I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia Andrea Chiavassa Università ed INFN Torino IFAE 2006...
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I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia
Andrea ChiavassaUniversità ed INFN Torino
IFAE 2006Pavia 19-21 Aprile 2006
1 particella m-2 s-1
Knee1 particella m-2 anno-1
Ankle1 particella km-2 anno-1
Ipotesi sulla natura del Ginocchio
• Meccanismi di Tipo Astrofisico- Limite nei processi di accelerazione in sorgenti galattiche?- Diffusione dei primari nella propagazione entro campi magnetici galattici?
• Cambiamento nei meccanismi di interazione dei primari con i nuclei atmosferici
• Single Source Model
Misure per Separare diverse ipotesi• Composizione Chimica• Anisotropie• Spettri dei singoli Elementi
Misure da Satellite o Palloni (primari)
• Bassa Statistica • Determinazione dell’energia, sempre meno “diretta” • Misura della carica del Primario
Misure da Terra (su EAS)•Alta Statistica •Interpretazione dei dati legata ai MC
Esperimenti operanti su Palloni
Esperimento Tecnica # voli
JACEE Emulsioni 11 644 m2 hours @ 3.5-5.5 g cm-2
RUNJOB Emulsioni 10 575 m2 hrs @ 9-10.7 g cm-2
ATIC Silici, Scintillatori Calorimetro BGO
2 7 m2 sr giorni
A=0.24 m2 sr
CREAM Scintillatori, Silici
TRD,
Calorimetro
2 41+29 giorni di volo
Z>3 A=1.3 m2sr
Z≥1 A=0.35 m2 sr
TRACER Scintillatori, TRD
Cerenkov
2 75 m2 sr giorni
A=5m2sr
Z≥8
RUNJOB Emulsion chamber on
balloon
diffuser ( ~4cm)
target ( ~10cm)
thin EC( ~5c.u.)
spacer ( ~20cm)
A = 0.4 m2; obs time: 1437.5 h, exposure 575 m2h
Spettri dei singoli elementi ottenuti con esperimenti che operano su Pallone
Non c’è evidenza di un cambio di pendenza fino a 40-90 TeV
Eventi previsti per E>1000 TeVper un volo di 100 giorni
Calorimetro 0.9 m2 srTRD 6 m2 sr
H 3 HE 4 Fe 9
Esperimenti Operanti a TerraEsperimento X (g cm-2)
CASA-MIA
BLANCA
870 Scintillatori Ne NLuce Cerenkov Xmax
HEGRA 790 Scintillatori Ne
Luce Cerenkov N Xmax
EAS-TOP 810 Scintillatori Ne
Tubi Streamer N>1 GeV Nh
Luce Cerenkov N
KASCADE 1020 Scintillatori Ne N (E>230 MeV)
Calorimetro Nh Eh
MWPC N (E>2400 MeV)
TIBET AS 606 Scintillatori Ne
Emulsioni -families
TUNKA 950 Luce Cerenkov N Xmax
EAS-TOP CERENKOV + (E>1.3 TeV) MACRO
Beams are well defined:• p at Eo < 50 TeV• p+He at 50 < Eo < 100 TeV• p+He+CNO at Eo > 100 TeV
• E ≈ 80 TeV Np ≈ N
He
• E ≈ 250 Tev Np ≈ N
He ≈ NCNO
Same efficiency (inside 15%) inTeV production. Relative abundances are not distorted
Primary Energy
80 TeV
250 TeV
NT
eV /e
v
Results (model unc. < 10%)
Extrapolating Jp+He (80 TeV) at 250 TeV = [2.6,2.8] (fl=12%)
Jp+He / Jp+He+CNO (250 TeV) = 0.73 ± 0.18 QGSJET
= 0.66 ± 0.18 SIBYLL
= 0.70 ± 0.22 DPMJET
= 0.78 ± 0.17 QGSJET 5.61
From JACEE, RUNJOB: Jp(80 TeV)=(5.3 ± 1.1) ·10-7 m -2s-1sr-1TeV-1
JHe (80 TeV): Jp / Jp+He(80 TeV):
(10.3 ± 4.2)·10-7 m-2s-1sr-1TeV-1 0.34 ± 0.11 QGSJET( 8.7 ± 3.3)·10-7 m-2s-1sr-1TeV-1 0.38 ± 0.12 SIBYLL( 8.3 ± 3.3)·10-7 m-2s-1sr-1TeV-1 0.39 ± 0.12 DPMJET(12.7 ± 4.4)·10-7 m-2s-1sr-1TeV-1 0.29 ± 0.09 QGSJET 5.61
250 TeV Jp : JHe : JCNO (0.21 ± 0.09) : (0.52 ± 0.19) : (0.27 ± 0.18) QGSJET(0.21 ± 0.11) : (0.45 ± 0.19) : (0.34 ± 0.22) SIBYLL(0.23 ± 0.12) : (0.47 ± 0.19) : (0.30 ± 0.19) DPMJET(0.20 ± 0.08) : (0.58 ± 0.19) : (0.22 ± 0.17) QGSJET 5.61
Heliumdominance
Tutti gli spettri di diverse componenti degli EAS mostrano il “ginocchio”: Ne, N, Eh
KASCADE
EAS-TOP
N
Ne
Eh
Spettro della componente “leggera” e “pesante” dei primari
KASCADESolo lo spettro ottenuto congli eventi “electron rich” mostra il cambiamento di pendenza
Composizione Chimica dei primari attorno al ginocchio
I dati degli esperimenti che misurano N vs Ne mostrano, indipendentemente dal modello di interazione utilizzato, una variazione della composizione chimica dei primari verso elementi più pesanti
EAS TOP
Spettri delle Singole ComponentiKASCADE
Gli spettri di tutte le componenti leggere mostrano il cambiamento di pendenzaCon un’indicazione che la posizione del ginocchio scali con Z.Non si evidenzia il ginocchio del Fe. Risultati che dipendono molto dal modello di interazione che viene utilizzato.
MACRO EAS-TOPL = p + HeH = Mg + Fe
Macro EAS TOP
Cascata em
Composizione Chimica tramite Xmax (Luce Cerenkov)
Questa misura mostra una composizione chimica che tende a diventare più leggera intorno al “ginocchio”
• Tibet AS misura lo spettro di protoni, selezionando eventi tramite il valore di Ne e il numero di -families. Lo spettro ha una pendenza 3.01±0.11
• Incertezza sui modelli di interazione– inel
– K inelasticità– molteplicità
Diminuzione di inel → Xmax cresce
Evoluzioni future: KASCADE-Grande studierà lo spettro e la composizione chimica dei raggi cosmici tra
1016 – 1018 eV
If : Ek,Z = Z * Ek,1
SEARCH FOR IRON “KNEE” AT ~ 1017 eV
PRIMARY COMPOSITION
STUDY OF C.R. INTERACTIONS AT UHE N (> 1018 eV) ~ 250 (3 y data taking)
At the threshold of Auger (High Resolution)
KASCADE-Grande 1016 - 1018 eV
KASCADE-Grande 1016 - 1018 eV
KASCADE
GZK-Effectprotons withE>6·1019 eV scatterwith CMBR (Greisen - Zatsepin - Kuzmin)
GZK-Effectprotons withE>6·1019 eV scatterwith CMBR (Greisen - Zatsepin - Kuzmin)
expected forcosmolog. sourcedistribution
AGASA PRL 2001
p + 3K p + 0 ; n +
threshold: EpE > (m2 - mp
2)
EGZK≈6·1019 eV
AGASA, PRL 2001
sourcessources need to be withinwithin~ 50 Mpc~ 50 Mpc (z<0.01) !sourcessources need to be withinwithin~ 50 Mpc~ 50 Mpc (z<0.01) !1022 eV
photo-pionproduction
Syst. Uncertainties by both experiments 17% - 18%
AGASA 100 km2
111 rivelatori. Scintillatori2.2 m2 ciascuno
HiRes2 “telescopi” per luce di fluorescenza
Pierre Auger Observatory
Surface Array 1600 detector stations 1.5 km spacing 3000 km2
Fluorescence Detectors 4 Telescope enclosures 6 Telescopes per
enclosure 24 Telescopes total
Rivelatore dell’apparato di superficie (SD)
10 m2 x 1.2 m 1.2 T acqua vista da 3 pmt Dati trasmessi via GPS alla DAQ centraleOgni rivelatore è alimentato con batterie solari
Evento SD ~ 48º, ~ 70 EeV
Lateral density distribution
The Fluorescence Detector
3.4 meter diameter segmented mirror
440 pixel camera
Evento FD stereo ed hybrid; ~70°Shower Profile
~7·1019eV
Atmospheric Monitoring
Balloon probes (T,p)-profiles
LIDAR at each FD building
Central laser facility (fibre linked to tank)
light attenuation lengthAerosol concentration
steerable LIDAR facilities located at each FD eye
• LIDAR at each eye
• cloud monitors at each eye
• central laser facility
• regular balloon flights
Energy DeterminationThe energy converter:
Compare ground parameter S(1000) with the fluorescence detector energy.
Transfer the energy converter to the surface array only events.
Log S(1000)
Log (
E/E
eV
)
10EeV
1 EeV
Hybrid EventsStrict event selection: track length >350g/cm2 Cherenkov contamination <10%
Uncertainty in this rule increases
from 15% at 3 EeV
to 40% at 100 EeV
First Auger spectrum ICRC2005
E/E~50%E/E~30%
Risultati Principali e Prospettive
1015 eV < E < 1018 eV• Ginocchio osservato negli spettri di tutte le componenti
degli EAS• Ginocchio dovuto al cambio di pendenza della componente
leggera dei primari (senza dimenticare Tibet AS)
• Composizione chimica dei primari cresce all’aumentare dell’energia
• E’ però necessario le differenze tra i risultati ottenuti con tecniche diverse: Ne vs N – Cerenkov (Xmax) – componente adronica in alta quota
• Anisotropie• Sviluppi futuri:
– ricerca del ginocchio della componente pesante dei raggi cosmici– Modelli di interazione (inel, K, ......)
Prospettive E>1018 eV
• Aumentare la statistica (Auger…)
• Migliorare la conoscenza degli errori sistematici nella determinazione dell’energia
• Composizione
• Anisotropie (su un ampio range di energia e in tutto il cielo, i.e Auger Nord)
• Ricerca di Sorgenti