Determinación de composición de rayos cósmicos en el Obserbatorio Pierre Auger para estudio de la transición galáctica-extragaláctica
Después de mas de un siglo del descubrimiento de los rayos cósmicos se han hecho muchos avances en el campo. A partir de las ultimas mediciones hechas en el Observatorio Pierre Auger a las mas altas energías se ha observado una transición en composición como función de la energía, se han obtenido co...
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| Autor principal: | |
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| Formato: | Tesis NonPeerReviewed |
| Lenguaje: | Español |
| Publicado: |
2019
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| Materias: | |
| Acceso en línea: | http://ricabib.cab.cnea.gov.ar/881/1/1Barrera_Castillo.pdf |
| Aporte de: |
| Sumario: | Después de mas de un siglo del descubrimiento de los rayos cósmicos se han hecho muchos avances en el campo. A partir de las ultimas mediciones hechas en el Observatorio Pierre Auger a las mas altas energías se ha observado una transición en composición como función de la energía, se han obtenido correlaciones con fuentes extra galácticas, se ha medido el espectro con mayor estadística, entre otros. Aunque muchas de las principales cuestiones acerca de rayos cósmicos han sido resueltas, aun quedan dudas sin resolver. Particularmente este trabajo se enfoca en el estudio de la correlación de composición con dirección de arribo de los rayos cósmicos de ultra alta energía (UHECR).
Los rayos cósmicos de alta energía se estudian a través de las cascadas de partículas secundarias que generan en las interacciones con los átomos de la atmósfera. En el Observatorio Pierre Auger los análisis de la composición de los rayos cósmicos se hacen a partir de la observación del perfil longitudinal de las lluvias, medido con los detectores de fluorescencia (FD). De las mediciones se puede obtener directamente la profundidad atmosférica máxima (X_max), que de acuerdo a simulaciones es proporcional a la composición del primario. Los FD funcionan únicamente en noches sin luna, con lo cual su exposición con respecto a los SD es muy baja. De las mediciones con SD se determinan los parámetros geométricos de la cascada y la densidad de partículas a nivel del suelo, pero no es posible obtener directamente X_max, lo que dificulta hacer análisis en composición evento por evento.
En este trabajo se busco desarrollar un mecanismo que permitiera separar en composición el set de datos de Auger obtenido a partir de los SD de todo el arreglo, buscando correlacionar la composición con la dirección de arribo en energías alrededor y debajo de 10"18.7 eV, lo que se conoce como \tobillo" en el espectro de rayos cósmicos. Para tal objetivo se partió del modelo de la Universalidad, el cual permite calcular la señal a una dada distancia del eje de la cascada teniendo los parámetros geométricos de la misma, la energía, el X_max y el Nμ. Este ultimo parámetro hace referencia a la cantidad de muones a nivel del suelo.
Originalmente el modelo de la Universalidad que se encuentra en el programa de reconstrucción CDAS, Centro de Adquisición del Observatorio, esta calibrado para eventos de energía mayor a 10"19 eV. Debido a esto era necesario extender el modelo a energías mas bajas. En trabajos anteriores [1] se mostró una mejor correspondencia entre la señal calculada y la medida cuando se añadía un 17% a Nμ y 1% a la energía del primario utilizando eventos medidos con detectores por efecto Cherenkov (WCD) y de centelleo (SSD). Sin embargo, se contaba con poca estadística para la fecha a la cual se realizo el ajuste y la electrónica con que se digitalizaba la señal de los SSD
presentaba múltiples problemas. Al día de hoy se pueden encontrar en el campo 77 SSD funcionando con la tarjeta electrónica original UB de Unied Board, llamados Preproduction Array (PPA), y 5 con la nueva versión de la tarjeta electrónica UUB de Upgraded Unied Board.
Lo primero que se hizo en este trabajo fue verificar el correcto funcionamiento de la segunda versión de la UUB, en particular respecto al ruido de baja frecuencia encontrado en la primera versión [1]. Se comprobó que dicho error se redujo en alrededor de 30 %. Ademas, fue posible observar que las variaciones en la línea de base de los detectores de centelleo se redujeron de manera significativa. Adicionalmente, se monitoreo la caída en la línea de base tras registrar señal y su relación con la carga integrada en dicho evento. Se confirmó que hubo mejoras en el cambio de la electrónica de acuerdo con lo esperado.
Posteriormente se procedió a validar el ajuste propuesto en [1] utilizando todos los eventos medidos en el Inll, con las estaciones UUB, UB y las pertenecientes al PPA. Se confirmó la corrección propuesta observando los eventos medidos con las distintas estaciones por separado como de manera combinada, lo que permitió contrastar las diferencias en la electrónica.
Teniendo validado un modelo de señal esperada promedio en cada detector se propuso un mecanismo que permitiera separar eventos en composición de núcleo pesado (HE) o liviano (LI) cambiando Nμ y X_max en el calculo de la señal. Se ajustaron 2 LDF, Lateral Distribución Function, a cada evento. La separación en los grupos se hizo asignando a cada evento la LDF que mejor ajustaba. De los resultados se encontró una mayor cantidad de eventos pesados cuya energía reconstruida era menor que la encontrada en los eventos LI. Se observo que el modelo presenta sesgos en la dirección de arribo que deben corregirse. |
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