Estudio de Observables Sensibles a la Composición Química de los Rayos Cósmicos de Alta Energía . - Tapia Casanova, Alex Marcelo (2015)
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.