Teleskop liczników Geigera-Mullera

TELESKOP LICZNIKÓW GEIGERA-MÜLLERA
Kajetan Kołodziejczak, Rafał Pierzyński, Rafał Sobczak,
XII LO im. Stanisława Wyspiańskiego w Łodzi, Al. K. Anstadta 7, 91-409 Łódź.
Streszczenie: W ramach projektu im. Rolanda Maze’a zbudowaliśmy
teleskop do pomiarów niespójnych mionów promieniowania kosmicznego.
W pracy tej prezentujemy opis jego konstrukcji i wyniki pierwszych testów
pokazujących, Ŝe teleskop działa prawidłowo. Wstępnie przeprowadzone
pomiary efektu barometrycznego (zaleŜności tempa rejestracji mionów od
ciśnienia atmosferycznego) dały wynik 0.21 ± 0.04 [%/mb], co zgadza się
z wartościami spotykanymi w literaturze. Przewidujemy wykorzystanie
teleskopu do przeprowadzania dalszych, innych pomiarów w przyszłości.
1. Wprowadzenie
1.1 Promieniowanie kosmiczne
Istnienie promieniowania kosmicznego wykrył w 1912 r. fizyk Victor F. Hess, prowadząc
badania przy uŜyciu elektroskopu uŜywanego do pomiaru promieniowania radiacyjnego (np.
radu i innych substancji promieniotwórczych). Badania prowadził przy wykorzystaniu
balonu. Okazało się, Ŝe wraz z wysokością czas rozładowywania elektroskopu zmienia się i
na wysokości 5 km jest cztery razy krótszy [1].
Było to najwaŜniejsze odkrycie w tej dziedzinie, poniewaŜ dowiodło, Ŝe na Ziemię trafia
równieŜ inne promieniowanie niŜ to emitowane przez nią samą, otwierając przez to nowe
horyzonty. Promieniowanie to przynosi wiele informacji o odległych ciałach niebieskich,
gwiazdach czy galaktykach, niemoŜliwych do zaobserwowania optycznie.
Dość długo naukowcy nie potrafili wyjaśnić natury promieniowania kosmicznego.
Początkowo uwaŜano, Ŝe są to fotony o energii duŜo większej niŜ te, spotykane na ziemi.
Jeszcze w roku 1929 utrzymywano, iŜ jest to promieniowanie gamma (najbardziej
przenikalne spośród ówcześnie znanych)- teoria Millikana [1].
Pomiary wykonane przez Hessa, Kohlhörstera, Millikana, Regenera i innych wykazały, Ŝe
promieniowanie kosmiczne jest bardziej przenikliwe od innych znanych promieni.
Wykluczało to teorie, iŜ są to fotony gamma, gdyŜ mają one duŜo większą od nich energię.
Do badania promieniowania kosmicznego uŜywano początkowo elektroskopów Wulfa
(hermetycznych) oraz liczników scyntylacyjnych. JednakŜe wyŜej wymienione przyrządy nie
są najlepsze do badania promieniowania kosmicznego. Potrzeby badaczy w tej dziedzinie
zaspokoił dopiero wynalazek licznika Geigera-Müllera. Jego zaletą jest prosta budowa, jak
równieŜ stosunkowo duŜa czułość (jest on czuły w całej swej objętości). Jego rozmiary mogą
1
być bardzo róŜne. Dzięki tym zaletom stał on się podstawowym narzędziem badań
promieniowania kosmicznego do połowy XX. wieku.
.
1.2 Promieniowane kosmiczne przy powierzchni Ziemi
Bruno Rossi w latach 30 XX wieku opracował nową
metodę uŜycia liczników Geigera-Müllera do pomiarów
promieniowania kosmicznego. Wynalazł on układ
koincydencji oparty na zastosowaniu lamp elektronowych
przedstawiony na Rys. 1. UmoŜliwiało to koincydencje
wielu liczników Geigera-Müllera, co zmniejszyło liczbę
przypadkowych zliczeń (tzw. tła). Rossi, przeprowadzając
swoje doświadczenia, obalił wcześniej postawioną hipotezę
fotonową. Dowiódł on, Ŝe promienie kosmiczne wywołują
złoŜone zjawiska, w których powstaje duŜa liczba cząstek
wtórnych.
Rys. 1. Układ koincydencji
wynaleziony przez Rossiego.
Liczniki cząstek naładowanych na powierzchni ziemi rejestrują ciągle przychodzące z góry
cząstki. Są to niespójne cząstki wtórne. Wśród nich przewaŜają miony, cięŜkie odpowiedniki
elektronów. Są one bardzo przenikliwymi cząsteczkami. Powstając w górnych warstwach
atmosfery w wyniku oddziaływania pierwotnych cząstek promieniowania kosmicznego,
potrafią dotrzeć kilkadziesiąt metrów pod ziemię.
Co jakiś czas do Ziemi dociera cząstka o bardzo duŜej energii wynoszącej 1014 - 1017 eV [2].
Cząsteczki te wchodząc w atmosferę zderzają się z cząsteczkami w niej zawartymi, co
prowadzi do wytworzenia promieniowania wtórnego. Obecnie, zjawiska te nazywane są
wielkimi pękami atmosferycznymi (zderzenia cząstek promieniowania kosmicznego z
cząstkami atmosfery, mające przebieg lawinowy). Odkrycia wielkich pęków atmosferycznych
dokonali w 1938 roku P. Auger i R. Maze [3].
1.3 Projekt im. Rolanda Maze
Nasz detektor wykonaliśmy w ramach projektu im. Rolanda Maze’a. Ogólna idea polega na
tym, Ŝe prawie w kaŜdej szkole średniej w Łodzi umieszczone zostaną detektory
promieniowania kosmicznego. ZałoŜenie jest takie, Ŝe kaŜda placówka będzie stanowiła
samodzielną mini-aparaturę wielkopękową. W jej skład będą wchodziły cztery detektory
scyntylacyjne wyposaŜone we własny system wyzwalania i gromadzenia danych.
Porozumiewanie odbywać się będzie za pomocą internetu i satelitarnego systemu
pozycjonowania GPS (do dokładnego pomiaru czasu). W tym projekcie mogą brać udział
wszyscy uczniowie interesujący się tym zagadnieniem. [2, 4, 5]
2
2. Teleskop liczników Geigera-Müllera.
2.1 Ogólny schemat aparatury
Rys. 2. Schemat ideowy budowy teleskopu liczników Geigera-Müllera. u.f.- układ
formujący impulsy, u.k- układ koincydencji
Nasz teleskop pokazany jest na Rys. 2. Składa się on z trzech liczników Geigera-Müllera
ułoŜonych w jednej płaszczyźnie. Liczniki te zasilane są napięciem około 1500V
przykładanym do druta znajdującego się wewnątrz szklanej obudowy. Impulsy z detektorów
przez kondensator odcinający trafiają do układów formujących. KaŜdy z trzech liczników
Geigera-Müllera posiada własne układy formowania. Impulsy są w tych układach
odpowiednio kształtowane, aby mogły być obrabiane później przez układy cyfrowe.
Następnie znajduje się układ koincydencji, do którego trafiają uformowane impulsy. Impulsy
wychodzące z układu koincydencji są zliczane w liczniku, a następnie wyświetlane na
czterech wyświetlaczach siedmiosegmentowym. MoŜna teŜ podłączyć teleskop do komputera
za pomocą specjalnego interfejsu, który zamienia impulsy wychodzące z układu koincydencji
na impulsy dostosowane do standardów portu komputera. Dzięki temu moŜliwa jest ciągła
rejestracja przypadków oraz moŜliwość zapisania czasu z komputera PC.
Wszystkie układy teleskopu wykonaliśmy własnoręcznie, natomiast liczniki Geigera-Müllera
otrzymaliśmy od łódzkiego Instytutu Problemów Jądrowych.
2.2 Licznik GM
Detektor Geigera-Müllera zaliczamy do detektorów licznikowych, znaczy to, Ŝe rejestruje on
tylko fakt przejścia cząstki przez licznik, a nie pokazuje toru jej lotu. Pierwszy projekt
podobnego licznika został opracowany i wykorzystany do badań w 1928 roku przez H.
Geigera wraz z W. Müllerem. Licznik stosowany w naszym teleskopie został wynaleziony w
roku 1946 przez R. Maze’a i uŜywany jest do dziś w łódzkim Instytucie Problemów
Jądrowych [6].
Rys. 3. Budowa licznika Geigera-Müllera.
3
Licznik znajdujący się w naszym detektorze jak widać na Rys. 3. składa się ze szklanego,
długiego cylindra, o średnicy czterech centymetrów i długości około jednego metra, w którym
znajduje się cienki drut. Cylinder wypełnia gaz szlachetny (argon) z domieszką par alkoholu.
Zewnętrzna część cylindra pokryta jest grafitem. Drut jest katodą, a zewnętrzna powłoka
grafitowa - anodą. Gdy przez gaz przeleci naładowana cząsteczka, zjonizuje go tracąc część
swojej energii. Podczas tego procesu powstają elektrony i jony dodatnie. Jony dodatnie pod
wpływem pola elektrycznego przemieszczają się w kierunku anody, a elektrony
przemieszczają się w kierunku drutu. Zbieranie się ładunku na elektrodach powoduje
pojawienie się impulsu napięciowego w obwodzie zewnętrznym, który to impuls jest
formowany i rejestrowany przez nasz detektor.
WaŜnym warunkiem na to, Ŝeby mion został zarejestrowany jest to, Ŝe mion musi zjonizować
gaz w trzech cylindrach, ułoŜonych jeden nad drugim niemal jednocześnie.
Prowadzi to do redukcji tak zwanego szumu, który uniemoŜliwiałby eksperyment.
2.3 Układy formowania impulsów i układ koincydencji
Impulsy z liczników Geigera-Müllera naleŜy przystosować do pracy w cyfrowych układach
elektronicznych. Do drutu biegnącego wewnątrz licznika Geigera-Müllera przykładane jest
przez opornik napięcie 1500V. Sygnał powodowany przejściem przez detektor cząsteczki
promieniowania kosmicznego zbierany jest przez kondensator. Sygnał ten jest ujemny i
bardzo krótki. Do dalszej obróbki impuls ten musimy zamienić na dodatni i wydłuŜyć do 1 µs.
Jest to moŜliwe dzięki układom UCY 74121, które wydłuŜają długość impulsu. Dobierając
odpowiednie wartości zewnętrznego rezystora i kondensatora czas ten w naszym teleskopie
został ustalony na 1µs.
Następnie impulsy trafiają do układu koincydencyjnego. UmoŜliwia on zliczanie tylko tych
cząsteczek, które w krótkim odstępie czasu (<1µs) przeleciały przez wszystkie trzy detektory.
Układ koincydencji tworzy trójwejściowa bramka NAND (UCY 7410). Która wysyła impuls
wyłącznie wtedy, gdy dotrze do niej w tym samym czasie impulsy ze wszystkich trzech
liczników. Układy te zasilane są napięciem 5V.
2.4 Układ zliczający
Układ ten zlicza i wyświetla na czterocyfrowym wyświetlaczu siedmiosegmentowym liczbę
cząstek zarejestrowanych od momentu włączenia licznika. Zbudowany jest on na bazie
czterech układów zliczających do dziesięciu UCY 7490 oraz czterech układów kodujących i
sterujących wyświetlaczami siedmiosegmentowym UCY 7447. UmoŜliwiają one poprawne
wyświetlanie cyfr.
2.5 Zasilacz wysokiego napięcia
Zasilacz zbudowany przez nas składa się z trzech głównych elementów: generatora impulsów,
transformatora i powielacza napięcia. Jego schemat elektroniczny został przedstawiony na
Rys. 4.
4
Generator zbudowaliśmy na układzie scalonym NE555 i jego zadaniem jest wytwarzanie
dodatnich impulsów prostokątnych z częstotliwością 25 kHz. Jest on zasilany napięciem
sterowanym między 5 a 12V, dzięki temu moŜliwa jest regulacja napięcia zasilającego
detektory Geigera-Müllera. Następnie znajduje się układ RC, który steruje układem dwóch
tranzystorów otwieranych na bardzo krótkie okresy czasu i przewodzących duŜe prądy przez
uzwojenie pierwotne transformatora.
Transformator wymontowaliśmy ze starego telewizora. Oryginalne uzwojenie pierwotne
zastąpiliśmy własnoręcznie nawiniętym, liczącym sześć zwoi. Dzięki tej przeróbce uzwojenia
pierwotnego napięcie na nim jest zwiększane efektywnie około 100 razy. Po transformatorze
znajduje się trójstopniowy powielacz napięcia, w którym na kaŜdym stopniu napięcie
zwiększane jest dwa razy. Ostatecznie otrzymuje się napięcie, które moŜna regulować i
dobrać do naszego rodzaju detektorów Geigera-Müllera.
Rys. 4. Schemat elektroniczny zasilacza wysokiego napięcia.
2.6 Interfejs do komputera.
Interfejs ten został zbudowany takŜe na bazie układu NE555. Pomysł ten zapoŜyczyliśmy od
naszego kolegi z II LO Aleksandra Mielczarka. Interfejs podłączany jest do portu
szeregowego komputera. Oprogramowanie interfejsu autorstwa Aleksandra Mielczarka
napisane zostało w języku Basic i pracuje pod systemem operacyjnym MS-DOS. UmoŜliwia
ono ciągły zapis rejestrowanych przypadków wraz z ich czasem z dokładnością 1 sekundy.
5
3. Wyniki rejestracji
3.1.Badanie stabilności pracy teleskopu
Rys. 5. ZaleŜność tempa zliczeń i ciśnienia od czasu.
Aby stwierdzić, czy nasz teleskop pracuje stabilnie pozostawiliśmy go włączonego i
podłączonego do komputera przez styczeń. Jak moŜna zauwaŜyć na Rys. 5. tempo zliczeń
utrzymuje się na mniej więcej stałym poziomie. Nie widać znaczących wahań świadczących o
nieprawidłowym działaniu detektora. Było to pierwsze uruchomienie teleskopu na dłuŜszy
okres czasu i fakt, Ŝe pracuje tak stabilnie był dla wszystkich duŜym zaskoczeniem.
.
3.2. ZaleŜność: ciśnienie / liczba zliczeń
Na Rys.5. przedstawiono wartości ciśnienia atmosferycznego w czasie trwania pomiarów.
MoŜna zauwaŜyć korelację między wskazaniami barometru, a tempem zliczeń teleskopu.
Kiedy wzrastało ciśnienie, tempo zliczeń odpowiednio malało, kiedy ciśnienie malało –
tempo zliczeń wzrastało a gdy ciśnienie ustaliło się na danym poziomie to tempo zliczeń
takŜe przestało maleć i ustaliło się na danym poziomie. Prawdopodobnie, więc spadek liczby
zliczeń nie jest spowodowany wadliwym działaniem teleskopu tylko zmianą ciśnienia
atmosferycznego.
6
Rys. 7. ZaleŜność tempa zliczeń od ciśnienia. Współrzędne kaŜdego punkt to liczba
zliczeń w ciągu godziny (na osi pionowej) i ciśnienie w tej właśnie godzinie (na osi
poziomej).
Na Rys.7 przedstawiona jest zaleŜność tempa zliczeń od ciśnienia atmosferycznego. Widać,
Ŝe punkty są skorelowane, im wyŜsze ciśnienie tym mniej zliczeń. W pierwszym przybliŜeniu
moŜemy próbować opisać tą zaleŜność linią prostą y = ax + b, gdzie y to liczba zliczeń, a x to
ciśnienie. Mając zmienne z wielu punktów (xi, yi) moŜemy wyznaczyć współczynniki a i b
najlepszej prostej ze wzorów:
n∑ xi yi − ∑ xi ∑ yi
a=
n∑ xi2 − (∑ xi ) 2
∑x ∑ y −∑x ∑x y
b=
n∑ x − (∑ x )
2
i
i
2
i
7
i
i
2
i
i
gdzie n to liczba wszystkich punktów. Współczynnik barometryczny jest to szybkość, z jaką
maleje względna liczba zliczeń, wyraŜona w procentach, przy wzroście ciśnienia o 1 mb, a
więc jest on równy -a i w naszym przypadku wynosi 0.21 %/mb. MoŜemy takŜe policzyć
błąd pomiarowy dla tej wartości ze wzoru:
n∑ ( yi − b − axi )
2
∆a =
2
( n − 2)[n∑ xi − (∑ xi ) 2 ]
2
Uzyskana wartość błędu wynosi 0.04 %/mb.
Uwzględniając błąd pomiarowy otrzymamy ostateczną wartość: 0.21±0.04 %/mb
4. Planowane dalsze eksperymenty
W najbliŜszej przyszłości zamierzamy przeprowadzić serię kolejnych eksperymentów przy
uŜyciu naszego teleskopu. Jednym z nich będzie badanie rozkładu kątowego mionów do nas
przychodzących. Zadaniem tego eksperymentu będzie ustalenie zaleŜności między liczbą
cząstek zarejestrowanych, a kątem nachylenia detektora. Chcemy takŜe zbadać efekt
temperaturowy, czyli sprawdzić, jak tempo zliczeń zaleŜy od temperatury. Wykazanie tej
zaleŜności prawdopodobnie będzie wymagało więcej czasu, poniewaŜ zaleŜność ta jest
słabsza i nie jest to łatwe do zaobserwowania.
5. Wnioski z przeprowadzonych doświadczeń
Zbudowany przez nas teleskop liczników Geigera-Müllera działa stabilnie i rzeczywiście
rejestruje miony produkowane przez promieniowanie kosmiczne docierające do ziemi.
Wykryliśmy teŜ, Ŝe tempo zliczeń jest ściśle związane z ciśnieniem atmosferycznym.
Obliczony przez nas współczynnik barometryczny wynosi 0.21±0.04 %/mb. Tą dokładność
pomiarów osiągnęliśmy zaledwie w dziesięć dni, aby uzyskać dokładność ±0.05 trzeba by
wykonywać pomiary 25 razy dłuŜej, czyli prawie przez cały rok.
Wartości przyjmowane powszechnie w literaturze są równe około 0.18-0.20 %/mb [7]. Nasz
wynik po uwzględnieniu błędu nie odbiega od powszechnie uznanych. Wyniki grupy włoskiej
z pracy [7] to 0.051 %/mb, co jest bardzo odległe od innych wyników. Włosi nie uŜywali do
pomiarów teleskopu liczników Geigera-Müllera, który daje pewność zarejestrowania mionu,
tylko pojedynczy detektor Geigera-Müllera. W związku z tym mierzyli nie tylko efekty
związane z promieniowaniem kosmicznych, ale wszystkie emitowane promieniowania.
6 Podziękowania
Dziękujemy Pani prof. Annie Jagiełło za opiekę ogólną i pomoc, która umoŜliwiła ukończenie
pracy w terminie. Tadeuszowi Wibigowi za pomoc w ostatecznej redakcji pracy i znalezieniu
bibliografii. Bartoszowi Sobierajowi za pomoc w budowie teleskopu liczników GeigeraMüllera. Aleksandrowi Mielczarkowi za udostępnienie schematów i programów, i innym
uczestnikom Projektu im. Rolanda Maze’a za stworzenie atmosfery do pracy.
8
Bibiografia.
1. B. Rossi, „Promieniowanie kosmiczne”, PWN, Warszawa (1968).
2. http://maze.u.lodz.pl
3. T. Wibig, “Jak odkrywano promieniowanie kosmiczne”, Acta Univ Lodz. 26, 3 (2002).
4. T. Wibig i in, “Projekt im. Rolanda Maze’a – fizyka promieniowania kosmicznego”,
Fizyka w szkole 46, 195 (2002).
5. J. Gawin i in, “The Roland Maze Project” , Acta Physica Polonica B33, 349 (2002) .
6. S. Michalak, B. Mowczan i A. Zawadzki, „L.Allongement du paliers des compteurs GM a
cathode en verre”, Acta Physica Pol. XIII, 145 (1954).
7. B. Famoso, P. La Rocca i F. Riggi ,” An educational study of the barometric effect of
cosmic rays with a Geiger counter”, Phys. Educ. 40, 461 (2005).
9