Projekt im. Rolanda Maze
jako Projekt Integrowany w ramach EU

nasze zgloszenie (poki co)


Streszczenie:

Monitorowanie poziomu promieniowania kosmicznego na powierzchni ziemi moze byc prowadzone przy pomocy detektorow rozmieszczonych w (na) budynkach szkol srednich. Oparta o systemy nawigacji satelitarnej precyzyjna rejestracja czasu absolutnego pozwoli na badanie promieniowania kosmicznego bardzo wysokich energii. Mozliwy jest c iagly monitoring efektow atmosferycznych i geomagnetycznych poprzez obserwacje dlugo i krotkoterminowych wahan intensywnosci promieniowania jonizujacego i jego skladowej przenikliwej. Uczniowie szkol srednich zostana zaangazowani w badania naukowe. Dane i wyniki rozpowszechniane i udostepniane beda z aposrednictwem istniejacych sieci komputerowych umozliwiajacych przeplyw informacj pomiedzy grupami badawczymi w roznych europejskich maiastach z roznych panstw Europy.

Francuski fizyk Prof. Roland Maze byl wspolodkrywca (wspolnie z P. Auger'em w roku 1938) wielkich pekow promieniowania kosmicznego, a pozniej wspoltworzyl w Lodzi osrodek badan promieniowania kosmicznego.

POTRZEBA i ZASADNOSC

Zamierzeniem Projektu jest polaczenie eksperymentu czysto naukowego z nauczaniem na poziomie ponadposdtawowym i wyzszym

  • Espekt edukacyjny jest skierowany glownie do uczniow pragnacych zdobywac wiedze i umiejetnosci w dziedzinach elektroniki, informatyki, fizyki i astrofizyki na poziomie przewyzszajacym program objety standartowa edukacja szkolna.
    • Doswiadczenie pokazuje, ze wielu uczniow bez wysilku jest w stanie poziom ten osiagnac
    • co wiecej, studiowanie i rozwiazywanie pojawiajacych sie wciaz nowych zadan i problemow odpowiada ich zainteresowaniom i oczekiwaniom.
    • Wlaczanie sie w prace nad zagadnieniami informatyki/elektroniki praktycznej prowadzi do rozwijania postaw istotnie w tych dziedzinach tworczych w miejsce biernych typowych dla wiekszosci konsumentow wysoko rozwinietych technologii.
    • Mozliwosc wlaczenia sie w rzeczywiste naukowe badania rzeczywistosci daje istotrny impuls dla wzrostu zainteresowania zdubywaniem wiedzy w szerokim tego slowa zakresie.
  • Aspekt naukowy Projektu dotyczy slabo ciagle poznanego problemu fizyki i astrofizyki promieniowania kosmicznego. W szczegolnosci
    • praktyczne rozwiazanie problemu osiagniecia dokladnej synchronizacji czasowej (z dokladnoscia 10 nanosekund, co odpowiada lokalizacji z precyzja rzedu metrow) z uzyciem globalnych systemow nawigacji satelitarnej
    • wplyw atmosfery ziemskiej na wielkosc strumienia czastek jonizujacych na powierzchni ziemi
    • zaburzenia geomagnetyczne powodujace zaklocenia m.in. w sieciach telekomunikacyjnych
    • poziom promieniotworczosci naturalnej
    • zjawiska zwiazane z wielkimi energiami czastek (przewyzszajacymi energie uzyskiwanych w warunkach laboratoryjnych) w promieniowaniu kosmicznym
    • promieniowanie kosmiczne o najwyzszych energiach.

SKALA ZADAN i CO Z TEGO WYNIKA

Projekt Maze jest kierowany tak do naukowcow, jak i do ambitnej mlodziezy.

  • Spodziewamy sie wsrod mlodych ludzi efektow nastepujacych :
    • zwiekszenie zaiteresowania tworczym podejsciem w dziedzinach takich jak elektronika i szeroko rozumiana informatyka.
    • wzrost umiejetnosci potrzebnych w przyszlej karierze zawodowej
    • zainteresowanie rola nauki i postepu naukowego w dziedzinach takich jak n.p. telekomunikacja
    • poznanie ograniczen obecnych technologii elektronicznych/informatycznych, co dac moze odpowiedni punkt wyjscia przy planowaniu przyszlych karier zawodowych.
  • Dla spolecznosci naukowej (zaangazowanej w badania zgodne z kierunkami Projektu) spodziewamy sie
    • wielkopowirzchniowych badan stanu gornych warstw atmosfery (jak cisnienie, gestosc i temperatura na szczycie atmosfery skorelowane ze strumieniem promieniowania na poziomie ziemi),
    • krotko- i dlugookresowe zmiany stanu gornych warstw atmosfery i pola elektrostatycznego w atmosferze,
    • korelacje natezenia promieniowania kosmicznego ze zmianami klimatycznymi i ekstremalnymi zjawiskami pogodowymi,
    • dodatkowych informacji o zjawiskach geomagnetycznych i prognozowaniem problemow w transmisji radiowej,
    • duzej liczby rejestracji przypadkow skrajnie wysokich energii czastek promieniowania kosmicznego (dla duzej powierzchni detekcji przez aparatury wlaczone do Projektu),
    • doplywu mlodej kadry zaangazowanej w badania neukowe.

Wielkosc eksperymentu zalezy od ilosci lokalnych aparatur wlaczajacych sie do Projektu. Bierzemy tu pod uwage glownie obszary miejski z minimum 4. szkolami srednimi w promieniu 4 km. Poniewaz informacje przekazywane beda off-line za posrednistwem Internetu, calkowita ilosc zebranych danych bedzie proporcjonalna do calkowitej powierzchni objetej projektem (jednakowoz ich jakosc jest proporcjonalna do kwadratu tej powierzchni). Znaczenie edukacyjne projektu w oczywisty sposob zalezec bedzie od ilosci zaangazowanych wen uczniow.

INTEGRACJA

Znalezienie grup ludzi (mlodzierzy!) o podobnych zainteresowaniach w roznych miastach, czy krajach spowoduje wzrost zapotrzebowania na lepsza komunikacje pomiedzy tymi grupami (komunikacje w szerokim tego slowa znaczeniu, wlaczajac w to wizyty, konferencje itp).

Podstawowe detektory opisane sa ponizej. Jednakowoz istnieje w tym miejscu szerokie pole do popisu dla innowacji, ulepszen i rozbudowy. To samo dotyczy analizy danych pod katem korelacji z innymi rodzajami dostepnych danych (jak np. pomiarami satelitarnymi, wplywami pogody itp). Dzielenie sie takimi informacjami (wyposazeniem technicznym) dodatkowo polaczyc moze mlodych naukowcow z roznych miejsc.

Krotki opis detektora

Szkoly srednie tworzace lokalna siec detekcyjna projektu Maze beda wyposazone w detektory promieniowania kosmicznego.

Pojedyncza jednoska detekcyjna:

bedzie sie skladac z 4. detektorow scyntylacyjnych o powierzchni 1m2 kazdy. Detektory rozmieszczone beda na dachu szkoly w wierzcholkach czworokata o bokach ~10-30 metrow. Swiatlo z licznika zbierane bedzie jeden fotopowielacz (w kazdym detektorze) i sygnal z niego bedzie zamieniany na cyfrowy on-line. System wyposazony bedzie w dokladny zegar czasu absolutngo (o dokladnosci ~10 nanosekund) sterowany sygnalem z globalnego systemu nawigacji satelitarnej (najprawdopodobniej GPS na poczatek).

Metoda zbierania danych:

Stacje detekcyjne pracowac beda w sposob ciagly. Obsluga przez czlowieka bedzie wymagana jedynie dla przeslania danych. System on-line bedzie mogl pracowac bez potrzeby interwencji (transmisji) kilka (5) tygodni.

Komunikacji pomiedzi stacjami detekcyjnymi:

Pojedyncze stacje przesylac beda swoje dane do lokalnego centrum przez Internet. Ta sama droga dane z centrum zebrana z wszystkich stacji udostepniane beda uczestnikom Projektu.

Metody opracowywania danych:

Kazdy z uczestnikow Projektu bedzie mogl uzywac w tym celu tak wlasnego oprogramowania, jak tez stosowac programy i procedury opracowane przez innych wspoluczestnikow. Ogolnie preferowanym systemem bedzie Linux na komputerach klasy PC i jezyk C++ (z CERNowskim systemem ROOT). Wyniki analiz beda udostepniane na indywidualnych (szkolnych, prywatnych) stronach WWW. Wyniki szczegolnie wazne beda takze wlaczone do lokatnych oficjalnych stron Projektu.

Krotki opis spodziewanych obserwacji i zwiazanych z nimi zagadnien:

  • Na poziomie pojedynczego detektora (4 zestawy informacji na jedna szkole/stacje detekcyjna) mierzona bedzie w sposob ciagly wielkosc strumienia wtornych czastek promieniowania kosmicznego. Wielkosc ta odpowiada w przyblizeniu 170 zliczeniom w jednym metrowym detektorze na sekunde (6 czastek na sekunde przez ludzka glowe, jedna co sekunde przechodzi przez wyciagnieta ludzka dlon).
    • Strumien ten zalezy od cisnienia atmosferycznego i sa to zmiany na poziomie kilku procent, ktore latwo jest uwzglednic w dalszej analizie.
    • zaburzenia geomagnetyczny moga byc obserwowane jako 2-4 procentowe zmiany strumienia skorelowane z aktywnoscia sloneczna i obserwowanymi zjawiskami emisji z korony slonecznej znacznych ilosci czastek jonizujacych, co ma istotny wplyw na pogorszanie sie jakosci transmisji radiowych, prace znajdujacych sie na orbicie satelitow itp..
    • niewielki i krotkotrwale zmiany moga byc powodowane przez zmiany temperatury wysokich warstw atmosfery,
    • burze i inne gwaltowne zjawiska atmosferyczne moga zaburzac strumien wtornego promieniowania kosmicznego poprzez lokalne zmiany pola elektrostatycznego (efekt ten jest slabo znany, zaobserwowany zostal w kilku eksperymenach m.in. L3+Cosmic w CERNie)
    • dlugookresowe zmiany odpowiadajace jedenastoletniemu cyklowi slonecznemu zwiazane z cyklem zmian klimatycznych w skali globalnej.,
    • testowanie i monitoring pracy aparatury (podobne zachowanie wszystkich czterech detektorow),
    • niezwykle dydaktyczny przyklad na znaczenie matematycznego i statystycznego pojecia fluktuacji, rozkladu prawdopodobienstwa, zmiennej losowej itp.

Dane rejestrowane beda rownolegle przez wiele stacji detekcyjnych co zwiekszy ich statystyczne znaczenie i podniesie precyzje pomiarow niektorych z powyzszych efektow.

  • W kazdej stacji detekcyjnej (uklad 4. detektorow) rejestrowane beda z czestoscia okolo 1 na minute wielkie peki atmosferyczne, kaskady czastek wtornych (glownie elektromagnetycznych: fotonow, elektronow i pozytonow). Dokladny pomiar roznic czasow przyjscia czastek do posczegolnych detektorow (z dokladnoscia ~1 nanosekundy) pozwoli wyznaczyc kierunek pierwotnej, wysokoenergetycznej czastki promieniowania kosmicznego. Wielkosci amplitud tych sygnalow pozwola zas oszacowac energie tej czastki.
    • rejestrowane w ten sposob przypadki odpowiadaja energiom powyzej 1015 eV, obszar energii szczegolnie wazny w badaniach pochodzenia promieniowania kosmicznego,
    • zagadnienie teoretyczne, jak przyspieszane sa czastki w naturze do tak wysokich energii, podczas gdy najpotezniejsze zbudowane przez czlowieka akceletarory nie przekraczaja narazie energii 1013 eV,
    • praktyczne rozwiazywanie problemow zwiazanych ze statystyka malych liczb.
  • Poszukiwanie (off-line) korelacji pomiedzy rejestracjami w roznych stacjach (szkolach) pozwoli znalezc przypadki zaobserwowane jednoczesnie w kilku odleglych punktach. Dziesiecionanosekundowa dokladnosc pomiaru czasu da mozliwosc dokladnego okreslenia kierunku czastki pierwotnej. Energie takich czastek przekraczaja 1018eV. Dla stacji detekcyjnych rozlozonych na obszarze 100 km2 (10km x 10km) przypadki takie zdarzalyby ssie srednio mniej wiecej raz na dzien (~400 na rok).
    • uklad 30 stacji mialby powierzchnie zblizona do najwiekszego istniejacego obecnie ukladu pomiarowego czastek najwyzszych energii w promieniowaniu kosmicznym i kilka takich ukladow dostaczyc by moglo fizyczne wyniki o duzej istotnosci,
    • osiagniecie, ciagle monitorowanie i zastosowanie w praktyce systemow pomiaru czasu absolutnego z dokladnoscia no 10 nanosekund (co odpowiada dokladnosci lokalizacji 3, metrow) jest istotne z punktu widzenia przyszlych systemow nawigacyjnych.

Szczegoly techniczne pojedynczej stacji detekcyjnej

Szacowany koszt materialow dla jednej stacji (szkoly) wynosi okolo 5.000,- EUR.
Skladaja sie nan przede wszystkim 42 kg scyntylatora plastikowego na bazie polistyrenu (typ uzywany w eksperymencie MINOS), 4 nieduze fotopowielacze (po jednym na detektor), swiatlowody reemitujace, odbiornik GPS z antena, elementy komputera PC dla systemu on-line, obudowy, kable, oslony itp. (najdrozsze z tego sa scyntylator i fotopowielacze).
Pojedynczy licznik scyntylacyjny (1m2) mialby grubosc 1 cm. Swiatlo zbierane byloby i przesylane do fotopowielacza poprzez system swiatlowodow. Sygnal z fotopowielacza po przetworzeniu przesylany bylby on-line do komputera stacji. W przypadku zarejestrowania jednoczesnych (w odstepie krotszym niz 20 nanosekund) sygnalow z conajmniej dwoch detektorow zapisywane bylyby amplitudy wszystkich sygnalow i absolutny czas ich rejestracji. Tempo zliczen kazdego z detektorow ( o powierzchni 1m2) byloby automatycznie zapisywane w odstepach pieciominutowych.

System zapisywalby dane w sposob ciagly i odpowiadaloby to szybkosci 150 kB na godzine (3.5 MB dziennie).

Garsc podstawowych informacji o promieniowaniu kosmicznym

Promieniowanie kosmicznie nieustannie bombardujace Ziemie pochodzi w wiekszosci z poza Ukladu Slonecznego. Wiatr sloneczny moze wplywac na mozliwosc przedostawania sie tego promieniowania o niskich energiach do centralnych czesci Ukladu Slonecznego (gdzie my sie akurat znajdujemy). I stad sie bierze zaleznosc obserwowanego strumienia czastek kosmicznych of aktywnosci Slonca.
Zdecydowana wiekszosc czastek promieniowania kosmicznego to czastki naladowane, zjonizowana, stabilne okruchy materii (w tym jadra atomowe). Czastki takie, aby dotrzec do granic ziemskiej atmosfery musza przebic sie przez ziemskie pole magnetyczne wypychajace czastki niskich energii spowrotem w przestrzen (effekt ten nazywa sie obcieciem geomagnetycznym i zalezy glownie od szerokosci geograficznej). Stad wynika zaleznosc intensywnosci strumienia promieniowania kosmicznego przy powierzchni Ziemi od zmian i zaburzen jej pola magnetycznego.
Przed docierajacym do Ziemi promieniowaniem kosmicznym chroni nas zeimska atmosfera. Czastki wysokich energii oddzialywyja z jadrami jej atomow produkujac czastki wtorne a nawet cale ich kaskady. Wynikiem tych procesow sa czastki wtorne docierajace do poziomu obserwacji. Wysokosc tego poziomu i stan atmosfery w jej najwyzszych warstwach sa bardzo istotne dla obserwowanego strumienia czastek. Czesc czastek rozpada sie w wysokich, rzadkich warstwach atmosfery na bardzo przenikliwe czastki jonizujace zwane mionami stanowiacymi glowny skladnik promienotworczosci naturalnej pochodzenia kosmicznego. Sredni szesc mionow przechodzi przez glawe kazdego z nas w kazdej sekundzie. Czastki bardzo wysokich energii produkuja w atmosferze kaskady czastek wtornych mogace osiagnac poziom obserwacji. Kaskady te skladaja sie glownie z czastek elektromagnetycznych (fotonow, elektronow i pozytonow - antyelektronow). Ich gestosci dochodza do tysiecy na metr kwadratowy (w pojedynczej kaskadzie).

Troche informacji historycznych o promieniowaniu kosmicznym

Zjawisko promieniowania kosmicznego znane jest od 90 lat. Odkryte zostalo (jako tzw "promieniowanie wysokosciowe") przez austryjackiego fizyka Viktora Hessa (nagroda Nobla w roku 1936) i odtad wiemy, ze Ziemia jest stale bombardowana wysokoenergetycznymi czastkami przychodzacymi do nas z kosmosu. Czastki te o bardzo wysokich energiach tworza w atmosferze tak zwane wielkie peki atmosferyczne odkrytymi przez Rolanda Maze'a i Pierre Auger'a w roku 1938. Pierwszy uklad pomiarowy do odserwacji wielkich pekow zostal zbudowany przez Maze'a na dachu Ecole Normale Superieure w Paryzu. Od poczatku lat piecdziesiatych Roland Maze wspolpracowal scisle z Aleksandrem Zawadzkim i innymi fizykami polskimi tworzac w Lodzi osrodek badan promieniowania kosmicznego.
Badania promieniowania kosmicznego rozwijaja sie w ostatnich latach szczegolnie intensywnie w obszarze gornej granicy jego widma energetycznego, gdzie zaobserwowano kilka przypadkow czastek o energiach przewyzszajacych 1020eV ( ~50 J).

Copyright c T.Wibig. All rights reserved.
E-mail:wibig@zpk.u.lodz.pl
WWW: www.u.lodz.pl/~wibig