Monitor de neutrones de Castilla

Monitor de neutrones de Castilla-La Mancha (CaLMa)
Edwin Catalán3, Juan Jose Blanco1,3, Jose Medina1,3, Oscar García2,3, Lorena Gayarre2.
(1)
SRG-Ciencia. Departamento de Física.
SRG-Automática.
(3)
SRG-CaLMa (Guadalab).
(2)
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 (10BF3) y helio 3 (3He). 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 (10BF3)
o helio 3 (3He).
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 (10B). 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 (10B) según la reacción nuclear:
1
1
10
5B
+ 105B
0n+
0n
→ 73Li + 42He ; E=2,792 MeV (estado fundamental)
→ 73Li + 42He ; E=2,310 MeV (estado excitado)
La interacción neutrón-boro produce la emisión de un núcleo de litio (7Li) y una
partícula alfa (4He) 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
R = (E 2 + 2mE )2
(3)
Z
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 CastillaLa 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.
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