélites Vela que buscaban señales de actividad nuclear clandestina en la Tierra. Son fenómenos que han sido estudiados poco hasta la fecha actual y solamente han sido detectados por unos pocos satélites, habiendo sólo un par de posibles correlaciones de observación terrestre. Debido a los costos de envío de cargamento al espacio exterior el área efectiva de detección de los satélites es limitada a escasos metros cuadrados, y resulta necesario un área relativamente grande dado que el flujo de fotones observados en la Tierra es muy disminuido para altas energías; por ejemplo, se estima a partir de las observaciones que el espectro de las Ráfagas de Rayos Gamma cumple una ley de potencias con un índice espectral entre 2 y 3, donde el índice espectral es el valor del exponente negativo con el que se modela la dependencia del flujo de rayos gamma en función de la energía, es decir, esperado E E 2 3.Por este flujo tan disminuido, aún no ha sido posible observar, con toda certeza, las ráfagas de rayos gamma para energías mayores a unos pocos GeV Duración Gracias a la abundante estadística obtenida por el instrumento BATSE ( Experimento de ráfagas y fuentes transitorias por sus siglas en inglés) del Observatorio de Rayos Gamma Compton [2] fue posible observar que existían dos tipos de ráfagas de rayos gamma que se distinguen por su duración promedio(ver Figura 1).

16 6 Fig. 1: Histograma del número de GRBs en función de su duración en el tiempo1 A partir de esta información se clasifica comúnmente a las ráfagas de rayos gamma en dos 1 grupos: de duración corta (menor a dos segundos) y de duración larga (mayores a dos segundos). Esto es importante dado que estos grupos a su vez presentan una correlación con la dureza del espectro, en que los eventos de larga duración poseen un espectro más blando (donde un espectro más blando es aquel que posee un índice espectral mayor y por lo tanto su flujo decae más vertiginosamente a medida que la energía aumenta) y los eventos de corta duración poseen un espectro más duro (poseen un índice espectral menor) Desarrollo temporal Los espectros de las ráfagas de rayos gamma son muy diversos, se ha observado que el flujo de fotones en función de la energía es bastante variable y aún no se han detectado dos desarrollos temporales de ráfagas de rayos gamma iguales Isotropía Dado que la luminosidad de estos eventos es bastante alta, inicialmente se pensó que los GRBs 1. Donde T90 indica que es el tiempo durante el cual fue generada el 90% de la señal detectada del evento (por encima del fondo). Tomado de [2] y adaptado al español

17 7 sucedían dentro de la Vía Láctea, ya que que de lo contrario no podrían ser causados por mecanismos del mismo rango de energías que se acostumbra observar en otros procesos astrofísicos conocidos. Sin embargo el instrumento BATSE, del Observatorio de Rayos Gamma Compton, observó que se encontraban distribuidos isotrópicamente (Ver Figura 2). Fig. 2: Distribución de 2704 ráfagas de rayos gamma observadas por BATSE en coordenadas galácticas. Imagen tomada de [3] En particular con la evidencia recolectada hasta ahora no se observa que exista anisotropía con respecto al ecuador del sistema de coordenadas galáctico donde, debido a la mayor densidad de objetos de la Vía Láctea, se esperaría una mayor cantidad de eventos si estos fuesen de origen galáctico. Otra particularidad de las ráfagas de rayos gamma es que hasta ahora nunca se han registrado dos eventos proviniendo del mismo punto en el cielo (dentro de los margenes de incertidumbre de los instrumentos y considerando la estadística relativamente disminuida de miles de eventos registrados) Postluminiscencia En muchos casos, luego de una ráfaga, se han observado emisiones electromagnéticas provenientes de la misma región en otras frecuencias más bajas del espectro electromagnético.

18 8 El hecho de que exista un brillo posterior en otras frecuencias ha permitido obtener mayor información sobre las ráfagas de rayos gamma, ya que así ha sido posible observarlas en partes del espectro donde las técnicas de observación son más precisas y donde se conoce más técnicas para extraer información como por ejemplo los espectros de emisión y absorción. Ha sido de suma importancia, para conocer la fenomenología de las ráfagas, la posibilidad de determinar la distancia entre la Tierra y muchos GRBs, a partir de su corrimiento al rojo, y consecuentemente su magnitud absoluta (la luminosidad del evento a una distancia estándar).el corrimiento al rojo que se ha observado a los GRBs ha sustentado la teoría de origen extragaláctico, con lo que ahora se considera generalmente aceptada Luminosidad A partir de los datos obtenidos de corrimiento al rojo de algunas ráfagas de rayos gamma y la luminosidad observada por los satélites, se ha podido determinar que la luminosidad absoluta de las ráfagas de rayos gamma, en caso de que fuese una emisión isotrópica, sería de 1053 ergios [4] (1044 joules), sin embargo existen diversos indicios que sugieren que la radiación es emitida solamente en un ángulo pequeño, este ángulo se ha estimado que es entre 2 y 20 de apertura, por lo que se estima que la energía emitida por segundo es en promedio de 3x10 50 ergios (3x1043 joules)( [5] ). Esta luminosidad es mucho mayor a la de cualquier otro fenómeno conocido, por ejemplo, la cantidad de luz emitida por la Vía Láctea entera se estima que es ergios por segundo. 2. Chubascos aéreos extendidos Cuando partículas con energías cinéticas o fotones con energías mayores a un mega electronvoltio (MeV) penetran la atmósfera terrestre interactúan con la materia causando reacciones nucleares en las que se distribuye la energía inicial de cada reacción en varias partículas resultantes [6]. Dado que las energías de los rayos cósmicos (y fotones gamma) suelen ser mucho mayores que la necesaria para causar estas reacciones, las partículas generadas a su vez continúan interactuando con el resto de la atmósfera a su vez con energías sumamente altas, generando así una reacción de cascada. Esta reacción en cascada suele ser llamada lluvia, chubasco o cascada de partículas y fueron identificadas como tal por el físico francés Pierre Auger cuando observó que la radiación

19 9 cósmica podía ser observada en coincidencia para sitios separados en Tierra que por lo tanto debían provenir del mismo fenómeno. Esta reacción en cascada aumenta en número de partículas hasta que se llega al umbral de las reacciones nucleares, dicho umbral suele ser de unos pocos mega electronvoltios. Al ir progresando los chubascos, las distintas reacciones van dando a lugar a que se disperse la dirección de la partícula inicial y que por lo tanto el área donde se observa el fenómeno sea mayor, por ello se les llama Chubascos Aéreos Extendidos. Para energías altas el flujo de rayos cósmicos (o fotones gamma) es bastante reducido[7], sin embargo, dado que los Chubascos Aéreos Extendidos multiplican el área de acción de estos eventos, aumenta la probabilidad de que sean detectados por instrumentos de área disminuida Cascadas electromagnéticas Cuando la partícula que inicia un chubasco en la atmósfera terrestre es un electrón, un positrón o un fotón gamma, la cascada de partículas resultante es compuesta casi exclusivamente por otros electrones, positrones y fotones[8]. Gracias a esto los efectos observados en este tipo de chubascos son mucho más sencillos de simular y de hallar una correlación con las propiedades de las partículas originales. Otro factor que favorece la observación de las cascadas electromagnéticas a nivel terrestre es que a medida que la partícula que inicia la cascada es más liviana (y en especial para el caso del fotón que no posee masa) la cascada se desarrolla a un nivel más cercano a la superficie terrestre con lo que se facilita su detección[9].

20 10 Un modelo simplificado, que es una muy buena aproximación para determinar el desarrollo de una cascada electromagnética (ver Fig. 3), consiste en considerar sólo las tres acciones predominantes: creación de pares, aniquilación positrón electrón y emisión electromagnética por distintos procesos. Aproximadamente cada uno de estos procesos ocurre luego de cada partícula o rayo energético viaja una distancia equivalente a un gradiente de presión de (37 g/cm2)[10]. Cada vez que la cascada recorre esta distancia el número de partículas en ella se duplica y va aumentando hasta que la energía promedio por partícula es menor a la energía que pierde un electrón ionizando el aire en esta longitud (aproximadamente 81MeV). Fig. 3: Modelo electromagnética del desarrollo de una cascada Este modelo es una aproximación bastante apropiada ya que a pesar de que en las cascadas iniciadas por fotones existan otras partículas que no son consideradas por este modelo, los electrones, positrones y fotones constituyen más de 99.9% del número de partículas[11]. Otra de las restricciones que asume este modelo es la simplicidad en la distribución de energía para los subproductos de cada reacción nuclear, y la escogencia del promedio del camino libre medio para todas las partículas; sin embargo, dado la muestra estadística tan amplia que constituye el número de partículas de las cascadas electromagnéticas, los efectos globales se asemejan a la suma del promedio.

21 Creación de pares Dado la naturaleza electromagnética de los fotones, cuando poseen suficiente energía e interactúan con los núcleos atómicos es posible que materialicen pares electrón positrón[8]. Esto ocurre cuando la energía de los fotones es mayor a la energía correspondiente a la masa en reposo de las partículas resultantes (dos veces la masa del electrón, donde melectrón=0.511mev). Este efecto es predominante a energías mayores de 7 MeV. A energías menores predominan el efecto Compton y el efecto fotoeléctrico Aniquilación Positrón Electrón Al crearse un par electrón positrón en la atmósfera terrestre, casi inmediatamente la antipartícula, el positrón, interactúa con algún electrón (su contraparte) dada su gran abundancia en la materia. Cuando esto sucede se liberan dos o más fotones de alta energía que corresponden a la energía de la masa en reposo de cada una de las partículas (0.511 MeV cada una) más la energía cinética del positrón. A medida que la energía del positrón es más alta es posible que la interacción produzca también partículas masivas, sin embargo el efecto predominante es solamente la producción de pares de fotones Bremsstrahlung Cuando se cambia el ímpetu de una partícula con carga eléctrica ésta emite radiación electromagnética. En particular, si una partícula cargada es frenada por la interacción con la materia la radiación emitida se conoce como radiación de Bremsstrahlung, del alemán bremsen que significa frenar y strahlung que significa radiación. En el caso de la cascada electromagnética el fenómeno de Bremsstrahlung es el método principal por el cual los electrones con gran energía cinética emiten rayos gamma de alta energía[12].

22 12 Haciendo la aproximación de que la deceleración es colineal a la velocidad de la partícula y que su efecto sobre la velocidad de la partícula es despreciable, la intensidad emitida es: P= donde q es su carga eléctrica, sufre la partícula cargada, c 0 q 2 a 2 (1.1) 6 c es la permeabilidad magnética, a es la velocidad de la luz en el vacío y es la aceleración que es la velocidad de la partícula relativa a la velocidad de la luz en el vacío Ionización Cuando una partícula con una energía cinética de más de unas decenas de electronvoltios colisiona con átomos existe una probabilidad alta de que ocurra el proceso de ionización, en el que los átomos afectados pierden uno o más electrones. Igualmente es posible que suceda ionización debido al efecto fotoeléctrico. Cuando sucede la ionización, y el átomo luego vuelve a capturar un electrón, éste se encuentra en una energía potencial positiva con respecto a su estado estable, por lo que cuando se relaja y adquiere el estado estable emite radiación fluorescente. La emisión de esta radiación es hecha en longitudes de ondas características de cada elemento que las produce y su probabilidad de emisión es isotrópica. De igual manera la fluorescencia ocurre cuando un electrón es excitado por una colisión mas no ionizado y luego este se relaja. Algunos proyectos de detección de rayos cósmicos hacen uso de telescopios detectores de fluorescencia atmosférica para observar el desarrollo de chubascos aéreos extendidos, teniendo como ventaja que se puede extraer información respecto a la energía inicial y la dirección de la partícula inicial con pocos detectores. Sin embargo estos proyectos son afectados por la luz solar y lunar por lo que suelen funcionar solamente una fracción del tiempo que funcionan los Detectores de Agua Cherenkov.

23 Cherenkov en el aire Cuando las partículas cargadas de un chubasco aéreo extendido poseen una velocidad mayor a la velocidad de la luz en el aire, donde la caire =0,9997cvacío (para presión a nivel del mar) éstas emiten radiación Cherenkov. La radiación Cherenkov es un fenómeno que se observa cuando una partícula cargada atraviesa un medio dieléctrico a una velocidad mayor que la velocidad de la luz en ese medio. Este fenómeno es explicado a mayor profundidad en una sección posterior. En el caso del Cherenkov en el aire, la radiación es muy tenue y solamente es emitida en la dirección de propagación de las partículas, por lo que es difícil detectarla. Existen algunos estudios (como HESS y MAGIC, entre otros) que detectan esta radiación y en particular la radiación Cherenkov emitida por la partícula inicial, para discriminarla del resto de la cascada se observa que sea la última radiación en ser detectada para un evento dado, ya que la radiación de las partículas secundarias superlumínicas es emitida más cerca del detector y por lo tanto, viajando a la velocidad de la luz en el aire, llega primero Muones Una consecuencia importante de los Chubascos Aéreos Extendidos que son causados por partículas hadrónicas (protones, neutrones, núcleos atómicos, etc) es la creación de muones. Los muones son partículas con carga eléctrica que interactúan poco con la materia, por lo que su camino libre medio es bastante prolongado y una gran proporción de aquellos que son generados en la cascada suele alcanzar la superficie terrestre. La Tierra constantemente es alcanzada por rayos cósmicos de altas energías los cuales interactúan con la materia de la atmósfera terrestre permitiendo así la creación de estas partículas que entonces causan un flujo aproximadamente constante del orden de cientos de muones por metro cuadrado por segundo[13]. 3. Radiación Cherenkov La radiación Cherenkov, también conocida como radiación Vavilov Cherenkov, es la radiación electromagnética que se produce cuando una partícula con carga eléctrica atraviesa un material dieléctrico a una velocidad mayor que la velocidad de la luz en este material, en particular la

24 14 velocidad de fase de la luz en el material. El efecto se debe a que los átomos cercanos al paso de la partícula se polarizan eléctricamente a medida que la partícula se aproxima, y al alejarse la partícula estos átomos retornan a su estado natural emitiendo radiación de manera coherente. Esta radiación se propaga de manera radial desde cada punto de la trayectoria de la partícula. Dado que la partícula cargada posee una velocidad mayor a aquella con la que se traslada la luz que emite, se crea un frente de onda coherente (ver Fig. 4) similar a la estela que se forma cuando un bote navega con cierta velocidad (mayor a la de la trasmisión de las ondas trasversales de la superficie del agua). Fig. 4: Diagrama de la radiación Cherenkov. Modificado de [14] Al analizar la geometría de la radiación podemos observar que para cada posición de la partícula se emite radiación isotrópicamente la cual se desplaza de manera radial con una velocidad igual a la velocidad de la luz en el medio v= c y por cada intervalo de tiempo tal n partícula se desplaza una distancia igual a su velocidad por el tiempo. Dado que se trata de una

25 15 velocidad muy cercana a la velocidad de la luz esta suele expresarse como una fracción de la velocidad de la luz con el símbolo ß. Como la velocidad de la partícula cargada debe ser mayor a la velocidad de la luz en el medio para que se produzca el efecto, entonces sólo aquellas partículas con cierta energía cinética emitirán esta radiación, lo que equivale a un umbral de energía mínima inherente al detector. La energía cinética mínima para emitir radiación Cherenkov es([15]): 2 E umbral =m 0 c n 1 2 (1.2) Donde m0 es la masa en reposo de la partícula, c la velocidad de la luz y n el índice de refracción del medio. En el caso de un electrón ( m0= MeV ) que viaja por el agua c2 (n=1.33), esta energía es: Eumbral = 0.26 MeV, en el caso del muon ( m0= MeV ) esta c2 energía es Eumbral = 54.6 MeV. En cambio, el protón posee una masa de ( m 0= 938 MeV )por lo c2 que Eumbral = 485 MeV. El ángulo de emisión entonces es: =arcos c nv ([16]) el cual va desde 0 grados para las partículas con la energía mínima para emisión Cherenkov y que para el caso del agua (n=1.33),cuando se tratan de partículas ultra relativistas (β > 0.99, lo que equivale a electrones con energía mayor a 3.11MeV[17]) el ángulo máximo es aproximadamente θ=41. La intensidad de radiación electromagnética emitida es descrita por la ecuación de Frank Tamm[18]: d2 E e2 n 2 sin 2 2 = q d d 2 c (1.3)

26 16 v su velocidad, la frecuencia angular c de la luz emitida, c la velocidad de la luz, n es el índice de refracción y sen[ t 0 1 n cos ] q = (1.4) 1 n cos v donde n= siendo c n la velocidad de la luz en el medio. cn Donde e es la carga eléctrica de la partícula, = El índice de refracción depende levemente de la frecuencia y su comportamiento es descrito por[19] : n2 1 2 n / =a 0 a 1 a 2 T a 3 2 T a4 2 a5 2 2 UV a6 2 2 IR a7 2 (1.5) Efecto fotoeléctrico El efecto fotoeléctrico es el proceso en el que un fotón es absorbido por completo por un átomo que entonces emite un electrón, de su última capa electrónica, cuya energía cinética corresponde a la energía del fotón menos la energía de enlace que lo vinculaba al átomo. Este fenómeno es el principio fundamental del funcionamiento de los Tubos Fotomultiplicadores. 5. Absorción La luz emitida por las distintos procesos físicos puede ser absorbida por la materia antes de que sea detectada por los instrumentos fotosensibles. En particular, en el caso de la luz en el agua se debe a varios efectos, entre estos fenómenos se encuentra la absorción por materiales en suspensión, por organismos vivos o por la composición del agua. 6. Proyecto L.A.G.O. El proyecto L.A.G.O. [20][21] es un proyecto internacional que busca crear un Observatorio de Gran Apertura, a escala continental, para la observación de Ráfagas de Rayos Gamma haciendo uso de materiales e instrumentos de un costo relativamente bajo. El proyecto busca hacer uso de Detectores Cherenkov de Agua construidos con tanques y otros materiales disponibles comercialmente en la localidad de cada detector, con electrónica y tubos

27 17 fotomultiplicadores de la fase prototipo del Observatorio Pierre Auger Objetivos El objetivo principal del proyecto L.A.G.O. es detectar ráfagas de rayos gamma de altas energías a gran altura. En particular observar el desarrollo en el tiempo con una resolución temporal de un dato cada dos micro segundos haciendo uso de la técnica de partícula única o SPT, según sus siglas en inglés (Single Particle Technique). Hasta el momento se han contemplado varios objetivos secundarios, uno de ellos es el análisis de señales en coincidencia con varios sitios para verificación de datos y determinar información adicional como la dirección de procedencia. También se utilizarán los detectores para analizar la actividad solar. En particular buscando disminuciones en el flujo de rayos cósmicos debido a la excitación de la ionosfera por el viento solar. Existe la posibilidad de utilizar esta información para predecir actividad solar capaz de deteriorar sistemas satelitales y hasta sobrecarga en las redes eléctricas terrestres Metodología Cada sitio del proyecto L.A.G.O. inicia sus actividades con la instalación de un detector prototipo situado en la sede de una de las universidades involucradas del país con el propósito de afrontar la mayoría de los inconvenientes que surgen en la fabricación de estos detectores y a su vez para adiestrar a los investigadores locales involucrados. Luego de un periodo de operación, análisis y mejoras de las técnicas se procede a realizar el montaje de los detectores a gran altura y entonces se recopilan datos constantemente. Los datos a su vez son analizados constantemente en búsqueda de actividad extraordinaria. Sin embargo se busca también comparar los datos recopilados con aquellos publicados por los diversos observatorios satelitales como Swift, Fermi, INTEGRAL o SuperAgile para eliminar la incertidumbre de que el evento detectado pueda ser causado por algún fenómeno terrestre. La técnica de partícula única, aunque depende fuertemente del ángulo cenital de la cascada

28 18 electromagnética, es aún el único método disponible para detección terrestre en el rango energético de GeV a TeV. Este método ha sido probado tanto en arreglos de centelladores y cámaras de placas resistivas (RPCs) como en WCDs en el observatorio Pierre Auger. Sin embargo, en el caso de los centelladores y los RPCs, no son sensibles a los fotones, lo que constituye el 90% de la energía que alcanza el nivel terrestre, y en el caso del observatorio Pierre Auger, la sensibilidad es limitada debido a la atenuación de la cascada por la atmósfera y el pequeño ancho de banda por detector que obliga a una resolución temporal disminuida.[21] En el proyecto L.A.G.O. se tienen pocos Detectores Cherenkov de Agua a gran altura, lo que permite tener una trasmisión de datos por detector elevada que se traduce en una resolución temporal mayor que permitirá obtener información crucial sobre la estructura temporal de las Ráfagas de Rayos Gamma Situación actual Actualmente el proyecto L.A.G.O. es una colaboración donde participan Argentina, Bolivia, México, Perú y Venezuela, donde existen dos sitios de Alta Montaña activos, uno en construcción y otro en planificación. Existen detectores prototipo en cinco institutos de investigación. Fig. 5: Posición de los detectores de Gran Altura del Proyecto L.A.G.O.

29 19. Métodos y Procedimientos CAPÍTULO 2 Métodos y Procedimientos 1. Detector Cherenkov de Agua Un Detector Cherenkov de Agua consiste en un reservorio de agua en el cual se observa la radiación que es emitida por partículas cargadas que lo atraviesan a velocidades mayor a la velocidad de la luz en el agua (que es igual a tres cuartos de la velocidad de la luz en el vacío). A modo de reducir costos, para el proyecto L.A.G.O. se hace uso de tanques de agua disponibles comercialmente en la ciudad o país donde se coloca cada detector[21], por lo tanto estos tanques varían bastante en tamaño y forma entre los distintos países participantes. La cantidad de partículas que llega al detector en los Chubascos Aéreos Extendidos depende mucho de la cantidad de material atmosférico que atraviesan, por ello la mayor cantidad de partículas que se detectan provienen con poca inclinación con respecto al zenit y como consecuencia resulta ideal que los tanques posean un área (horizontal) grande y una altura moderada (1 a 1.5 metros) para así aumentar la probabilidad de detección Adecuación de un tanque de agua Bloqueo de luz externa La radiación Cherenkov emitida por las partículas que ingresan al WCD es de mucho menor intensidad que la luz ambiental a la que es sometida el exterior del tanque. Por esto es esencial que los WCDs sean completamente opacos a la luz externa. En el proyecto L.A.G.O. se han ensayado varios métodos para lograr el aislamiento lumínico de

30 20 los tanques, haciendo uso de varias técnicas y diversos tipos de materiales. Las principales dificultades surgen de la gran sensibilidad del instrumento a las filtraciones de luz y la durabilidad de los diversos materiales que pueden ser aplicados a los tanques disponibles comercialmente. Para realizar un recubrimiento de los WCD que impida la entrada de luz es necesario utilizar un método que mantenga el material utilizado fijo alrededor del tanque. Sin embargo, los tanques de agua utilizados son fabricados principalmente de polietileno lineal (HDPE), material sumamente inocuo y de baja porosidad, por lo existen muy pocos productos con la capacidad de adherirse a los tanques (aquellos que tienen capacidad de adhesión sobre este material son muy escasos y costosos). Dada esta complicación diversos métodos probados no han sido exitosos, pero afortunadamente uno de ellos dio buen resultado. Estos métodos se discuten la sección de resultados de este trabajo Reflector Difusivo Dado que la radiación Cherenkov no es isotrópica sino más bien emitida en un cono cuyo eje es paralelo a la dirección de propagación de la partícula (con pequeñas desviaciones menores a 42 ) mucha de la radiación no es directamente dirigida al Tubo Fotomultiplicador. Dado que la radiación no es emitida en una dirección en particular dentro del tanque, un método que aumenta la probabilidad de que sea detectada es colocar un material que cause reflexión difusiva. En el proyecto del observatorio Pierre Auger se realizaron pruebas ópticas[22] con diversos materiales y se determinó que un material ideal para cumplir esta función era Tyvek. Aparte de sus propiedades ópticas este material fue escogido por su inocuidad química y resistencia textil. Internamente se recubren las paredes del Detector Cherenkov de Agua con este material y se coloca una capa flotante (la densidad del Tyvek es menor que la del agua) que cubre toda la superficie superior del agua excepto la superficie sensible del Tubo Fotomultiplicador Tratamiento del agua Dado que la radiación Cherenkov de la mayoría de las partículas no es emitida en la dirección

31 21 del tubo fotomultiplicador, una porción importante de la radiación emitida recorre varias veces la longitud del tanque de agua antes de llegar al sensor fotosensible. La cantidad de radiación Cherenkov que es aprovechada por el detector dependerá de cuanta luz es absorbida por otros materiales, aparte del tubo fotomultiplicador, cada vez que la luz recorre el tanque y cada vez que esta se refleja de las paredes del mismo. Para conocer la calidad del agua utilizada en cada detector se tomaron muestras de agua de la fuente de agua de cada tanque (los prototipos y los de la estación de gran altura) las cuales fueron analizadas por el Laboratorio de Física Nuclear de la Universidad Simón Bolívar y por el Laboratorio de Organometálicos de la Universidad de Los Andes, para así conocer los problemas que presenta el agua y así aplicarle un tratamiento adecuado Elementos en suspensión Para eliminar la mayoría de los elementos en suspensión en el agua de los detectores primero se realizó un proceso de decantación del agua para luego transferirla a el tanque en el que sería utilizado a través de un sistema de filtrado con varios tipos de filtros. También se realizaron pruebas para determinar la concentración de alumbre ideal para disminuir la densidad óptica del agua mediante proceso de floculación Organismos vivos Dada la larga duración y el poco mantenimiento que requieren los Detectores Cherenkov de Agua gracias a su simplicidad, existe la posibilidad de que pequeñas cantidades de seres vivos se reproduzcan y generen colonias que obstruyan significativamente la transparencia del agua. Se realizaron pruebas de la densidad óptica (Ver Figura 6) con diversos bactericidas para determinar cuales opacaban la transparencia del agua en las principales frecuencias de luz en la que se emite la radiación Cherenkov y aquellas a la que es sensible el Tubo Fotomultiplicador. Se observó que el cloro comercial y el hipoclorito de calcio interfieren significativamente con la radiación cherenkov, y en cambio el producto Gerdex y el cloro en pastillas para piscina son adecuados para esta aplicación.

32 22 Fig. 6: Densidad óptica del agua tratada con diversos bactericidas, con una concentración de 0.1 gr/l, en función de la longitud de onda. Análisis cortesía del Laboratorio de Organometálicos de la Universidad de Los Andes Desplazadores de longitud de onda Existen desplazadores de longitud de onda con los que es posible optimizar la eficiencia del detector para observar la Radiación Cherenkov generada dentro del agua. Esto es logrado desplazando la frecuencia de la radiación emitida a una donde el sistema fotosensible sea más eficiente. Sin embargo, dado que el proyecto aún se encuentra en su etapa de desarrollo prototipo esta técnica no fue utilizada y solamente fue analizada para recomendarla como posible mejora a futuro. 2. Fotomultiplicador El fotomultiplicador es un dispositivo capaz de detectar fotones individuales y transmitirlo en una corriente eléctrica manejable desde el punto de vista de la electrónica (del orden de los microamperios)

33 23 Su funcionamiento se fundamenta principalmente en dos elementos[15], una capa fotosensible y un sistema de multiplicación de electrones. La capa fotosensible se encuentra hecha de un material que desprende un electrón cuando un fotón con una energía mayor a un cierto umbral colisiona con ella, esto sucede debido al fenómeno conocido como efecto fotoeléctrico. Esta capa se encuentra colocada sobre una cubierta, normalmente fabricada de vidrio, que a su vez permite mantener una baja presión interna en el instrumento; la baja presión se mantiene con el propósito de que el camino de los electrones resultantes esté prácticamente libre de átomos, y así se disminuya la posibilidad de colisionar con ellos. La multiplicación de electrones es realizada con una serie de placas metálicas llamadas dínodos que poseen distintos potenciales eléctricos (más positivos a medida de que se aproximan al ánodo final) y que emiten electrones secundarios debido al fenómeno conocido como Emisión Secundaria. Cuando un electrón se aproxima al primer dínodo éste es acelerado por el potencial, cuando colisiona desprende más electrones los cuales a su vez entonces son acelerados por el potencial eléctricamente más positivo del siguiente dínodo, y se repite el proceso varias veces (Fig. 7). Fig. 7: Diagrama del funcionamiento de un tubo fotomultiplicador. Modificado de [23] La diferencia de potencial de los dínodos y la señal de salida son trasmitidas por una serie de conectores eléctricos situados en la base del tubo fotomultiplicador a un divisor de voltaje y una etapa de preamplificación de la señal. En el proyecto L.A.G.O. se hace uso de tubos fotomultiplicadores donados por el observatorio Auger y que son parte de los detectores que fabricaron en la etapa prototipo. Debido a esto las especificaciones de los tubos fotomultiplicadores varían entre detectores construidos para los

34 24 distintos sitios Ganancia La ganancia de un fotomultiplicador se define como la proporción entre la cantidad de fotoelectrones generados en el fotocátodo y la cantidad de electrones en la salida[24]. A pesar de que esta ganancia suele ser de la magnitud de decenas de millones de veces, lo que resulta en pulsos de señal de entre 107 y 1020 electrones([15]), el producto resultante comúnmente corresponde a una corriente muy pequeña para lo acostumbrado en la electrónica (microamperios), y es por ello que resulta necesario amplificar en dos o más etapas la señal proveniente del fotomultiplicador Respuesta espectral La respuesta espectral es la sensibilidad que posee un instrumento fotosensible a las distintas longitudes de onda del espectro electromagnético. En el caso de los tubos fotomultiplicadores la respuesta espectral depende esencialmente de la eficiencia cuántica del fotocátodo[24].esta dependencia puede expresarse de acuerdo a: = Donde es la eficiencia cuántica, e e hc la carga del electrón, h c la velocidad de la luz y la longitud de onda. (2.1) la constante de Planck,

35 25 La eficiencia cuántica es usualmente indicada por el fabricante (Ver Figura 8), sin embargo, por variaciones en el procesamiento de cada tubo fotomultiplicador es normal conseguir discrepancias con las especificaciones de esta respuesta para cada uno. Por ejemplo, en las especificaciones de los tubos fotomultiplicadores utilizados en el proyecto L.AG.O. Venezuela, se indica que existe una incertidumbre de 30nm para la longitud de onda de máxima sensibilidad. Fig. 8: Eficiencia cuántica típica de los tubos fotomultiplicadores utilizados en el proyecto L.A.G.O. de Venezuela con espectro de luz visible como referencia. 3. Digitalización y adquisición de datos Para la adquisición de la información captada por el fotomultiplicador se hace uso de la electrónica prototipo fabricada con este propósito en la fase prototipo del Observatorio Pierre Auger. Esta electrónica consiste de varios componentes con diversas funciones que son controladas por comunicación serial con un computador. Las funciones principales que cumple esta electrónica son: Control del voltaje de los tubos fotomultiplicadores

36 26 Conversión de señal analógica a digital Conteo de eventos por encima de varios niveles de umbral Registro de la escala temporal sincronizada con el sistema G.P.S. Transferencia de la información recopilada a un computador Realiza igualmente varias funciones secundarias utilizadas en el diagnóstico y caracterización de los Detectores Cherenkov de Agua. El control de este dispositivo se realiza mediante el protocolo de comunicación kermit, lo cual requiere cierto grado de instrucción en este protocolo para su manejo. El diagrama de conexiones que constituyen los dispositivos electrónicos del WCD se pueden observar en la Figura 9. Fig. 9: Diagrama de conexiones utilizadas para un Detector Cherenkov de Agua del proyecto L.A.G.O Conversión Analógico Digital (ADC) La señal que proviene del tubo fotomultiplicador a través de las diversas etapas de

37 27 amplificación es una señal analógica y para poder analizar esta señal por métodos informáticos es necesaria convertirla en una señal digital con una resolución energética que pueda ser fácilmente procesada. En la ingeniería electrónica, esto es conocido como conversión analógico digital o ADC según sus siglas en inglés Sincronización Temporal con GPS Dado que las ráfagas de rayos gamma podrán ser observadas simultáneamente por distintos detectores, tanto del proyecto L.A.G.O. como otros de la comunidad astrofísica en general, resulta muy útil conocer el momento preciso en el que fue recopilado cada dato. Gracias a el Sistema de Posicionamiento Global (conocido como G.P.S., por sus siglas en inglés) esta labor se puede realizar con bastante precisión haciendo uso de electrónica comercialmente disponible a un costo reducido. A pesar de que este sistema fue diseñado para determinar posiciones en la Tierra es fácil obtener una medida precisa del tiempo a partir de éste sistema ya que su funcionamiento se basa en que cada satélite emite una señal en la que indica su posición y el momento en el que emite dicha señal. El tiempo que tarda en llegar la señal desde los distintos satélites hasta el receptor determina su posición mediante triangulación. Finalmente, con la referencia temporal de un satélite y conocida su posición y la de los receptores se puede establecer una referencia temporal común al conjunto de receptores. En el caso de los Detectores Cherenkov de Agua la posición se determina una sola vez y luego es posible determinar el tiempo con la señal de un único satélite, aunque se utilizan varios para poder hacer una estadística que permita corregir los efectos causados por inhomogeneidades en la atmósfera terrestre que causan que la velocidad media de la luz no sea constante para todos los trayectos Computador Monotarjeta (Single Board Computer) Los Disco Duros comúnmente utilizados en los computadores caseros hacen uso de un mecanismo móvil que consiste en un cabezal que posee un lector magnético el cual flota a una pequeña distancia de la superficie magnética (disco) gracias a un colchón de aire que se genera

38 28 cuando el disco gira. Este mecanismo depende de la presión del aire, que comúnmente se encuentra expuesto a la presión externa, y por ello en las especificaciones de fabricante de estos dispositivos se indica que la altura máxima a la que se deben usar son 3000 metros sobre el nivel medio del mar. Para alturas mayores la presión del aire es insuficiente lo que causaría fallas en el funcionamiento de tales dispositivos. Para estos casos se encuentran disponibles comercialmente Discos Duros presurizados o Sistemas de Almacenamiento de Estado Sólido, siendo los primeros costosos y delicados. En el caso de la tecnología de almacenamiento de Estado Sólido los costos han reducido significativamente en los últimos años gracias a su uso extendido en dispositivos de creciente popularidad, como las memorias de celulares y cámaras digitales y más recientemente en el uso de computadores ultra portátiles. Entre los computadores que poseen almacenamiento de estado sólido existen los que se conocen como Computadores Mono Tarjeta[25]. Estos son computadores, cuyo consumo eléctrico y tamaño son bastante reducidos ya que son diseñados para cumplir solo funciones básicas, comúnmente son programados a través de otra computadora por conexión local o remota. Estas características resultan ideales ya que a gran altura es inconveniente consumir mucha energía eléctrica ya que el servicio eléctrico es frecuentemente interrumpido y la duración de los sistemas de respaldo de energía depende del consumo eléctrico. Además, las estructuras que sirven de refugio ante el clima (refugios de alta montaña, observatorios, etc.) suelen poseer espacios limitados. 4. Técnica de partícula única (Single Particle Technique) Cuando un rayo cósmico de alta energía interactúa con la atmósfera terrestre genera una cascada de partículas que consiste de enormes cantidades de partículas con energías relativistas. Algunos otros proyectos, como el observatorio Pierre Auger con sus detectores de superficie, observan la distribución tanto espacial como temporal de las partículas del chubasco que llegan a cada uno de los detectores terrestres; de este modo se observa la morfología del Chubasco Aéreo Extendido. La Técnica de la Partícula Única se diferencia del modo de chubasco en que observa solamente el incremento de la tasa de eventos en cada detector individualmente. La ventaja principal de esta técnica es que permite detectar lluvias generadas por rayos cósmicos de energías

39 29 mucho menores que el límite de detección de las metodologías que requieren detección en coincidencia[26]. La desventaja principal es que no es posible determinar la dirección de donde proviene el evento. 5. Diagnóstico y Caracterización de la respuesta de un Detector Cherenkov de Agua La electrónica prototipo del proyecto Auger, utilizada en el proyecto L.A.G.O., posee algunas herramientas secundarias que facilitan determinar si el Detector Cherenkov de Agua se encuentra funcionando adecuadamente, si posee fugas lumínicas, conocer la calidad del agua y calibrar la escala energética del WCD. El histograma de carga es una gráfica en la que se indica el número de eventos en función de la carga eléctrica recolectada al final del tubo fotomultiplicador al detectarse cada uno de ellos. Para un mismo tipo de partícula dicha carga corresponde a la energía depositada por cada una en el volumen sensible del detector Cherenkov (el agua del tanque). Esta energía es transformada en luz mediante el efecto Cherenkov y esta luz es detectada por el tubo fotomultiplicador produciendo una cantidad de carga eléctrica que dependerá tanto de la energía total depositada (en el agua) por la partícula, como del espectro de emisión lumínica de la misma (debido a la sensibilidad variable del PMT, ver Fig. 8). Más aún, las filtraciones de luz dentro del tanque producen un fondo de señales cuyas cargas recolectadas no corresponden a sus energías sino más bien a sus intensidades pesadas por la sensibilidad del PMT que, como ya se ha dicho, depende de la frecuencia de los fotones que recibe. Esto produce un espectro complejo en el que se entremezclan distintos eventos y procesos físicos y cuya interpretación debe hacerse con mucho cuidado. Para construir el histograma de carga, se realiza un proceso de discretización del eje de cargas (eje horizontal) en sectores discretos llamados canales en los cuales se agrupan todos los eventos con cargas similares. En un histograma de carga típico de un Detector Cherenkov de Agua del proyecto L.A.G.O., realizado a modo de diagnóstico cuando no se observa un evento astronómico (GRB, erupción solar, etc.) pueden ser observadas varias características importantes (Ver Fig. 10). En particular se observan dos picos que corresponden a dos grupos de eventos distinguibles que

40 30 contribuyen de distintas maneras al histograma de carga. Fig. 10: Histograma de carga típico del proyecto L.A.G.O. con características principales El primer grupo es constituido principalmente por diminutas filtraciones de luz y por la radiación Cherenkov dejada en el tanque por electrones y otras partículas cargadas de baja energía que no alcanzan atravesar el reservorio de agua o lo atraviesan solo por un esquina. El segundo grupo de eventos corresponde a los muones que atraviesan el tanque y no son detenidos debido a su poca interacción con la materia, por lo que logran emitir una mayor cantidad de radiación Cherenkov. Dado que los rayos cósmicos producen un flujo aproximadamente constante de muones de alta energía a nivel terrestre (aproximadamente 1 muon por centímetro cuadrado por segundo a nivel del mar con una energía promedio de 4GeV[27]) y que estos muones interactúan muy poco con la materia, constantemente atraviesa a los WCD un flujo calculable de muones cuya energía

41 31 depositada por Cherenkov depende primordialmente de la distancia que dentro del tanque recorren. Gracias a esto se puede determinar la relación entre la energía depositada en el tanque por cada partícula (en este caso un muon) y la carga eléctrica (o canal ADC) al que corresponde, considerando la distribución de la energía depositada por muones verticales, la altura sobre el nivel del mar y la geometría del tanque. En este caso el histograma de carga viene a ser un análogo del espectro de energías de dichas partículas. Por ello, es práctica común realizar la equivalencia de las medidas de los Detectores Cherenkov de Agua a medidas conocidas como VEM o Muon Vertical Equivalente[28]. Un VEM es la energía promedio que deposita en el tanque un muon que incide verticalmente en el WCD. Esta medida puede ser realizada con precisión disminuyendo las contribuciones de los procesos distintos a la incidencia de muones verticales que normalmente son registrados por el WCD. Para ello se hace uso de dos detectores de centelleo, uno arriba y otro debajo del tanque, para observar la señal del WCD solo cuando los dos detectores registren una medida en coincidencia. De esta manera se puede discriminar la trayectoria del muon vertical, obteniendo así una determinación más precisa de la relación entre la energía que este depositó en el detector y el correspondiente canal ADC. Esta calibración utilizando el VEM se realiza para cada WCD, debido a que la cantidad de señal que detecta este tipo de detector depende fuertemente de su geometría, de la calidad del agua utilizada y (como ya se dijo) de la respuesta del tubo fotomultiplicador, entre otros factores. Otra herramienta de diagnóstico, que posee la electrónica prototipo del proyecto Auger, es la función llamada peak, la cual agrupa tres datos obtenidos justo antes y otros diecisiete justo después de cada vez que una señal con carga mayor a un umbral determinado es detectada. Esta función permite observar la forma promedio de cada pulso de señal. Con un umbral suficientemente alto, los eventos observados corresponden mayoritariamente a muones que atraviesan el tanque verticalmente, cuya emisión Cherenkov es bien conocida. Se observa la duración de la señal correspondiente a cada muon, la cual está relacionada con la atenuación de la luz dentro del tanque y a partir de esta información es posible determinar la transparencia del agua (y la limpieza del material difusivo que cubre las paredes del tanque internamente). Para caracterizar los detectores del proyecto L.A.G.O. se realizan medidas en las que se observa

42 32 el efecto de los muones atmosféricos y se realizan simulaciones que determinan la respuesta esperada a GRBs de distintas propiedades. Realizando simulaciones de las cascadas electromagnéticas causadas por ráfagas de rayos gamma, variando los parámetros de los GRBs y utilizando la información obtenida de estas simulaciones, se simula la probabilidad de causar un número determinado de disparos o cuentas en el detector para cada cascada. Luego se observa experimentalmente cuál es la tasa de conteo que corresponde la señal (ruido) de fondo para el detector en funcionamiento y finalmente se realiza un mapa en el cual se observa cuales son los parámetros (características) que debe tener una ráfaga de rayos gamma para causar un incremento apreciable en la tasa de conteo registrada por el detector, de tal forma que supere un umbral de detección previamente definido en función del ruido Simulación de lluvias Haciendo uso del software AIRES [29]se realizan simulaciones para calcular la cantidad de partículas que llegan al nivel del suelo para las distintas energías posibles del rayo cósmico inicial, y para distintos ángulos de incidencia. En estas simulaciones también se analizan las energías de las partículas que llegan a nivel del suelo para luego determinar cual es la naturaleza de la radiación Cherenkov emitida. Este software hace uso de varios algoritmos para calcular los diversos procesos físicos que afectan los fotones y partículas que son creadas en el desarrollo de los Chubascos Aéreos Extendidos, y con ellos realiza automáticamente la simulación de una gran cantidad de lluvias para obtener información estadística sobre diversas cualidades como el número de partículas y sus energías promedio. También permite obtener un archivo comprimido con la información de cada una de las partículas que llegan a lo que el usuario define como nivel de tierra, entre otras funciones. Este archivo luego puede ser procesado por programas que analicen el proceso de detección de las partículas.

43 Simulación de la respuesta del tanque Utilizando los resultados de las simulaciones de chubascos aéreos extendidos para todos los valores de parámetros utilizados, se simula la interacción de las partículas que llegan al nivel del detector con los tanques de agua, haciendo uso de librerías de cálculo con métodos de Monte Carlo utilizados en simulación de detectores de física nuclear. En el proyecto Pierre Auger se ha implementado una estructura de software (framework) para la aplicación de diversas librerías de simulación de la interacción de las partículas, producidas en las cascadas atmosféricas con sus detectores. Para el proyecto L.A.G.O. existe una versión simplificada de esta estructura de software con la que es posible programar la simulación de los distintos procesos físicos que ocurren en los WCD. Para la realización de estas simulaciones se utiliza inicialmente una librería de simulación rápida incluida en la estructura de software y que disminuye el tiempo de computación al ser una simulación basada en parámetros, para obtener un valor que permita estimar los rangos de valores de los parámetros que resultan de interés. Luego de esta simulación preliminar se realiza una más exahustiva haciendo uso de librerías de GEANT4.

44 34. Resultados CAPÍTULO 3 Resultados Dada la naturaleza instrumental de este proyecto de grado, y la baja probabilidad que existe de detectar una Ráfaga de Rayos Gamma desde tierra, los resultados principales han sido el diseño, construcción, instalación y calibración de Detectores Cherenkov de Agua, además de la familiarización en técnicas de detección de rayos cósmicos. También es importante destacar los resultados obtenidos en simulaciones realizadas. Durante la realización de este proyecto de grado se participó en las colaboraciones L.A.G.O. de Venezuela (U.S.B. y U.L.A.) las cuales lograron colocar en funcionamiento tres tanques prototipo y realizaron la planificación y ejecución parcial de tres detectores de gran altura en el Pico Espejo. También se realizaron simulaciones de Chubascos Extendidos de Partículas y su interacción con detectores de las características del proyecto en Venezuela. 1. Detectores A medida que progresó el trabajo de tesis se construyeron varios Detectores Cherenkov de Agua para cumplir diversos propósitos. Para la instalación de cada uno fue necesario estudiar distintos factores que afectan la sensibilidad de un detector de agua Cherenkov y en función de esto idear técnicas y determinar cuales eran los mejores materiales a ser utilizados. Se inició la colaboración del proyecto L.A.G.O. con el montaje de un prototipo de 5000 litros bajo la dirección del Dr. Xavier Bertou y con la asistencia de varios estudiantes del Laboratorio de Física Nuclear de la Universidad Simón Bolívar y de la carrera de Licenciatura en Física de la Universidad de Los Andes, que para el momento participaban en un curso de detección de partículas de altas energías dictado por el Dr. Haydn Barros y el Dr. Xavier Bertou. Para estas

45 35 actividades se participó en todas los aspectos del montaje del prototipo. Luego de haber finalizado su instalación y probado durante algunas semanas, este instrumento fue movilizado y se buscó eliminar diversas fallas en su funcionamiento. Para complementar las funciones didácticas y de ensayo y error, la colaboración de la Universidad de Los Andes realizó la instalación de dos prototipos adicionales de menor tamaño. Se analizó a mayor profundidad el mercado nacional y en función de esto se adquirieron tres tanques de agua más adecuados para servir de detectores de gran altura. El progreso en la colocación de estos detectores fue limitada inicialmente por los trámites obligatorios para obtener los permisos necesarios. Luego de esto se colocaron los tanques en Pico Espejo con la ayuda del teleférico de Mérida y uno de los tanques fue llenado con agua para propiciar la decantación durante un prolongado lapso de tiempo. Sin embargo las obras han sido paralizadas dado que a mediados de agosto el sistema de pasajeros del teleférico fue clausurado por medidas de seguridad y luego el sistema de teleférico de carga sufrió fallas a mediados de noviembre, que aunque fueron reparadas, incitaron a reconsiderar la continuación de varios proyectos que se alojan en este sitio, entre ellos el de la estación meteorológica la cual ha ofrecido alojamiento, energía eléctrica y comunicación a los equipos del proyecto L.A.G.O. Para complementar el trabajo realizado en el montaje de los demás detectores prototipo y para dotar a la Universidad Simón Bolívar de una herramienta didáctica y un instrumento de astrofísica de altas energías se decidió realizar el montaje de un prototipo de escala real en el techo del edificio Física y Electrónica 1 de esta casa de estudio Electrónica y Tubos Fotomultiplicadores Uno de las prácticas iniciales para el montaje de los Detectores Cherenkov de Agua fue realizar la prueba de cada uno de los componentes, en particular se verificó el funcionamiento de cada uno de los Tubos Fotomultiplicadores y electrónicas de adquisición y control que fueron donadas por el proyecto Pierre Auger (Fig 11).

46 36 Fig. 11: Tubo fotomultiplicador donado por el proyecto Observatorio Pierre Auger a L.A.G.O. Para realizar esto se observó la señal analógica de salida de los tubos fotomultiplicadores con un osciloscopio de alta velocidad cuando eran iluminados con un diodo emisor de luz usando un generador de señales. Luego de observar el funcionamiento correcto de el tubo fotomultiplicador y su tiempo de respuesta característico se utilizó la electrónica prototipo para observar la misma señal. En diversas ocasiones se observaron fallas causadas por cables defectuosos por lo que se procuró mejorar la calidad de las conexiones e incorporar una serie de mejoras en el montaje WCD Mary Caribay El primer detector prototipo instalado por la colaboración L.A.G.O. de Venezuela se localizó en la Facultad de Ciencias de la Universidad de los Andes, en la ciudad de Mérida (8 37'41"N 71 9'0"W). Después de realizar las pruebas preliminares y la instalación inicial del detector se construyó una base especial en la azotea del edificio de la Facultad de Ciencias (núcleo la Hechicera) sobre la que se instaló definitivamente el detector(fig. 12). Este detector consiste de un tanque de agua cónico de 5000 litros de capacidad. Siendo el primer prototipo se hicieron las primeras pruebas con diversos materiales disponibles localmente. Este detector ha sido puesto en completo funcionamiento en varias ocasiones pero ha sido desmontado para realizar ajustes que permitieran un mejor funcionamiento.

47 37 (a) (b) (c) Fig. 12: WCD Mary Caribay (a) Estructura Interna para sostener Tyvek antes de iniciar su primer llenado (b) WCD en su ubicación actual (c) Equipo de trabajo de su puesta en funcionamiento Bloqueo de luz externa Inicialmente se intentó evitar la entrada de luz al detector con pintura plástica negra, sin embargo, se demostró que ésta a pesar de adherirse inicialmente al tanque hasta su secado luego presentaba sólo auto adhesión y adhesión por estática, por lo que era fácil de remover. Esto se debe a lo inerte que es el material del tanque (polietileno) lo cual hace que no exista ningún pegamento disponible comercialmente para su adhesión. De igual manera se observó en una prueba de luz visual (introduciéndose en el tanque cerrado) que a pesar de seis capas de pintura aún se filtraba la luz diurna. Por ello temporalmente se usaron cobertores externos de diversos materiales para reducir este efecto y luego se decidió hacer uso de otros materiales de modo permanente. Al observar la importancia de la sección eficaz del material utilizado para resguardar lumínicamente las paredes del Detector Cherenkov de Agua se procedió a forrar el tanque con manto asfáltico aluminizado. El manto posee una mayor adherencia que la pintura, en particular la adherencia a sí mismo y su resistencia a romperse, y solo se observaron filtraciones de luz en las uniones y zonas desgastadas del manto. Sin embargo dada la forma cónica truncada del tanque y que el manto asfáltico se encuentra sujeto a la intemperie, las uniones, en particular aquellas colocadas en las zonas de mayor inclinación respecto a la vertical se expandieron hasta dejar algunos huecos. Esto demostró que es

48 38 necesario planificar el revestimiento de los tanques para que los puntos más vulnerables se encuentren en posiciones que sean favorecidas por la gravedad Dispersión lumínica Tomando en cuenta los estudios exhaustivos realizados por la colaboración del proyecto Pierre Auger se decidió mantener la utilización del material Tyvek como recubrimiento de las paredes internas del Detector de Agua Cherenkov para difundir la luz que sobre ellas incide para así aumentar las probabilidades de que incida sobre la área sensible del Fotomultiplicador. El material Tyvek es impermeable y menos denso que el agua por lo que tenderá a flotar dentro de los WCD. Debe mantenerse adherido a las paredes, sin embargo dado que no existe pegamento para el polietileno se diseñó una estructura de sujeción construida con tubos de PVC para cumplir este propósito. Inicialmente se usaron los tubos disponibles localmente los cuales tienen poca elasticidad, lo que dificultaba su ensamblaje. De igual manera se utilizaron uniones con tornillos galvanizados, sin embargo estos se oxidaron en el agua con alto contenido de cloro (bactericida) lo cual desprendió gran cantidad de material opaco a la superficie del Tyvek (R). Entonces se cambiaron las uniones por otras completamente hechas de plástico Tratamiento de agua Inicialmente se llenó el tanque prototipo Mary Caribay con agua filtrada mediante un filtro de carbón activado. Al obtener un volumen grande de agua se percibía una claridad bastante disminuida. Esta mejoró significativamente al colocarle cloro de piscina pero no del todo. Luego se observó que este producto tiene un espectro de absorción que bloquea la luz en el ultravioleta, zona donde se espera observar la radiación Cherenkov por lo que se realizaron las pruebas señaladas en los métodos y procedimientos (Ver Fig. 6) para determinar que producto podría cumplir las funciones de bactericida y floculante.

49 Control, adquisición y transferencia de datos Durante su primera visita, el Dr. Xavier Bertou (del proyecto Pierre Auger en Argentina) instruyó sobre el manejo de las funciones básicas de la electrónica prototipo Auger (Fig 13) con la que se maneja el voltaje de los tubos fotomultiplicadores y se adquiere la información captada por ellos. Esta electrónica se maneja a través de otro computador por conexión de puerto serial y tanto la electrónica de adquisición como el computador hacen uso de un software basado en programas utilizados en el proyecto Pierre Auger que fue adaptado y es mantenido por el Dr. Bertou. Fig. 13: Electrónica de Adquisición de Datos donada por el Observatorio Pierre Auger La electrónica es manejada por comunicación de puerto serial haciendo uso del protocolo de comunicación kermit, el que fue necesario aprender. El programa de adquisición de datos continuos que es corrido en el computador fue creado para sistemas operativos GNU/Linux por lo que fue necesaria la migración a este sistema operativo. Para simular la situación de alta montaña se conectó este computador a Internet a través de una conexión con dirección I.P. estática y con el puerto del protocolo S.S.H. libre. Luego se aprendió a utilizar este tipo de comunicación para controlar remotamente el computador y, desde ahí, el

50 40 Detector de Cherenkov de Agua WCDs Pico Espejo El proyecto de L.A.G.O. Venezuela está enfocado en la colocación de Detectores Cherenkov de Agua en Pico Espejo, la estación final del teleférico de Mérida, que se encuentra a 4765 metros sobre el nivel del mar. Este es el punto más alto de Venezuela que resulta fácilmente accesible. El Pico Espejo forma parte del Parque Nacional Sierra Nevada, el cual es jurisdicción del Instituto Nacional de Parques (INPARQUES), por lo que ha sido necesario tramitar diversos permisos para la colocación de los WCD y la adecuación de los sitios donde se ubicarán los tanques de agua. En el Pico Espejo se encuentra la Estación Meteorológica Humboldt, la cual es dirigida por el Dr. Pedro Hoffmann, de la Universidad de Los Andes, quien se ha comprometido a prestar espacio dentro de la estación meteorológica, corriente eléctrica y conexión a Internet para los equipos del proyecto L.A.G.O.. Además esta estación posee diversos instrumentos que permitirán correlacionar información sobre la situación atmosférica con las mediciones a fin de observar si existen variaciones sistemáticas en la señal detectada de los rayos cósmicos Traslado Haciendo uso del montacargas del teleférico de Mérida (Fig. 14), y con ayuda del personal del teleférico de Mérida, la colaboración L.A.G.O. de la Universidad de Los Andes trasladaron tres tanques para agua cilíndricos a la estación Pico Espejo. Posteriormente, se hizo uso del sistema de trasporte de agua del teleférico para trasladar 5000 litros de agua para llenar uno de los tanques, al cual se le aplicó un agente floculante y se dejó reposar para luego trasladar el agua a otro tanque sin los residuos que quedarán en el fondo de este tanque. Este es el estatus del trabajo en enero de 2009.

51 41 (a) (b) (c) Fig. 14: Subida de tanques a la estación de Pico Espejo (a) Traslado en el teleférico de carga (b) Descarga (c) Emplazamiento provisional de los tres tanques en Pico Espejo Planificación Durante la etapa de planificación se realizaron tres visitas de inspección, mediciones, verificación de planos estructurales y toma de fotografías para seleccionar los sitios adecuados para la instalación de los detectores Cherenkov. Los criterios de selección tomaron en cuenta principalmente la gran masa de los detectores una vez instalados (más de cinco toneladas cada uno) y las indicaciones del personal del Teleférico de Mérida con respecto a consideraciones paisajísticas, obstaculización de sitios de tránsito, etc. Se decidió hacer uso de tres sitios (Ver Fig. 15) para colocar los detectores, los cuales luego fueron aprobados, siendo su colocación limitada principalmente por la normativa de INPARQUES que no permite la alteración de terreno natural. Los sitios han sido designados X,Y y Z para distinguirlos fácilmente en función de su posición vertical. Los sitios X y Z requerirán acondicionamiento para poder colocar un tanque encima ya que sus superficies son irregulares, en cambio el sitio Y no requiere mayor acondicionamiento y es el sitio designado para la colocación del primer detector en funcionamiento.

52 42 Fig. 15: Ubicación de los detectores en Pico Espejo El detector que será colocado en el sitio Z se situará sobre una estructura de concreto con un área visitable en la cual se podrá colocar un detector de centelleo para realizar detección en coincidencia y poder analizar la señal característica de un muon vertical. El sitio Z se encuentra situado por encima de cualquier otra estructura y posee un área relativamente pequeña (menos de 6 mts2), por lo que la colocación de un objeto grande y pesado como un detector Cherenkov requerirá de mayor planificación. Posiblemente se construya una estructura con área visitable para el sitio X. En el mes de agosto del año 2008, durante una inspección rutinaria al teleférico de Mérida, se observó que no cumplía con la normativa de seguridad necesaria, por lo que fue clausurado el sistema. Sin embargo, dado que existen varias organizaciones que dependen de las instalaciones del teleférico (incluyendo sistemas vitales como repetidoras radio policial) se continuó permitiendo el acceso a las instituciones que manejan proyectos en las estaciones a través del sistema de teleférico de carga. A principios de noviembre del mismo año el sistema de montacargas sufrió una avería que, aunque fue reparada en el trascurso de noviembre, incitó a

53 43 reconsiderar la seguridad del sistema de montacargas por lo que varios de los proyectos, incluyendo el que controla la estación meteorológica de la que depende el proyecto L.A.G.O., tomarán hasta el mes de enero para analizar si continuar su funcionamiento en Pico Espejo WCD Ojo De Agua Dado las limitaciones impuestas por las fallas de funcionamiento del Teleférico de Mérida y su influencia sobre el progreso en el proceso de instalación de los detectores de alta montaña, además de los beneficios didácticos y de prueba que brinda el tener un prototipo a escala real de un detector WCD, se decidió realizar el montaje de un detector Cherenkov en la Universidad Simón Bolívar. La obtención de los permisos por parte de la universidad fueron causante de una demora inicial, pero una vez obtenidos se procedió a colocar el tanque en el techo del edificio FE1 de la USB con la ayuda de los miembros del Laboratorio de Física Nuclear. Durante el mes de diciembre se realizó el recubrimiento de manto asfáltico autoadhesivo para el bloqueo de la luz, se instaló la estructura interna que sostiene el material difusivo (Tyvek) y se planificó, con la aprobación de Planta Física, la construcción de una plataforma donde se colocará el detector definitivamente, que además de distribuir el peso del agua sobre las vigas principales del edificio, permitirá colocar detectores debajo del tanque para realizar detección en coincidencia Subida del tanque Fue necesario crear un sistema de grúa provisional soldando una polea a una viga en forma de T y subiendo estos implementos al techo del edificio Física y Electrónica 1 de la Universidad Simón Bolívar, con lo que se procedió a subir el tanque luego de tomar todas las medidas de seguridad necesarias(ver Fig. 16 (a) y (b)).

54 44 (a) (b) (c) Fig. 16: Proceso de subida y acondicionamiento del tanque en la Universidad Simón Bolívar (a) Grúa provisional (b) Subida del tanque[30] (c) Tanque luego de aplicarle el recubrimiento con manto asfáltico Bloqueo de luz Tomando en cuenta las limitaciones de los distintos métodos utilizados anteriormente para bloquear la luz se diseñó y colocó una capa de manto asfáltico que no tuviese uniones horizontales en las paredes verticales del tanque y que se adhiriese entre capas de este material en las paredes horizontales. Se planificó escrupulosamente la colocación del manto asfáltico, tomando en cuenta las áreas más propensas a tener filtraciones y buscando reforzarlas. Aún así se observaron (desde el interior del tanque) algunas fallas en el recubrimiento de luz, particularmente en las uniones, donde se sospecha que existen separaciones imperceptibles al ojo humano que podrán ser disminuidas con la aplicación de calor y presión para derretir el manto