Composición química y características fenomenológicas de Chubascos Atmosféricos Extensos de 10 17 -10 18 eV de energía, obtenidos con el arreglo EAS MSU.

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1 Composición química y características fenomenológicas de Chubascos Atmosféricos Extensos de 10 17 -10 18 eV de energía, obtenidos con el arreglo EAS MSU. Asesores: Prof. Dr. N. N. Kalmykov Dr. Oscar Martínez Enero 2011

2 El estudio de la composición química y el espectro energético de los rayos cósmicos RC de ultra alta energía es una de las actuales tareas de la física de rayos cósmicos, ya que estos datos experimentales son importantes para explicar del origen y el modo de propagación de los RC. Ante la dependencia ~ E -  y de acuerdo a los datos experimentales en el espectro energético de los RC se observa un quiebre en (3–5)·10 15 eV de energía, que corresponde al cambio del índice exponencial del espectro  en 0.3-0.4. En el arreglo SHAL MGU, la investigación de la composición química de los RC en la región de energía del quiebre hasta 10 17 eV, consistentemente mostro una disminución de la contribución protónica y un aumento de los núcleos pesados después del quiebre. Tal tipo de dependencia surge de manera natural si se relaciona el origen del quiebre con el modelo de propagación de los RC o con el alcance de la máxima energía ante la aceleración en la fuente. Introducción

3 En el intervalo de energía mayor a 10 17 eV merece de un estudio cuidadoso ya que precisamente en el, se espera la aparición de RC de otro origen en comparación con aquellos, que se observan a mas bajas energías y que están relacionados con explosiones de supernovas en nuestra Galaxia. Como muestran los datos experimentales, el quiebre en los espectros parciales energéticos a energías ~10 17 eV son alcanzados ya y para los núcleos de fierro, sin embargo el índice del espectro energético de todas las partículas a energías mayores de 10 17 eV conserva el mismo valor, que el que muestra a energías 10 16 – 10 17 eV. Por eso, a energías de ~10 17 eV en el flujo de RC primarios, se debe mostrar la contribución de RC de fuentes de otra naturaleza, por ejemplo, las extragalácticas. Argumentos definitivos a favor de tal conclusión hasta ahora no hay, por eso son necesarios estudios experimentales futuros en esta región de energía.

4 Contribución extragaláctica !? La transición de los RC galácticos a los extra- galácticos esta entre 10 17 - 10 19 eV El espectro energético de los RC T. Antoni et al. KASCADE coll. Astrop. Phys. 16 373 (2002). ~ 3 ПэВ ~ 3-5х10 17 эВ Los datos experimentales del arreglo SHAL MGU dan la posibilidad de estudiar esta región.

5 Objetivos del trabajo de Tesis 1.Realizar un análisis de la función de distribución espacial (FDE) de las partículas cargadas con los datos del arreglo EAS MSU para chubascos atmosféricos extensos (CAE) en dependencia con el número total de partículas Ne ~ 10 7 - 10 8 y  < 30 0. 2.Realizar una comparación de las FDE experimentales de partículas cargadas, obtenidas en Yakutsk, AGASA y EAS MSU para N e > 10 7. 3.Obtener la dependencia experimental de la densidad de muones en dependencia al tamaño del chubasco para N e ~ 10 5 - 10 8. 4.Determinar la componente complementaria de los rayos cósmicos primarios en el rango N e ~ 10 5 – 10 8. 5.Estimar la componente gama en la composición de la radiación cósmica primaria a energías por arriba de 10 17 eV.

6 23.5 km 2 E o >3x10 17 эВ 5.9 km 2 E o >10 17 эВ Kascade 200X200 m 2 Área del arreglo Kascade Grande 0.5 km 2 E o =10 16 -10 18 эВ 130m 2 0.1 km 2 Área del arreglo Tunka-133 1 km 2 E o =10 15 -10 18 эВ AMIGA (Auger Muon Infill Ground Array)

7 El arreglo SHAL MGU El detector М 1 lo componen 1104 contadores con una área total de 36.4 м 2 М 2, М 3, М 4 están compuestos por 552 de tales contadores con áreas totales de 18.2 м 2 Para medir   (con energías > 10 GeV) en los CAE se utilizan un grupo de contadores Geiger- Muller colocados a una profundidad equivalente bajo tierra de 40 m. El arreglo SHAL MGU consiste de 77 puntos superficiales de registración (120 contadores Geiger-Muller)

8 El arreglo SHAL MGU El arreglo SHAL MGU posee dos sistemas de selección independientes de centelleo 1 м 2 El sistema central es para la selección de CAE con número de partículas de hasta 2  10 7. Lo forman 6 detectores con área 0.5 m 2 El sistema periférico es para seleccionar CAE con número de partículas >10 7 y consiste de 22 detectores entelladores con áreas de 0.5 m 2 Para el sistema de selección central, el criterio para seleccionar un CAE es que al mismo tiempo (en un intervalo de tiempo de 500 ns) debe ser detectado en el detector central y en al menos en dos periféricos, pero no en una línea. Para el periférico es al mismo tiempo (dentro de un intervalo de ~6  s) detecten cuatro sensores, que entren en por lo menos uno dentro de los 13 cuadriláteros.

9 Selección de eventos número total de partículas N e > 10 7 ángulos verticales de llegada θ < 30  el centro de los CAE detectados dentro del área del arreglo (-400 < x <260; -230 < y < 260) el parámetro S dentro del intervalo 0.5<S eas <1.6 Del número total de eventos detectados, se seleccionaron los chubascos con Después de la selección se obtuvieron 1679 chubascos (con número de partículas lgN e > 8.0 resultaron 83 CAE)

10 FDL SHAL MGU La FDL de los CAE con número de partículas N e >10 7, se ajusta muy bien con la FDL obtenida antes para N e =10 7. lg N e = 8.0 - 8.2 lg N e = 7.0 - 7.2

11 Comparamos nuestros datos experimentales con la FDL propuesta por Linsley La FDL de Linsley muy bien se ajusta a los datos experimentales del arreglo SHAL MGU, ante los valores R m = 80 m, α= 1.3, η= 3.27 Comparamos la FDL experimental de SHAL MGU con la FDL teórica, propuesta en el trabajo (R.I. Raikin et al.//Proc 27th ICRC, Hamburg, 2001, V.1, P.290. ) [9] FDL SHAL MGU

12 La comparación de los diferentes resultados de los arreglos muestran que concuerdan, se puede decir muy bien ante lg r/R m > 0.5). Resultado de la comparación de los datos experimentales de SHAL MGU, AGASA y Yakutsk.

13 Componente Complementaria de los RCP con los datos del arreglo SHAL MGU Ante energías de 10 17 eV y mayores debe de existir la componente complementaria de los RC, cuyo origen es distinto del origen de los RC cerca de la rodilla. La presencia de los datos experimentales (de las componentes electrónica y muonica) del arreglo SHAL MGU, para chubascos con N e de 10 5 hasta 10 7 el índice de los espectros parciales de los diferentes grupos de núcleos cambian ante la energía crítica E kp (Z)=Z·E kp (1) de 2.7 a 3.7. donde Z es la carga. La magnitud, cuando E kp (Z=1) corresponde a 3.5·10 15 eV. De esta forma, ante Е 0 >10 17 eV, el quiebre alcanza ya a los átomos de hierro, así que el índice del espectro de todas las partículas debe corresponder al índice del espectro parcial más allá de la rodilla, y entonces correspondería aproximadamente a 3.7. Sin embargo esto no sucede, y el valor del índice del espectro de todas las partículas en el rango 10 17 -10 18 eV que da casi igual, al que se observa en la región 10 16 -10 17 эВ. lgN e lg[ I (N e ) ∙(Ne/10 5 ) 2.4 ] [cm -2 s -1 sr -1 ]

14 extrapolación Espectro experimental CAE con número de partículas y con los datos del arreglo SHAL MGU ( ● ), espectro calculado de los CAE (línea continua) y el espectro de los CAE, de la componente complementaria generada de los RCP ( x ). Componente Complementaria de los RCP con los datos del arreglo SHAL MGU El espectro de los CAE, de la componente complementaria generada de los RCP, puede ser aproximadamente descrito por (para ) m -2 s -1 sr -1 Considerando que la componente complementaria consista de protones, se puede encontrar que el espectro energético de los protones complementarios ante el uso del modelo QGSJET, da Utilizamos los datos experimentales y la extrapolación del espectro calculado en la región de más altas energías para determinar, que cantidad de CAE esta condicionada por la componente complementaria de los RCP.

15 Composición Química Con ayuda de la expresión a i es la porción relativa del núcleo al número de masa A i. Se puede determinar la composición química, así, NeNe ≤10 7 3.2  0.3 3x10 7 2.3  0.3 Ne≈10 8 1.7  0.3 Dependencia de la masa logarítmica promedio de los RCP de la energía primaria según los datos de diferentes trabajos: ■ - МГУ (ядерная физика 62, 1999, с.300 и настоящая работа). ♦ - Тунка (Изв. РАН Сер. Физ. 69, №3, 2005, с. 347). ▲ – KASCADE (Astropart. Phys. 24, 2005, p.1). ○ – Blanka (Astropart. Phys. 15, 2001, p.49). ● – Якутск (Proc. 27 ICRC 1, Hamburg 2001, p. 177). ∆ - Haverah Park (Phys. Rep. 333-334, 2000, p. 309). † - Fly’s Eye (Astrophys. J. 424, 1994, p. 491).

16 lg ρ μ [m -2 ] La presencia de los cuatro detectores de  permitio construir la FDL muonica para los RC para Ne de 10 6 hasta 4x10 8. Basándose en estos datos se determinó por la dependencia de la densidad media de los muones ρ μ el número de electrones N e 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 N e en el rango 10 6 -10 8. para N e >3  10 7 (4 detectores de muones) para N e <3  10 7 (detector central) Dependencia de la densidad promedio de muones a la distancia de 50 m al eje del chubasco de Ne

17 Estimación de la parte gama en la composición de los RCP con los datos del arreglo SHAL MGU 128 м FDL promedio de muones con energías > 10 GeV en el CAE, generadas por núcleos primarios de hierro, protones y gamas con energías primarias de 10 17 eV. Un evento concreto: N e = 2.66  10 7 ; R= 128 м; cos   0.9; n  =0 Determinamos la probabilidad de la densidad de muones en nuestro detector, =  S 0 cos , S 0 =36.4 m 2 0.61m 2  Densidad experimental con número de partículas N e = 2.66  10 7 Sí  = 0.61 m- 2 (chubascos ordinarios) entonces P(0)  exp (-20) < 10 -8 Sí  = 0.016 m- 2 (chubascos de fotones) entonces P(0)  exp (-0.527)  0.59 La estadística total fue de 1679 chubascos, de los cuales el ceros fue de 48.

18 Sin embargo, el problema es conveniente endurecer los requisitos y bajar el valor de P0, así para cumplir desigualdad N tot P 0 << N(m=0), donde N tot es el número de chubascos, y N(m=0) es el número de chubascos sin muones. Estimación de la parte gama en la composición de los RCP con los datos del arreglo SHAL MGU También necesario tener en cuenta, que el verdadero número de eventos con m=0 es mayor que, el observado experimentalmente. La presencia del fondo que no esta relacionado con el paso de CAE, conduce a la detección de cada uno de los contadores con una frecuencia = 15 s -1. Por eso durante la detección de los CAE (40  s) en todos los detectores, en promedio podemos esperar 1104*15*40*10 -6 ≈ 0.66 detecciones casuales. En correspondencia con la ley de Poisson, la probabilidad de la ausencia de la respuesta casual de un detector P(m r =0) será ≈ 0.52. P  = [N(m=0)/P(m r =0)]/N tot ≈ 2.5*10 -2 Así llegamos a la estimación de la parte gama de los RCP ante energías de 10 17 -10 18 эВ, y que resulta (2.5 ± 0.4)∙10 -2.

19 Aprobación del trabajo: Los resultados de la tesis fueron presentados en conferencias internacionales y seminarios. 1.Workshop “Small Satellite Motion Control”, Moscú (2007). 2.30th International Cosmic Ray Conference, Mérida, México, July 2007. 3.30th Conferencia Rusa de rayos cósmicos, St. Petersburgo, julio de 2008. 4.Seminario de Física, FCFM BUAP, Puebla, México, septiembre de 2008.

20 Los resultados fundamentales de la tesis fueron publicados en las siguientes revistas: 1.J. Cotzomi Paleta, Análisis de la Función de Distribución Lateral de las partículas cargadas de Chubascos Atmosféricos Extensos según los datos de los arreglos Yakutsk, AGASA y MSU, Digest of the 3rd Workshop “Small Satellite Motion Control”, KIAM Preprint № 23, Moscú (2007) p. 19-22. 2.J. Cotzomi, Yu. A. Fomin, N. N. Kalmykov, G. V. Kulikov, V. P. Sulakov, Some remarks about lateral distribution function of charged particles at energy above 10 17 eV, Proc. 30th ICRC, Mérida, Vol. 4 (2007) p. 183- 187. 3.N. N. Kalmykov, J. Cotzomi, V. P. Sulakov, Yu. A. Fomin, Variación de la composición química de la radiación cósmica primaria con energías por arriba de 10 17 eV según los datos del arreglo EAS MSU, boletín de la Universidad Estatal de Moscú, serie Física-Astronomía 3, № 5 (2008) p. 62-64. 4.N. N. Kalmykov, J. Cotzomi, V. P. Sulakov, Yu. A. Fomin, Composición de la radiación cósmica primaria en la región 10 17 – 10 18 eV según los datos del arreglo EAS MSU, boletín de la Academia de Ciencias de Rusia, serie Física 73, № 5 (2009) p. 584 - 586.

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22 El nivel significativo P 0 =3*10 -3 corresponden a 22 eventos. De esta manera, la parte  - gama resulta ser igual a: P  = [N(m=0)/P(m r =0)]/N tot ≈ 2.5*10 -2 El número real de eventos m=0 ≈ 42, y la magnitud N tot *P 0 ≈ 5, así que la desigualdad citada antes se mantiene. Así llegamos a la estimación de la parte gama de los RCP ante energías de 10 17 -10 18 эВ, y que resulta (2.5 ± 0.4)∙10 -2. Estimación de la parte gama en la composición de los RCP con los datos del arreglo SHAL MGU