Composición química y características

fenomenológicas de Chubascos Atmosféricos Extensos de alrededor de

1017 eV de energía, obtenidos con el arreglo

EAS MSU.Dr. Oscar Martínez Prof. Dr. N. N. Kalmykov

10 marzo 2010

Haverah Park, Akeno, Tibet (gran altura) arreglo de sup. FlysEye, Hires, Tunka, obs. Luz cherenkov, reproducen bien el espectro total de los RC 1015-1019

Kascade utiliza un arreglo de sup. Combinando detectores de e- y , para determinar la masa de la part. prim. mediante la razón N/Ne.

Sus diferencias son: La tendencia gral. de los puntos de AGASA sugieren una pequeña tendencia sistemática en la asignación de la energía y la rodilla de Akeno la cual aparentemente engañosa le fue asignado el valor de 4x1015 eV al estar relacionado la unión de datos de un arreglo pequeño anterior para energías por debajo de este punto.

4x1017eV2da. rodilla 3x1018эВ

Sin pérdida

B – ComponenteGalactica Complementaria

Q = suma de las componentes galáctica [H,He,CON,Ne-S и Fe (R2.69)] y extra galáctica [H+He(total EGT)] компонентов E-2.3.

El intervalo de energía entre 1016 y 1018 eV ha sido cubierto por muy pocos experimentos. Nuestro conocimiento sobre la composición de masas por encima de 1016 eV es rudimentaria. El espectro de energía determinado por diferentes experimentos difieren de forma significativa. Por otra parte la región por arriba de 1016 eV es de vital importancia para la comprensión del origen y la propagación de los rayos cósmicos en la Galaxia.

Una investigación en esta región devería contestar a las siguientes preguntas: 1. ¿Existe una rodilla de hierro por encima de la rodilla clásica en 3*1015eV?

2. ¿Cuál es la composición masiva por encima de una posible rodilla de hierro? ¿Esta región es dominada por las diferentes fuentes de restos de supernovas?

3. ¿Cuál es la naturaleza de las partículas que se observan en la segunda rodilla 3-5*1017 eV? ¿Es causada por el fin de la componente galáctica?

Una cuidadosa investigación de la región 1016-1018 requiere de arreglos con areas de alrededor de 1 km2 o más, pero con mucho menor espaciamiento que de los arreglos de ultra-alta energía como AGASA, Yakutsk o AUGER

red = electrons, positrons, gammas, green = muons, blue = hadrons

Gama vertical de 1018eV

Proton vertical de 1018eV

Fe vertical de 1018eV

1509 días de trabajo

En total el EAS MSU consiste de 77 puntos de registración cubriendo un área de 570X800 m2. Para aumentar el rango de la medición de la densidad de partículas, en cada punto de detección se encuentran 3 grupos de contadores Geiger - 24 contadores con área de 0.0021 m2, 24 mas con 0.01 m2 y 72 con 0.033 m2. En general, la cantidad de contadores en el arreglo son cerca de 10000 y la suma de todos los contadores cubrirían ~ 250 m2.

-500 -400 -300 -200 -100 0 100 200 300 400

-300

-200

-100

0

100

200

300

400

П л ан р ас п о л о ж ен и я д ете к то р о в у стан о в к и Ш А Л М Г У

1

2

3

4

1 - 3 6 м 2 2 - 1 8 м 2 3 - 1 8 м 2 4 - 1 8 м 2

Para medir la densidad de muones con energías > 10 GeV en los EAS, se utilizan un grupo de contadores Geiger-Muller con áreas de 0.033 м2, colocados a una profundidad de 40 m bajo tierra.El grupo 1 se encuentra en el centro del arreglo y contiene 1104 contadores. Los grupos 2, 3, 4, se encuentran alejados del punto central a 220, 300 y 320 m respectivamente. Estos tienen 552 de tales contadores para cada grupo.

Geiger-Muller

Para la construcción del espectro energético se estima el número total de partículas cargadas.

La definición del número completo de las partículas en el EAS es hecha con el uso de una función cualquiera apriorística de distribución espacial de las partículas cargadas.

La investigación de la FDL de los EAS es necesaria debido a que la FDL es una característica básica para la evaluación de la energía primaria de la partícula de un EAS.

La selección de los eventos

Durante el período de trabajo del arreglo EAS MSU (1982-1990) se obtuvieron ~1 millón de eventos. De éstos se seleccionaron eventos que fueran casi verticales ( < 18o y < 30o), que el parámetro s que fuera entre 0.5 < s < 1.6 y que el número de partículas logNe 107. Se obtuvieron del orden de 103 chubascos. Esto da la posibilidad de investigar el comportamiento de la composición masiva de la RCP en el rango de energía que nos interesa.

lgNe = 8:33, lgNmu = 6:1, theta= 26,fi = 321, S=1.31

1.5 2 2.5 3

-1

0

1

2

3

4

1

2

- experim ent

1 - appr. (1)

2 - [9 ]

lg 8.0 8.2N 8 170( 1.2 10 , 5 10 )N E

La figura demuestra la FDL experimental obtenida con el arreglo EAS MSU. Los EAS se seleccionaron para ángulos zenitales menores que 300 y para el intervalo del número total de partículas cargadas

lg [m]r

-2lg [m ]

Nosotros comparamos nuestros datos experimentales FDL con la sugerida por Linsley

2 ( )( ) ( / ) ( , ) ( / ) (1 / ) ,m m mr N R C r R r R

1( ) 2 (2 ) ( 2)C

En la comparación, el radio de Moliere fue De 80 m, α = 1.3 and η = 3

2 1.2

0.63.33 2

( ) (0.28/ ) ( / )

(1 / ) 1 ( /10 )

e e ms ms

ms ms

r N R r R

r R r R

Comparamos las FDL con predicciones teóricas [9] (R.I. Raikin et al.//Proc 27th ICRC, Hamburg, 2001, V.1, P.290. ) para FDL de electrones en EAS basados en el formalismo de ampliación

Yakutsk

180 2 10E

( )( ) ( / ) (1 / )

(1 / 2000 )

m m

g

r C r R r R

r m

1.5 2 2.5 3 3.5

-2

-1

0

1

2

3

4- experim ent

1 - appr. (2)

2 - [9 ]

1

2

lg [m]r

-2lg [m ]

AGASA

2 2.5 3 3.5

-2

-1

0

1

2

3

4

1

2

- experim ent

1 - appr. (3)

2 - [9 ]

-2lg [m ]

lg [m]r

( )

2

( ) ( / ) (1 / )

(1 ( /1000 ) )

m mr C r R r R

r m

Resultados del espectro energético y la composicion quiímica de la RCP

Se utilizan las datos obtenidos con número de partículas > 1017 eV, y con número de muones con un umbral de energía mayor a 10 GeV.

En los estudios se ha observado una correlación precisa entre el número de muones y electrones en los chubascos. Habitualmente la dependencia N de Ne se expresa en una función de tipo exponencial N ~ N

e . 5 6 7 8

3

4

5

6

Dependencia del número de muones al número de electrones en los chubascos

0/

/lg

e

e

NN

NN

Todos

e

e

NN

NN

/

/lg

0/

/lg

e

e

NN

NN

lg N

lg eN

Con la fijación de Ne para el rango 105 < Ne < 108 el número promedio de muones es < N > 3.24*103(Ne/105)0.78

En el ajuste da los sig. valores 0.762 0.002(azul), 0.770 0.004(negra), y 0.7720.002 (roja)

6 7 8

-17

-16

-15

Podemos estimar la contribución de esta componente, si el espectro observado de los EAS en número de partículas se resta del espectro que corresponde a la extrapolación de los espectros parciales, cambiando su tasa de 2,7 a 3,7 en Ecrítica(Z), en la región por encima de 1017 eV.

Estimación de la componente complementaria (extragalactica)

08.036.21620.014.0 1050.0)(

eed NNI

m-2 s-1 sr-1eV-1

09.055.20

58.041.00 45.1)(

EEId

m-2 s-1 sr-1

La estimación de la composición es determinada por la formula:

donde ai es la porción relativa del núcleo al número de masa Ai. La presencia de ésta componente influye sobre la magnitud < lnA> que es una característica, habitualmente utilizada para la descripción cuantitativa de la composición masiva. De acuerdo a los resultados de nuestro análisis, la magnitud < lnA> presenta

3.2 con Ne 107 y con Ne 3*107, < lnA > = 2.3, y con Ne 108, < lnA > disminuye hasta 1.7.

Hace falta, sin embargo, tener en cuenta que para la obtención de las conclusiones rigurosas es necesario, en primer lugar, el aumento de la estadística y, en segundo, el análisis de los resultados dependiendo de los modelos.

i

ii AaA lnln

Ne <lnA>

≤107 3.2

3x107 2.3

Ne≈108 1.7

lg ρμ [m-2]La presencia de los cuatro detectores de permitio construir la FDL muonica para los RC para el número de partículas entre 105 hasta 4x108. Basándose en estos datos se determinó por la dependencia de la densidad media de los muones ρμ el número de electrones Ne a una distancia de 50 m del eje de la cascada.

La elección a una distancia de 50 m fue por el hecho de que la densidad de muones es determinada por una precisión estadística lo suficientemente buena en todos los detectores del EAS MSU para Ne en el rango 106-108.

FDL esta descrita por ante el valor =0.770.02que corresponde con el valor de N(Ne) mostrado anteriormente

eN~