tutaj - Projekt im. Rolanda Maze

z naszych lekcji
Projekt im. Rolanda Maze’a:
Teleskop liczników Geigera-Müllera
do pomiarów promieniowania kosmicznego
ANNA JAGIEŁŁO, TADEUSZ WIBIG, KAJETAN KOŁODZIEJCZAK,
RAFAŁ PIERZYŃSKI, RAFAŁ SOBCZAK
Streszczenie
Grupa uczniów z XII Liceum Ogólnokształcącego w Łodzi zbudowała w ramach
Projektu im. Rolanda Maze’a kompletny
teleskop trzech liczników Geigera-Müllera
sprzężony z komputerem, który umożliwił
im przeprowadzenie poważnych, naukowych pomiarów strumienia niespójnych
mionów promieniowania kosmicznego
na powierzchni, jak i pod powierzchnią ziemi. Pomiary te zostały opracowane numerycznie zgodnie ze współczesnymi metodami statystycznymi obowiązującymi w dużych, naukowych eksperymentach fizycznych. Aparatura, metody i wyniki pomiarów były wielokrotnie prezentowane na sesjach, spotkaniach młodzieży interesującej
się fizyką, a ostatnio ich twórcy wygrali
ogólnopolski konkurs organizowany przez
PAN i IPJ pt. „Fizyczne Ścieżki” na pracę
naukową wykonaną przez uczniów szkół
średnich.
Sam teleskop skonstruowany został tak,
by móc zostać powieszonym na ścianie
w szkolnej pracowni fizycznej i w sposób
ciągły rejestrować promieniowanie kosmiczne. Powinno to wzbudzić zainteresowanie naukami ścisłymi – wśród młodzieży
danej szkoły. Obecnie w ramach Projektu
im. Rolanda Maze’a następne grupy młodzieży zbudowały i powiesiły już podobne
teleskopy w swoich szkołach, a kilka innych
jest w trakcie ich budowy.
Praca ta jest doskonałym przykładem
na to, czego mogą dokonać młodzi ludzie
(z niewielką pomocą i za odpowiednią radą
ze strony bardziej doświadczonych naukowców), jeśli tylko zostaną im stworzone
odpowiednie możliwości po temu.
44
Wstęp
1.1. Promieniowanie kosmiczne
Promieniowanie kosmiczne (p.k.) zostało
wykryte w 1912 roku przez Wiktora Hessa
(nagroda Nobla w roku 1936). Zarejestrował on podczas lotu balonem wzrastającą
wraz z wysokością szybkość rozładowywania
się bardzo czułego elektroskopu. Natura
jednak przychodzącego z góry promieniowania jonizującego pozostawała zagadką
przez bardzo długi czas. Dziś wiemy, że promieniowanie obserwowane głęboko w atmosferze nie jest tym samym promieniowaniem, jakie dociera do Ziemi z kosmosu. To
ostatnie składa się w przeważającej mierze
ze stabilnych jąder atomowych (włączając
w to pojedyncze protony – jądra atomów
wodoru). Poza tym są w nim obecne w niewielkiej liczbie elektrony i wysokoenergetyczne kwanty gamma (fotony) – jedyne
cząstki elementarne, jakie przeżyć mogą podróż do nas od źródeł (p.k.) (można tu
wspomnieć jeszcze o neutrinach, ale jako
cząstki słabo oddziałujące, są one w większości przypadków nieobserwowalne).
Protony (i neutrony uwięzione wraz
z protonami w jądrach atomowych) oddziałując na wysokości kilku, kilkunastu kilometrów z jądrami atomów powietrza,
produkują, jeśli mają dostatecznie duże
energie, krótko żyjące cząstki elementarne,
a wśród nich głównie piony. Te właśnie lekkie mezony wykryte zostały w promieniowaniu kosmicznym przez C. F Powella
w Bristolu i P. M. S. Blacketta w Manchesterze w 1947 roku. Blackett uhonorowany
został za to nagrodą Nobla w roku 1948,
a Powell w 1950.
fizyka w szkole
z naszych lekcji
Piony neutralne rozpadają się prawie natychmiast na dwa kwanty gamma unoszące
całą energię pionu. Jeśli energie ich są duże,
mogą one w zderzeniach z jądrami atomów
powietrza kreować pary leptonów jak elektron i pozyton. Pozyton jest antycząstką
elektronu i został przewidziany teoretycznie
przez P. A. M. Diraca w roku 1928 (nagroda
Nobla w 1933). Jego istnienie, jako cząstki
wtórnej w promieniowaniu kosmicznym,
eksperymentalnie potwierdził C. D. Anderson w roku 1932 (nagroda Nobla w roku
1936, razem z V. Hessem). Elektrony i pozytony oddziałując z naładowanymi elektrycznie jądrami atomów powietrza tworzą w procesie zwanym promieniowaniem hamowania kolejne wysokoenergetyczne kwanty
gamma, które z kolei mogą tworzyć pary:
elektron-pozyton, które itd., itd.
Jeśli energia pierwotnej cząstki promieniowania kosmicznego jest bardzo duża,
taka kaskada cząstek osiągnąć może powierzchnię ziemi.
Piony naładowane mogą dalej, przelatując przez atmosferę, oddziaływać silnie produkując kolejne generacje cząstek wtórnych, ale czasami, szczególnie gdy gęstość
jąder, z którymi mogłyby oddziaływać, jest
niewielka (jak na przykład w górnych warstwach atmosfery) mogą też się rozpadać.
Jednym z produktów rozpadu pionu jest
mion. Mion jest leptonem tworzącym
w Modelu Standardowym drugą generację
i jako taki oddziałuje on w zasadzie tak samo jak elektron. Jedyna różnica polega
na tym, że jest od elektronu cięższy (około 200 razy). Nie jest specjalną niespodzianką, że mion wykryty został w promieniowaniu kosmicznym w roku 1937. W historii
odkrycia mionu zapisało się wielu naukowców. Żeby wymienić tylko tych najważniejszych: C. D. Anderson i S. H. Neddermayer
(1937), J. C. Street i E. C. Stevenson (1937)
F. Rasseti, B. Rossi i N. Nerson, Chaminade, A. Freon i Roland Maze’a (1939),
S. Tomonaga i G. Araki (1940).
„Ciężki elektron” – mion – oddziałuje
elektromagnetycznie, a ponieważ jest cięższy (od elektronu), trudniej jest mu zmie-
6/2006
nić kierunek i prędkość swojego ruchu. Jeśli porusza się szybko, trudniej jest go zmusić do wyemitowania promieniowania hamowania. Wysokoenergetyczny mion może
przejść nie tylko całą ziemską atmosferę
od miejsca, w którym powstał do powierzchni, ale przenika też przez betonowe
ściany i sufity. Ta własność mionu powoduje, że jest on najliczniej docierającą do nas
cząstką, jaka przychodzi do nas z góry jako
promieniowanie kosmiczne. Przez każdy
metr kwadratowy poziomej powierzchni
przechodzi w ciągu sekundy około 200 cząstek promieniowania kosmicznego. Trzy
czwarte z nich to miony.
Elektroskopy używane w pionierskich
eksperymentach wykrywających obecność
promieniowania kosmicznego wokół nas
zostały szybko wyparte przez bardziej wyspecjalizowane przyrządy: komory mgłowe
i liczniki Geigera-Müllera. Te pierwsze pozwalają na fotografowanie śladów pozostawionych przez naładowane elektrycznie
cząstki w przechłodzonej parze. Liczniki
generują sygnał elektryczny z chwilą przejścia przez nie cząstki naładowanej, a sygnał
ten może być dalej rejestrowany i zliczany
w jakimś urządzeniu elektronicznym. Prostota konstrukcji licznika Geigera-Müllera
(GM) czyni z niego przyrząd bardzo użyteczny nie tylko do celów czysto naukowych. Liczniki GM były intensywnie wykorzystywane przez astronautów lądujących
na innych planetach we wczesnych filmach
s-f, a nawet przez Jamesa Bonda w jego
pierwszym filmie „Doctor No” [1].
Liczniki GM używane przez B. Rossiego
około roku 1930 pracowały w układzie koincydencji zbudowanym na lampach elek-
Rys. 1. Układ potrójnej koincydencji Rossiego.
45
z naszych lekcji
tronowych [2]. To niewątpliwe osiągnięcie
technologiczne swoich czasów pokazane
jest na rysunku 1.
1.2. Projekt im. Rolanda Maze’a
Wspomniana wyżej kaskada cząstek elementarnych (fotonów, elektronów, pozytonów, mionów, pionów i innych hadronów,
jak na przykład kaony odkryte w 1947 roku
przez G. D. Rochestera i C. C. Butlera
na fotografiach z komory mgłowej rejestrującej oddziaływania cząstek promieniowania kosmicznego) osiąga powierzchnię ziemi w postaci grubego na kilka metrów
(a więc bardzo cienkiego) dysku o promieniu setek metrów. Zjawisko takie nazywa
się Wielkim Pękiem Atmosferycznym.
Wielkie Pęki Atmosferyczne (WPA) po raz
pierwszy zostały zaobserwowane przez Rolanda Maze’a dzięki aparaturze, którą sam
zbudował na dachu École Normale
Supérieure w Paryżu. Aparatura ta składała się z trzech zestawów liczników GM
o powierzchni 10×10 cm2 pracujących
w różnych konfiguracjach koincydencyjnych. W roku 1938 R. Maze’a i P. Auger
ogłosili odkrycie wielkich kaskad cząstek
naładowanych [3]. Cząstki pierwotne inicjujące takie zjawiska musiały mieć gigantyczne energie – miliony, a nawet miliardy
razy większe niż energie cząstek spotykane
wtedy w laboratoriach fizyków jądrowych.
Badanie promieniowania kosmicznego
ostatnio rozwija się szczególnie intensywnie w obszarze najwyższych energii, gdzie
jedna cząstka elementarna niesie energię
rzędu 1020 eV (około 50 J). Istnienie cząstek o takich energiach, a zaobserwowano
kilka takich przypadków, stanowi bardzo
poważny, fizyczny problem. Na uzupełniającej liście największych problemów nauki
(nie tylko fizyki) przed jakimi stoi dziś
ludzkość opublikowanej przez Science [4]
w 2005 roku problem ten miał numer
czwarty „Skąd przychodzi promieniowanie
kosmiczne najwyższych energii? Powyżej
pewnej energii promieniowanie kosmiczne
nie może przychodzić z bardzo daleka, gdyż
zostałoby zaabsorbowane na swojej drodze
46
ku nam. Dlaczego więc nie widać jego źródeł
w naszej Galaktyce?
Eksperymenty pozwalające na rejestrację takich przypadków, zwykle są wyposażone w aparaturę składającą się z odpowiedniej liczby stosunkowo prostych
detektorów cząstek naładowanych rozrzuconych na odpowiednio dużej powierzchni.
Współcześnie detektory te, to najczęściej
liczniki scyntylacyjne lub czerenkowskie
podłączone do odpowiednich układów koincydencyjnych i przetworników digitalizujących sygnały amplitudowe z detektorów
i przesyłających je dalej. Podstawą takich
aparatur jest synchronizacja i komunikacja
pomiędzy detektorami a jednostką zbierającą i przechowującą dane.
I to jest właśnie miejsce, gdzie symbolicznie ujęta edukacja młodzieży spotkać
się może z fizyką na najwyższym światowym poziomie, zarówno jeśli chodzi o technologię, jak i o znaczenie poznawcze.
Trudno jest wyobrazić sobie inną gałąź
współczesnej nauki o podobnie istotnym
znaczeniu, gdzie wspólnie z naukowcami
działać by mogła młodzież szkół średnich.
Nic więc dziwnego, że w chwili obecnej
właśnie wiele projektów tego typu realizowanych jest w USA [5] i w Europie [6].
Jednym z takich projektów jest Projekt
im. Rolanda Maze’a [7]. Punkty detekcyjne
planowane są w budynkach łódzkich liceów.
System detekcyjny w każdej szkole składałby się z czterech detektorów i umożliwiałby prowadzenie (równolegle do głównego celu badawczego Projektu: badania
promieniowania kosmicznego najwyższych
energii) niezależnych obserwacji i studiów
przez każdą z grup uczniów, uczestników
Projektu. Szkolna aparatura umożliwia badanie promieniowania kosmicznego w całym, szerokim zakresie energii, dzięki czemu badać można efekty geofizyczne
i astrofizyczne, monitorować aktywność
słoneczną i pogodę kosmiczną z jednej
strony, a także własności wielkich pęków
jako takich z drugiej.
Projekt im. Rolanda Maze’a zgromadził
wielu uczniów chcących zająć się „wielką fi-
fizyka w szkole
z naszych lekcji
zyką”. Budowa detektorów i całego wyposażenia eksperymentu jest obecnie w toku
i uczestniczą w niej uczniowie. Poza tym
zaproponowane zostało uczestnikom wiele
jeszcze innych interesujących działań.
1.3. Projekt
– korelacja z Podstawą Programową
Podstawa Programowa i Standardy Wymagań Egzaminacyjnych zawierają zagadnienia poświęcone promieniowaniu kosmicznemu. Treści te zostały uwzględnione
w programach nauczania, jednak przeznaczono na nie bardzo małą ilość godzin,
traktując je jako materiał uzupełniający.
Zagadnienia te realizowane są pod koniec
nauki bardzo ogólnikowo. Uczniowie zajmujący się Projektem im. R. Maze’a na samym początku zdobywają wiedzę na temat:
promieniowania kosmicznego, szczególnej
teorii względności, astronomii i innych zagadnień fizyki współczesnej. Młodzież ma
duże trudności z ich zrozumieniem i jeszcze większe z ich zastosowaniem. Projekt
daje szansę pokonania tych trudności i posługiwania się tą wiedzą tak, jak wiedzą
z innych działów fizyki oraz możliwość zrozumienia postępów we współczesnej fizyce
i astrofizyce.
2. Teleskop liczników Geigera-Müllera
Wśród wielu rodzajów aktywności w ramach Projektu im. Rolanda Maze’a znalazła się także idea skonstruowania niewielkiego detektora – licznika promieniowania
kosmicznego, który można byłoby powiesić
na ścianie w pracowni fizycznej. Pokazywałby on wszystkim, że promieniowanie
kosmiczne jest wszędzie i w jakiś może
podświadomy sposób zachęcał młodzież
do zainteresowania się nauką w ogóle.
Trzy liczniki GM ustawione zostały
w układ teleskopu i połączone układem koincydencyjnym. Konstrukcja taka przypomina bardzo pierwsze aparatury wielkopękowe Rolanda Maze’a.
Teleskopy budowane są całkowicie
przez młodzież zorganizowaną w grupy
uczniów z jednej szkoły. Jedynym elemen-
6/2006
Rys. 2. Schemat teleskopu liczników Geigera-Müllera.
tem detektorów nie wykonywanym przez
nich, są same liczniki Geigera-Müllera,
które robi się niemal od początku badań
nad promieniowaniem kosmicznym w Łodzi, w Instytucie Problemów Jądrowych im.
A. Sołtana. Są one zbudowane ze szkła
i mają zewnętrzną katodę. Liczniki takie
nazywa się licznikami typu Maze’a [8].
Schematy elektroniczne poszczególnych
układów w znacznym stopniu projektowane są także przez uczniów, szczególnie jeśli
w danej grupie jest jakiś zamiłowany elektronik, co zdarza się nierzadko. Gdy takiego brak, ogólne schematy i szczegółowe
rozwiązania znajdowane są często metodą
prób i błędów. Prowadzi to do (częstego)
niszczenia elementów elektronicznych, ale
w rezultacie daje to wielką satysfakcję, gdy
budowany układ wreszcie zaczyna działać
poprawnie. Satysfakcja ta jest w istocie jednym z istotniejszych czynników w badaniach naukowych (eksperymentalnych
w szczególności) i bardzo jest trudno wytłumaczyć to młodzieży w inny sposób.
2.1. Rozwiązania szczegółowe
Teleskop omawiany w tej pracy, przedstawiony schematycznie na rysunku 2., został zbudowany przez uczniów XII Liceum
Ogólnokształcącego im. St. Wyspiańskiego
w Łodzi.
Wysokie napięcie około 1500 V potrzebne do zasilania liczników GM wytwarzane jest na zmodyfikowanym transformatorze wysokiego napięcia wymontowanym
ze starego telewizora, którego uzwojenie
pierwotne składające się z kilku zwojów
grubego drutu miedzianego nawiniętych
na rdzeń podłączone jest do prostego regulowanego generatora impulsów 5–12 V,
47
z naszych lekcji
a oryginalne uzwojenie wtórne do trzystopniowego podwajacza napięcia.
Koincydencja realizowana jest z użyciem
standartowych elementów TTL – przerzutników monostabilnych 74121 z czasem
trwania impulsu ustalonym na 2 µs.
Czterocyfrowy licznik zbudowany został
z typowych dwucentymetrowych wyświetlaczy siedmiosegmentowych sterowanych
układami liczącymi 4033.
Teleskop wyposażony został także
w prosty interface, zbudowany na bazie
układu 555, pozwalający na podłączenie go
do komputera klasy PC. Interface został
oprogramowany oryginalnie w języku BASIC pod DOSem. Pozwoliło to na prowadzenie ciągłych, długotrwałych rejestracji
strumienia mionów promieniowania kosmicznego i sukcesywne składowanie danych na dysku komputera.
2.2. Projekt
– korelacja z Podstawą Programową
W Podstawie Programowej zawarte są
treści określające wiedzę i umiejętności, jakie uczeń powinien nabyć w trakcie nauki
na temat: obwodów elektrycznych z prądem stałym i zmiennym oraz z podstaw
elektroniki (w programach nauczania na te
zagadnienia przeznacza się około 20 godzin lekcyjnych). Zdobyta wiedza powinna
być poparta praktyką doświadczalną. W ramach Projektu uczniowie nauczyli się analizować obwody elektryczne i logiczne.
Podzespoły elektroniczne do teleskopu
projektowali i wykonali samodzielnie. Wykonali również testy i pomiary parametrów
elektrycznych elementów obwodów i obwodów jako całości. W zakresie znajomości
zagadnień z tych działów ich wiedza i umiejętności przekraczają założenia Podstawy
Programowej.
Wyniki
3.1. Stabilność
Wykres na rysunku 3. pokazuje ilość
mionów zarejestrowanych przez teleskop
w kolejnych godzinach od początku ro-
48
ku 2006 do końca stycznia. Jak widać tempo zliczeń nie wykazuje żadnych raptownych skoków, które świadczyć by mogły
o nieprawidłowościach w pracy aparatury.
Rys. 3. Tempo zliczeń teleskopu (linia ciągła i lewa skala) i ciśnienie atmosferyczne (linia przerywana – prawa
skala) w styczniu 2006 roku.
3.2. Efekt barometryczny
Strumień pojedynczych mionów promieniowania kosmicznego zmienia się
w czasie, o czym wiemy od wielu lat. Najbardziej znaczące są tu zmiany związane
z ciśnieniem atmosferycznym. Niskoenergetyczne miony, których jest najwięcej powstają w górnych warstwach atmosfery
i muszą przebyć ją prawie całą, by dotrzeć
do powierzchni ziemi. Ilość powietrza
nad nami zmienia się i zmiany te są przedmiotem zainteresowania miliardów ludzi
na całym świecie każdego dnia. Omawia je
i pokazuje się we wszystkich niemal kanałach telewizyjnych w porze największej
oglądalności – w prognozach pogody. Masa powietrza (w kg) znajdująca się nad każdym metrem kwadratowym powierzchni
pomnożona przez przyspieszenie ziemskie
jest po prostu ciśnieniem atmosferycznym.
Ciśnienie 1000 hPa oznacza, że na każdy
centymetr kwadratowy powierzchni przypada kilogram powietrza.
Im większe ciśnienie, tym przez gęstszą
materię muszą przejść miony. A że jednak
tracą one w niej swoją energię, tym mniej
ich przeżywa tę drogę. Zatem spodziewa-
fizyka w szkole
z naszych lekcji
my się istnienia antykorelacji pomiędzy ciśnieniem atmosferycznym a tempem zliczeń teleskopu.
Wartości ciśnienia uzyskane z danych
stacji meteorologicznej Lubilinek w Łodzi
pokazane są wraz z tempem zliczeń na rysunku. Szczęśliwym zbiegiem okoliczności
w styczniu wystąpiły dość gwałtowne i duże
zmiany ciśnienia, tak że oczekiwana antykorelacja widoczna jest na rysunku 3. gołym okiem.
gdzie n – oznacza liczbę wszystkich
punktów.
Nachylenie tej prostej, a precyzyjnie jej
współczynnik kierunkowy podzielony przez
średnią wartość tempa zliczeń mówi, jak
bardzo zmienia się względne tempo zliczeń
przy wahaniach ciśnienia. Wielkość ta nazywa się współczynnikiem barometrycznym. Dane zebrane przez teleskop w ciągu
jednego miesiąca pozwoliły wyznaczyć wartość współczynnika barometrycznego:
–0.21±0.04 %/hPa
Możemy także określić niepewność pomiaru tej wielkości wykorzystując wzór:
∆ 2a =
n ∑ ( yi − b − axi ) 2
(n − 2) ⎡⎣ n ∑ xi2 − (∑ xi )2 ⎤⎦
Obliczona w ten sposób niepewność ma
wartość 0.04%/hPa
Rys. 4. Korelacja tempa zliczeń teleskopu i ciśnienia atmosferycznego.
Aby zależność tę zbadać dokładniej,
na rysunku 4. pokazane są dane o tempie
zliczeń i ciśnieniu w każdej godzinie jako
pojedyncze kropki na dwuwymiarowym
wykresie.
Linia przerywana pokazuje dopasowaną
metodą najmniejszych kwadratów prostą,
która najlepiej opisuje badaną zależność.
W pierwszym przybliżeniu możemy opisać
tę zależność linią prostą y = ax + b, y to
liczba zliczeń, a x to ciśnienie. Mając
zmienne z wielu punktów (xi, yi) możemy
wyznaczyć współczynniki a i b prostej najlepszego dopasowania ze wzorów:
a=
b=
6/2006
3.3. Absorpcja mionów w gruncie
Znajdująca się w Łodzi w Instytucie
Problemów Jądrowych aparatura wielkopękowa ma także na głębokości 15 m podziemne laboratorium, w którym rejestruje
się miony w ramach badań nad fizyką
Układu Słonecznego i ogólnie – pogodą
kosmiczną.
n ∑ xi yi − ∑ xi ∑ yi
n ∑ xi2 − (∑ xi ) 2
∑ xi2 ∑ yi − ∑ xi ∑ xi yi
n ∑ xi2 − (∑ xi ) 2
Rys. 5. Tempo zliczeń teleskopu 15 metrów pod powierzchnią ziemi.
49
z naszych lekcji
Teleskop został umieszczony w podziemiu na kilka dni i rejestrował strumień pojedynczych mionów. Wyniki przedstawiono
na rysunku 5.
Obliczenia pokazują, że miony, aby osiągnąć głębokość, na jakiej ustawiono teleskop
muszą mieć energię większą niż 5 GeV. Zaobserwowane zmniejszenie strumienia mionów jest zgodne ze spodziewanym.
4. Dyskusja
4.1. Najważniejszy rezultat pracy
Teleskop zbudowany przez uczniów
XII LO pracując przez miesiąc dostarczył
danych, które pozwoliły na dokładne wyznaczenie wartości współczynnika barometrycznego: –0,21±0,04 %/hPa. Jest ona dokładnie taka, jakiej się spodziewano.
W literaturze spotyka się wartości od -0,18
do –0,29 %/mhPa. Zgodność ta potwierdza
słuszność przyjętych przy projektowaniu
teleskopu rozwiązań, poprawność ich realizacji i metody analizy danych.
Interesującym być może wspomnienie
w tym miejscu o pracy grupy włoskiej [9].
Idea włoskiego eksperymentu była taka sama. Chodziło o wyznaczenie współczynnika barometrycznego z użyciem prostego
układu opartego o licznik GM. Już pobieżne porównanie otrzymanego przez nas wyniku z rezultatem pracy grupy włoskiej:
–0.051±0.015 (a nawet –0023±0.009 z trzy
i półmiesięcznego okresu zbierania danych) pokazuje dość znaczące różnice. Wytłumaczeniem najprostszym tej różnicy jest
to, że Włosi użyli w swoim eksperymencie
pojedynczego licznika GM zamiast potrójnego układu teleskopu, który gwarantuje,
że zliczane są miony promieniowania kosmicznego, a nie wszechobecne tło promieniowania nie mające związku z promieniowaniem kosmicznym, a zatem nie skorelowane z ciśnieniem atmosferycznym.
Znany z grubsza strumień mionów przychodzących na powierzchnię ziemi, podawany przez Particle Data Group [10] pozwala (po numerycznym policzeniu kilku
prostych całek) znaczyć spodziewane tem-
50
po zliczeń teleskopu. Jest ono zgodne
z mierzonym przez nasz teleskop.
4.2. Istotne osiągnięcia
Wartość współczynnika barometrycznego sama w sobie, niezależnie od jej poprawności nie jest najważniejszym osiągnięciem omawianej pracy. Kilka punktów
powinno zostać wyraźnie podkreślonych:
– uczniowie (K. K. R. P i R. S) samodzielnie zaprojektowali instrument naukowy,
– uczniowie zbudowali go, sprawdzając,
poprawiając i testując kolejno wszystkie
jego elementy;
– uczniowie złożyli wszystkie te części
w pełni funkcjonalną i poprawnie działającą całość;
– uczniowie przeprowadzili pomiary;
– uczniowie sami napisali programy do
analizy danych i poprawnie dane przeanalizowali;
– uczniowie prezentowali swoje osiągnięcia przy wielu okazjach (zaczynając
od prezentacji na forum swojej klasy,
na III Sesji „W Poszukiwaniu Praw Fizyki” w Łodzi, na 3 Sesji Naukowej Projektu im. Rolanda Maze’a, na obchodach 50 lecia IPJu, a ostatnio także
na ogólnopolskim konkursie prac naukowych z fizyki „Fizyczne Ścieżki” organizowanym przez IPJ i PAN, który to
konkurs wygrali).
Rola naukowców z Instytut Problemów
Jądrowych zaangażowanych w budowę teleskopu (a konkretnie T. W.) powinna być
także wyjaśniona precyzyjnie, aby uniknąć
ewentualnych podejrzeń (jak to kilkakrotnie już miało miejsce). Po pierwsze oczywistym jest, że sformułował on i określił
przedmiot badań. Następnie problem ten
musiał zostać przedstawiony potencjalnym
realizatorom w sposób na tyle atrakcyjny,
by podjęli się jego realizacji. Niewielka pomoc w projektowaniu samych układów
elektronicznych była oczywiście nieodzowna. Szczegółowe pytania, co do konkretnych rozwiązań, układów, elementów
w większości znaleźć można dziś w internecie. Pewna pomoc niezbędna była także
fizyka w szkole
z naszych lekcji
w fazie uruchamiania i testowania podzespołów oraz uruchamiania całości.
Proces powstawania teleskopu trwał
długo. Prezentowany teleskop budowany
był przez ponad rok. Wzięło się to stąd, że
uczniowie pracowali nad teleskopem
w swoim czasie wolnym i tylko wtedy, gdy
mogli sobie pozwolić na jeszcze jedno dodatkowe zajęcie. W sumie sprowadzało się
to do tego, że praca odbywała się głównie
w soboty. Przez ten rok uczniowie zgromadzili wiedzę nie tylko o konkretnych rozwiązaniach technicznych, ale i wzbogacili
się w spory zasób wiadomości z fizyki
współczesnej, fizyki cząstek elementarnych, fizyki promieniowania kosmicznego.
Do tego także niezbędny był kontakt z bardziej doświadczonymi naukowcami.
Po zbudowaniu teleskopu przeprowadzone zostały pomiary. Pomysł na to, co
mierzyć, pojawił się w sposób oczywisty.
Testy stabilności pracy teleskopu dostarczyły wielkich (relatywnie) zbiorów danych, gdyż interface napisano tak, by zapisywał na dysku fakt rejestracji każdego
mionu. Po opracowaniu tych danych i sporządzeniu wykresów w rodzaju tego, jak
na rysunku 3. ktoś doświadczony musiał też
zwrócić uwagę uczniów na subtelne zmiany
i zasugerować przyjrzenie się zmianom ciśnienia atmosferycznego w tym czasie.
Analiza wyników była też doskonałą okazją
do zapoznania uczniów z podstawami statystyki, takimi jak na przykład: zmienne losowe próby Bernoulliego i fluktuacje poissonowskie. Wyjaśnienie zmian tempa
zliczeń efektem barometrycznym w naturalny sposób zmusiło uczniów do przestudiowania problemu dopasowywania prostej do punktów doświadczalnych i ogólnie
metody minimalizacji χ2.
4.3. Planowane dalsze działania
Teleskop może być użyty także i do
przeprowadzania innych pomiarów. Między nimi najbardziej oczywistym jest wyznaczenie kątowej zależności strumienia
pojedynczych mionów promieniowania kosmicznego. Bardziej subtelne studia nad
6/2006
zmiennością strumienia mionów i badania
efektu temperaturowego, poszukiwanie
okresowości pół-dniowej, dobowej, 27
dniowej są już zadaniami bardziej ambitnymi i mającymi posmak prawdziwych poszukiwań naukowych.
Ciekawym i atrakcyjnym dla młodzieży
wydaje się także poszukiwanie korelacji strumienia promieniowania kosmicznego z innymi „obserwablami” życia praktycznego. Korelacji takich dopatrywać się można już
w Podróżach Guliwera Jonthana Swifta (300
lat temu!), badaniach Hershela sprzed 200
lat, a ostatnio w pracach nad wpływem promieniowania kosmicznego na ceny mąki
w średniowiecznej Anglii [11].
Pytanie, czy istnieje korelacja strumienia promieniowania kosmicznego z ocenami otrzymywanymi za klasówki wciąż czeka
na odpowiedź i może zachęcić do poważnego całkiem studiowania z zastosowaniem współczesnych metod statystycznych
młodzież, która jak dotąd nie była zainteresowana nauką.
4.4. Projekt
– korelacja z Podstawą Programową
Projekt R. Maze’a realizuje cele wynikające z Podstawy Programowej. Uczniowie
nauczyli się planować i prowadzić eksperyment fizyczny. Projektując i budując teleskop oraz badając promieniowanie kosmiczne współpracowali z pracownikami
naukowymi IPJ, zapoznając się z pracą
współczesnego instytutu naukowego.
Wszystkie prace planowali i wykonywali
konsultując swoje pomysły i rezultaty ze sobą oraz z pracownikami instytutu. Nauczyli się pracy w małych i dużych zespołach,
czyli takiego podziału zadań, jaki jest wymagany na współczesnym rynku pracy.
Prowadzenie eksperymentu wymagało rozwiązywania problemów z wykorzystaniem
metod informatycznych. Umiejętność programowania wykorzystali w programach
przetwarzających dane doświadczalne do
dalszej ich analizy oraz programach pozwalających opracować te dane. Do opracowania danych doświadczalnych było koniecz-
51
z naszych lekcji
ne zapoznanie się z metodami statystycznymi i związkami z podręczników statystycznej teorii pomiarów np. metodą najmniejszych kwadratów, którą na poziomie szkoły
średniej wykorzystują tylko uczniowie
przy opracowywaniu zadań z Olimpiady
Fizycznej.
Podsumowanie
Pokazaliśmy praktycznie, że promieniowanie kosmiczne jest tą dziedziną współczesnej fizyki, która może być bardzo pomocna w budzeniu zainteresowania nauką
jako taką wśród uczniów szkół średnich.
Praca ta pokazuje, że uczniowie liceów są
zdolni do zbudowania aparatury dającej
precyzyjne dane o strumieniach cząstek
na powierzchni ziemi. Z danych tych można
uzyskać wartość współczynnika barometrycznego jak i wiele innych interesujących
informacji. Analizowanie tych danych daje
doskonałą sposobność wprowadzenia
uczniów we współczesne metody statystyczne, co wydaje się niemożliwym do osiągnięcia w inny sposób.
Teleskop liczników Geigera-Müllera wiszący na ścianie w pracowni fizycznej
i w sposób ciągły pokazujący liczbę mionów, jaka przezeń przechodzi rozszerza
horyzonty nie tylko młodych ludzi, ale każdego, kto nań patrzy.
Mamy nadzieję, że obecność teleskopu
w szkole spowoduje zainteresowanie innych
uczniów zarówno zasadą jego działania,
promieniowaniem kosmicznym jak i fizyką
współczesną. Wyniki rejestracji teleskopu są
archiwizowane i można je pobrać ze strony
internetowej zarówno szkoły jak i Projektu.
Sądzimy, że zainteresują one następne osoby, które będą je analizować i wykorzystają
do własnej pracy twórczej. Kontakt z nauką
i pracownikami naukowymi IPJ zapewne
52
pomoże uczniom wybrać kierunek studiów,
a na pewno umożliwi rozumienie nazw:
urządzeń, zjawisk i terminów, jakimi posługuje się współczesny fizyk.
ANNA JAGIEŁŁO, TADEUSZ WIBIG,
KAJETAN KOŁODZIEJCZAK,
RAFAŁ PIERZYŃSKI, RAFAŁ SOBCZAK
Instytut Problemów Jądrowych im. A. Sołtana, Świerk;
XII Liceum Ogólnokształcące im. St. Wyspiańskiego w Łodzi
L
ITERATURA
[1] http:\\www. jamesbondmm. co. uk/q-branch/
drno-gadgets.php.
[2] B. Rossi, Promieniowanie kosmiczne, PWN,
Warszawa, (1968).
[3] P. Auger, R. Maze, T. Grivet-Meyer, Comptes rendus, 206, 1721 (1938).
[4] D. Kennedy i C. Norman, Science 309, 78
(2005); http:\\www.sciencemag.org/sciext/125th/
#online.
[5] http:\\csr.phys.ualberta.ca/~alta,
http:\\www.phys.washington.edu/~walta,
http:\\www.chicos.caltech.edu,
http:\\physics.unl.edu,
http:\\faculty.washington.edu/~wilkes/salta,
http:\\www.phyast.pitt.edu/~jth/CosRayHS.html,
http:\\www.hep.physics.neu.edu/scrod,
http:\\www.phy.bnl.gov/~takai/MariachiWeb.
[6] http:\\www.hisparc.nl,
http:\\www.hisparc.nl/eurocosmics.php,
http:\\hep.ph.liv.ac.uk/~green/cosmic/home.html,
http:\\www.particle.kth.se/SEASA.
[7] J. Gawin i in., Acta Physica Polonica B33, 349
(2002); http:\\maze. u. lodz. pl.
[8] S. Michalak, B. Mowczan i A. Zawadzki, Acta Phys. Pol. 13, 145 (1954).
[9] B. Famoso, P. La Rocca and F. Riggi, Phys.
Educ. 40, 461 (2005).
[10] S. Eidelman i in., Phys. Lett. B 592, 1
(2004); http:\\pdg. lbl. gov/.
[11] L. A. Pustilnik, L. I. Dorman, and G. Yom
Din, Proc. 28 Intl. Cosmic Ray Conf., Tsukuba, 4131 (2003).
fizyka w szkole