Kozmik Işın nedir?

Transkript

Kozmik Işın nedir?

Hizlandirici ve Algic Fizigi Calistayi
31 Mayis - 3 Haziran 2016
Icindekiler
 Kozmik Işın nedir?
 Deney Düzeneği
 Muon Akı Ölçümü
 Yükseklik ve Doruk (Zenith) açıya bağlı akı
değişiminin araştırılması
 Simülasyon Çalışması
o e/μ Ayrımı
2
Kozmik Işın
Nedir?
• Kozmik ışınlar dünya atmosferi dışından gelen yüksek enerjili
parçacıklar olarak bilinmektedir.
• Kaynakları henüz bilinmemektedir ve yüksek enerji fiziğinde
çeşitli deneylerle anlaşılmaya çalışılmaktadır
• İki Çeşit Kozmik ışın bulunmaktadır
• Birincil kozmik ışınlar
(Dışardan dünya atmosferine giren orijinal parçacıklar)
• İkincil Kozmik ışınlar
(Atmosfere giren nadir parçacıklar atmosfer ile etkileşerek
parçacık sağanağı oluştururlar bunlara ikincil kozmik ışınlar
denir.)
• Enerji Aralıkları 1GeV (109 eV) to 108 TeV (1020 eV)
3
Birincil ve İkincil
Kozmik Işınlar
• Birincil Kozmik ışınlar yüklü ve kararlı
(ömürleri bir milyon yıldan uzun olabilir) parçacıklardan oluşur
• Evrenin herhangi bir yerinden astrofiziksel bir kaynaktan hızlandırılırlar
• En yaygın kozmik ışınlar protonlardır(~%87),
• He ~%12, %1 ağır çekirdekler:C, O, Fe vs, %2 elektronlar ve γ-ışınları,
nötrinolar
• İkincil Kozmik Işınlar: Birincil kozmik ışınlar dünya atmosferine girdiklerinde atom
ve moleküllerle (oksijen ve Nitrojen gibi) etkileşerek çağlayan şeklinde daha hafif
parçacıklara bozunurlar, bunlar ikincil kozmik ışınlar olarak adlandırılır. Bunlar
• Müonlar, protonlar, alfa parçacıkları, piyonlar, elektronlar, nötronlar ve x-ışınlarıdır
• Deniz seviyesine ve hatta madenlere kadar ulaşan parçacıklar ise piyonların
bozunmasından orataya çıkan müonlardır.
4
Kozmik Işın Gelişimi
Birincil Kozmik Işınlar
(örneğin Demir çekirdeği)
İlk Etkileşme
Pion Bozunması
Pion-Çekirdek
etkileşmesi
p+ m+ + nm
p- m- +nm(anti)
İkinci Etkileşme
5
Kozmik Işınların ölçülme Teknikleri
İlk Etkileşme genelde
10 km den daha yükseklerde oluşur
Hava duşu oluşumu(parçacıklar üretiliyor
fakat bir çoğunun enerjisi bitiyor veya bozunuyor)
Teleskoplarla
Cerenkov ışınının ölçülmesi
Bazı parçacıklar
Yeryüzüne ulaşır
Flüoresans ışığı
ölçümü
(Fly’s Eye deneyi)
Kozmiklerin Pırıltıcılarla ölçümü
Parçacıkların
izlerinin sürüklenme
odası veya geiger
tupleri le ölçümü
Düşük Enerjili müonların Parıltıcı veya
iz dedektörlerri ile ölçümü
Yüksek Enerjili
müonların ölçümü
6
Kozmik Işınların enerji Spektrumu
EKnee~3x1015 eV
Eankle~1019 eV
Kozmik Işın Akısı
(Birim alana, birim katı
açı ile birim zamanda
gelen parçacık)
Çok Yüksek
Enerjili
Kozmik Işınlar
Energy(eV)/particle
7
Deneysel Ölçümler
Gölgelenmiş bölge
Kozmik ışınların
direkt olarak ölçüm
Spektrumunu
göstermektedir
K. Greisen, Phys. Rev. Lett. 16, 748 (1966).
G.T. Zatsepin and V.A. Kuz’min, Sov. Phys. JETP Lett. 4, 78 (1966).
D. Allard et al., Astron. & Astrophys. 443, L29 (2005).
M. Takeda et al. (The AGASA Collaboration), Astropart. Phys. 19, 447 (2003).
R. Abbasi et al. (HiRes Collaboration), Phys. Rev. Lett. 100, 101101 (2008).
J. Abraham et al. (Auger Collaboration), Phys. Rev. Lett. 101, 061101 (2008 ).
8
Algıç Kurulumu
9
Gerekli Malzemeler
•
•
•
•
Parıltıcılar (Sintilator)
Işık ölçen Fotoçoğaltıcılar ve fotosensörler
Fotoçoğaltıcılar için gerekli olacak Güç Kaynağı
Fotoçoğaltıcılar dan Elde edilen sinyali artıran ve digitize
eden elektronik bileşenler.
•
•
•
•
•
•
•
Çoğaltıcılar (Amplifier)
Analog to Digital Converter(ADC)
Tetikleyici
Bunları içine alan Okuma sistemleri (Readout system)
Bilgisayar programları(c++, root vs.)
Analiz
sonuç
10
Marmara Üniversitesi Kozmik Işın
Laboratuvarı
11
Parıltıcılar (Sintilatör)
• Kuraray SCSN-61 organik (12x12x1.5 cm3)
• Doğru zaman bilgisi
• Spektrumun Mavi bölgesinde ışık oluşumu
gerçekleşmektedir
• 430 nm ışık oluşumu
12
Fotoçoğaltıcılar
•
Hamamatsu H10721-110 düşük voltajlı Fotosensör
Fotosensör’ün özellikleri
• Düşük Voltaj (çalışma aralığı +2.8 den +5.5
V(max))
• Yüksek Kazanc (high Gain, 2.0x106)
• Geniş dinamik alanı (wide dynamic range)
• Dalgaboyu aralığı 230 nm(Kısa)-700 nm (uzun)
• Doruk dalga boyu 400 nm
• Yüksek-hız tepkisi
• Foto Katod: Süper bialkali (Yüksek hassasiyet)
• Cam pencere: Borosilikat cam
13
Dış’a Okuma Sistemleri
• The Domino Ring Sampler chip
version 4 (DRS4)
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Örnekleme hızı 5 GSPS a sahip olan 8 kanalı
digitize edebilen anahtarlamalı kapasitör
dizisinden oluşan bu yonga İsviçredeki Paul
Scherrer Enstitüsünden Stefan Ritt ve Roberto
Dinapoli tarafından geliştirilmiştir
DRS4 Yongasının özellikleri:
DRS4, 14-bit lik ADC(AD9245) ve FPGA
(Xilinx® Spartan 3) yongaları ile okuma
sağlamaktadır.
Çalışma voltajı:+5 V, tahtaya adapte
edilmiş micro controller (Cypress®
CY2C68013A) ile USB portundan gücünü
almaktadır. Veri akışı 20 MB/s
50 Ω terminated TTL compatible input is
implemented (LEMO 00 connector) for
trigger purposes.
SMA girişli 4 Kanala sahip
Herbir kanal kendi içinde tetikleme yapmak
için yonga üzeri progranabilen seviyede
discriminator’ler kullanılmış
1 Mbit lik EEPROM, tahtanın seri numarası ve
kalibrasyon bilgilerini saklamak için
kullanılmış
JTAG adaptörü FPGA yongasının firmware’ini
yenilemek için kullanılmış
14
e
μ
15
Parıltıcılar(Scintillators)
DRS4 ile Verilerin
Görüntülenmesi
DRS4
Verileri görüntülemek ve kaydetmek için
kullanılan DRS4’ün Arayüzü
16
Kozmik ışınlar için 2. deney düzeneyi
Bu düzenekte Yuksek voltaj PMT ler kullanıldı, Uygulanan Voltajlar, 1400-1700 V aralığında
Işık Yolu
17
Kozmik Işın Deney Düzeneğinin
Genel Görünüşü
Arduino
DRS4
Mehtap Atakanın Yüksek Lisans Tezinden (Kafkas Univ. Kütüphanesi)
18
Veri toplama ve
Analizi
• Kozmik ışınların oluşturduğu fotonlar Fotosensörler ile akıma
cevrilerek DRS4’a gönderilir.
• Sinyaller DRS4 de işlendikten sonra bilgisayara gönderilerek txt
veya bin dosyası olarak kaydedilmesi sağlanır.
• Bu dosyalar; Tarih, Zaman(ns) ve Voltaj(mV) bilgileri içerir.
• Elektronik gürültüden kurtulmak için Zero suppresion dediğimiz
metod uygulanır yani belirli bir voltajın üzerindeki veriler
kaydedilir.
• Her iki kanaldan(parıltıcıdan) alınan veriler kullanılarak zaman
farkına bakılır. Yani kozmik ışınların Uçuş süresi (Time of FlightToF) hesaplanır.
• Uçuş süresinin ortalama değeri bulunarak(160 cm aralık için
yaklaşık 5.2 ns) 2σ (% 95) lık bir sınırlama ile Kozmik ışın Akısı
Hesaplanır.
19
Uçuş Süresi(ToF) 160 cm İçin
number of bin
800
700
600
500
400
300
200
100
0
0
ucus_suresi
5
10
15
c2 / ndf 1.085e+04 / 5
Prob
0
Constant 3085 ± 2.7
Mean 4.97 ± 0.00
Sigma 1.511 ± 0.002
20
time(ns)
T2
σ=1.5 ns
-5
T1
-10
• Parıltıcılar arasındaki mesafe160 cm
• Eşik Voltaj= 10 mV
• Her bir sinyal için 5 nokta alınarak
linear fit uygulanır ve sinyalin zaman
başlangıç noktası T1 ve T2 olarak
alınır.
ToF=T2-T1 = 5.2 ns
20
Uçuş Süresi 60 cm için
• Iki Parıltıcı arasındaki mesafe 60 cm
• Esik Voltaji = 10 mV
• Uçuş süresi ≅ 2 ns
T1
T2
ToF=T2-T1 = 2 ns
21
Kozmik Akı Ölçümü
Yükseklik (metre)
1760
Deniz Seviyesi
Parıltıcılar arasındaki uzaklık (cm)
160
160
Toplam zaman, Δt (sn)
2246400
561600
Parıltıcı yüzey alanı(cm2 )
144
144
Kozmik Akı (cm-2 s-1 sr-1)
0.0095
0.005
22
Kozmik Akısı’nın 1760 m’de Açısal Dağılımı
Θ=0, 20, 45, 60, 70
Kozmik ışın Akısı Doruk açısıyle değişim göstermektedir.
Yüksek Doruk Noktasında Kozmik Akı oranının düşük olduğu görülmektedir.
23
Algıç Simülasyonu Geant4
Üst Parıltıcı
Kurşun 1.5 cm
Alt Parıltıcı
200MeV Elektron ve Muonlar Kullanıldı
Kırmızı Negatif yüklü parçacıklar
Mavi Pozitif Yüklü Parçacıklar
Yeşil Nötr Parçacıklar
Depolanan Enerji Oran 1= Parilticialt / Parilticiust
Depolanan Enerji Oran 2= Parilticiust / Parilticialt
24
Geant4 ile e/µ Ayrımı
Her bir parıltıcı için depolanan Enerji
Kurşunlu Ortam
Ratio
Ratio
Ortam Hava
Kursunlu Ortam
Ratio
Ratio
Hizlandirici ve Algic Fizigi
Calistayi
Mavi Oran 2 için
Kirmizi Oran 1 için
Ortam Hava
25
Özet
1.
2.
3.
4.
5.
6.
Uçuş süresi ve akı ölçümleri laboratuvarımızda yapılmaktadır
Ölçtüğümüz Açısal akı değerleri dünya ortalamaları ile uyuşmaktadır
2016 yılında aldığımız Marmara üniversitesi Bapko projesi ile Dış’a
okuma sistemini geliştirerek daha maliyeti düşük bir sistem elde etmeyi
planlıyoruz.
Kozmik Müonlar’in ömürlerinin ölçümleri için eksiklerimizi
tamamlayıp yeni ölçümler yapmayı planlamaktayız
e/μ ve farklı yönlerden gelen parçacıkların ayrımını yapmayı
planlıyoruz
Bu sistemi Liselerde de kullanmak için daha da kompakt ve maliyeti
düşük bir sistem yapmak için çalışmalarımız devam edecektir.
26
Ekstralar
Kozmik Işın Algıç
Geliştirme Projesinin Tarihi
27
Karlsruhe Institute of Technology(KIT)
Kozmik isin test istasyonu
Kozmik isin deney düzeneğinin cascade deneyi ile test edilmesi
Soldan saga: Prof. Maurizio Iori (La Sapenza, University of Rome)
Prof. Mithat KAYA(Marmara Univ. aslinda o zamanlar Kafkas Üniversitesindeydim)
Prof. James Russ (Carnegie Mellon University, USA)
28
TAUWER Deneyinin ilk protiplerinden
Picture of the Month September 2009
http://www.ifjungo.ch/gallery/pictures/archive/0909.html
Frame installation of the first TAUWER project prototype on the Sphinx terrace
by the Physics Dept. of the University of Rome “La Sapienza”, together with
colleagues from the universities of Bolu and Kafkas Turkey. Data taking of large
angle cosmic rays is expected to start in October.
29
Jungfraujoch İstasyonu (3600 m)
Isvicre (Veri alimi, 2005-2006)
Field of
view
Up-going
tracks
Time of
flight
30
Zaman Çözünürlüğü
central region,
-3ns to +3ns
Sinyal Bolgesi, ±3ns
tile C1
σt =1.2 ns
tile C2
Zaman
Cozunurlugu
31
2009 yılında Jungfraujoch istasyonundaki sonuçlar
Ucus suresi olcumu=toff(t02-t01)=5.2 ns
Sayma oranindan
Flux Measurement From the count rate
Reference:Ali Yilmaz (Bolu AIB University)’in yuksek lisans Tezi
x axis represents the charge deposited in tiles in mV
31 Mayis
- 3 Haziran 2016 32
y axis represents number
of entries
Related Publicatons
1. SiPM application for a detector for UHE neutrinos tested at Sphinx
station Iori, M.; Atakisi, I.O.; Chiodi, G.; Denizli, H.; Ferrarotto, F.; Kaya,
M.; Yilmaz, A.; Recchia, L.; Russ Nucl.Instrum.Meth. A742:265-268,2014
1. Tests for a new concept of EAS detector for UHE neutrinos M. Iori, E.
Arslan, H. Denizli, F. Ferrarotto, M. Kaya, A. Yilmaz and J. Russ 2013 J.
Phys.: Conf. Ser. 409 012131
1. Electron-muon identification by atmospheric shower in a new concept
of an EAS detector. M. Iori, E.Arslan, H.Denizli , M.Kaya , A.Yilmaz ,
J.Russ Nucl. Instrum. Meth. A692:285-287, 2012.
1. Study of a detector array for upward tau air-showers. M. Iori, Antonio
Sergi, Daniele Fargion, (Rome U.) , M. Gallinaro, (Rockefeller U.) , M.
Kaya, (Kafkas U.). Feb 2006. 18pp. e-Print : astro-ph/0602108
33

Kozmik Işın nedir?

Transkript

Benzer belgeler

yurtıçı görevlendırmeler - İTÜ Uçak ve Uzay Bilimleri Fakültesi

01 - 04 Haziran Louis Olympia ile Yunan Adaları ve Atina

5 Yıldızlı Brilliance of the Seas ile