1 / 51

Kde končí spektrum kozmického žiarenia ? (experiment HiRes po štyroch rokoch)

Kde končí spektrum kozmického žiarenia ? (experiment HiRes po štyroch rokoch). Michal Seman 24. november 2004. Závery pred štyrmi rokmi. Veľmi predbežné výsledky mono-analýzy indikujú existenciu spŕšiek s energiou nad 10 20 eV (300 hod expozícia)

shanae
Download Presentation

Kde končí spektrum kozmického žiarenia ? (experiment HiRes po štyroch rokoch)

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Kde končí spektrum kozmického žiarenia ?(experiment HiRes po štyroch rokoch) Michal Seman 24. november 2004

  2. Závery pred štyrmi rokmi • Veľmi predbežné výsledky mono-analýzy indikujú existenciu spŕšiek s energiou nad 1020 eV (300 hod expozícia) • Parametere spŕšiek (pozdlžný profil, poloha Xmax) sa zdajú byť v zhode s protónovými • So závermi treba počkať na väčšiu štatistiku a stereo analýzu

  3. FYZIKÁLNA MOTIVÁCIA • Kde končí spektrum kozmického žiarenia ? • 3.2 *1020 eV - častica s najvyššou detekovnou energiou • 7*1012 eV – energia LHC zväzkov • Veľká zmena v toku častíc s rastúcou energiou • Pri energiách nad 1020 eV jednačastica/rok*sr*100km2 • Extrémne nároky na detektor • Vplyv absolútnej energetickej škály a energetického rozlíšenia na meranie toku GZK LHC

  4. FYZIKÁLNA MOTIVÁCIA • AGASA experiment (Akeno Giant Air Shower Array, Japan) • Do nedávna najväčší ´´ground array´´ scintilačný detektor; 111 nazemných detektorovs plochou 2.2 m2, vydialených od seba ~ 1 km, pokryvajúcich spolu ~ 100 km2 • Atmosférická hĺbka ~920 g/cm2 • Energetické rozlíšenie ~ 28% • Systematickáchyba v energetickej škále ~18% • Pri energii 4*1019 eV uhlové rozlíšenie ~1.6o • V roku 1998 publikovali 8 prípadovs energiou E>1020 eV • prekvapujúce - vzhľadom na to čo bolo známe • o možných zdrojoch častíc • a predpokladajúc, že ide o častice známe v rámci Štandartného Modelu • Zdroje UHECRs ? • Žiaden zdroj nebol zatiaľ jednoznačne identifikovaný vo viditeľnom Vesmíre • Záhada - GZK limit sa neprejavuje !?

  5. GZK limit • V roku1965 objav reliktného mikrovlného žiarenia • Žiarenie so spektrom absolútne čierneho telesa pri teplote ~2.7oK • Hustota fotónov ~412/cm3 • Priemerná energia fotónov ~7*10-4 eV • V roku 1966 Greisen a nezávisle Zatsepin s Kuzminom • vychádzajúc so zmeraného fotoprodukčného účinného prierezu interakcie gp D+ pp0 • interakciapg D+ pp0ohraničí energiu protónu • prahováenergia protónu ~ 5*1019 eV • Charakteristickádĺžka • Protóny ~50 Mpc • Jadrá ~20 Mpc • Fotóny ~10 Mpc X. Bertou et all, Astro-ph/0001516, Jan. 2000 1 Mpc = 3.26*106 light-years ~ 3*1019 km

  6. Otázky pre HiRes • Existujú častices energiou na GZK limitom ? • Aká je kompozícia častíc pri energiách nad 5*1017 eV ? • Aký je pôvod (zdroje) častíc pri energiách nad 1019 eV ? • Ide o fyzikuza rámcom “Štandartného Modelu” ?

  7. UHECR spŕška v atmosfére • Pre E ~ 1019 eV • Počet častíc v maxime spŕšky > 1010 • Plocha na urovni mora ~ 20 km2 • Hĺbka spŕšky pri maxime ~780 g/cm2 • ~93% primarnej energie je v elektromagnetickej forme • Exitované molekuly N2emitujú svetlo v ultrafialovej oblasti (300-400 nm) • Čerenkove žiarenie v úzkom kónuse pozdĺž smeru primárnej častice

  8. Detekcia spŕšiek • Pozemná štruktúra scintilačných detektorov (AGASA) • Merá počet nabitých častíc na danej výškovej úrovni • Pozemná štruktúraČerenkovychvodných detektorov (Auger) • Detekovaný signál pozostáva miónov, elektrónov a fotónov na danej výškovej úrovni • AtmosferickéČerenkove detektory • Fotónyv malom kónuse (~4o) pozdĺž smeru spŕšky • Iba na kalibráciu • Fluorescenčné detektory (Fly´s Eye, Hires, Auger) • UV svetlo emitované N2 (~10 ns) • úmerné dE/dx depozitovanej energii • Izotrópna emissia • 4 – 5 fotónovna meter dráhy ionizujúcejčastice • Spojité meranie vývoja spŕšky • Pri 1019 eV signál je merateľný na vydialenosti väčšie ako 40 km

  9. Fluorescenčná technika vs. pozemné merania • Kvalitatívny rozdiel !!! • Kalorimetrické meranie versus meranie v jednom reze spŕškou • Meranie priestorovéhoa časového vývoja • Hires: svetelný signál je meraný každých 100 ns, resp. ~30 m • Možnosť stereoskopického, resp. mnohonásobných nezávislých meraní • Meranie smeru primárnej častice s menšou chybou • Meranie je menej modelovo závislé • Iba 10% časová expozícia – meranie za bez mesačných nocí • Meranie je citlivé na prítomnosť aerosolovv atmosfére • Chýba informácia o miónovej komponente spŕšky (kompozícia !) • Optimálny prístup ? • Hybridný: fluorescenčný detektor + pozemná štruktúra = AUGER • Fluorescenčné meranie zo satelitov ?

  10. Vývoj spŕšky ? Fotometrickáškála ? Šírenie svetla atmosférou ? Zdroje neurčitosti pri fluorescenčnommeraní Kalibrácia ? Stabilita ? Molekulárne pohlcovanie ? Pohlcovanie aerosolmi ? Mnohonásobný rozptyl ? Viditeľnáčasť E ? Fluorescenčný výstup ? Nabité častice Fluorescenčnéfotóny Izotropická emisia UV filter (transmisia ?) Vzdialenosťdo 50 km ČerenkovskéfotónyPriame a rozptýlené Zrkadlo (reflektivita ?)

  11. Pohľad na HiRes-II HiRes-I12.5 km vzdialený Stereo meranie spŕšiek Dugway Proving Grounds, Utah, USA 120o W, 40o N Vertikálna hĺbka atmosféry 856 g/cm2 (výška ~ 1.5 km) HiRes – the Air Shower Fluorescence Detector

  12. Kalorimeter – vzduch ako aktívne medium • Objem viac ako 1013 m3 • Prahová energia pre stereo meranie je ~ 5x1017 eV • Spŕšky s energiou nad 1019 eV trigrujú detektor až zo vzdialenosti 50 km • Detektor je citlivý na UV-svetlo emitované z oblasti spŕšky • Prítomnosť aerosolov vo vyduchu je monitorovanápomocou zväzkov UV-laserov (viditeľnýchdo vydialenosti 40 km) Air over desert of Utah

  13. HiRes-II, jedna z 21 budov • 2 teleskopy v každejbudove – UV zrkadlá s fotonásobičovými kamerami pred nimi (HiRes=II spolu 42 teleskopov, HiRes-I 22) trigrovacia a registračná elektronika Komunikácia s centrálnym DAQ riadením a prenos dát cez optické vlákna

  14. Pohľad na fotonásobičovu kameru teleskopu s otvoreným UV-filtrom • Oba detektory majú podobnú optiku teleskópov • Fotonásobič „vidí“ v ~ 1opriestorovom uhle • HiRes-II • FADC elektronika, merákaždých 100 ns (~ 30 m vo vývoji spŕšky) • 1.5 x 1011 meraní za sec • triger redukuje tok dát milion krát • ~360opokrytie v azimute, 3–31ov zenite • HiRes-I • sample&hold elektronika; 1 meranie/deg • 360opokrytie v azimute, 3–16ov zenite

  15. HiRes – spektrálna citlivosť

  16. Rekonštrukcia geometrie spŕšky je viazaná priesekom detekčných rovín a uhlovou rýchlosťou, s ktorou je vidieť vývoj spŕšky z jednotlivých staníc a absolútnymčasom spŕšky Výsledkom dobrého určeniageometriespŕškyje redukovaná neurčitosť v stanovení jej energie Rozlíšenie v stanovení vydialenosti spŕšky ~0.6%, a v stanovení jej smeru ~0.6o Stereo geometria

  17. Ako vyzerá výsledok meraniaspŕška vzdialená (~35 km) • Úrovne integrovaných signálov • vo fotonásobičoch 14. teleskopu HiRes-I • vo fotonásobičoch teleskopov 11 a22 HiRes-II • ukázané sú tiež úrovne trigrovacích signálov Signály sú viacnásobne väčšie ako prahové !!

  18. Rekonštrukcia z HiRes-I merania • v závislosti na hĺbke spŕšky v atmosfére • rekonštruovaný počet nabitých častíc • nameraný počet fotoelektónov • Parametrizácia pozdĺžneho profilu spŕšky Gaisser-Hillas funkciou

  19. Rekonštrukcia z HiRes-II merania • v závislosti na hĺbke spŕšky v atmosfére • rekonštruovaný počet nabitých častíc • nameraný počet fotoelektónov • V priemere väčšia viditeľná časť spršky • Lepšie časové rozlíšenie

  20. Súčasná rekonštrukcia z oboch staníc • Dva nezávislé a súčasný fit meraní oboch staníc vedú ku konzistentnému určeniu parametrov spŕšky • Súčasný fit jecitlivý na • prítomnosť aerosolov v atmosfére • relatívnu kalibráciu oboch staníc • Nie vždy je súhlas tak dobrý

  21. Neurčitosti v stanovení absolútnej energetickej škály • „Viditeľná“ časť energie primárnej častice(5%) • MC : > 90% (1019 eV) • DATA (Yakutsk) • A.A. Ivanov, ICRC2003 • Fluorescenčný výstup(10%) • Existing DATA • F. Kakimoto et all, 1996, NIM A372, 244 • N. Sasaki, ICRC2003 • FLASH – nový experiment v SLAC • Korekcia v závislosti na teplote a tlaku (databáza rádiosondových meraní) A.A. Ivanov F. Kakimoto et all

  22. Neurčitosti v stanovení absolútnej energetickej škály • Kalibrácia fotometrickej škály (<7%) • Konverzia toku fotónov na počet nameraných fotoelektrónov, zahŕňa : • reflektivitu a plochu zrkadiel, transmisiu UV filtra, straty na PM kamere, kvantovú efektívnosť fotonásobičov a zisk elektroniky • Bola stanovená pomocou N2(337 nm) a YAG(355 nm) laserov vzdialených 4 km od detektora (rozptyl a absorpcia aerosolmi sa v značnej miere kompenzuje) • Presnosť je daná sondou, ktorá merá energiu laserového paprsku (5%) a rekonštrukciou signálov detektorom (4%) • Dlhodobá stabilita je denne monitorovná svetelnými signálmi lokálnych YAG laserov (distribúcia k teleskopom cez optické vlákna) • Korekcie na základe databázy zmien

  23. Neurčitosť v absolútnej energetickej škále v experimente HiRes je +/-13%

  24. Korekcia na prítomnosť arerosolov vo vzduchu • Dva nezávislé laserové zväzky scanujúce okolie detektora, plus tretí vertikálny, umožňujú merať prítomnosť aerosolov v atmosfére • Viac ako 2000 meraní za hodinu v predefinovaných pozíciach, plus nasmerovanie zväzkov na miesto detekcie vysokoenergetických spŕšiek • Rekonštrukcia rovnakým programom ako pri spŕškach minimalizuje sytematické chyby • Dostatočná citlivosť na aerosoly

  25. 60º 45º 12.6 km Laser Detector

  26. MC simulácia detektoru (porovnanie s meraním) • Realistické časovo závislé MonteCarlo detektoru • potrebné predovšetkým na stanovenie absolútneho toku častíc, pretože apertúra detektora závisí na energii častíc • ale aj k prevereniu správneho chápania činnosti detektoru a stanoveniu chýb merania • používa databázy z reálnej expozície detektoru – meniace sa trigrovacie prahy, fotónový šum, atmosféru(teplotu, tlak, obsah aerosolov), fotometrickú škálu, prítomnosť teleskopov • Previerka vernosti simulácie • MC generovanie izotrópneho toku častíc v energetickom intervale 1017 – 1021 eV a porovnanie rekonštruovaných parametrov generovaných a reálnych spŕšiek • MC generovanie spŕšok na základe reálnych dát

  27. DATA vs. MC(p)Energia & Xmax spŕšky

  28. DATA vs. MC(p)HiRes-II Rp & Psi

  29. DATA vs. MC(p)HiRes-I Rp & Psi

  30. DATA vs. MC(p)HiRes-II tracks - NPE per tube & degree

  31. DATA vs. MC(p)HiRes-I tracks - NPE per tube & degree

  32. HiRes stereo energetické rozlíšenie< 15% MC MC DATA

  33. MC simulácia detektoru(akceptancia)

  34. Nameraný tok častíc(GZK limit ?) PRELIMINARY PRELIMINARY

  35. Nameraný tok častíc porovnanie s predošlými experimentami • AGASA – rovnaký tok pri rovnakej expozícii (2-3*1019 eV) • Výrazný rozdiel pri E >1020 eV PRELIMINARY PRELIMINARY

  36. Nameraný tok častíc(hodnovernosť merania) • Čo môže byť príčinou, že HiRes vidí omnoho nižší tok ako AGASA pri energiách nad 1020 eV ? • Trigger ? NIE • Uhlová rýchlosť ako pri 1019 eV, signály 10x väčšie • Rekonštrukcia ? NIE • Apertúra detektoru neklesá • Atmosféra ? NIE • Areosoly, mraky pôsobia rovnako pri 1019 eV • Nepravdepodobné aby HiRes „nevidel“ častice s E>1020 eV ak existujú !!!

  37. Nameraný tok častíc(štruktúra v energetickom spektre ?) • HiRes stereo, podobne ako Fly´s Eye mono a AGASA štatisticky významú štruktúru nevidia PRELIMINARY PRELIMINARY

  38. UHECR – zloženie PRELIMINARY • Fly’s Eye stereo rekonštrukcia - prechod od predominantne „ťažkých“ častíc k ľahkým v oblasti 1017-1019 eV • AGASA – nevidí takýto prechod • HiRes stereo rekonštrukcia je kompatibilná s protónmi

  39. Neprítomnosť korelácie v smeroch príletu častíc • Astrophysics Journal/04041137/2004 • Stereo dáta do februára 2004

  40. Závery z analýzy stereo merania v experimente Hires • Zvýšený tok častíc nad 1020 eV experiment Hires nevidí • Štruktúru v energetickom spektre pri enegii ~3*1018 eV experiment Hires nevidí • Zmenu v zložení UHCER (prechod od ľahších k ťažším časticiam pri energiách nad 5*1017 eV) experiment Hires nevidí

  41. Závery z analýzy stereo merania v experimente Hires • V stereo dátach z experimentu Hires nie je pozorovaná štatisticky významná korelácia v smeroch príletu častíc • Rozdiel medzi prejavom GZK limitu a pokračujúcim E-3 spektrom zostáva v rámci chýb merania • Zdroje UHECR častíc ostávajú záhadou

  42. Physics Motivation 2 • Identification of the sources in Universe • Deflection of charged particles with E>1019 eV by galactic and intergalactic magnetic fields is minimal • Charged particles astronomy • No statistically significant anisotropy/clustering observed so far X. Bertou et all, Astro-ph/0001516, Jan. 2000

  43. MC simulation • Helps to understand detector response • Detailed detector Monte-Carlo includes • Generation of all light components • Shower development based on Corsika simulation package • Light propagation in 16 wavelength bins • Atmosphere conditions (hourly basis) • Sky noise (hourly basis) • Trigger conditions • Description of detector optics (realistic spot size) • Photomultiplier Quantum-efficiency map • Describes global features of the data, as well as details

  44. Summary of preliminary results What can be expected from 3000 hours of stereo exposure ? Based on ~1300 hours of stereo exposure • Answers: • Is AGASA measured flux of events over GZK real ? • Equivalent to 30 years of AGASA operation • 24-30 events with E > 1020 eV are expected • Composition of primary particles based on Xmax measurement ? • resolution ~35 g/cm2 • Small and large scale anisotropy ? • Significantly better angular resolution (0.4o vs. 1.6o with tails) • Shower development studies based on selected class of events • Longitudinal profile • Elongation rate • Ratio of fluorescence/Cherenkov light • Differentiation among shower models ? • Search for horizontal or up-ward going showers ? • Upper limit on the flux (high energy neutrinos ?) Flux seems to be much lower ! Consistent with 76% Proton 24% Iron mixture No clustering; No statistically significant anisotropy In progress Consistent with log(E) In progress

  45. Outlook & New experiments • Larger statistics is needed ! • AGASA experiment continues to collect UHECR events (E>1020 eV) with the rate of one event per year • HiResshould be running at least for another three years • We expect to verify/better set our absolute energy scale by this autumn

  46. New experiments • AUGER – a hybrid detector • Site in southern hemisphere is now under construction in Argentina • Ground array of 1600 water Cherenkov detectors (WCD) with 1.5 km spacing, overviewed by four fluorescence detectors • should start a partial operation by the end of this year • when fully built in 2005 will cover ~3000 km2sr • expected rate ~30 events/year with AGASA spectrum • GD typical: angular resolution 1.5o; Energy resolution < 20% • Full efficiency at 1019 eV for 5 WCD triggered • Site in northern hemisphere, Millard County, Utah, USA ?

  47. New Experiments • OWL (NASA) • Fluorescence technique in stereo • Height 600 to 1200 km, 0.1o pixels • Instantaneous aperture 3*106 km2*sr, with 10% duty cycle the effective aperture 3*105 km2*sr • ~3000 events/year with E > 1020 eV (for E-2.75) • Study phase - after 2007 ? • EUSO (European Space Agency) • On International Space Station • External platform to Columbus module • Height 400 km, with 10% duty cycle the effective aperture ~ 5*105 km2*sr • Study started in March 2002; Assuming approval by ESA in beginning of 2004 could be launched as early as October 2008

  48. GZK Cutoff Consequences • Sources are at larger than characteristic distances • particles interacting with CMWB photons • original energy of particles must have been even higher • flux of particles with E>6*1019 eV must be sharply reduced • particles not interacting with CMWB photons ? • only neutrinos within Standard Model ? • new, unknown particles ? • Sources are at smaller than characteristic distances • no such astrophysical sources are observed ! • exotics !?

  49. Astrophysical Sources Bottom-up Scenario • Acceleration of particles by the astrophysical sources • Active Galactic Nuclei (AGN) • Gamma Ray Bursts (GRB) • Short (ms) keV-GeV flashes • Excluded lately • Radio Galaxy Hot spots (RGH) • Shock wave accelaration • Fermi model • Emax= b*c*Ze*B*L (b - shock velocity) • Supernova: b ~ 0.01 X. Bertou et all, Astro-ph/0001516, Jan. 2000

More Related