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5. Misure sui RAGGI COSMICItramite Sciami Estesi.

(Cap. 4 libro)

Corso “Astrofisica delle particelle”Prof. Maurizio Spurio

Università di Bologna a.a. 2013/14

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Produzione di Sciami in Atmosfera Rivelatori di Sciami estesi attorno 100 TeV Le misure del flusso per 100<E<106 TeV Un modello di accelerazione: la pulsar Tecniche di rivelazione e spettro Energetico

dei RC alle energie estreme, E>106 TeV Alcuni esperimenti per E>1018 eV e risultati:

Fly’s Eye, HiRes, AGASA, AUGER Cutoff GZK: energia di soglia e orizzonte Possibili sorgenti extragalattiche candidate

Outline

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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

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Metodi di misura dei raggi cosmici

Misure dirette E<1014 eV

Misure indirette, E>1014 eV

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The Knee in the Energy Spectrum of Cosmic Rays

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Muons

Electrons Hadrons Muons

Cerenkov light(imaging & non-imaging)Fluorescence light

Neutrinos

Observation of cosmic rays

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Sciami estesi in Atmosfera• L’interazione di un primario in Atmosfera

origina uno sciame di particelle con 3 componenti:– Elettromagnetica (EM)– Muoni– adroniLe 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 aLHC: protoni protoni “head-on” con

TeVs 2TeVs 14

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CORSIKA SimulationQGSJET/EGS4

proton iron nucleus

e/gmh

E=1014 eV 50 km

40 km

30 km

20 km

10 km

10 km

Perchè il nucleo di Fe interagisce più in alto in atmosfera?

Perchè la componene elettromagnetica è più sparpagliata di quella muonica?

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• protoni e nuclei interagiscono sulla sommità dell’atmosfera con lunghezza interazione l:

• Spessore atmosfera= 1000 g cm-2

• Numero di lunghezze di interazione = 1000/65 ~15

• I RC interagendo coi nuclei dell’atmosfera generano uno sciame

265

cmgN

A

AAriap

se

s

s

exoticnpKKNp

e6

8

160

102.2

105.2

108.1

)....(,,,,,,

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Simulazione MC di una interazione di un RC di altissima energia

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Simulazione MC di una Cascata

Elettroni

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Simulazione MC di una Cascata

Gamma

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Simulazione MC di una Cascata

Muoni

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Simulazione MC di una Cascata

Adroni

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Come rivelare I RC di alta energia?Per rivelare I raggi cosmici di energia elevata, occorre: Una grande area di raccolta, S Una grande accettanza in angolo solido Un grande tempo di esposizione TL’esposizione A·W · T = cm2-sr-sdetermina il numero di eventi rivelabili.

Il flusso di primari con energia Eo>1019 eV è circa:0.5 particelle per km2-sr-year

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Le componenti dello sciame

cosmic ray proton

Secondary particles

Decay products

Electron-photon cascades

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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?

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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:

• Ciò significa che un elettrone ha 50% di probabilità di emettere un g per bremmstrahlung dopo R.

0

)exp()(o

oo X

XEXE

X

E

dX

dE

2lnoXR

2

1)

2lnexp(/)(

o

oo X

XERE

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In aria, Ec= 80 MeV R(aria) ~ 40 g cm-2

Atmosfera= 25 X0

• Fotoni (coppie e+e-), elettroni (bremmstrahlung) hanno la stessa R=ln2 X0 : il numero di particelle raddoppia ogni R.

Lo sciame si arresta quando l’energia media delle particelle uguaglia l’energia critica.

Sviluppo dello sciame EM in atmosfera.

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Profondità e massimo dello sciame 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 (Xf prima interazione):

Xmax=Xf+n*R =Xf n* ln2 Xo= Xf+Xo ln(E0/Ec)

• (La lunghezza di radiazione in aria: Xo = 37 gcm-2)

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Soluzione analitica 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”

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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

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“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)- X0 lnA

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

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La componente dei muoni La maggior parte delle particelle che arrivano al suolo

sono e+e-. La frazione tra numero di m e di e e’ 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

1. The number of particles at shower maximum is approximately proportional to the primary energy

2. The depth in atmosphere of the shower maximum Xmax increases logarithmically with energy

3. In a g-ray induced showers no muons are expected;4. The longitudinal development of EM cascades

depends on two parameters: the primary nucleus E0 and the shower age “s” (analytical formulas of Greisen);

5. Near the shower core, the electron energy distribution is a universal function;

6. The lateral distribution of the EM cascade at a given age s is a universal function

7. The same EM size for a proton with energy E0 and for a nucleus A of energy E0

8. The maximum depth for nuclei: Xmax(A)-Xmax(p)= - X0 lnA

The game rules

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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 1019 eV is assumed.

Shower by shower fluctuations on Nmax and Xmax are evident.

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Rivelatori di Sciami• Apparati sperimentali (Extensive Air Shower

Arrays, EAS) che misurano sciami estesi sono in genere situati in alta quota.

• Misurano lo sciame “campionandolo” su una vasta superficie

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Tibet

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Tamilnadu, India

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• 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.

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A toy model (Array energy range)

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*= 4×1015 eV ; 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

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The expected rate for CRs with energy at least E* = 4×1015 eV producing 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<1017 eV

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Our toy detector

Toy

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• 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)

Caratteristiche generali dei rivelatori di sciami

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Il principio della rivelazione degli sciami con EASe determinazione della direzione del primario

T1T2

T3T4T5

q

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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<1019 eV è dato dalla funzione:

• La regione tra 1014<Eo<1015 eV 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.

11121.3)( GeVsrscmEKE

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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.

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Ancora lo spettro dei RC, ma…

Slope g = -2.7 Slope g = -3.1Ginocchio

Caviglia

TeV PeV EeV ZeV

Galattici Extragalattici

L’asse y

viene moltiplicato per E2.5, in modo da rendere “più piatta” la figura, ed accentuare il cambiamento di pendenza!

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I dati sperimentali

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Dati e sorgenti ipotizzate

Accelerazione SNPulsars, vento galatticoAGN, top-down ??

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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