PROYECTO LAGO BOLIVIA
LARGE APERTURE GAMMA RAY OBSERVATORY
THE LAGO PROJECT IN BOLIVIA
A. Velarde†, R. Ticona, P. Miranda, H. Rivera & J. Quispe
Instituto de Investigaciones Físicas ]]>
Universidad Mayor de San Andres
La Paz - Bolivia
† avelarde@fiumsa.edu.bo, http://www.fiumsa.edu.bo/investigacion/LAGO.
RESUMEN
LAGO es una red en tierra de detectores Cherenkov con agua (WCD) para detectar partículas secundarias remanentes de pequeños chubascos atmosféricos producidos por gammas provenientes de GRBs.
La red LAGO esta constituida por estaciones que se han seleccionado en sitios de altura: Sierra La Negra (4.650 m.s.n.m.) en Puebla-Mexico, Chacaltaya (5.230 m.s.n.m.), en La Paz-Bolivia, Pico Espejo (4.765 m.s.n.m.) en Merida-Venezuela. También hacen parte de la red los 16.000m2 de detectores Cherenkov de AUGER en Malargue-Argentina (1.400 m.s.n.m.). En Perú se están ubicando posibles sitios de altura cerca de Cusco para instalar otra estación de la red LAGO y se ha presentado una propuesta para instalar detectores en la "Pirámide" del CNR en el Everest (5.050m.s.n.m.).
Se presentan los resultados de la instalación y puesta en marcha de la estación LAGO Bolivia en el Laboratorio de Física Cósmica de Chacaltaya.
Descriptores: Gamma Ray Bursts (GRBs) — rayos cósmicos
]]> Codigo(s) PACS: 95.85.Pw, 95.85.Ry, 95.45.+iABSTRACT
LAGO is a network of water Cherenkov detectors (WCD) which operate which detect secondary particles that are remnants of small atmospheric showers (storms) produced by gammas originating from GRBs. LAGO is made up of high altitude sites: Sierra La Negra (4,650 m asl.) in Puebla-Mexico, Chacaltaya (5,230 m asl.), in La Paz-Bolivia, Pico Espejo (4,765 m asl.) in Mérida-Venezuela. They also make up part of a the 16.000m2 AUGER Cherenkov detector network in Malarge-Argentina (1,400 m asl). In Peru a number of possible high altitude sites close to Cusco are being identified for the installation of a LAGO network. There is even a proposal to install detectors in Everests CNR Pyramid at (5,050 m asl). We present the results from the installation and operation of Bolivias LAGO station in the Cosmic Physics Laboratory at Chacaltaya.
Subject headings: Gamma Ray Bursts (GRBs) — cosmic Rays
1. INTRODUCCIÓN
Desde el descubrimiento de los Gamma Ray Bursts (GRBs), a fines de los años 60 por el satélite VELA (Klebesadel 1973), este fenómeno astrofísico ha despertado el mayor interés en el campo de la astrofísica.
Se han diseñado e instalado varios instrumentos de detección en satélites y tambien en tierra para detectarlos (Meszaros 2006).
Los GRBs son explosiones sUbitas de fotones de alta energía (E > 10KeV, Rayos X duros y Rayos Gamma), de corta duración (entre 0,01 a 100 segundos), seguidos por una radiación remanente más débil en rayos X conocida como posluminiscencia. Se detectan, en promedio, uno por día.
]]> Se trata de los fenómenos físicos mas luminosos del universo, produciendo una gran cantidad de energía en haces de rayos gamma; su luminosidad se estima en Lγ ~ 1052 erg/s (Ramirez &Fenimore 1999).La mayoría de los fotones de los GRBs han sido observados en el rango de energías de los MeV, por detectores en satélites. Su espectro de energía típico sigue una ley de potencias E—α con α ~— 2 para el rango de energía E < 1GeV, como se muestra en la Fig. 1.
En la Fig. 2 se muestra la distribución de los GRBs según su duración. Se ve que es una distribución bimodal con dos poblaciones bien definidas. Los de corta duración (< 2s), centrada alrededor de 0.3s y los de larga duración (> 2s), centrada alrededor de los 30s.1
Algunos GRBs de larga duración (> 2s) se han asociado con hipernovas que corresponden a la muerte de estrellas supermasivas (> 40M
).2 Su brillo es cientos de veces mayor al de una supernova típica.
Los GRBs de corta duración (< 2s) provienen de galaxias muy lejanas, prácticamente de los confines del universo.
Uno de los más espectaculares: el GRB 990123 de 23 de enero de 1999, muestra los siguientes datos:
]]> Corrimiento al rojo z = 1, 6 equivale a un Δt ~ 7,6 x 109 años luz, una energía, E ~ 3 x 1054erg, y una luminosidad máxima, Lmax = 1053 erg/s (Blandford & Helfand 1999).El GRB mas lejano, recientemente detectado por el telescopio Fermi, es el del 23 de abril de 2009, (GRB090423) con un corrimiento al rojo z = 8,2 que corresponde a una distancia de 13 x 109 años luz, esto es, escasos 600 millones de años después del Big Bang3
Los gammas de alta energía, al atravesar el espacio inter-galactico, son absorbidos por producción de pares al interactuar con la radiación de fondo infrarroja y de microondas; por ello, los gammas que llegan a la tierra son de baja energía.
En la Fig. 3, se muestra el mapa final de los GRBs detectados por BATSE, en el satélite Compton Gamma Ray Observatory que estuvo en operación de 1991 al 2000. La distribución es isotrópica, no se observa ninguna dirección preferente, provienen de todas las direcciones del universo. Sin embargo, las fluencias son incompatibles con un modelo de distribución uniforme de las fuentes, se observa una deficiencia de fotones de baja fluencia, como se muestra en la misma figura.
En el caso de una distribución isotrópica homogénea, el número de GRBs será proporcional al volúmen y la fluencia es proporcional a la inversa de la distancia, de modo que el número de GRBs viene a ser proporcional a la fluencia elevada a —3/2:
]]> 2. DETECCIÓN DE GRBs EN TIERRA
Dada la baja energía de los fotones de los GRBs que llegan a la tierra, es necesario detectarlos mediante satélites fuera de la atmósfera (Bertou 2009). Sólo en unos cuantos GRBs se han observado fotones con energías mayores a 1 GeV. La mayor observada fue de 18 GeV (GRB 940217).
Para detectar fotones de alta energía en un GRB se requieren grandes áreas de detección, cosa que no se puede hacer en satélites. Es posible detectar fotones de alta energía mediante la técnica de las partículas individuales sobrevivientes de los pequeños chubascos atmosféricos producidos por fotones de energías mayores a 1 GeV, mediante arreglos de detectores de partículas en tierra. Mientras más alto se coloquen estos detectores, mayor será su sensibilidad. En la Fig. 4 se muestra una simulación de la sensibilidad de un detector Cherenkov con agua en función de la altura (Bertou 2009).
La gran mayoría de las partículas secundarias remanentes producidas por un gamma primario, serán fotones. Por ello es que la utilización de detectores Cherenkov es preferible a los centelladores u otros detectores de partículas cargadas.
Según esta simulación 20 m2 de detectores Cherenkov con agua en Chacaltaya (5.200 m.s.n.m.) son equivalentes a los 16.000m2 de área afectiva del experimento AUGER en Malargüe, Argentina, a 1.400 m.s.n.m..
3. EL PROYECTO LAGO
Como ya señalamos, la detección de GRBs de energías del orden de los GeV, es posible en detectores en tierra correlaciónados con los registros de satélite, mediante la técnica de la observación de las fluctuaciones de los registros temporales de la radiación de fondo de cada detector debido al arribo de partículas secundarias, mayoritariamente fotones, sobrevivientes del chubasco generado en el tope de la atmósfera por los rayos gamma de un GRB que llegan durante el corto período de tiempo de duración del mismo.
]]> Este método se conoce como "Single Particle Technique" (SPT, Técnica de partículas individuales, Aglietta 1996). Cuando fotones de un GRB alcanzan la atmósfera, producen chubascos de rayos cósmicos, sin embargo, sus energías no son suficientes para producir chubascos detectables en tierra (ni siquiera a grandes alturas). Sin embargo, se espera que lleguen muchos fotones en un período corto de tiempo. Entonces se podrá ver un incremento en la razón de conteo de la radiación de fondo en los detectores durante ese período de tiempo. Esta técnica ya se aplico en INCA (Vernetto 1999), en Chacaltaya, y en ARGO (Surdo 2003), en Tibet. Un estudio general de esta técnica puede encontrarse en Ref. Vernetto 2000.El proyecto LAGO consiste en instalar una red de estaciones terrestres para detectar fotones de alta energía provenientes de las explosiones de rayos gamma (GRBs), utilizando la SPT con detectores Cherenkov con agua.
Para alcanzar una sensibilidad razonable, se han seleccionado sitios de altura en Sierra La Negra (4.650 m.s.n.m.) en Puebla-México, Chacaltaya (5.230 m.s.n.m.), en La Paz-Bolivia, Pico Espejo (4.765 m.s.n.m.) en Merida-Venezuela. También hacen parte de la red los detectores de AUGER en Malargue-Argentina (1.400 m.s.n.m.). En Peni se están ubicando posibles sitios de altura cerca de Cusco para instalar otra estación de la red LAGO y se ha presentado una propuesta para instalar detectores en la "Pirámide" del CNR en el Everest (5.050 m.s.n.m.).
4. LA ESTACIÓN DE CHACALTAYA
Actualmente se encuentran instalados y en operación tres detectores Cherenkov con agua; dos de 2, 2m de diámetro, (3,8 m 2) y 1, 5m de altura del agua y uno de 1, 4m de diámetro, (1, 5 m2) y 1, 4m de altura de agua. Han sido colocados en la "Sala de Muones" del Laboratorio de Física Cosmica de Chacaltaya (ver Fig. 6).
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La Fig. 7 muestra la disposición de los detectores y en las Figs. 8, 9 y 10 se muestran los detectores.
4.1. Calibración del Detector Prototipo WCD1
En la Tabla 1 se dan las características de este prototipo.
En la Fig. 11 se muestra el espectro de las señales en el WCD1 (prototipo), medido en Cota Cota (3.300 m.s.n.m.).
El pico que se observa, corresponde a los muones que atraviesan el tanque. Para determinar su posición en función de los canales del espectro, se tienden dos ajustes lineales antes y después del pico y se encuentra la intersección. En nuestro caso se ubica en el canal 323 (323±20).
]]> Se busca determinar el VEM ("Vertical Equivalent Muon"). Sabiendo que un muon relativista deposita 2 MeV/cm en agua y conociendo la profundidad del agua, se puede utilizar el VEM para calibrar el equipo en energía.Para determinar el VEM se utilizo el programa Corsika para simular la radiación de fondo en Cota Cota y el programa Geant4 para simular el espectro en el tanque y el VEM (Rivera 2007).
En la Fig. 12, se muestra la comparación entre el espectro medido, el simulado y el VEM. Se hizo coincidir el pico muon de la simulación con el pico muon medido. El pico muon de la simulación corresponde a 109 fotoelectrones (fe) que se ajustan al canal 323 del espectro medido.
El VEM simulado corresponde a 106 fotoelectrones y equivale al canal 315, o sea, a 0, 975 Pico Muon.
4.2. Prototipo en Chacaltaya
La Fig. 13 muestra el espectro del prototipo (WCD1) en Chacaltaya, comparado con el espectro medido en Cota Cota. Se puede ver que el pico muon es menos destacado, sin embargo, coincide con el de Cota Cota. Naturalmente, la energía depositada por un muon al atravesar el tanque es independiente de la altura.
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Confirmamos, entonces que el canal (315±20) corresponde al VEM y equivale a 280 MeV. El error se calcula con base en los errores del ajuste de las líneas cuya intersección se utilizó para determinar el pico muón. Ahora bien, se determinó el factor de 0,34mV/canal, entonces corresponde a una señal de (107 ± 7 mV).
4.3. Tanques Grandes, WCD2 y WCD3
Las correspondientes características se dan en la Tabla 1.
Se hicieron medidas comparativas de la reflectividad de varios materiales mediante destellos de diferentes intensidades de un LED violeta dentro de una caja con un fotomultiplicador; comprobando que, como se muestra en la Fig. 14, la lona vinílica que se utiliza en las gigantografías tiene un comportamiento similar al Tyvek que utilizan en los tanques del proyecto AUGER.
]]> 4.4. Simulación del VEM
En la Fig. 15, se muestra la simulación del VEM para el tanque chico y el grande, en número de fotoelectrones(fe).
Tanque chico: 106 fe.
Tanque grande: 54 fe.
Se observa que hay una relación de 
1/2 del tanque grande respecto al chico, esto se debe a la relación del área del fotomultiplicador al área reflectante. El número de fotoelectrones es proporcional a dicha relación APM/ATanque:
donde Nfot/cm es el número de fotones Cherenkov por cm, H es la altura de agua, Efcuant es la Eficiencia Cuántica del fotomultiplicador, r es el coeficiente de reflexión en las paredes, y t es el coeficiente de transmisión del agua.
En ambos tanques se usa un sólo fotomultiplicador de 20 cm de diámetro; la relación APM/ATanque para el detector chico (WCD1) es 3,4 x 10—3 y para los tanques grandes es 1,7 x 10—3; la relación entre ambos da, efectivamente, 0,5.
4.5. Calibración de los Tanques Grandes
La calibración de los tanques grandes resultó en lo siguiente: Para un contaje de fondo de 1.200 c/s:
WCD2: HV 1.600 V, VEM Canal 273 = 300MeV.
WCD3: HV 1.200 V, VEM Canal 197 = 300MeV.
En la Fig. 16 se muestra el espectro de carga del detector grande WCD2. Utilizando el método descrito, mediante la intersección de dos ajustes lineales en el cambio de pendiente del espectro, se encuentra que el pico muón corresponde al canal 280 (±20). El VEM, siguiendo el dato de la simulación, corresponderá, entonces, al canal 280x 0,975 =273. Para una altura de agua de 1 , 5m, la energía depositada por los muones es de 300 MeV.
]]> De igual manera, se calibró el segundo tanque grande WCD3; en la Fig. 17 se muestra su espectro de carga.
En la Tabla 3, se muestran los valores numéricos resultantes de la simulación.
En la Fig. 18 se muestra el número de partículas secundarias esperadas en la estación de Chacaltaya en función de la energía de un fotón primario vertical en el rango de 1 GeV a 1 TeV.4
En todos los casos la gran mayoría son fotones, por ello es que se han escogidos detectores Cherenkov que son sensibles a los fotones, además de las partículas cargadas.
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En la Tabla 2 se muestran los valores numéricos resultantes de la simulación.
4.6. Cálculo del número medio de partículas secundarias en función de la energía del fotón primario
En la Fig. 18 se muestra el número de partículas secundarias en función de la energía del gamma primario vertical (Ep) que arriban a la estación de Chacaltaya, ponderadas al espectro de energía de los GRBs:4
En la Fig. 19, se muestra el resultado de la simulación. El número de fotones constituye la mayoría de las partículas que arriban y la gran mayoría de ellos corresponden a secundarios producidos por un primario vertical de 1 GeV.
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4.7. Energía media en función de la energía del gamma primario
En la Fig. 20 se muestran los resultados de la simulación4 de la energía media de las partículas secundarias en función de la energía de un gamma primario vertical.
En la Tabla 4, se muestran los valores numéricos resultantes de la simulación.
Como vimos, casi la totalidad de las partículas secundarias son fotones provenientes de los gammas primarios de menor energía, 1 GeV, de manera que el nivel de discriminación de los detectores debe corresponder a 2,52 MeV. En el WCD1 y WCD2 corresponde al canal 3 y en el WCD3, al canal 4.
]]> El sistema de detección tiene cuatro niveles de discriminacion fijos 3, 7, 50 y —3. En la Fig. 21 se muestran los registros por minuto de un día en estos cuatro niveles de discriminación.
4.8. Fluencia mínima de los GRBs detectables por la estación de Chacaltaya
Si esperamos una señal de cuatro desviaciones estandar sobre el conteo de fondo en el registro con nivel de discriminación 3, entonces tenemos que el número de partículas secundarias provenientes de un gamma primario vertical será: (n) = 4σ , luego:
donde N es el conteo de fondo (~ 12.000c/s para tanques grandes y 6000c/s para el chico), Δt ~ 10s es la duración típica de un GRB, Aef es el área efectiva del detector que es un cilindro, (N(E, 0)) es la frecuencia media de partículas secundarias en función de la energía de un GRB vertical.
En la Fig. 22 se muestran las distribución es angulares de las partículas secundarias en Chacaltaya,5 que se ajustan muy bien a una distribución de Weibull:
de donde podemos calcular el área efectiva de un cilindro (ver Fig. 23):
Entonces, de la ecuación (3), podemos obtener la constante de proporcionalidad K y luego calcular la fluencia mínima para los detectores:
Los resultados son mostrados en la Tabla 5
5. CONCLUSIONES
LAGO Bolivia podría detectar en tierra GRBs verticales con energías mayores a 1 GeV si su fluencia fuera superior a ~ 0,8 x 10—4erg/cm2.
Comparando con el resultado del experimento INCA (Vernetto 2000) (Fig. 24) que con el mismo propósito funcióno en Chacaltaya de 1995 al 2000 y que consistía de 48m2 de detectores plasticos de centelleo, los ~ 10m2 de LAGO-Bolivia son equivalentes.
Para disminuir la fluencia de los GRBs verticales en un orden, necesitaríamos aproximadamente 100 detectores. En la Fig. 25 mostramos algunos GRBs reportados por los satélites que llegaron dentro del angulo de vision de Chacaltaya. Ninguno produjo senal.
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Notas
1 BATSE 4B Gamma-Ray Burst Catalog, www.batse.msfc.nasa.gov/batse/grb/duration.
2 Gamma Ray Burst: "Introducction to a Mystery", http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_ll/bursts.html.
3 www.nasa.gov/misión_page/swifLburst/cosmic.record.html.4 simulación en AIRES, Alexandra de Castro (LAGO Venezuela) y Javier Quispe (LAGO Bolivia).
5 simulación en Corsika, Hugo Rivera B., LAGO Bolivia
REFERENCIAS
Aglietta, M. 1996, ApJ, 469, 305 [ Links ]
Bertou, X. 2009, Proceedings of the 13th ICRC, The Large Aperture GRB Observatory [ Links ]
Blandford, R. D. & Helfand, D. J. 1999, MNRAS, 305, No 3 [ Links ]
Klebesadel, R. 1973, ApJ, 182, 85 [ Links ]
Meszaros, P. 2006, Rept. Prog. Phys., 69, 2259 [ Links ]
Ramirez, E. & Fenimore, E. 1999, Filling Factors: Hubble Relationship for Gamma Ray Bursts, T-04 Fifth Huntsville GRB Symposium, Hunsville, Alabama, USA, 18-22 octubre [ Links ]
Rivera, H. 2007, Implementación de un Prototipo de Detector de Muones de Chubascos Atmosféricos. Tesis de Licenciatura en Física, Carrera de Física, UMSA. La Paz, Bolivia [ Links ]
Surdo, A. 2003, 28th ICRC, Tsukuba, Japan [ Links ]
Vernetto, S. 1999, A&AS, 138, 599 2000, [ Links ]
-----. Astropart. Phys., 13, 75 [ Links ]
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