Inés Valiño y Pedro Facal (Auger Collaboration)

1. Granada, 10 de Septiembre del 2007 Eventos inclinados en el Observatorio Pierre Auger:espectro energético y sensibilidad a UHE neutrinos Inés Valiño y Pedro Facal (Auger Collaboration) inesvr@gmail.com

2. Observatorio Pierre Auger El detector híbrido diseñado para el estudio con gran estadística del espectro energético, dirección de llegada y composición de UHCR en la región GZK (y más allá) . Colorado (USA) (planeado) Exposición uniforme: hemisferios Norte y Sur Mendoza (Argentina) (en construcción, tomando datos ) • Dos técnicas complementarias de detección: • Detector de superficie (tanques de Cherenkov en agua) • Detector de fluorescencia

3. Observatorio Hemisferio Sur 1600 tanques: 1455 posicionados (91%) 1407 con agua 1364 tomando datos 22/07/07 ~ 85% 4 edificios de fluorescencia cada uno con 6 telescopios funcionando. Primer evento detectado por los 4 ojos en 20/05/07 ~3000 km2

4. Espejo y cámara del telescopio de fluorescencia Unidad del Detector de Superficie

5. Cascadas atmosféricas inclinadas Cascada inclinada θ EM halo • Cascadas con ángulo cenital q≥ 600 • La componente electromagnética es absorbida en la atmósfera. • La componente muónica domina a nivel del suelo. Pequeño halo EM (~15%) debido a la desintegración de los muones en vuelo. • Los muones sufren desviaciones debido al campo geomagnético

6. Detección de eventos inclinados Los tanques Cherenkov son capaces de detectar partículas entrando en el tanque a cualquier qSD es eficiente en la detección eventos inclinados • Importancia de la detección las cascadas inclinadas: • Aumentan la apertura angular del experimento (~30%) y su cobertura del cielo. • Las cascadas inclinadas están dominadas por muones. El estudio de la componente muónica en el suelo es relevante en estudios de: composición modelos hadrónicos • La detección de neutrinos es posible a través de cascadas horizontales

7. ESPECTRO ENERGÉTICODE EVENTOS INCLINADOS

8. DISTRIBUCIÓN LATERAL DE LA SEÑAL EN EL PLANO DE LA CASCADA GEOMETRIA EN EL PLANO DEL SUELO Evento vertical θ ~ 48° Ruptura de la simetría radial en el plano de cascada Evento inclinado θ ~ 79°

9. Señal (VEM) CERN Courier July 25 2006 Simulación MC de un evento con el mismo ángulo y energía Ricardo A. Vázquez 2 lóbulos en el suelo debido a la desviación de los muones por el campo geomagnético

10. Reconstrucción angular Tiempo de comienzo de las señales Primera Última Reconstrucción de la dirección de llegada (ángulos cenital y azimutal) usando el tiempo de llegada de las señales La incertidumbre en la reconstrucción del ángulo cenital es 0.90

11. Reconstrucción con mapas de muones Mapa bidimensional de la distribución de muones en el plano de la cascada para cascadas de protones de E = 1019 eV. Cascadas simuladas a distintos ángulos cenitales y acimutales usando AIRES + QGSJET (incluido efecto del campo geomagnético). La forma de los mapas es independiente de la masa y del modelo hadrónico Señales en los detectores Número de muones Señal (VEM) Comparación de los mapas de muones con las señales de los detectores La normalización del mapa de muones (N19) es el estimador de la energía Niveles de señal del mapa de muones

12. Calibración de N19 con EFD : reconstrucción de EFD • Se mide el perfil longitudinal de la cascada dE/dX que es proporcional a la luz fluorescente y se ajusta a una función “Gaisser-Hillas”. • ∫dX (dE/dX) es una medida calorimétrica de la energía, prácticamente independiente del modelo hadrónico y de la composición (~5%). EFD~ 6 x 1019 eV

13. Calibración de N19 con EFD: eventos híbridos inclinados 38 eventos con E > 5 EeV No hay eventos híbridos con q> 750 E =10-α/β(N19)1/β E (N19=1) = 8.0 ± 0.3 EeV El error sistemático de EFD es 22% Incertidumbre en la calibración es < 12%

14. Espectro energético de eventos inclinados Pendiente 2.7 ± 0.1 734 eventos 60°< θ < 80° 01/2004 - 02/2007 Sistemático FD (22%) Incertidumbre calibración (10%) Exposición 1510 km2 yr sr (29% of θ<60º) independiente de E a partir de la saturación P. Facal ICRC 2007 100% aceptancia

15. Comparación con el espectro de verticales θ < 60° θ > 60°

16. NEUTRINOS

17. Identificación de cascadas de n Las cascadas inclinadas inducidas por hadrones están compuestas en el suelo por muones + halo EM. Los neutrinos pueden penetrar grandes cantidades de materia generando una cascada cerca del detector con componente EM. CLAVE PARA IDENTIFICAR CASCADAS INDUCIDAS POR NEUTRINOS n : BÚSQUEDA DE CASCADAS INCLINADAS CON COMPONENTE EM EN LAS SEÑALES DE LOS DETECTORES.

18. Ejemplos de señales en los tanques del SD Señal (VEM) Señal extensa en tiempo producida por la componente electromagnética Tiempo (ns) Señal (VEM) Señal estrecha en tiempo producida por la componente muónica Tiempo (ns)

19. Tipos de cascadas inducidas porn Earth-skimmingnt Down-going n Distintos criterios de identificación

20. Neutrinos Earth-skimming IDENTIFICACIÓN • Cascadas casi horizontales: • Patrón en el suelo alargado • Velocidades de las señales ~ c La mayoría de las señales producidas por componente EM 0 candidatos entre 01/04 y 12/06 (~ 80% de eficiencia de identificación) ACEPTANCIA Conversiónntaten la Tierra: • Sección eficaz n : CC y NC • Pérdida de energía del t • Desintegración del t Aceptancia para cascadas inducidas por nt: • Depende de la energía y geometría. • Área del detector en crecimiento.

21. Límite superior al flujo de UHEnt O. Blanch ICRC 2007 K = 2 x 10-7 GeV cm-2 s-1 sr-1 90% CL 01/04 – 12/06 El rango de energía del Observatorio Pierre Auger es adecuado para explorar neutrinos del GZK p +gCMB→ p → n Límite conservador: el peor escenario para errores sistemáticos en la aceptancia.

22. Neutrinos down-going Señal electromagnética Señal muónica LATE EARLY LATE EARLY Se observa la atenuación de la componente EM de la cascada desde el primer al último tanque en tiempo.

23. IDENTIFICACIÓN • Eventos inclinados: q > qmínimo • Señales lentas (componente EM) en al menos los 2 primeros tanques del evento. EFICIENCIA Las eficiencias de identificación dependen de: • Energía del neutrino • Ángulo cenital de la cascada • Punto de inyección de la partícula en la atmósfera. Trabajo en desarrollo …

24. Conclusiones y plan de futuro • Los eventos inclinados detectados por el detector de superficie han sido analizados y permiten aumentar la apertura del Observatorio Pierre Auger un ~ 30% a las más altas energías. ESPECTRO ENERGÉTICO • El análisis de eventos inclinados, basado en mapas 2D de muones y en la calibración con la energía de FD, resulta en un espectro energético de pendiente 2.7 ± 0.1. • Las implicaciones en composición o modelos hadrónicos están actualmente bajo estudio pero limitados por la poca estadística.

25. NEUTRINOS • Se usan eventos muy inclinados para la búsqueda de cascadas inducidas por neutrinos. • El límite al flujo de tneutrinos es: E2dN/dE = 2 x 10-7 GeV cm-2 s-1 sr-1 • Los neutrinos GZK serán testados en 10 años. • El canal de neutrinos down-going aún tiene que ser completamente explotado.

27. ESPECTRO

28. Incertidumbre en la reconstrucción de q

29. Señal medida vs Señal esperada

30. Independencia de la forma de los mapas con E y masa del primario

31. Hybrid Event: FD Reconstruction Camera track First-> Last Longitudinal profile Fitted Gaisser-Hillas EFD = 6.1 ·1019 eV

32. Incertidumbre en la calibración

33. Energy resolution from hybrid events N19 uncertainties (Total ~ 10%) - Statistical ~10% - Shower fluctuations 5% - 15% - Systematics [Preliminary] • Propagation of sθ 12% @ 80° [Max] • Model and mass dependence of the EM correction 7% @ 60° [Max] EFD uncertainties (Total ~ 22%): • Fluorescence yield ~ 14% • Calibration ~ 10% • FD reconstruction ~ 10% • Others < 4 % Fluorescence Detector Uncertainties Dominate

34. Trigger & Aperture Trigger probability as calculated with the muon maps. Trigger saturates at N19= 1 10 EeV Basic aperture cell High Trigger Levels • T4: selection of physical events. • Quality trigger (T5): station near to the core surrounded by 6 working stations. Aperture -> count active cells Exposure -> integrate detector configurations 1.95 km2 Energy independent aperture above N19= 1

35. Energy spectrum from SD < 60° Slope = -2.62 ± 0.03 Expected Observed > 1019.6 eV 132 +/- 9 51 > 1020 eV 30 +/- 2.5 2 Calibration unc. 18% FD syst. unc. 22% 5165 km2 sr yr ~ 0.8 full Auger year

36. neutrinos

37. Conversion de neutrino tau a lepton tau At 1018 eV: Lint (n) ~ 500 km (θ>95, Earth opaque) Ldecay (t) ~ 50 km (m, much larger) LEloss ~ 10 km (1 EeV) (e, much smaller)

38. Acceptance calculation (1) Conversion nt to t in the Earth : • n cross section: Charged and Neutral Currents • t energy losses: bremms., pair production & nuclear interactions. • t decay and t weak interactions. (2) t decay in the atmosphere: • Account for all the branching ratios & polarisation. (TAUOLA Monte Carlo Code) (3) Shower produced by t decay products in the atmosphere: • Air shower simulator: AIRES + QGSJET01 or SIBYLL2.1 (4) Surface Detector simulation: • GEANT4-based simulation. • Account for a growing array whose configuration changes with time. Jan 04 – Dec 06

39. SYSTEMATICS Theoretic knowledge All contributions Parton Distribution Function uncertainties at low x and high Q2 are not taken into account Worst/Best combination of scenarios leads to a factor ~3 difference for the flux limit

40. SENSITIVITY Sensitivity ≡ one event per year and decade of energy with the full SD GZK TD AGN WB