Composición química y características fenomenológicas de Chubascos Atmosféricos Extensos de alrededor de 10 17 eV de energía, obtenidos con el arreglo.

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1 Composición química y características fenomenológicas de Chubascos Atmosféricos Extensos de alrededor de 10 17 eV de energía, obtenidos con el arreglo EAS MSU. Dr. Oscar Martínez Prof. Dr. N. N. Kalmykov 10 marzo 2010

2 Haverah Park, Akeno, Tibet (gran altura) arreglo de sup. FlysEye, Hires, Tunka, obs. Luz cherenkov, reproducen bien el espectro total de los RC 10 15 -10 19 Kascade utiliza un arreglo de sup. Combinando detectores de e - y , para determinar la masa de la part. prim. mediante la razón N  /Ne. Sus diferencias son: La tendencia gral. de los puntos de AGASA sugieren una pequeña tendencia sistemática en la asignación de la energía y la rodilla de Akeno la cual aparentemente engañosa le fue asignado el valor de 4x10 15 eV al estar relacionado la unión de datos de un arreglo pequeño anterior para energías por debajo de este punto. 4x10 17 eV 2da. rodilla 3x10 18 эВ Sin pérdida B – Componente Galactica Complementaria Q = suma de las componentes galáctica [H,He,CON,Ne-S и Fe (R 2.69 )] y extra galáctica [H+He(total EGT)] компонентов  E -2.3.

3 El intervalo de energía entre 10 16 y 10 18 eV ha sido cubierto por muy pocos experimentos. Nuestro conocimiento sobre la composición de masas por encima de 10 16 eV es rudimentaria. El espectro de energía determinado por diferentes experimentos difieren de forma significativa. Por otra parte la región por arriba de 10 16 eV es de vital importancia para la comprensión del origen y la propagación de los rayos cósmicos en la Galaxia.

4 Una investigación en esta región devería contestar a las siguientes preguntas: 1. ¿Existe una rodilla de hierro por encima de la rodilla clásica en 3*10 15 eV? 2. ¿Cuál es la composición masiva por encima de una posible rodilla de hierro? ¿Esta región es dominada por las diferentes fuentes de restos de supernovas? 3. ¿Cuál es la naturaleza de las partículas que se observan en la segunda rodilla 3-5*10 17 eV? ¿Es causada por el fin de la componente galáctica? Una cuidadosa investigación de la región 10 16 -10 18 requiere de arreglos con areas de alrededor de 1 km 2 o más, pero con mucho menor espaciamiento que de los arreglos de ultra-alta energía como AGASA, Yakutsk o AUGER

5 red = electrons, positrons, gammas, green = muons, blue = hadrons Gama vertical de 10 18 eV Proton vertical de 10 18 eV Fe vertical de 10 18 eV

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8 1509 días de trabajo

9 En total el EAS MSU consiste de 77 puntos de registración cubriendo un área de 570X800 m 2. Para aumentar el rango de la medición de la densidad de partículas, en cada punto de detección se encuentran 3 grupos de contadores Geiger - 24 contadores con área de 0.0021 m 2, 24 mas con 0.01 m 2 y 72 con 0.033 m 2. En general, la cantidad de contadores en el arreglo son cerca de 10000 y la suma de todos los contadores cubrirían ~ 250 m 2. Para medir la densidad de muones con energías > 10 GeV en los EAS, se utilizan un grupo de contadores Geiger-Muller con áreas de 0.033 м 2, colocados a una profundidad de 40 m bajo tierra. El grupo  1 se encuentra en el centro del arreglo y contiene 1104 contadores. Los grupos  2,  3,  4, se encuentran alejados del punto central a 220, 300 y 320 m respectivamente. Estos tienen 552 de tales contadores para cada grupo. Geiger-Muller

10 Para la construcción del espectro energético se estima el número total de partículas cargadas. La definición del número completo de las partículas en el EAS es hecha con el uso de una función cualquiera apriorística de distribución espacial de las partículas cargadas. La investigación de la FDL de los EAS es necesaria debido a que la FDL es una característica básica para la evaluación de la energía primaria de la partícula de un EAS.

11 La selección de los eventos Durante el período de trabajo del arreglo EAS MSU (1982-1990) se obtuvieron ~1 millón de eventos. De éstos se seleccionaron eventos que fueran casi verticales (  < 18 o y  < 30 o ), que el parámetro s que fuera entre 0.5 < s < 1.6 y que el número de partículas logN e  10 7. Se obtuvieron del orden de 10 3 chubascos. Esto da la posibilidad de investigar el comportamiento de la composición masiva de la RCP en el rango de energía que nos interesa.

12 lgNe = 8:33, lgNmu = 6:1, theta= 26, fi = 321, S=1.31

13 La figura demuestra la FDL experimental obtenida con el arreglo EAS MSU. Los EAS se seleccionaron para ángulos zenitales menores que 30 0 y para el intervalo del número total de partículas cargadas Nosotros comparamos nuestros datos experimentales FDL con la sugerida por Linsley En la comparación, el radio de Moliere fue De 80 m, α = 1.3 and η = 3 Comparamos las FDL con predicciones teóricas [9] (R.I. Raikin et al.//Proc 27th ICRC, Hamburg, 2001, V.1, P.290. ) para FDL de electrones en EAS basados en el formalismo de ampliación

14 Yakutsk

15 AGASA

16 Resultados del espectro energético y la composicion quiímica de la RCP Se utilizan las datos obtenidos con número de partículas > 10 17 eV, y con número de muones con un umbral de energía mayor a 10 GeV. En los estudios se ha observado una correlación precisa entre el número de muones y electrones en los chubascos. Habitualmente la dependencia N  de N e se expresa en una función de tipo exponencial N  ~ N  e. Dependencia del número de muones al número de electrones en los chubascos Todos lg N  Con la fijación de N e para el rango 10 5  3.24*10 3 (N e /10 5 ) 0.78 En el ajuste  da los sig. valores 0.762  0.002(azul), 0.770  0.004(negra), y 0.772  0.002 (roja)

17 Podemos estimar la contribución de esta componente, si el espectro observado de los EAS en número de partículas se resta del espectro que corresponde a la extrapolación de los espectros parciales, cambiando su tasa de 2,7 a 3,7 en E crítica (Z), en la región por encima de 10 17 eV. Estimación de la componente complementaria (extragalactica) m -2 s -1 sr -1 eV -1 m -2 s -1 sr -1

18 La estimación de la composición es determinada por la formula: donde a i es la porción relativa del núcleo al número de masa A i. La presencia de ésta componente influye sobre la magnitud que es una característica, habitualmente utilizada para la descripción cuantitativa de la composición masiva. De acuerdo a los resultados de nuestro análisis, la magnitud presenta  3.2 con Ne  10 7 y con Ne  3*10 7, = 2.3, y con Ne  10 8, disminuye hasta 1.7. Hace falta, sin embargo, tener en cuenta que para la obtención de las conclusiones rigurosas es necesario, en primer lugar, el aumento de la estadística y, en segundo, el análisis de los resultados dependiendo de los modelos. NeNe ≤10 7 3.2 3x10 7 2.3 Ne≈10 8 1.7

19 lg ρ μ [m -2 ] La presencia de los cuatro detectores de  permitio construir la FDL muonica para los RC para el número de partículas entre 10 5 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. FDL esta descrita por ante el valor  =0.77  0.02 que corresponde con el valor de N  (N e ) mostrado anteriormente