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I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia Andrea Chiavassa Università ed INFN Torino IFAE 2006

I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia Andrea Chiavassa Università ed INFN Torino IFAE 2006 Pavia 19-21 Aprile 2006. 1 particella m -2 s -1. Knee 1 particella m -2 anno -1. Ankle 1 particella km -2 anno -1. Ipotesi sulla natura del Ginocchio. Meccanismi di Tipo Astrofisico

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I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia Andrea Chiavassa Università ed INFN Torino IFAE 2006

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Presentation Transcript

  1. I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia Andrea Chiavassa Università ed INFN Torino IFAE 2006 Pavia 19-21 Aprile 2006

  2. 1 particella m-2 s-1 Knee 1 particella m-2 anno-1 Ankle 1 particella km-2 anno-1

  3. 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

  4. 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

  5. Esperimenti operanti su Palloni

  6. target (～10cm) spacer (～20cm) thin EC(～5c.u.) diffuser (～4cm) RUNJOB Emulsion chamber on balloon A = 0.4 m2; obs time: 1437.5 h, exposure 575 m2h

  7. 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 TeV per un volo di 100 giorni Calorimetro 0.9 m2 sr TRD 6 m2 sr H  3 HE  4 Fe  9

  8. Esperimenti Operanti a Terra

  9. EAS-TOP CERENKOV + m (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 250TeV NTeV m/ev 80 TeV • E ≈ 80 TeV Nmp ≈ NmHe • E ≈ 250 Tev Nmp ≈ NmHe ≈ NmCNO • Same efficiency (inside 15%) in • TeV m production. Relative • abundances are not distorted Primary Energy

  10. Results (model unc. < 10%) Extrapolating Jp+He (80 TeV) at 250 TeVg = [2.6,2.8] (sfl=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 TeVJp : 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 Helium dominance

  11. Tutti gli spettri di diverse componenti degli EAS mostrano il “ginocchio”: Ne, Nm, SEh KASCADE SEh Nm Ne EAS-TOP

  12. Spettro della componente “leggera” e “pesante” dei primari KASCADE Solo lo spettro ottenuto con gli eventi “electron rich” mostra il cambiamento di pendenza

  13. Composizione Chimica dei primari attorno al ginocchio EAS TOP I dati degli esperimenti che misurano Nm vs Ne mostrano, indipendentemente dal modello di interazione utilizzato, una variazione della composizione chimica dei primari verso elementi più pesanti

  14. Spettri delle Singole Componenti KASCADE

  15. Gli spettri di tutte le componenti leggere mostrano il cambiamento di pendenza Con 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.

  16. MACRO EAS-TOP L = p + He H = Mg + Fe Cascata em Macro EAS TOP

  17. Composizione Chimica tramite Xmax (Luce Cerenkov) Questa misura mostra una composizione chimica che tende a diventare più leggera intorno al “ginocchio”

  18. Tibet ASg misura lo spettro di protoni, selezionando eventi tramite il valore di Ne e il numero di g-families.Lo spettro ha una pendenza 3.01±0.11 • Incertezza sui modelli di interazione • sinel • K inelasticità • m molteplicità Diminuzione di sinel→ Xmax cresce

  19. 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)

  20. KASCADE-Grande 1016 - 1018 eV KASCADE

  21. GZK-Effectprotons withE>6·1019 eV scatterwith CMBR (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) p + g3K D+p + p0 ; n + p+ sourcesneed to bewithin ~ 50 Mpc (z<0.01) ! 1022 eV photo-pion production AGASA PRL 2001 expected for cosmolog. source distribution AGASA, PRL 2001 threshold: EpEg > (mD2 - mp2)  EGZK≈6·1019 eV

  22. AGASA 100 km2 111 rivelatori. Scintillatori 2.2 m2 ciascuno HiRes 2 “telescopi” per luce di fluorescenza Syst. Uncertainties by both experiments 17% - 18%

  23. 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

  24. 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 centrale Ogni rivelatore è alimentato con batterie solari

  25. Lateral density distribution Evento SD q~ 48º, ~ 70 EeV

  26. 3.4 meter diameter segmented mirror 440 pixel camera The Fluorescence Detector

  27. Evento FD stereo ed hybrid; q~70° Shower Profile ~7·1019eV

  28. Atmospheric Monitoring •LIDAR at each eye •cloud monitors at each eye • central laser facility • regular balloon flights steerable LIDAR facilities located at each FD eye Central laser facility (fibre linked to tank) LIDAR at each FD building • light attenuation length • Aerosol concentration Balloon probes  (T,p)-profiles

  29. Energy Determination The energy converter: Compare ground parameter S(1000) with the fluorescence detector energy. Transfer the energy converter to the surface array only events. Hybrid Events Strict event selection: track length >350g/cm2 Cherenkov contamination <10% Log (E/EeV) 10EeV Uncertainty in this rule increases from 15% at 3 EeV to 40% at 100 EeV 1 EeV Log S(1000)

  30. First Auger spectrum ICRC2005 DE/E~50% DE/E~30%

  31. Risultati Principali e Prospettive1015 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 ASg) • Composizione chimica dei primari cresce all’aumentare dell’energia • E’ però necessario le differenze tra i risultati ottenuti con tecniche diverse: Ne vs Nm – Cerenkov (Xmax) – componente adronica in alta quota • Anisotropie • Sviluppi futuri: • ricerca del ginocchio della componente pesante dei raggi cosmici • Modelli di interazione (sinel, K, m......)

  32. 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

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