5. Misure sui R AGGI C OSMICI tramite Sciami Estesi . (Cap. 4 libro)

1. 5. Misure sui RAGGI COSMICItramite Sciami Estesi.(Cap. 4 libro) Corso “Astrofisica delle particelle” Prof. Maurizio Spurio Università di Bologna a.a. 2013/14

2. Outline Produzione di Sciami in Atmosfera Rivelatori di Sciami estesi attorno 100 TeV Le misure del flusso per 100<E<106TeV Un modello di accelerazione: la pulsar Tecniche di rivelazione e spettro Energetico dei RC alle energie estreme, E>106TeV Alcuni esperimenti per E>1018 eV e risultati: Fly’s Eye, HiRes, AGASA, AUGER CutoffGZK: energia di soglia e orizzonte Possibili sorgenti extragalattiche candidate

3. Spettro dei raggi cosmici (richiamo) TOT~1000 m-2s-2sr-1 Misure dirette: 90% p, 9% He, 1% nuclei pesanti Si estende per 13 ordini di grandezza in energia Per 32 ordini di grandezza in flusso Legge di potenza su tutto lo spettro, con almeno due cambi di pendenza

4. Metodi di misura dei raggi cosmici Misure dirette E<1014eV Misure indirette, E>1014eV

5. The Knee in the Energy Spectrum of Cosmic Rays

6. Observation of cosmic rays Electrons Hadrons Muons Cerenkov light (imaging & non-imaging) Fluorescence light Muons Neutrinos

7. Le Energie dei RC molto maggiori delle E raggiungibili con acceleratori. E’ possibile esplorare interazioni adroniche in regioni cinematiche non ancora studiate. Tevatron: protoni e antiprotoni collidono frontalmente con energia nel CdM pari a LHC: protoni protoni “head-on” con Sciamiestesi in Atmosfera • L’interazione di un primario in Atmosferaoriginaunosciame di particelle con 3 componenti: • Elettromagnetica (EM) • Muoni • adroni

8. E=1014 eV CORSIKA Simulation QGSJET/EGS4 proton iron nucleus 50 km 40 km 30 km Perchèilnucleo di Fe interagiscepiù in alto in atmosfera? Perchè la componeneelettromagnetica è piùsparpagliata di quellamuonica? 20 km 10 km e/gmh 10 km

9. protonie nuclei interagisconosullasommitàdell’atmosfera con lunghezzainterazionel: • Spessoreatmosfera= 1000 g cm-2 • Numero di lunghezze di interazione = 1000/65 ~15 • I RC interagendocoi nuclei dell’atmosferageneranounosciame

10. Simulazione MC di una interazione di un RC di altissima energia

11. Elettroni Simulazione MC di una Cascata

12. Gamma Simulazione MC di una Cascata

13. Muoni Simulazione MC di una Cascata

14. Adroni Simulazione MC di una Cascata

15. Come rivelare I RC di alta energia? Per rivelare I raggicosmici di energiaelevata, occorre: • Unagrande area di raccolta, S • Unagrandeaccettanza in angolosolido • Un grande tempo di esposizione T L’esposizione A·W · T = cm2-sr-s determinailnumero di eventirivelabili. Il flusso di primari con energia Eo>1019 eV è circa: 0.5 particelle per km2-sr-year

16. cosmic ray proton Secondary particles Decay products Electron-photon cascades Le componenti dello sciame

17. Caratteristiche generali dello sciame • Gli adroni vengono esponenzialmente attenuati • Lo sciame EM si sviluppa esponenzialmente sino ad un massimo, la cui profondità aumenta con Eo (E primario) • Sulla superficie terrestre (ed underground), prevalentemente muoni Domanda: che differenza c’è tra le 2 figure?

18. Lo sciame Elettromagnetico modello di Heitler) • E’ indotto dal decadimento dei mesoni neutri • Il principale meccanismo di interazione dei fotoni è la creazione di coppie, la perdita di energia descrivibile da: • Definiamo la grandezza: da cui: • Ciòsignificache un elettrone ha 50% di probabilità di emettere un g per bremmstrahlungdopo R.

19. Sviluppo dello sciame EM in atmosfera. • In aria, Ec= 80 MeV • R(aria) ~ 40 g cm-2 • Atmosfera= 25 X0 • Fotoni (coppie e+e-), elettroni (bremmstrahlung) hanno la stessa R=ln2X0: il numero di particelle raddoppia ogni R. • Lo sciamesiarrestaquandol’energia media delleparticelleuguaglial’energiacritica.

20. Profondità e massimodellosciame EM • Il numero di particelle prodotte dopo nR: N=2n • Energia media di ciascuna particella alla profondità nR in atmosfera: EnR=E0/2n • Lo sviluppo si arresta quando l’energia media di una particella uguaglia l’energia critica Ec • Per un certo valore di n*, si verifica la condizione: En*R=E0/2n* =Ec (massimo dello sciame) • Il numero di particelle al massimo: Nmax=2n* =E0/Ec • La profondità (in g cm-2) del massimo (Xfprima interazione): Xmax=Xf+n*R =Xfn* ln2 Xo=Xf+Xoln(E0/Ec) • (La lunghezza di radiazione in aria: Xo = 37 gcm-2)

21. Soluzioneanalitica • Shower size Ne(t) as a function of the atmospheric depth t = X=X0 (the longitudinal development) • Different values of the initial energy in units of ln(E0/Ec) • s= ”age” parameter • The energy spectrum of secondary particles at a given “age”

22. Distribuzione laterale dello sciame EM • The particle density as a function of the distance r to the shower core (lateral particle distribution) is used in most air shower experiments to determine the primary CR energy • The lateral distribution is determined by e- multiple Coulomb scattering • Results of detailed calculations: the Nishimura Kamata and Greisen

23. “Superposition” model • The superposition model assumes that a nucleus with atomic mass number A and energy E0 is equivalent to A individual single nucleons, each with energy E0/A, each acting independently • Number of particles at the maximum: Nmax(p)=E0/Ec Nmax(A)=A×[(E0/A)Ec]= Nmax(p) !! • The depth in atmosphere of the shower maximum : Xmax(A)=Xf+Xo ln(E0/AEc)= Xmax(p)- X0lnA An air shower initiated by He, O and Fe nuclei of the same total energy reach maximum 50, 100 and 150 g/cm2 earlier than that initiated by a proton with the same energy

24. La componente dei muoni • La maggior parte delle particelle che arrivano al suolo sono e+e-. • La frazione tra numero di me diee’ circa 1/100. • I m rivelati provengono prevalentemente dalla sommità dell’atmosfera. • Competizione per i pioni tra interazione e decay, che domina sotto 20 GeV • Per protoni: • Il loro numero aumenta all’aumentare del numero di massa A del primario

25. The game rules • The number of particles at shower maximum is approximately proportional to the primary energy • The depth in atmosphere of the shower maximum Xmaxincreases logarithmically with energy • In a g-ray induced showers no muons are expected; • The longitudinal development of EM cascades depends on two parameters: the primary nucleus E0and the shower age “s” (analytical formulas of Greisen); • Near the shower core, the electron energy distribution is a universal function; • The lateral distribution of the EM cascade at a given age s is a universal function • The same EM size for a proton with energy E0 and for a nucleus A of energy E0 • The maximum depth for nuclei: Xmax(A)-Xmax(p)= - X0lnA

26. Simulation of the longitudinal profile obtained with the CORSIKA code for 50 proton-induced (red) and 50 iron-induced (blue) showers. The same total energy of 1019eV is assumed. Shower by shower fluctuations on Nmax and Xmax are evident.

27. Rivelatori di Sciami • Apparati sperimentali (Extensive Air ShowerArrays, EAS) che misurano sciami estesi sono in genere situati in alta quota. • Misurano lo sciame “campionandolo” su una vasta superficie

28. Tibet

29. Tamilnadu, India

30. Il rivelatore di sciami KASKADE (Karlsruhe) in Germania • Ciascuna casetta contiene un rivelatore • Distanza media: 13 m. L’edificio centrale contiene l’elettronica necessaria per l’esperimento • Ottimizzato per lo studio dei RC nella regione del ginocchio. Non deve essere un array di grandissime dimensioni.

31. A toymodel (Arrayenergyrange) Left: A simulated event on an ideal detector with 196 counters on a 15 m grid (geometry similar to KASCADE array). Area A= 108 cm2. Each 1 m2 counter contains the number of measured particles. Energy E*= 4×1015eV; Shower size: Ne=8×105 particles Right: The density distribution for the shower shown on the left side. The line shows the average particle lateral distribution

32. The expected rate for CRs with energy at least E* = 4×1015eVproducing events similar to that shown previous page is: • If CR with energy E*/10 and axis core in the same position: OK • Each number on Fig. is a factor of 10 smaller. About 70 counters are fired and the energy and direction of the CR originating the shower can be reconstructed • If CR with energy E*/100 and axis core in the same position: NO • Counts a factor of 100. Few counters fire. No trigger • If CR with energy 10E* and axis core in the same position: OK • Flux reduced by (10)-2.1 to 3 events/day • If CR with energy 100E* and axis core in the same position: NO • Flux reduced by (10)-2.1 to 3 events/year. Saturation effects. The considered array would measure would measure effi-ciently primary CRs in the energy range 1014< E0<1017eV

33. Our toy detector Toy

34. Caratteristiche generali dei rivelatori di sciami • La distanza media tra i contatori determina la energia minima dello sciame rivelabile. • Il numero dei contatori, la precisione della misura • L’area totale coperta, determina la massima energia misurabile. • Ciascun contatore (casetta) misura in modo proporzionale la perdita di energia delle particelle che lo attraversa; da qui, si risale al numero di particelle incidenti • Dalle misure della densità di particelle in ciascuna casetta dell’array, si risale alla distribuzione laterale D(r). • Dalla misura di D(r) si risale all’energia del primario, e dalla frequenza del numero di conteggi si risale al flusso. • La direzione dello sciame può essere determinata dalla misura dei tempi di ritardo temporale nell’arrivo dello sciame su diverse casette (le particelle dello sciame sono  al suo asse)

35. Il principio della rivelazione degli sciami con EAS e determinazione della direzione del primario q T3 T4 T2 T1 T5

36. La misure del flusso RC con EAS • Gli EAS sono diversi, ed errori sistematici del 20% sono tipici per la misura dell’energia del primario • Lo spettro energetico misurato nell’intervallo 1016<Eo<1019eV è dato dalla funzione: • La regione tra 1014<Eo<1015eV è detta Ginocchio, a causa del cambiamento di pendenza. • I RC sono completamente isotropi. • I RC si arricchiscono di nuclei pesanti nella regione oltre il ginocchio, sino ad energie Eo<1019.

37. Esempio: EAS-TOP • In figura, un esempio della misura del flusso di primari a Campo Imperatore (EAS-TOP, xo=810 g cm-2) • Si nota un cambiamento nella frequenza di conteggi, quando il numero di particelle rivelate è Ne>1.5 106.

38. Ancora lo spettro dei RC, ma… TeV PeV EeV ZeV L’asse y viene moltiplicato per E2.5, in modo da rendere “più piatta” la figura, ed accentuare il cambiamento di pendenza! Galattici Extragalattici Slope g = -2.7 Slope g = -3.1 Ginocchio Caviglia

39. I dati sperimentali

40. Dati e sorgenti ipotizzate Accelerazione SN AGN, top-down ?? Pulsars, vento galattico

41. Composizione chimica dei RC nella regione degli EAS • Il modello del leaky box prevede un arricchimento di elementi pesanti nei RC sino al ginocchio. (Ti ricordi perché?) • Gli EAS possono misurare <A> con difficoltà. • Le misure possono essere poi confrontate con modelli estremi (solo p o Fe) via MC