Astropartículas en LAGO (AP en una cáscara de nuez) Quito, Ecuador, Enero 2014

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Josefa Revuelta Montoya
hace 8 años
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1 III Escuela Astropartículas en LAGO (AP en una cáscara de nuez) Quito, Ecuador, Enero 2014 IV: AP en la Atmósfera Hernán Asorey Escuela de Física, Universidad Industrial de Santander Bucaramanga, Colombia Laboratorio de Detección de Partículas y Radiación Centro Atómico Bariloche & Instituto Balseiro (CNEA) Bariloche, Argentina

co Escuela de Física, Universidad Industrial de Santander Bucaramanga, Colombia

2 Como seguimos...

3 En el episodio anterior Astrofísica Relativista Propagación intergaláctica Transporte Heliosférico Análisis de datos complejos Física Atmosférica Física de detectores Física de Partículas 3/35

4 El espectro contraataca 1er Rodilla Agotamiento 2da fuentes galácticas (H) Rodilla Agotamiento fuentes galácticas (Fe) Tobillo Transición flujo galáctico a extragaláctico Supresión Efecto GZK? Agotamiento fuentes extragalácticas? Composición 4/35

Tobillo Transición flujo galáctico a extragaláctico Supresión

5 Cambios espectrales La capacidad de aceleración de la fuente es E máx (Z B R) Para una fuente (B y R están fijos), E máx Z Por otro lado, el flujo de una especie química Z: J ( E, Z ) j 0 (Z ) E α (Z ) Luego, hay una energía de corte Ec en el espectro de cada especie Proponemos un término de atenuación exponencial J ( E, Z ) j 0 (Z ) E E exp( ), Z Ec α (Z ) 15 E c =10 ev 5/35

(Z ) E α (Z ) Luego, hay una energía de corte Ec en el espectro de cada especie Proponemos un

6 Espectros RC galácticos 1015 ev 6/35

7 Espectro total galáctico 7/35

8 Pero tengo un flujo extragaláctico 8/35

9 Y el flujo total... 9/35

10 Orígen de las características? er 1 Rodilla da 2 Rodilla Tobillo 10/35

11 Interacción con la atmósfera 11/35

12 Foto de una lluvia Enero 2013 H. Asorey 12/35

13 Algunas definiciones útiles 13/35

14 Blindaje atmosférico 1 atm = 1033 g/cm2 = 91 cm Pb Profundidad atmosférica X: Cantidad de masa atravezada en la dirección transversal para una partícula entrando a la atm. X (l)= l ρ(l ' )d l ' 14/35

15 Presión vs altura (datos) Enero 2013 H. Asorey 15/35

16 Modelo atmosférico de Linsley Divide la atmósfera en cinco capas Los coeficientes ai, bi y ci y los límites entre capas se obtienen de mediones en globo o datos satelitales (GDAS) h X i (h)=a i +bi exp ci ( ) h X (h)=a +b (c ) /35

capas se obtienen de mediones en globo o datos satelitales

17 MODTRAN Models (atmprof1-6) E4 (Verano)/E5 (Invierno) E6 E2 (Verano)/E3 (Invierno) E1 E2 (Verano)/E3 (Invierno) E4 (Verano)/E5 (Invierno) 17/35

18 La Tierra es curva... l La cantidad de aire recorrida depende de la dirección de movimiento del RC Primera aproximación h La cantidad de aire atravezada para una partícula con θ=90º es ~ 40 atmósferas 2 1 l 2 h(l ) l cos(θ)+ sin (θ) 2 RE Función de Chapman Si θ 90º, RE + h π Ch(h)= 2 hs ( 1/ 2 ) 40 18/35

RC Primera aproximación h La cantidad de aire atravezada para una partícula

19 Lluvias Atmosféricas Extendidas p+ +Y ZA γ+e ± +μ± +π ±,0 + K ±,0 + p+ + n+ 19/35

20 Lluvias Atmosféricas Extendidas p+ +Y ZA γ +e ± +μ± +π ±,0 + K ±,0 + p+ + n+ E=5x10 ev 14 Primario Secundarios Fe p γ em mu hd Desarrollo dependiente de la composición del primario 20/35

21 Lluvias Atmosféricas Extendidas 21/35

22 Lluvias Atmosféricas Extendidas 22/35

23 Poder de frenado Ec: Energía Crítica de/dx ioniz = de/dx Radiativas de <0 dx 710 MeV EM Ec =86 MeV Z ( ) Si E > E c Nuevas partículas Si E < E c Absorción en la atmósfera estar/pstar/astar, NIST 23/35 (2012)

24 Longitud de interacción XEM A medida que la partícula avanza, pierde energía Ionización Colisiones Radiativas Producción de nuevas partículas En general, se define: Longitud interacción de electromagnética XEM Cantidad de aire atravesada (en g/cm2) cuando un electrón pierde una fracción 1-e-1 (~63%) de su energía original 7/9 del camino libre medio de producción de pares para un fotón 24/35 Astropartículas - Quito - H. Asorey PDG Beringer et al, Phys Rev2014 D86, (2012)

25 Energía Crítica Energía crítica es la energía a la cuál las pérdidas por ionización luego de recorrer una longitud de interacción son iguales a la energía del electrón ó Energía a la cuál las pérdidas por frenado se igualan a las pérdidas por ionización 25/35

26 Energía crítica para electrones Enero 2013 H. Asorey 26/35

27 Modelo ultra-simplificado Recorrida una distancia λem = XEM / ln 2, una partícula produce 2 partículas con En+1=En/2 El número de partículas: N ~ 2 : N ( X )=2 n X / λ EM Luego, la energía media: E = E p / N ( X )= E p / 2 Ahora, si <E>=Ec Se detiene la producción: X / λ EM Ep N máx Ec Ep X máx log Ec ( ) 27/35

28 Astropartículas Quito - H. Asorey Phys, Matthews, Astropart. 28/35 22(5-6), 387 (2005)

29 Primarios y secundarios 1 H1, E=425 TeV 29/35

30 Primarios y secundarios Flujo de secundarios 30/35

31 Número de partículas cargadas (EM) Enero 2013 H. Asorey 31/35

32 Desarrollo longitudinal (t=x/xem) Función de Gaisser-Hilas N ch ( t ) =N ch,máx ( t t 0 t max t 0 ) f ( t ) t max t ( 0 ) e f ( t ) t max t ( 1 f (t)= j a t j 32/35 0 )

33 LDF: Desarrollo transversal Ne(r) y Nµ(r) Funciones de Distribución Lateral Densidad de partículas como función de la distancia r al core de la lluvia X r 33/35

34 La energía se conserva 34/35

35 Técnicas de detección en Superficie Búsqueda de correlaciones espacio-temporales entre las señales entre detectores Cálculo del flujo de secundarios y estudio de las variaciones intrínsecas Modo Conteo Modo Lluvia Detectores de partículas (WCD y/o centelladores) Detección de señales por encima de umbrales Intensivo análisis de datos Astropartículas Vernetto, Quito - H. Asorey Astropart. 35/35 Phys 13(1), 75 (2000)

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