Una cámara de niebla es un detector de partículas que muestra el paso de partículas nucleares a través de la materia en forma de estelas de condensación. Se trata de un recinto (sellado o no) en el que está presente una fase de vapor de agua o alcohol sobresaturada. La sobresaturación se crea a través de dos principios físicos diferentes:
Las cámaras de Wilson funcionan de forma "pulsada", es decir, solo muestran radiación una o dos veces por minuto dada la necesidad de realizar ciclos de expansión a través del pistón. El disolvente utilizado puede ser vapor de agua o una mezcla de agua / alcohol. Sin embargo, pueden operar en un plano vertical para ver partículas "que vienen de arriba", lo que explica su uso hasta la década de 1950 para el estudio de la radiación cósmica. Las cámaras Langsdorf ( cámara de niebla de difusión ) solo funcionan con una fase de alcohol puro, el frío extremo ( -30 ° C ) de la superficie impide el uso de agua (se cristalizaría). El plano de operación es solo horizontal, con la capa sobresaturada asentada por gravedad sobre la superficie enfriada. Los rastros blancos observados en estas máquinas consisten en miles de gotas de agua o alcohol que se han condensado por donde ha pasado una partícula nuclear. Dependiendo de la forma de las trazas (longitud, trayectoria, densidad de las gotas), es posible identificar la partícula que ha pasado por el detector. Solo las partículas nucleares cargadas (capaces de ionizar materia) son detectables en las cámaras de nubes. A nivel del mar, comúnmente se observan cuatro partículas: partículas alfa , protones , electrones y muones (aunque estos últimos son muy discretos debido a sus débiles interacciones en la materia debido a su velocidad relativista).
Fue en 1910 cuando vio por primera vez los rastros de partículas nucleares en su cámara de expansión. Al introducir una muestra de radio en la cámara, vio rastros de gotas de agua que se habían formado donde se habían creado iones por el paso de partículas emitidas por la muestra. Recibió el Premio Nobel en 1927 por su descubrimiento.
En una cámara de niebla de difusión, es necesario obtener una placa enfriada al menos a -20 ° C para crear un estado de sobresaturación. El disolvente utilizado es alcohol (etanol o alcohol isopropílico). Varios medios técnicos permiten enfriar suficientemente esta placa: el uso de hielo seco o células Peltier como se puede ver en una serie de construcciones de aficionados.
El principio de funcionamiento es el siguiente: en una cámara semi-hermética al aire ambiente (diagrama al lado), una superficie negra se lleva a una temperatura negativa. En la parte superior de la cámara, se utilizan soportes para contener alcohol líquido (etanol). Parte del alcohol se evapora gracias a su presión de vapor y cuando estos vapores entran en contacto con el fondo de la cámara llevado a una temperatura muy baja, se condensan en forma de gotitas creando una neblina (naturalmente hay polvo microscópico que desencadena la formación de esta niebla).
Sin embargo, una pequeña fracción de los vapores de alcohol enfriados a través de la superficie fría no se condensan y flotan sobre la superficie formando un volumen de vapor sobresaturado que es metaestable (porque es un gas enfriado). Todo lo que se necesita es una perturbación en el material para que estos vapores vuelvan a un estado más estable (el estado líquido). El espesor del volumen de gas sensible es de unos pocos milímetros, ubicado justo encima de la superficie de la cámara.
La transición de un estado a otro (aquí la condensación de alcohol gaseoso) se facilita cuando el medio contiene impurezas (polvo), por ejemplo, nieve que solo puede formarse en la atmósfera si hay sitios de nucleación para que germinen los cristales. Cuando una partícula nuclear cargada atraviesa la materia, pierde energía al ionizar los átomos que encuentra en su camino. Los iones resultantes se convierten así en "impurezas" como descubrió Wilson. Los vapores inestables pasarán al estado líquido condensándose en gotitas donde se crearon los iones: los iones "sembrados" a lo largo de la trayectoria de la partícula rematerializarán la trayectoria de la partícula en la materia en forma de miles de gotitas de alcohol. Una iluminación lo suficientemente fuerte permitirá resaltar los trazos (una placa negra es útil para maximizar el contraste).
Solo las partículas cargadas pueden crear iones en la materia a medida que viajan. Así, las partículas observables en una cámara de niebla serán electrones (e - ), positrones (e + ), protones (p + ), alfas (He 2+ ) y muones (μ +/- ) (si nos limitamos al mar nivel, porque en altitud se observan otras partículas como kaones, lambda y xi pero muy raramente). Las partículas neutras (neutrones y gamma) serán detectables indirectamente por las partículas cargadas que crearán en la materia como resultado de su interacción con ella.
La aparición de un rastro dejado en el detector por una partícula es en primera aproximación proporcional a z² / v² (ecuación de Bethe) donde z es la carga eléctrica de la partícula yv su velocidad. Cuanto más lenta sea una partícula, más iones creará en la materia y, por lo tanto, más su traza estará formada por numerosas gotas. 2+ partículas cargadas (como las alfas) crean, a la misma velocidad con respecto a un electrón, 4 veces más iones en la materia. Esta es la razón por la que las partículas alfa hacen los rastros más densos, pero también porque sus velocidades en la materia son muy bajas ( 15.000 km / s para 5 MeV en el vacío, mientras que un electrón es relativista a ~ 300.000 km / sa esta energía).
Los electrones son las partículas más ligeras de las observables en una cámara de niebla. Pierden rápidamente su energía al frenar la radiación como resultado de choques electrostáticos con núcleos o nubes de electrones, lo que resulta en una trayectoria errática en una cámara de niebla (hacen mucho "zigzag"). Este efecto es particularmente marcado a baja energía (< 500 keV ) donde luego son fácilmente desviados por un campo magnético. Cuando los electrones tienen altas energías, sus trayectorias son rectilíneas en la cámara de niebla y se fusionan con la de los muones.
Un muón es 207 veces más pesado que un electrón. Las pérdidas de energía por la radiación de frenado son inversamente proporcionales (al cuadrado) a la masa y la velocidad de la partícula. Los muones pierden 43.000 veces menos energía a través de Bremsstrahlung que los electrones. La pérdida de energía es por tanto (esencialmente) solo por ionización (por eso pueden atravesar kilómetros de rocas). Por lo tanto, estas partículas suelen ser relativistas y, por lo tanto, crean muy pocos iones en la cámara de niebla: es muy difícil ver el patrón de muones incluso si constituyen más del 75% de la radiación cósmica al nivel del mar.
Las cámaras de niebla se utilizaron para perfeccionar:
Iniciado en 2006, un experimento de la Organización Europea para la Investigación Nuclear, CLOUD (que reúne a 18 institutos de 9 países), utiliza un nuevo prototipo de cámara de niebla para estudios sobre el clima , y más precisamente para estudiar si los rayos cósmicos galácticos (partículas cargadas) pueden interferir con la formación de nubes. De hecho, los datos de satélite sugieren que podría haber un vínculo entre el espesor de la capa de nubes a baja altitud y la importancia del flujo de rayos cósmicos.
