CORSIKA: Cosmic Ray Simulations for KAscade

1. CORSIKA: Cosmic Ray Simulations for KAscade Il Monte Carlo CORSIKA è un programma per lo studio della generazione e della propagazione nell’atmosfera deli sciami atmosferici estesi E’ stato sviluppato nel 1989 per essere utilizzato nell’interpretazione dei dati dell’esperimento KASCADE utilizzando essenzialmente tre programmi: ISOBAR – HDPM – EGS4 Nel corso degli anni sono state apportate varie modifiche e miglioramenti, sia per le interazioni adroniche (di bassa ed alta energia) sia per le interazioni elettromagnetiche.

2. Limiti del CORSIKA • La versione originaria del CORSIKA aveva validità fino ad energie di 1016 eV, mentre attualmente il suo range di energia va da 1012eV fino a più di 1020eV. • Analizza più di 50 tipi di particelle, ma mancano ancora particelle come il t e le particelle charmate. • Non tutte le particelle possono essere usate come particelle primarie, come per esempio i neutrini. • Non tutti i possibili meccanismi di interazione dei muoni sono considerati ( anche se attualmente si stanno introducendo)

3. Il primo programma usato era ISOBAR (Grieder), ma nel 1993 fu introdotto GHEISHA, sia per migliorare tali interazioni, sia per poter trattare i barioni strange con s=+-2, +-3, generati con il modello VENUS. GHEISHA è stato sviluppato per le interazioni adroniche ai collider all’interno di GEANT3. Nel corso degli anni è stato via via migliorato arrivando attualmente alla versione gheisha2002.f per la versione v6.020 Nel 1998 fu eliminato ISOBAR perchè ritenuto non più adeguato. Nel 1999 è stato implementato il modello UrQMD (J. Wentz) per la simulazione delle interazioni adrone-nucleo e nucleo-nucleo di bassa energia, anche se tale modello rallenta di molto la simulazione. Nel 2002 si è iniziato anche ad introdurre il modello FLUKA (Battistoni et al.) anche se la relativa versione non è ancora stata resa pubblica. Interazioni adronichedi bassa energia (E < 80 GeV)

4. Il primo modello di interazione adronica di alta energia usato è stato HDPM, sviluppato nel 1989 da Capdevielle. Tale modello è essenzialmente fenomenologico ed utilizza i risultati ai collider. Nel 1990, per esempio fu modificato in accordo con i risultati del Tevatron. Nel 1994 fu introdotto il modello VENUS (Werner), basato sulla teoria Gribov-Regge, essenzialmente per migliorare le interazioni nucleo-nucleo. A partire dal 1996 furono introdotti altri modelli al fine di effettuare un confronto sistematico sia per la prima interazione che per la simulazione di sciami. Interazioni adroniche di alta energia (E>80 GeV) (1)

5. Interazioni adroniche di alta energia (E>80 GeV) (2) • VENUS (Werner) • SIBYLL (Gaisser et al.) • QGSJET(Ostapchenko et al.) • DPMJET (Ranft) • NeXus (Werner et. al.) • Nel corso degli anni sono stati effettuati vari confronti tra questi modelli

6. Le interazioni elettromagnetiche sono trattate usando EGS4 (Electron Gamma Shower System v4) oppure usando la funzione analitica NKG (Nishimura Kamata Greisen) In EGS4 gli elettroni ed i positroni possono subire annichilazione, diffusione Bhabha, bremsstrahlung,diffusione di Moller e diffusione multipla, mentre i fotoni possono fare diffusione Compton, produzione di coppie e+e- ed effetto fotoelettrico. In più sono anche trattate la produzione di coppie m+ m- e le reazioni fotonucleari con i protoni ed i neutroni dei nuclei dell’atmosfera. Nel 1997 per poter trattare le interazioni di alta energia (E > 1018 eV) è stato introdotto l’effetto LPM Interazioni elettromagnetiche

7. Effetto LPM (1)

8. Effetto LPM (2)

9. Effetto LPM per sciami dag

10. Effetto LPM per sciami da protone

11. Effetto LPM per sciami da neutrino (ICRC2001)

12. Muoni • I muoni, oltre che decadere, possono fare bremsstrahlung e creazione di coppie e+e- • Tali interazioni sono effettuate usando GEANT3, in particolare le routine: • GBRSGM - MUBREMper bremsstrahlung GPRSGM - MUPRPR per creazione di coppie • Mancano, tra l’altro, le interazioni fotonucleari, creazione di coppie m+ m- e l’effetto LPM

13. Distribuzione in molteplicità dei muoni alla quota di osservazione (2000 m s.l.m.) (a) e dopo aver attraversato 3400 hg/cm2 di roccia (b) per sciami da protoni con energia di 200 TeV Uso del CORSIKA per l’esperimento MACRO

14. Date: Wed, 7 May 2003 16:44:58 +0200 (MET DST) From: Dieter Heck <heck@ik.fzk.de> To: Pisanti Ofelia <Ofelia.Pisanti@na.infn.it> Cc: Aramo Carla <Carla.Aramo@ct.infn.it>, Perrone Lorenzo <lorenzo.perrone@physik.uni-wuppertal.de>, Knapp Johannes <j.knapp@leeds.ac.uk> Subject: CORSIKA & HERWIG Dear Ofelia, dear Carla, in the meantime since my visit at Naples I have found the time to merge your link routines into my working version of CORSIKA in a manner that nearly all CORSIKA options (except the INTTEST) work in combination with NUPRIM. That's essential for the options neutrino, curved, and thin, as now it works also without these options. At present the target nucleus of the neutrino interaction is not selected automatically. In principle one might use the above consideration and combine it with the atomic abundance of the components of air, to make an automatic selection of the target (to be programmed in SDPM using the atomic abundances from COMPOS contained within COMMON /CRAIR/). I have implemented sequence 5 of the CORSIKA random generator as reserved for HERWIG, i.e. you may initialize it in the usual way by keyword SEED, but you should have 5 lines with the keyword SEED, and the fifth one will act on HERWIG. (Unfortunately one gets a message from HERWIG on the status of the random generator, which is now an obsolete message). The handling of the NUPRIM version is described in the updated Users Guide 6150. Please do not try to use the FLUKA routines, the linking of FLUKA with CORSIKA is removed from the corsika.car file (which I am sending you with a separate mail), as we do not yet have the permission to distribute it. What is still missing is the correct handling of the muons at high energies. A more detailed look at the routines of Lorenzo Perrone showed, that it is a little bit more complicated than I thought, and this needs much more time for tests etc. So I have postponed this problem at the moment. If this muon stuff is ready, I will inform you. If you have any problem with this version, please contact me. It may (but should not) happen that some new stuff in this version might give problems. Kind regards, Dieter Heck Ultima versione del CORSIKA (non pubblica)

15. Versione 6.150 del CORSIKA

16. Confronto CORSIKA6014 – CORSIKA6150

17. Date: Wed, 21 May 2003 09:40:34 +0200 (MET DST) From: Dieter Heck <heck@ik.fzk.de> To: Perrone Lorenzo <lorenzo.perrone@physik.uni-wuppertal.de> Cc: Knapp Johannes <j.knapp@leeds.ac.uk>, Pisanti Ofelia <Ofelia.Pisanti@na.infn.it>, Aramo Carla <Carla.Aramo@ct.infn.it> Subject: muons in CORSIKA Dear Lorenzo, in the meantime I have attacked the problem of the muon interactios within CORSIKA. Up to now I have replaced the old routines for the bremsstrahlung and pair-production cross-sections by rewritten versions of your routines (GBRSGM.f, GPRSGM.f, and parts of GMUNUI.f) and tested, that these new routines work correctly. I attach a plot showing the results of cross-section calculations with the old and new CORSIKA routines. For comparison I also made a CORSIKA runs demanding the cross-ssections for standard rock, just to see whether your results published in Nucl. Inst. Meth. are reproduced (I have tried to use the identical scale length as in your preprint of the NIM paper). The agreement is perfect! It shows also that my earlier extrapolations used within CORSIKA were not so extremely bad. What is completely missing in CORSIKA up to now are the contributions of sub-threshold bremsstrahlung and pair production to the continuous energy loss as additive to the ionization energy loss. By this occasion I intend to improve CORSIKA in this respect. As I am not an expert of GEANT this needs a careful understanding what is going on in your routines GBRELM.f and GPRELM.f (which should do this job? ) What is needed in CORSIKA is the energy loss in units [GeV/g/cm**2] as function of the muon energy, if possible in a mode which is fast with resp. to CPU time. My idea is to initialize a table (depending in the threshold energy) and afterwards take the table values for a fast interpolation (as it is now done in the case of the cross-sections). Next step would be to check the CORSIKA sampling algorithms for bremsstrahlung and pair production. You mentioned that apparently the old sampling routines of CORSIKA, MUBREM and MUPRPR (essentially rewritten from GEANT3) should work also for the highest energies. Does this hold really? (That would save a lot of work for me.) Kind regards, Mail di Heck sui muoni

18. Confronto trail CORSIKA con le routine di geant3 e le routine di Lorenzo