Monitor de neutrones de Castilla-La Mancha (CaLMa) Edwin Catalán 3, Juan Jose Blanco 1,3, Jose Medina 1,3, Oscar García 2,3, Lorena Gayarre 2. (1) SRG-Ciencia. Departamento de Física. (2) SRG-Automática. (3) SRG-CaLMa (Guadalab). edwjoe@yahoo.es Resumen: Un monitor de neutrones está formado por un conjunto de contadores proporcionales cuyo principio activo es un gas capaz de interaccionar con neutrones térmicos y producir unos productos con energía suficiente para ionizar dicho gas. Los gases más empleados son trifloruro de boro ( 10 BF3) y helio 3 ( 3 He). Existen dos tipos estándar de monitores de neutrones, el IGY (1957) y el NM64 (1964), basados en dos modelos de contador proporcional de dimensiones diferentes. Esto implica diferentes eficiencias en la detección de neutrones térmicos. Un monitor de neutrones detecta neutrones térmicos producidos por partículas secundarias de rayos cósmicos primarios que inciden sobre el monitor. El rango de energías al cual un monitor de neutrones es sensible es del orden de las decenas de GeV. A partir del flujo de estos rayos cósmicos secundarios el monitor de neutrones de Castilla-La Mancha (CaLMa) medirá la variación de la intensidad de los rayos cósmicos galácticos de baja energía y monitorizará la actividad solar. En este artículo se presenta los primeros pasos de la puesta en marcha del proyecto CaLMa. Será el primero en España y estará unido a la red mundial de monitores de neutrones, Neutron Monitor Data Base (NMDB). La NMDB proporciona acceso a las medidas de las diferentes estaciones que integran la red. Las medidas tomadas por diferentes monitores del Ground Level Enhancement (GLE) detectado el 15 de abril de 2001 han sido utilizadas para caracterizar la respuesta esperada para CaLMa y su efecto en la red de monitores. 1. Introducción Todos los rayos cósmicos (RC) de una determinada energía umbral provocan una cascada atmosférica [1]. Solo los RC en un rango de energías de 0,5 20,0 GeV que llegan a nuestra atmósfera pueden ser detectados por un monitor de neutrones (NM). El rango preciso de medida de un monitor dependerá de su localización geográfica. El NM es un sistema integrado por una serie de contadores proporcionales de forma cilíndrica que contienen un gas especial capaz de interaccionar con neutrones térmicos con energías próximas a 0,025 ev. Este gas puede ser trifloruro de boro ( 10 BF3) o helio 3 ( 3 He). Existen dos tipos estándar de NM, el tipo IGY (International Geophysical Year 1957 [2]) y el NM64 (Neutron Monitor 1964 [2]). Ambos tipos tienen el mismo esquema estructural (moderador, plomo productor, moderador y contador proporcional). Las diferencias entre ambos tipos estándar de NM son su eficiencia en la detección, sus dimensiones y el tipo de moderador que utilizan. El IGY utiliza como moderador la parafina y el NM64 el polietileno. Actualmente el tipo estándar NM64 ha reemplazado al estándar IGY. Los contadores del monitor de neutrones de Castilla-La Mancha (CaLMa) contienen trifloruro de boro, con un 96% de boro 10 ( 10 B). En la fig. 1 se muestra el diseño del NM de CaLMa. Desde el exterior hacia el interior del monitor encontramos las siguientes partes funcionales: el moderador exterior (polietileno) o reflector cuya función es la de evitar que neutrones ambientales entren en el detector y que los
neutrones producidos en su interior no escapen de él, plomo productor que actúa como multiplicador de neutrones, el moderador interior (polietileno) que frena la cascada de neutrones producidos en el plomo hasta energías térmicas y el gas de BF3 actúa como contador proporcional. El NM de CaLMa estará formado por 6 tubos BP28 y 12 tubos LND SK01479 estos últimos nunca se han utilizado antes en ningún otro monitor convirtiendo a CaLMa en el monitor pionero en la renovación del estándar NM64. Ambos tubos trabajan a una presión de 200 mmhg y a una diferencia de potencial de 2800 V. La propuesta de CaLMa es agrupar los tubos en grupos operativos de seis. El objeto es tener una mayor superficie de producción de neutrones y en consecuencia un mayor registro de neutrones térmicos. CaLMa está siendo desarrollado por el Space Research Group (SRG) de la Universidad Alcalá (UAH) en colaboración con el Parque Científico y Tecnológico de Guadalajara (Guadalab). Figura1. Representación esquemática de la geometría de CaLMa. El diseño está constituido por 3 grupos de 6 tubos contadores. Esta configuración aumenta el rendimiento del monitor. CaLMa estará dentro de la red mundial de monitores de neutrones, Neutron Monitor Data Base (NMDB) [http://www.nmdb.eu]. La NMDB tiene como finalidad el almacenamiento de las medidas de los monitores de la red en un formato unificado, con una tecnología de software y hardware de última generación. El servidor principal de la base de datos está localizado en IKFIA SB RAS (Yakutsk, Moscú), estando planificado la existencia de nuevos servidores en el futuro. La NMDB contiene datos originales de cada una de las estaciones que están adscritas, las cuales envían sus datos en tiempo real a ésta base de datos. En aproximadamente una hora, la NMDB tiene los datos tratados y corregidos para el uso de toda la comunidad científica. 2. Diseño experimental Cada una de las partes que integran CaLMa (fig. 1) juega un determinado papel dentro del proceso de conteo de rayos cósmicos. Los rayos cósmicos secundarios que llegan al monitor, atraviesan el reflector, la primera capa de polietileno, sin apenas pérdida de energía. Esta capa juega un doble papel, impedir el paso de neutrones ambientales que podrían activar la medida del monitor y reflejar los neutrones producidos en el interior del monitor hacia el contador. Después de cruzar el reflector, el RC alcanza el plomo que rodea el interior del monitor. Una vez allí, interacciona con los núcleos de plomo produciendo una cascada de neutrones de evaporación y
ocasionalmente núcleos más pesados a partir de su interacción con los núcleos de plomo. Parte de estos neutrones se dirigen hacia la capa interior de polietileno denominada moderador. Una vez en él, gracias a colisiones elásticas entre los neutrones producidos en el plomo y los hidrógenos que componen las moléculas de polietileno, se produce la reducción de las energías de los neutrones de evaporación hasta las energías detectables por el contador (0,025 ev) [3]. Los neutrones térmicos interaccionan con un núcleo de Boro ( 10 B) según la reacción nuclear: 1 0 n+ 10 5B 7 3Li + 4 2He ; E=2,792 MeV (estado fundamental) 1 0 n + 10 5B 7 3Li + 4 2He ; E=2,310 MeV (estado excitado) La interacción neutrón-boro produce la emisión de un núcleo de litio ( 7 Li) y una partícula alfa ( 4 He) con energía suficiente como para ionizar el gas de BF3. El campo eléctrico generado por el electrodo central dirige los pares iónicos formado hacia los respectivos electrodos. En este proceso se generan electrones libres en el gas que son acelerados hacia el ánodo. Conforme ganan energía los electrones, ionizan más electrones en un proceso de avalancha. El número total de electrones que llegan al ánodo se mantiene proporcional a la energía inicial de los núcleos de alfa y litio que aparecen tras la captura del neutrón [4]. La señal generada en el ánodo puede medirse y digitalizarse. Las simulaciones preliminares sobre el funcionamiento de CaLMa se han realizado utilizando la aplicación Geant4 [http://www.geant4.org]. Esta herramienta creada por el CERN simula el proceso de interacción radiación-materia. La aplicación utiliza el método de Monte Carlo y está programado en C++. Geant4 es un paquete software formado por una gran variedad de bibliotecas que permiten trabajar en muchas áreas de aplicaciones; altas energías, medicina o espacio entre otras. Para simular el proceso es necesario definir el material detector que se va a utilizar, el medio en el cual se encuentra inmerso, el tipo de fuente de partículas incidentes y diversas condiciones geométricas. El objetivo principal de la simulación es estudiar la respuesta del detector ante diferentes valores energéticos de los nucleones incidentes. La configuración de la herramienta Geant4 es un sistema: fuente (nucleón incidente), dispersor (plomo productor), detector (gas de BF3). 3. Resultados El NM sigue la actividad solar gracias a la observación de las variaciones en el número de cuentas sobre la radiación de fondo. Los aumentos repentinos en el número de cuentas, denominados Ground Level Enhancements (GLEs), están correlacionados con sucesos muy energéticos que tiene lugar en el Sol, durante los cuales se observan intensas fulguraciones y grandes eyecciones de masa coronal. Por otro lado, las disminuciones en el ritmo medio de detección, los Forbush Decreases (FDs), están asociadas con cambios en las condiciones de propagación de los rayos cósmicos a través del viento solar en la proximidad de la Tierra, normalmente atribuidas al paso de una nube magnética, una onda de choque interplanetaria o al barrido de la posición de la Tierra por una región de interacción. Los GLEs son los aumentos repentinos en la intensidad de los rayos cósmicos registrados por los detectores en tierra y se asocian a grandes fulguraciones solares [5]. Un GLE es observado por el incremento del número de cuentas en un NM. Hasta la fecha se han registrado 70 GLEs desde que comenzaron los registros fiables en la década de 1940.
La dinámica de una partícula cargada a través de un campo magnético puede ser caracterizada por su rigidez magnética (R). Es habitual hablar de los rayos cósmicos en términos de su rigidez magnética definida como el producto del campo magnético por su radio de giro. R=Br= p Ze (1) donde B es el campo magnético, r el radio de giro de la partícula, p el momento lineal de la partícula, Z la carga de la partícula y e la carga del electrón. Se considera que la rigidez magnética es una medida de resistencia de una partícula a ser desviada por la presencia de un campo magnético. Si una partícula cargada se mueve en presencia de un campo magnético, esta partícula experimentará una fuerza deflectora, la fuerza de Lorentz, que hará que giren en un sentido u otro dependiendo de su carga (protón ó electrón). Todas las partículas con la misma rigidez seguirán trayectorias idénticas. Cuando se estudia la propagación de rayos cósmicos a través de la magnetosfera, el campo magnético de la expresión (1) es el campo magnético terrestre, y este, presenta una fuerte dependencia con la latitud geomagnética. Siendo más intenso en el ecuador y más débil en los polos magnéticos. Como se ha comentado anteriormente, la rigidez magnética da una idea de la facilidad con la que es desviada de su trayectoria una partícula cargada, cuando atraviesa una región del espacio en la que existe un campo magnético. En el contexto del campo magnético terrestre se puede determinar una rigidez magnética mínima o umbral por debajo de la cual, una partícula cargada no alcanzaría una determinada región sobre la superficie terrestre. El rango mínimo de esta rigidez umbral o de corte se encuentra entre los 0 GV en los polos magnéticos y 14 GV en el ecuador, estableciendo que una partícula cargada con una rigidez mayor de 14 GV puede alcanzar cualquier punto de la Tierra. En este trabajo se analiza el GLE(60), el número 60 que acompaña al GLE indica la posición en la lista cronológica elaborada por la NMDB. Figura2. GLE(60) observado en tres estaciones de monitores de neutrones, Oulu, Kiel y Roma. Las cuentas han sido normalizadas para poder comparar las tres observaciones. El mayor número de cuentas fue observado en Oulu que la más septentrional de las tres. El valor intermedio en las cuentas se corresponde con las medidas de Kiel y el menos pronunciado fue medido en la estación de Roma.
El GLE(60) fue medido el 15 de abril del 2001. En la fig. 2 se muestra como fue observado por tres estaciones, Oulu, Kiel y Roma, situadas a diferentes latitudes magnéticas. Para poder comparar las tres estaciones, las cuentas han sido normalizadas siguiendo el criterio de normalización de restar al número de cuentas el promedio de cuentas dividiendo la diferencia por su promedio y multiplicado por cien. El promedio se define como la suma de valores de todas las cuentas divididas por el número total de cuentas. La estación de Oulu tiene un corte de rigidez de 0,81 GV, la de Kiel 2,36 GV y la de Roma 6,27 GV. El pico más elevado se corresponde con la estación de Oulu, el pico intermedio con Kiel y el menor con Roma. Se puede apreciar en la gráfica que la estación situada en el círculo polar (Oulu) recibe una mayor cantidad de cuentas con respecto a las otras dos estaciones. Eso es de esperar debido a que en Oulu el umbral de rigidez, y por tanto la energía mínima necesaria para que una partícula alcance la estación, es el menor de las tres estaciones. En la figura anterior se observa que el suceso presenta un tiempo de subida similar para los tres observatorios, pero claras diferencias en la duración del tiempo de caída hasta alcanzar el nivel nominal de referencia. Estas diferencias en el tiempo de caída pueden ser debidas a la dispersión de velocidades de las partículas energéticas solares desde su fuente solar hasta que alcanzan la parte superior de la atmósfera. Con el objetivo de determinar la respuesta esperada para CaLMa hemos ampliado nuestro estudio a 6 estaciones de monitores de neutrones. Oulu (R=0,81 GV), Kiel (R=2,36 GV), Moscú (R=2,43 GV), Jungfraujoch (R=4,49 GV), Roma (R=6,27 GV) y Atenas (R=8,53 GV). Para cada estación se ha tomado el número máximo de cuentas normalizadas y se ha representado frente a la rigidez magnética (fig. 3). Puesto que es esperable que sigan una ley de potencias hemos ajustado el conjunto de puntos tal y como se muestra en la figura de abajo, según la expresión que aparece en la esquina superior derecha de la gráfica. Figura3. En la figura se muestra el logaritmo de las cuentas con respecto al corte de rigidez magnética (R) del GLE(60). De la regresión lineal estimamos el valor del número de cuentas en la estación CaLMa.
Una vez conocido el corte en rigidez para CaLMa es posible, utilizando dicha expresión, dar una estimación de las cuentas que habría medido CaLMa durante dicho suceso. Para calcular el corte de rigidez magnética en CaLMa (R=6,95 GV) hemos utilizado la ec.(2) propuesta por M. Storini [7]: R(GV)=16,293[L] -2,073 (2) donde L se mide en radios terrestres y se denomina parámetro de MacIlwain [8]. El parámetro L indica la distancia desde el centro de la Tierra hasta donde una línea del campo magnético cruza al plano del ecuador. Para un caso realista como es el caso del campo magnético terrestre, no existe, ni una definición ni un método para calcular este parámetro de forma precisa. La medida del parámetro MacIlwain en un campo magnético planetario es compleja. Se recurre a métodos numéricos para su cálculo como es el caso del campo geomagnético real [9]. En la fig. 3, el cuadrado que aparece sobre la recta de ajuste representa el valor que se podría haber registrado en la estación CaLMa para este suceso. Como se observa en la figura, CaLMa medirá en un rango de energía no cubierto por la red de monitores de neutrones. El valor esperado del número de cuentas obtenido para CaLMa es un valor razonable si tenemos en cuenta su situación geomagnética con respecto al NM de Roma. La característica más llamativa de los RC es el hecho de que su espectro de energía abarca un rango muy amplio de energías [10]. La energía depende de su R como se puede observar en la ec.(3). Para calcular las energías utilizamos la relación: 1 A 2 R = ( E + 2mE) Z 2 (3) siendo E la energía en GeV, R la rigidez magnética en GV, A el número másico, Z el número atómico y m la masa en reposo del protón en GeV. La fig. 4 muestra el número de cuentas normalizadas del GLE(60) en función de la energía. Figura4. Se muestra la relación de cuentas respecto a su energía cinética del GLE(60) de distintas estaciones de monitores. Los ejes se encuentran en escala logarítmica. CaLMa tiene una E=6.07 GeV. Junto a cada punto aparece el nombre de la estación y su umbral de rigidez.
Se observa que a energías elevadas existe una disminución importante en el número de cuentas como son los casos de Atenas, CaLMa y Roma. En función de su localización geomagnética, los monitores cuentan partículas incidentes por encima de una energía umbral. Esto tiene dos explicaciones, la primera tiene que ver con los procesos de aceleración en la fuente. Dicho proceso es más eficiente a bajas energías. La segunda tiene que ver con la medida realizada por los monitores de neutrones. Eso implica que las cuentas de Roma solo registran la componente más energética, las cuentas en Kiel la componente de alta y media energía, mientras que en Oulu, registra el espectro completo en el rango de energías observadas. Si bien un aumento repentino en el número de cuentas detectado en un monitor de neutrones está relacionado con partículas energéticas solares, la disminución en las cuentas se debe asociar con un descenso en el flujo normal de rayos cósmicos galácticos. Como se ha comentado anteriormente, la caída pronunciada en el número de cuentas medido por un monitor refleja la observación de un Forbush Decrease (FD). Un FD es una disminución rápida de la intensidad de los rayos cósmicos observados. La intensidad registrada en una estación en particular puede verse reducida hasta en un 10% y en algunos casos del 20 o 30%. Esta variación en las cuentas de rayos cósmicos indica un cambio en sus condiciones de propagación a través del medio interplanetario. Y en la Tierra se observan como consecuencia de variaciones en el viento solar en el entorno terrestre. Estas variaciones son producidas mayoritariamente por el paso de una nube magnética, una onda de choque o una región de interacción. Figura5. FD(44) observado el 29 de octubre del 2003 por siete estaciones de monitores de neutrones. Atenas, Armenia (NANM), Roma, Suiza (JUNG), Moscú, Kiel y Oulu. El mínimo en el número de cuentas fue medido por el NM de Oulu. La caída en la intensidad se produce en el transcurso de unas pocas horas, mientras que la recuperación del número de cuentas no perturbado se recupera unos días más tarde. Estos sucesos aumentan su frecuencia en los máximos de la actividad solar [6]. El FD(44), donde 44 indica la posición de este FD en una lista de 52 FDs recogidos en la NMDB, ocurrió el 29 de octubre del 2003 durante el máximo de actividad solar en
el ciclo 23. En la fig. 5 se muestra el FD(44) para distintos detectores de neutrones situadas en tierra. El perfil advierte una nítida disminución de los RC en el transcurso de unas pocas horas. Se distingue que el descenso Forbush es más abrupto para cortes en rigidez menores mostrando el hecho que los rayos cósmicos de menor energía se vieron más afectados por la perturbación. También se observa que el mínimo más pronunciado se corresponde con las estaciones de menor corte en rigidez abundando en el hecho de que la componente menos energética de los rayos cósmicos se vio más afectada durante este suceso. 4. Conclusiones En este artículo mostramos una descripción del monitor de neutrones de Castilla- La Mancha (CaLMa) y su respuesta estimada para a un suceso importante observado por la red de monitores de neutrones (NMDB), el GLE(60). Hemos analizado el GLE(60) para caracterizar la variación del flujo recibido en la estación CaLMa a partir de las medidas realizadas por 6 estaciones de NM. El número de cuentas obtenido es un valor esperado teniendo en cuenta la situación geomagnética de Guadalajara (España) donde operará la estación CaLMa. Una vez caracterizada la respuesta de CaLMa se ha analizado el espectro de energía obtenido para este suceso, interpretando que las diferencias observadas en las cuentas de las diferentes estaciones, son consecuencia de su localización geomagnética y de la distribución de energías de las partículas solares, que dieron lugar a la observación del GLE(60). Finalmente se ha analizado el Forbush Decrease FD(44) para determinar el efecto que ejerce la actividad solar, sobre los rayos cósmicos galácticos que alcanzan la Tierra, constatándose la fuerte dependencia de las cuentas, en los 7 monitores utilizados, con la energía de los rayos cósmicos. El estudio de los GLEs y de los FDs aporta información relevante sobre el estado de actividad solar y su efecto sobre el flujo de rayos cósmicos. 5. Agradecimientos Los autores agradecen el uso de los datos al Neutron Monitor Data Base (NMDB). Este trabajo ha sido financiado por los proyectos con referencia: MICINN PEP-470000-2009-1 y JCCM PPII10-0150-6529. Bibliografía [1] Segre, E. Núcleos y Partículas, Reverté, Barcelona, 1972. [2] Bieber, J.W. Cosmic Rays and Earth, Kluwer Academic Publishers, Netherlands, 2000. [3] Grupen, C. Particle Detectors, Cambridge University Press, Great Britain, 1996. [4] Knoll, G.F. Radiation Detection and Measurement, John Wiley & Sons, New York, 2000. [5] Gopalswamy, N. 29 th International Cosmic Ray Conference, 1, 165-172 (2005). [6] Alania, M.V. & Wawrzynczak, A. Astrophysics and Space Sciences Transactions, 4, 59-63 (2008). [7] Storini M. et al. Advances in Space Research, 41, 70-75 (2007). [8] Pilchowski, J. et al. Astrophysics and Space Sciences Transactions, 6, 9-17 (2010). [9] Smart, D.F. & Shea, M.A. 30 th International Cosmic Ray Conference, 1, 733-736 (2007). [10] Longair, M. High Energy Astrophysics, Cambridge University Press, Great Britain, 1992.