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Rayos cósmicos y el experimento

KASCADE-Grande

J. C. Arteaga Velázquez

Instituto de Física y Matemáticas

Universidad Michoacana

Morelia, Michoacán

Outline:

1) Introducción e historia

2) Detección

3) Rayos cósmicos galácticos

Outline:

4) Experimentos: E∼1015 eV

5) Experimentos: E∼1016-19 eV

6) Resumen

Rayos cósmicos - J.C. Arteaga Cinvestav, 24 de Febrero, 2010

¿Qué son los rayos cósmicos?

1) Electrones

2) Núcleos atómicos

3) Neutrones


E = GeV – 1020 eV

γ = -2.7J(E) α Eγ


γ = -3.1

1900-1901. C. T. R. Wilson, J. Elster y H. Geitel

Problema de descarga de electroscopios: Fuente

desconocida de iones en aire.

Rutherford

Radiación de material radioactivo del medio y el

aparato.

1903. Rutherford, Mc Lenard, Burton, Cooke

Razón de descarga disminuye al aislar electroscopio.


Razón de descarga disminuye al aislar electroscopio.

Ionización debida a “radiación penetrante” del

medio (roca y aire)

Si proviene de roca: Rayos γ y coef. De

absorción en aire conocidos (10-5 cm-1)

→ Después de 80 m en aire sólo 50%

→ No radiación en Torre Eiffel a 330 m.

1910. Padre Jesuita Theodor Wulf

A 330 m ionización decae hasta 60%.

Gockel

Primer vuelo en globo aerostático.


Primer vuelo en globo aerostático.

“Radiación penetrante” presente hasta

4 km s.n.m.

1911-1912. V. Hess

Ascensos en globo hasta 5 km s.n.m.

Ionización se incrementa con altura

“radiación de gran poder de penetración

entra a la atmósfera desde el exterior”

Altura (km)

Ion

iza

ció

n (

rel.

a n

.m.)

1923-1926. R. A. Milikan

Experimentos en lagos a diferentes altitudes:

Descartan al aire como fuente de radiación.

No variación diurna.

“evidencia a favor de rayos de origen cósmico

que entran a la Tierra uniformemente de

todas direcciones.”


todas direcciones.”

1930´s. W. Kolhörster

Reporta señales en coincidencia en contadores

Geiger-Müller con separación de hasta 75m

P. Auger y colaboradores

Jungfraujoch, Suiza, 3500 m s.n.m.

Contadores Geiger-Müller: Coincidencias hasta

300 m (∆t ∼ 1 µs) .

“Representan efectos secundarios de chubascos

que partículas primarias producen cuando entran


que partículas primarias producen cuando entran

a la alta atmósfera” (Ne ∼ 106 => E ∼ 1015 eV)


Chubascos de partículas

2) Detección

1/año.m2

1/siglo.km2

1/año.km2

Detección directa

Detección indirecta a través de chubascos atmosféricos

2) Detección

2) Detección

Energía Dirección arribo

2) Detección

<Composición>

Detección

(Número partículas y tiempo arribo)

Se interpretan datos en base a

simulaciones de MC (chubascos + detector)

Seminario, Octubre del 2009, BUAPKascade Grande- J.C. Arteaga

Cuál es el origen de la rodilla?

Cuál es la fuente de los rayos cósmicos con E = 1015 – 1018 eV ?

Composición?


Transición galáctica a extragláctica?

Segunda rodilla (~1017 eV )?

Rodilla Tobillo2da. Rodilla


Difusión Aceleración Interacción

Problema de la “rodilla”

Efecto de interacciones

nuevas (creación nuevas

partículas => Decaimiento)

Erodilla~ A

Llega a un máximo la

energía

Escape de la galaxia

Erodilla ~ Ze x ββββs x B x vs x TErodilla ~ Ze x B x R

„Bias“ entre experimentos

directos e indirectos

Incertidumbres en E

Problema de la “rodilla”

Claves:

- Espectro de energía

- Composición

- Distribución de direcciones de arribo

- Modelos hadrónicos.

Rayos cósmicos galácticos:

ρRC = 0.5 eV/cm3

VDG = π (15 kpc)2(500 pc) = 1067 cm3

T DG = 107 años

L RC = VDG ρRC / TDG ∼ 1040 erg/s

Fuentes


Remanente supernova

KSNR = 1051 erg

L SNR = KSNR x 3 SN/Siglo ∼ 1042 erg/s

Con eficiencia de 1% podría explicarse LRC

Supernovas. (Emax = 1017 eV -1018 eV)

1) Dependencia de ley de potencias para todos

los primarios:

Φ(E) ∝ Eγ

2) Máxima energía depende de carga del

núcleo atómico:


Emax = Z ⋅(2 x 1014 – 4 x 1015 eV)

Vs: Velocidad de la onda de choque

EHmax = 4 x 1015 eV => EFe

max = 1017 eV

Segunda rodilla?

Claves sobre el origen de los rayos

cósmicos pueden provenir de otras

ventanas astronómicas (υ´s y γ´s).


Flujo de RC´s acompañados υ´s y

γ´s.

Evidencia conexión γ - rayos cósmicos

Molecular clouds

Espectro de γ´s de SNR RX J1713.7-3946

consistente con aceleración de RC.

HESS experiment (Aharonian, Nature 432, 2004)

Intensidad de flujo de γ´s de centro galáctico

correlacionado con densidad de nubes

molecularesHESS experiment (Aharonian, Nature 439, 2006)

Incertidumbres en modelos

Origen leptónico: Emisión sincrotrón de e´s

Bremsstrahlung, IC.

vs

Origen hadrónico: Producción de π0´s.

Modelo leptónico

E < 100 teV


HEGRA, La Palma, Canarias

Diferentes modelos, profundidades y

observables

4) Experimentos: E ∼ 1015 eV

EAS-TOP, Gran Sasso

CASA-MIA, Utah

CREAM, Antártica (2004-2006)

JACEE, Antártica (1979-1996) TRACER (1999- 2006)

Acuerdo entre

mediciones dentro

de factor de 2.

Se observa un

comportamiento

similar.


Espectro de energía

Se aprecia “rodilla”

E ∼ 4 PeV

Resultados directos

e indirectos en

acuerdo.

Errores sistemáticos:

∆E/E = 15-25 %

Composición


Mediciones directas determinan

espectros de diferentes elementos.

No se observan cortes en espectros

en intervalo E < 10 15 eV.

Región de energía: 1014-1017 eV


KASCADE (“Karlsruhe Shower Core andArray Detector”)

Medición simultánea de e/γ y µen chubasco

Experimento KASCADE: Espectro de energía y composición

A


Problema: Encontrar E y A de los RC primarios partir de Ne y Nµ.

E


T. Antoni et al., Astropart. Phys. 24 (2005) 1

Resultados principales independientes del método o modelo:-) Rodilla producida por elementos primarios-) Posición de rodilla cambia con elemento


Resultados principales independientes del método o modelo:-) Rodilla producida por elementos primarios-) Posición de rodilla cambia con elemento-) Modelos de interacción no describen satisfactori amente datos

T. Antoni et al., Astropart. Phys. 24 (2005) 1


Espectros individuales se extienden de forma suave hasta altas energías

�¿Emax ∝ Z ó A?

� ¿Dónde está la “rodilla” de la componente pesada?

� ¿Dónde está la transición galáctica-extragaláctica?

� ¿Dónde está la segunda rodilla?

Rodilla Fe (~1017 eV )?


Transición componente galáctica a extragaláctica


Hillas: Extrapolación no suficiente para explicar espectro total de rayos cósmicos.

� ¿Contribución de elementos ultrapesados (> AFe)?

� ¿Nuevas fuentes galácticas?

5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV

piering

KASCADE-Grande (Karlsruhe Shower Core and array detector) E = 1016 - 1018 eV

• Area KG: 0.5 km2


KASCADE

• Area KG: 0.5 km

• 37x10 m2 Detec. Centelleo

• Separación: 140 m

•Observables: Ne, Nµ, edad,

(xc, yc), (θ, ϕ).

Estudios de composición y energía


No se observan fuentes puntuales

S. Over et al., ICRC (2007)


M. Bertaina et al., ICRC (2009), astro-ph 0906.4007


A. Haungs et al., ICRC (2009), astro-ph 0906.4007

Ley de potencias no describe

todos los datos:

E = 1016 - 1018eV.

Espectros derivados de Nch and

Nµ : Abundancia de composición

pesada.


Datos no pueden asumiendo

composición pura.

Modelo Hadrónico QGSJETII/

FLUKA es intrínsecamente

consistente.


A. Haungs et al., ICRC (2009), astro-ph 0906.4007

Espectro final y análisis de composición en camino!!

Composición

Diferentes métodos:

-Densidades locales de muones.

- Investigaciones con muones de altas energías


- Combinación de Nch y Nµ.

- Clasificación mediante Nµ/Ne.

- Deconvolución de espectros para Ne y Nµ.

� 160 estaciones de superficie/ 1 km2.

� 320 Módulos/80 cadenas debajo

hielo.

Altitud: 3.4 km. Menor número de

fluctuaciones en número de muones

→ Energía.


5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV ICE CUBE/ICE TOP


� No isotropía?

Problemas con modelos hadrónicos,

atmósfera, composición?

ICE CUBE/ICE TOP5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV

ICRC 2009

� Cherenkov array (133 PMT´s)

� Radio antenas.

� Detectores de muones.

� 1 km2

Tunka 133, Rusia


5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV HEAT/AMIGA


� Detector híbrido

4 Detectores de Fluorescencia

576 detectores de centelleo separados 1.2 km.

E =1016.5 – 1020.5 eV

TA/TALE, Utah


Detector de superficie

Detector de fluorescencia

� Nuestra comprensión sobre el origen, el mecanismo de producción y

aceleración de los rayos cósmicos galácticos y su propagación es aún incompleto.

� El espectro de rayos cósmicos muestra estructuras cuyo origen no ha sido

comprendido en su totalidad.

� Se requieren análisis de precisión de energía, composición y dirección de arribo

6) Resumen

� Se requieren análisis de precisión de energía, composición y dirección de arribo

para descartar entre modelos.

� KASCADE-Grande aportará claves fundamentales para comprender el origen de

los rayos cósmicos galácticos.

¡Nuevos experimentos en progreso!

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