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
1) Introducción e historia
E = GeV – 1020 eV
γ = -2.7J(E) α Eγ
1) Introducción e historia
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.
1) Introducción e historia
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.
1) Introducción e historia
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.”
1) Introducción e historia
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
1) Introducción e historia
que partículas primarias producen cuando entran
a la alta atmósfera” (Ne ∼ 106 => E ∼ 1015 eV)
1) Introducción e historia
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?
3) Rayos cósmicos galácticos
Transición galáctica a extragláctica?
Segunda rodilla (~1017 eV )?
Rodilla Tobillo2da. Rodilla
3) Rayos cósmicos galácticos
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
3) Rayos cósmicos galácticos
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:
3) Rayos cósmicos galácticos
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).
3) Rayos cósmicos galácticos
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
3) Rayos cósmicos galácticos
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.
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
Espectro de energía
Se aprecia “rodilla”
E ∼ 4 PeV
Resultados directos
e indirectos en
acuerdo.
Errores sistemáticos:
∆E/E = 15-25 %
Composición
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
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
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
KASCADE (“Karlsruhe Shower Core andArray Detector”)
Medición simultánea de e/γ y µen chubasco
Experimento KASCADE: Espectro de energía y composición
A
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
Problema: Encontrar E y A de los RC primarios partir de Ne y Nµ.
E
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
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
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
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
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
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 )?
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
Transición componente galáctica a extragaláctica
4) Experimentos: E ∼ 1015 eV
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
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV
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
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV
No se observan fuentes puntuales
S. Over et al., ICRC (2007)
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV
M. Bertaina et al., ICRC (2009), astro-ph 0906.4007
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV
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.
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV
Datos no pueden asumiendo
composición pura.
Modelo Hadrónico QGSJETII/
FLUKA es intrínsecamente
consistente.
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV
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
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV
- 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.
Estudios de composición y energía
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV ICE CUBE/ICE TOP
Estudios de composición y energía
� 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
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV HEAT/AMIGA
Estudios de composición y energía
� Detector híbrido
4 Detectores de Fluorescencia
576 detectores de centelleo separados 1.2 km.
E =1016.5 – 1020.5 eV
TA/TALE, Utah
5) Experimentos: E ∼ 1016-19 eV
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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