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III EscuelaIII Escuela
Astropartículas en LAGOAstropartículas en LAGO(AP en una cáscara de nuez)(AP en una cáscara de nuez)Quito, Ecuador, Enero 2014Quito, Ecuador, Enero 2014
IV: AP en la AtmósferaIV: AP en la AtmósferaHernán AsoreyHernán Asorey
hasorey@uis.edu.cohasorey@uis.edu.coEscuela de Física, Universidad Industrial de SantanderEscuela de Física, Universidad Industrial de Santander
Bucaramanga, ColombiaBucaramanga, ColombiaLaboratorio de Detección de Partículas y RadiaciónLaboratorio de Detección de Partículas y Radiación
Centro Atómico Bariloche & Instituto Balseiro (CNEA)Centro Atómico Bariloche & Instituto Balseiro (CNEA)Bariloche, ArgentinaBariloche, Argentina
Como seguimos...
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 3/35
En el episodio anterior
AstrofísicaRelativista
Propagaciónintergaláctica
TransporteHeliosférico
FísicaAtmosférica
Física dedetectores
Física de Partículas
Análisis de datos complejos
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 4/35
●1er Rodilla● Agotamiento fuentes galácticas (H)
●2da Rodilla● Agotamiento fuentes galácticas (Fe)
●Tobillo● Transición flujo galáctico a
extragaláctico
●Supresión● ¿Efecto GZK?● ¿Agotamiento fuentes
extragalácticas?
●Composición
El espectro contraataca
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 5/35
Cambios espectrales● La capacidad de aceleración de la fuente es
● Para una fuente (B y R están fijos),
● Por otro lado, el flujo de una especie química Z:
● Luego, hay una energía de corte Ec en el espectro de cada especie
● Proponemos un término de atenuación exponencial
Emáx∝(Z×B×R)
Emáx∝Z
J (E , Z )≃ j0(Z )Eα(Z )
J (E , Z )≃ j0(Z )Eα(Z )×exp(−
EZ E c
) , E c=1015 eV
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 6/35
Espectros RC galácticos
1015 eV
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 7/35
Espectro total galáctico
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 8/35
Pero tengo un flujo extragaláctico
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 9/35
Y el flujo total...
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 10/35
¿Orígen de las características?
Tobillo
1er Rodilla
2da Rodilla
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 11/35
Interacción con la atmósfera
Enero 2013 H. Asorey (asoreyh@cab.cnea.gov.ar) 12/35
“Foto” de una lluvia
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 13/35
Algunas definiciones útiles
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 14/35
Blindaje atmosférico
1 atm = 1033 g/cm2 = 91 cm Pb
Profundidad atmosférica X:Cantidad de masa atravezada enla dirección transversal para unapartícula entrando a la atm.
X (l)=∫l
∞
ρ( l ' )d l '
Enero 2013 H. Asorey (asoreyh@cab.cnea.gov.ar) 15/35
Presión vs altura (datos)
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 16/35
Modelo atmosférico de Linsley
X i(h)=a i+bi exp (− hc i )X 5(h)=a5+b5 ( hc5
)
Divide la atmósfera en cinco capasLos coeficientes ai, bi y ci y los límites entre capas se obtienen de medionesen globo o datos satelitales (GDAS)
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 17/35
MODTRAN Models (atmprof1-6)
E1E1
E2 (Verano)/E3 (Invierno)E2 (Verano)/E3 (Invierno)
E2 (Verano)/E3 (Invierno)E2 (Verano)/E3 (Invierno)
E4 (Verano)/E5 (Invierno)E4 (Verano)/E5 (Invierno)
E4 (Verano)/E5 (Invierno)E4 (Verano)/E5 (Invierno)
E6E6
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 18/35
La Tierra es curva...● La cantidad de aire
recorrida depende de la dirección de movimiento del RC
● Primera aproximación
● Función de Chapman
● Si θ → 90º,
h(l )≃l cos(θ)+12l 2
REsin2
(θ)
hl
Ch(h)=( π2RE+h
h s )1/ 2
≈40
La cantidad La cantidad de aire atravezada de aire atravezada para una partícula para una partícula con con θθ=90º es ~ 40 =90º es ~ 40
atmósferasatmósferas
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 19/35
Lluvias Atmosféricas Extendidasp+
+Y AZ→γ+e±
+μ±+π
±,0+K± ,0
+ p++ n+…
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Desarrollo dependiente de la composición del primario
pγ Fe
em hdmu
E=5x1014 eV
Primario
Secundarios
Lluvias Atmosféricas Extendidasp+
+Y AZ→γ+e±
+μ±+π
±,0+K± ,0
+ p++ n+…
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 21/35
Lluvias Atmosféricas Extendidas
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 22/35
Lluvias Atmosféricas Extendidas
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 23/35
Poder de frenado
(dEd X )<0
Ec: Energía Crítica dE/dX|ioniz = dE/dX|Radiativas
SiE>Ec→Nuevas partículasSiE<Ec→Absorción en la atmósfera
EcEM≃
710 MeVZ+0.92
=86 MeV
estar/pstar/astar, NIST (2012)
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 24/35
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
“PDG” Beringer et al, Phys Rev D86, 010001 (2012) → http://pdg.lbl.gov
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 25/35
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
Enero 2013 H. Asorey (asoreyh@cab.cnea.gov.ar) 26/35
Energía crítica para electrones
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 27/35
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 ~ 2n:
● Luego, la energía media:
● Ahora, si <E>=Ec → Se detiene la producción:
N (X )=2X / λ EM
⟨E ⟩=E p /N (X )=E p /2X / λ EM
N máx∼E p
Ec
X máx∼log ( E pEc )
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 28/35Matthews, Astropart. Phys, 22(5-6), 387 (2005)
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 29/35
Primarios y secundarios1H
1, E=425 TeV
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 30/35
Primarios y secundarios
Flujo de secundarios
Enero 2013 H. Asorey (asoreyh@cab.cnea.gov.ar) 31/35
Número de partículas cargadas (EM)
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 32/35
Desarrollo longitudinal (t=X/XEM)
N ch (t )=N ch,máx (t−t0tmax−t0 )
f ( t ) (tmax−t0 )ef ( t ) (t max−t0)
f ( t )=1
∑ a j tj
Función de Gaisser-Hilas
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 33/35
LDF: Desarrollo transversal
Funciones de Distribución LateralDensidad de partículas como función dela distancia r al core de la lluvia
Ne(r) y Nµ(r)
X r
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 34/35
La energía se conserva
20-24 Ene 2014 Astropartículas 2014 - Quito - H. Asorey 35/35
Técnicas de detección en Superficie
Modo “Lluvia” Modo “Conteo”
● Detectores de partículas (WCD y/o centelladores)
● Detección de señales por encima de umbrales
● Intensivo análisis de datos
Búsqueda de correlaciones espacio-temporales entre las
señales entre detectores
Cálculo del flujo de secundarios y estudio de las
variaciones intrínsecas
Vernetto, Astropart. Phys 13(1), 75 (2000)
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