Estudio de observables sensibles a la composición química de los rayos cósmicos de alta energía
2015
| Tesista | Alex Marcelo TAPIA CASANOVA Licenciado en Ciencias Físicas - Universidad de Nariño - Colombia Doctor en Ciencia y Tecnología, Mención Física - Instituto Sabato UNSAM/CMEA - Argentina |
| Directores | Dr. Alberto ETCHEGOYEN, CNEA, UNSAM - Argentina |
| Codirector | Dr. Federico SÁNCHEZ, CNEA, CONICET- Argentina |
| Lugar de realización | ITeDA - Gerencia de Área Investigación y Aplicaciones No Nucleares - Centro Atómico Constituyentes - CNEA - Argentina |
| Fecha Defensa | 27/03/2015 |
| Jurado | Dr. Daniel DE FLORIAN, UBA, CONICET - Argentina Dr. Ricardo PIEGAIA, UBA, CONICET - Argentina Dr. Norberto SCOCCOLA, CNEA, Universidad Favaloro, CONICET - Argentina |
| Código | IS/TD 88/15 |
Título completo
Estudio de observables sensibles a la composición química de los rayos cósmicos de alta energía
Resumen
Los rayos cósmicos son fundamentalmente partículas cargadas que llegan a la Tierra con un espectro de energía que cubre varios órdenes de magnitud. Su flujo sigue una ley de potencias con la energía, que varía de unos cientos de partículas por metro cuadrado por segundo a bajas energías (E∼109 eV) a unos pocos eventos por km2 por siglo a las más altas energías (E ∼ 6 × 1019 eV). A estas energías experimentalmente se ha determinado que el espectro tiene cuatro zonas características donde cambia su índice espectral: la “rodilla” (4 × 1015 eV), la “segunda rodilla” (alrededor de 1017 eV), el “tobillo” (∼ 3 × 1018 eV) y el “corte GZK” (∼ 4 × 1019 eV).
Existe consenso que, hasta energías del orden de 1015 eV, las fuentes de rayos cósmicos son de origen galáctico. Por otro lado, los aceleradores galácticos son teóricamente menos eficientes en el rango entre 1015 y 1018 eV, motivo por el cuál se piensa que las fuentes extragalácticas comienzan a contribuir al flujo en esta zona del espectro y su aporte produciría cambios en el mismo. Estudios de la composición química entre la segunda rodilla y el tobillo son de vital importancia para entender la posible transición de fuentes galácticas a extragalácticas. Dada la naturaleza indirecta del sistema de medición, basada en la detección de lluvias de partículas extendidas en aire, los observables más relevantes en los estudios de composición, son la profundidad donde la lluvia logra su máximo desarrollo (Xmax) y el número de muones presentes en la lluvia (Nµ).
El Observatorio Pierre Auger fue originariamente diseñado para observar rayos cósmico con energía E ≥ 1018 eV en forma híbrida, utilizando detectores de superficie y de fluorescencia. En el 2008, incorporó mejoras para reducir los umbrales de detección en un orden de magnitud, poniendo en funcionamiento HEAT (High Elevation Auger Telescopes), dando lugar a la construcción de AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array ), junto con AERA (Auger Engineering Radio Array). Estas mejoras aumentan el rango de detección usando diferentes técnicas a efectos de estudiar los sistemáticos de cada una de ellas.
El diseño de AMIGA está integrado por pares de detectores formados por un detector de radiación Cherenkov en agua en la superficie, más un contador de muones de 30 m2 enterrado en su cercanía a ∼2,5 m de profundidad. Finalizada su construcción, contará con un total de 85 pares de detección distribuidos en dos redes triangulares, espaciados a 433 y 750 m, respectivamente.
Esta tesis esta abocada esencialmente al estudio de la física que posibilita AMIGA. La primera parte esta dedicada al estudio de la respuesta del arreglo de detectores de superficie infill de AMIGA utilizando simulaciones y comparando luego con datos reales. Posteriormente se estudian observables que son sensibles a la composición química considerando la componente electromagnética y muónica de las lluvias atmosféricas con un detector ideal, para después comparar con los resultados obtenidos al simular un detector real como el de AMIGA.
Finalmente, gracias a la excelente resolución temporal que tienen los contadores de muones de AMIGA, se utiliza la distribución de los tiempos de arribo de muones para realizar un estudio de la profundidad atmosférica dónde cada muón fue producido (perfil longitudinal de producción de muones en la atmósfera). Estos perfiles, permiten realizar estudios de composición química de rayos cómicos, y validar las predicciones hechas por los modelos hadrónicos. Esta técnica innovadora, no contemplada en el diseño original de AMIGA, se estudia e implementa en esta tesis como una herramienta potente para el análisis de datos.
Palabras clave: Rayos cósmicos, Observatorio Pierre Auger, Detector Cherenkov, Detector de Muones, AMIGA, Composición Química, Perfil Longitudinal de Producción de Muones.
Existe consenso que, hasta energías del orden de 1015 eV, las fuentes de rayos cósmicos son de origen galáctico. Por otro lado, los aceleradores galácticos son teóricamente menos eficientes en el rango entre 1015 y 1018 eV, motivo por el cuál se piensa que las fuentes extragalácticas comienzan a contribuir al flujo en esta zona del espectro y su aporte produciría cambios en el mismo. Estudios de la composición química entre la segunda rodilla y el tobillo son de vital importancia para entender la posible transición de fuentes galácticas a extragalácticas. Dada la naturaleza indirecta del sistema de medición, basada en la detección de lluvias de partículas extendidas en aire, los observables más relevantes en los estudios de composición, son la profundidad donde la lluvia logra su máximo desarrollo (Xmax) y el número de muones presentes en la lluvia (Nµ).
El Observatorio Pierre Auger fue originariamente diseñado para observar rayos cósmico con energía E ≥ 1018 eV en forma híbrida, utilizando detectores de superficie y de fluorescencia. En el 2008, incorporó mejoras para reducir los umbrales de detección en un orden de magnitud, poniendo en funcionamiento HEAT (High Elevation Auger Telescopes), dando lugar a la construcción de AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array ), junto con AERA (Auger Engineering Radio Array). Estas mejoras aumentan el rango de detección usando diferentes técnicas a efectos de estudiar los sistemáticos de cada una de ellas.
El diseño de AMIGA está integrado por pares de detectores formados por un detector de radiación Cherenkov en agua en la superficie, más un contador de muones de 30 m2 enterrado en su cercanía a ∼2,5 m de profundidad. Finalizada su construcción, contará con un total de 85 pares de detección distribuidos en dos redes triangulares, espaciados a 433 y 750 m, respectivamente.
Esta tesis esta abocada esencialmente al estudio de la física que posibilita AMIGA. La primera parte esta dedicada al estudio de la respuesta del arreglo de detectores de superficie infill de AMIGA utilizando simulaciones y comparando luego con datos reales. Posteriormente se estudian observables que son sensibles a la composición química considerando la componente electromagnética y muónica de las lluvias atmosféricas con un detector ideal, para después comparar con los resultados obtenidos al simular un detector real como el de AMIGA.
Finalmente, gracias a la excelente resolución temporal que tienen los contadores de muones de AMIGA, se utiliza la distribución de los tiempos de arribo de muones para realizar un estudio de la profundidad atmosférica dónde cada muón fue producido (perfil longitudinal de producción de muones en la atmósfera). Estos perfiles, permiten realizar estudios de composición química de rayos cómicos, y validar las predicciones hechas por los modelos hadrónicos. Esta técnica innovadora, no contemplada en el diseño original de AMIGA, se estudia e implementa en esta tesis como una herramienta potente para el análisis de datos.
Palabras clave: Rayos cósmicos, Observatorio Pierre Auger, Detector Cherenkov, Detector de Muones, AMIGA, Composición Química, Perfil Longitudinal de Producción de Muones.
Complete Title
Study of sensitive observables to the chemical composition of high energy cosmic rays
Abstract
Cosmic rays hit the Earth with an energy spectrum covering several orders of magnitude. Its flow follows a power law, ranging from a few hundred hits per m2 per second at low energies (E∼109 eV) to a few per km2 per century at extreme energies (E ∼ 6 × 1019 eV). While from E∼ 1011 eV the flow decays with an spectral index close to -3, at highest energies the spectrum has areas where variations of this behavior have been measured: the “knee” (4 × 1015 eV), the still vague “second knee” (around 1017 eV), the “ankle” (∼ 3 × 1018 eV), and the “GZK cutoff” (∼ 4 × 1019 eV).
It is assumed that up to energies of about 1015 eV, cosmic ray sources are of galactic origin. Galactic accelerators theoretically become inefficient between 1015 and 1018 eV. It is believed that extragalactic sources begin to contribute to the flow in this region of the spectrum and its contribution could produce changes in it. Composition studies in the range of the second knee and the ankle are vital to understanding the transition from galactic to extragalactic sources. The physical parameters most relevant to composition studies are longitudinal profiles (Xmax) and the number of muons present in cosmic showers (Nµ).
The Pierre Auger Observatory was originally designed to observe cosmic rays above 1018 eV, has the ability to record data in hybrid form, using surface detectors and fluorescence simultaneously. After completion in 2008, a second phase began with the commissioning of HEAT (High Elevation Auger Telescopes), and the construction of AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), among others. These developments point to both improve the quality of the observations, as to extend the energy range of detection to include the region of the ankle and the second knee.
The AMIGA design consists of detector pairs formed by a surface detector, as those installed in the Auger Observatory, plus a 30 m2 muon counter buried in its vicinity at ∼2,5 m deep. It will have a total of 85 pairs of detectors distributed in two triangular arrays, separated by 433 and 750 m.
This thesis focuses on the study of AMIGA detectors and its corresponding physics. In the first part, the study of the surface detector response of the infill array of AMIGA through the comparison between real data and simulations will be presented. Then, using a ideal detector, the chemical composition with only the electromagnetic component of the simulated air showers will be studied. After that, the response of a real detector, like the infill array, will be simulated. A similar study, but now using the muonic component with ideal and real AMIGA muon detector, also will be performed.
Finally, with the high time resolution of the AMIGA muon detectors, the muon arrival times distributions will be obtained and the Muon Production Depth on the atmosphere will be studied. Using the Muon Production Depth profile the chemical composition of cosmic rays and the validity of the hadronic model predictions will be analyzed. This last is a very powerful tool to data analysis with AMIGA muon detectors, it not was included in its original design but in this thesis it will be studied and implemented. Key words: Cosmic Rays, Pierre Auger Observatory, Cherenkov Detector, Muon Detector, AMIGA, Chemical Composition, Muon Production Depth.
It is assumed that up to energies of about 1015 eV, cosmic ray sources are of galactic origin. Galactic accelerators theoretically become inefficient between 1015 and 1018 eV. It is believed that extragalactic sources begin to contribute to the flow in this region of the spectrum and its contribution could produce changes in it. Composition studies in the range of the second knee and the ankle are vital to understanding the transition from galactic to extragalactic sources. The physical parameters most relevant to composition studies are longitudinal profiles (Xmax) and the number of muons present in cosmic showers (Nµ).
The Pierre Auger Observatory was originally designed to observe cosmic rays above 1018 eV, has the ability to record data in hybrid form, using surface detectors and fluorescence simultaneously. After completion in 2008, a second phase began with the commissioning of HEAT (High Elevation Auger Telescopes), and the construction of AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), among others. These developments point to both improve the quality of the observations, as to extend the energy range of detection to include the region of the ankle and the second knee.
The AMIGA design consists of detector pairs formed by a surface detector, as those installed in the Auger Observatory, plus a 30 m2 muon counter buried in its vicinity at ∼2,5 m deep. It will have a total of 85 pairs of detectors distributed in two triangular arrays, separated by 433 and 750 m.
This thesis focuses on the study of AMIGA detectors and its corresponding physics. In the first part, the study of the surface detector response of the infill array of AMIGA through the comparison between real data and simulations will be presented. Then, using a ideal detector, the chemical composition with only the electromagnetic component of the simulated air showers will be studied. After that, the response of a real detector, like the infill array, will be simulated. A similar study, but now using the muonic component with ideal and real AMIGA muon detector, also will be performed.
Finally, with the high time resolution of the AMIGA muon detectors, the muon arrival times distributions will be obtained and the Muon Production Depth on the atmosphere will be studied. Using the Muon Production Depth profile the chemical composition of cosmic rays and the validity of the hadronic model predictions will be analyzed. This last is a very powerful tool to data analysis with AMIGA muon detectors, it not was included in its original design but in this thesis it will be studied and implemented. Key words: Cosmic Rays, Pierre Auger Observatory, Cherenkov Detector, Muon Detector, AMIGA, Chemical Composition, Muon Production Depth.
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