Rayos cósmicos con energías entre 1E17 y 1E19 eV

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Los rayos cósmicos llegan a la Tierra con un espectro de energía quecubre varios órdenes de magnitud. Su flujo sigue una ley de potencias,yendo de unos cientos de impactos por m2 por segundo a bajas energías (E ~ 10^9 eV) a unos pocos por km2 por siglo a las energías más extremas (E ~ 60 EeV). Si bi...

Descripción completa

Detalles Bibliográficos
Autor principal: Wundheiler, Brian
Otros Autores: Etchegoyen, Alberto
Formato: Tesis doctoral publishedVersion
Lenguaje:Español
Publicado: Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales 2013
Materias:
DETECTOR DE MUONES
COMPOSICION QUIMICA
RAYOS COSMICOS
OBSERVATORIO PIERRE AUGER
AMIGA
MUON DETECTOR
CHEMICAL COMPOSITION
COSMIC RAYS
PIERRE AUGER OBSERVATORY
Acceso en línea:https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n5258_Wundheiler
Aporte de:
Biblioteca Digital - Facultad de Ciencias Exactas y Naturales (UBA) de Universidad de Buenos Aires
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description Los rayos cósmicos llegan a la Tierra con un espectro de energía quecubre varios órdenes de magnitud. Su flujo sigue una ley de potencias,yendo de unos cientos de impactos por m2 por segundo a bajas energías (E ~ 10^9 eV) a unos pocos por km2 por siglo a las energías más extremas (E ~ 60 EeV). Si bien a partir de E ~ 10^11 eV el flujo decae con un índice espectralcercano a -3, a altas energías el espectro tiene zonas características dondese han medido variaciones respecto de este comportamiento: la “rodilla” (~ 4 x 10^15 eV), la aún imprecisa “segunda rodilla” (0,05 < E < 0,5 EeV), el “tobillo” (~ 3 EeV) y el “corte GZK” (~ 40 EeV). Se supone que hasta energías del orden de 10^15 eV, las fuentes de rayoscósmicos son de origen galáctico. Los aceleradores galácticos teóricamentese tornan ineficientes entre 10^15 y 10^18 eV. Se cree que las fuentes extragalácticascomienzan a contribuir al flujo en esta zona del espectro y su aportepodría producir cambios en el mismo. Estudios de composición en el rangode la segunda rodilla y del tobillo son de vital importancia para entenderla transición de fuentes galácticas a extragalácticas. Los parámetros físicosmás relevantes para estudios de composición, son los perfiles longitudinalesy el número de muones presentes en los chubascos cósmicos. El Observatorio Pierre Auger fue originariamente diseñado para observarrayos cósmicos por encima de 10^18 eV, cuenta con la capacidad deregistrar datos en forma híbrida, utilizando detectores de superficie y defluorescencia a la vez. Terminada su construcción en 2008, se inició unasegunda fase con la puesta en funcionamiento de HEAT (High Elevation Auger Telescopes), y con la construcción de AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), entre otros. Estos desarrollos apuntan tantoa mejorar la calidad de las observaciones, como a extender el rango dedetección en energía para incluir la región del tobillo y de la segunda rodilla. El diseño de AMIGA está integrado por pares de detectores formadospor un detector de superficie, como los instalados en el Observatorio Auger,más un contador de muones de 30m2 enterrado en sus cercanías a 2,25mde profundidad. Contará con un total de 85 pares de detección distribuidosen dos redes triangulares, separados por 433 y 750 m. Este trabajo se centra en el Detector de Muones de AMIGA. Su objetivoprincipal es aportar información sobre el contenido muónica de las cascadasde partículas secundarias que se generan tras el impacto de la partículaprimaria en la atmósfera. Se presentará un estudio detallado del diseño del Detector, así comosu caracterización experimental. Se analizarán los primeros datos de losdetectores instalados en el Observatorio, y de las primeras lluvias de rayoscósmicos registradas en conjunto por los sistemas de fluorescencia, desuperficie y de muones. Se presentará un modelo fenomenológico que posibilitala completa simulación del Detector de Muones. Se desarrollarány analizarán las estrategias de conteo que habilitan el empleo del Detectorcomo Contador de Muones.
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Si bien a partir de E ~ 10^11 eV el flujo decae con un índice espectralcercano a -3, a altas energías el espectro tiene zonas características dondese han medido variaciones respecto de este comportamiento: la “rodilla” (~ 4 x 10^15 eV), la aún imprecisa “segunda rodilla” (0,05 < E < 0,5 EeV), el “tobillo” (~ 3 EeV) y el “corte GZK” (~ 40 EeV). Se supone que hasta energías del orden de 10^15 eV, las fuentes de rayoscósmicos son de origen galáctico. Los aceleradores galácticos teóricamentese tornan ineficientes entre 10^15 y 10^18 eV. Se cree que las fuentes extragalácticascomienzan a contribuir al flujo en esta zona del espectro y su aportepodría producir cambios en el mismo. Estudios de composición en el rangode la segunda rodilla y del tobillo son de vital importancia para entenderla transición de fuentes galácticas a extragalácticas. Los parámetros físicosmás relevantes para estudios de composición, son los perfiles longitudinalesy el número de muones presentes en los chubascos cósmicos. El Observatorio Pierre Auger fue originariamente diseñado para observarrayos cósmicos por encima de 10^18 eV, cuenta con la capacidad deregistrar datos en forma híbrida, utilizando detectores de superficie y defluorescencia a la vez. Terminada su construcción en 2008, se inició unasegunda fase con la puesta en funcionamiento de HEAT (High Elevation Auger Telescopes), y con la construcción de AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), entre otros. Estos desarrollos apuntan tantoa mejorar la calidad de las observaciones, como a extender el rango dedetección en energía para incluir la región del tobillo y de la segunda rodilla. El diseño de AMIGA está integrado por pares de detectores formadospor un detector de superficie, como los instalados en el Observatorio Auger,más un contador de muones de 30m2 enterrado en sus cercanías a 2,25mde profundidad. Contará con un total de 85 pares de detección distribuidosen dos redes triangulares, separados por 433 y 750 m. Este trabajo se centra en el Detector de Muones de AMIGA. Su objetivoprincipal es aportar información sobre el contenido muónica de las cascadasde partículas secundarias que se generan tras el impacto de la partículaprimaria en la atmósfera. Se presentará un estudio detallado del diseño del Detector, así comosu caracterización experimental. Se analizarán los primeros datos de losdetectores instalados en el Observatorio, y de las primeras lluvias de rayoscósmicos registradas en conjunto por los sistemas de fluorescencia, desuperficie y de muones. Se presentará un modelo fenomenológico que posibilitala completa simulación del Detector de Muones. Se desarrollarány analizarán las estrategias de conteo que habilitan el empleo del Detectorcomo Contador de Muones. Cosmic rays hit the Earth with an energy spectrum covering severalorders of magnitude. Its flow follows a power law, ranging from a few hundredhits per m2 per second at low energies (E ~ 10^9 eV) to a few per km2per century at extreme energies (E ~ 60 EeV). While from E ~ 10^11 eV theflow decays with an spectral index close to -3, at highest energies the spectrumhas areas where variations of this behavior have been measured: the “knee” (~ 4 x 10^15 eV), the still vague “second knee” (0,05 < E < 0,5 EeV),the “ankle” (~ 3 EeV), and the “GZK cut” (~ 40 EeV). It is assumed that up to energies of about 10^15 eV, cosmic-ray sourcesare of galactic origin. Galactic accelerators theoretically become inefficientbetween 10^15 and 10^18 eV. It is believed that extragalactic sources beginto contribute to the flow in this region of the spectrum and its contributioncould produce changes in it. Composition studies in the range of thesecond knee and the ankle are vital to understanding the transition fromgalactic to extragalactic sources. The physical parameters most relevantto composition studies are longitudinal profiles and the number of muonspresent in cosmic showers. The Pierre Auger Observatory was originally designed to observe cosmicrays above 10^18 eV, has the ability to record data in hybrid form, using surfacedetectors and fluorescence simultaneously. After completion in 2008, asecond phase began with the commissioning of HEAT (High Elevation Auger Telescopes), and the construction of AMIGA (Auger Muons and Infillfor the Ground Array), among others. These developments point to bothimprove the quality of the observations, as to extend the energy range ofdetection to include the region of the ankle and the second knee. The AMIGA design consists of detector pairs formed by a surface detector,as those installed in the Auger Observatory, plus a 30m2 muoncounter buried in its vicinity at 2,25m deep. It will have a total of 85pairs of detectors distributed in two triangular arrays, separated by 433and 750 m. This work focuses on the AMIGA Muon Detector. Its main purposeis to provide information about the muonic content of secondary-particlecascades that follow the impact of the primary particle in the atmosphere. A detailed study of the Detector design and its experimental characterizationwill be presented. The first data set from the Observatory willbe analyzed, as the first cosmic rays showers recorded jointly by the Fluorescence, Surface and Muon Detectors. A phenomenological model thatenables a full simulation of the Muon Detector will be presented. Countingstrategies that allow the Detector to be used as a Muon Counter willdeveloped and analyzed. Fil: Wundheiler, Brian. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales 2013-03-25 info:eu-repo/semantics/doctoralThesis info:ar-repo/semantics/tesis doctoral info:eu-repo/semantics/publishedVersion application/pdf spa info:eu-repo/semantics/openAccess https://creativecommons.org/licenses/by-nc-sa/2.5/ar https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n5258_Wundheiler

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