BÚSQUEDA DE GRBS EN SIERRA NEGRA jacinta grajales cravioto FCFM-BUAP Asesor: Dr. Luis Manuel Villaseñor Cendejas Puebla, Pue. Octubre 2010.

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1 BÚSQUEDA DE GRBS EN SIERRA NEGRA jacinta grajales cravioto FCFM-BUAP Asesor: Dr. Luis Manuel Villaseñor Cendejas Puebla, Pue. Octubre 2010

2 Observación terrestre y LAGO Sierra Negra Análisis de datos y Resultados Conclusiones

3 happen in star formation Zone (HII) likely to be core-collapse of massive stars connection with SN dimmer, but harder spectrum coalescence of a pair of compact objects? more data still needed Short GRBs The Fireball model Long GRBs

4 GRB 090423 (Swift) Z=8.2 Our galaxy 10 44 erg Luminosity Typically 10 51 -10 54 erg Our galaxy 10 44 erg Our galaxy 10 44 erg Sun 4 X10 33 erg

5 FERMI LAT MAR 2010 Fermi Highlights

6 Satellites and Ground based experiments Satellites No background Flux limited Ground based experiments Huge background Can get large collection surface Atmosphere effect: absorbs low energy, multiplies high energy

7 Particles at ground level

8 EASTOP ARGO AUGER Milagro, Milagrito, HAWC Ground based experiments

9 Single Particle Technique A different use of a ground array Normal mode (shower) Single Particle Mode There is no direction and/or energy reconstruction GRBs are detected as an excess of counts over background

10 HECR Atmospheric Showers What reaches ground Photons (90%) Electrons (9%) Muons (<1%) Scintillator NO YES WCD YES If a GRB emits at high energies (> 1 GeV), HE photon flux is expected at the top of the atmosphere, Secondary photon flux is expected to increase during the burst

11 Ground based experiments LAGO SITES Sierra NegraMEXICO 4550 m a.s.l. Pico Espejo VENEZUELA 4800 m a.s.l. Sierra NegraMEXICO 4550 m a.s.l. Sierra NegraMEXICO 4550 m a.s.l. Marcacomapcha PERÚ 4500 m a.s.l Chacalataya Blolivia 5200 m a.s.l

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14 Nueva electronica de adquisicion (DAQ) a 100Msp; P; T; GPS

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18 Example of Ground based capabilities with the SPT Chacaltaya Sierra Negra 5200 m a.s.l. Background Φ ≈ 3 kHz/m2 1 σ ≈ √Φ ≈ 55 Hz 1 s burst 5σ is about 275 particles One 100 GeV photon produces about 290 WCD detectable particles per m2 at ground level at 5200 m a.s.l. 4550 m a.s.l. Background Φ ≈ 2.5 kHz/m2 1 σ ≈ √Φ ≈ 50 Hz 1 s burst 4 σ is about 200 particles One 100 GeV photon produces about 194 WCD detectable particles per m2 at ground level at 4550 m a.s.l. A fluence of 1 particle per m2 at 100 GeV can be seen from the ground with a small 1 m2 detector

19 SPT # fotones de los GRBs detectables se incrementa linealmente con el área de detecció́n siempre y cuando las cascadas de los fotones individuales se manifesten como pulsos en estos detctores y que el efecto de apilamiento sea despreciable; ambas condiciones se cumplen cuando la energ ́ de los fotones primarios del GRB sea suficientemente alta, arriba de 1GeV y la frecuencia de llegada de los puslos sea << 1MH por metro cuadrado, esto es, se requiere que los pulsos individuales tengan una separaci ́n promedio mucho mayor que la anchura típica de los pulsos que es del orden de 100ns.

20 SST 1 ¿Señales producidas para cada umrbral ? Umbral bajo ∼ 40 cuentas/5ms => 40 × 200 = 8000 part ículas en intervalos de 1 s => error gauss. √ 8000 Umbral alto ∼ 2 cuentas/5ms => 2 × 200 = 400 part ículas en intervalos de 1 s => error gauss. √ 400

21 Si en un segundo se detectan, por ejemplo, 100 fotones de alta energ ́ (> 1GeV ) provenientes de un GRB => registro tanto en el umbral alto como el bajo en un exceso: 100/ √8000= ∼ 1 y 100/ √400= ∼ 5 Sigmas => que la raz ́n señ al a ruido es mayor para los umbrales altos y, entonces, hay m ́s probabilidad de observar y encontrar excesos sobre el conteo de fondo en estos umbrales

22 Example of Ground based capabilities with the SPT Chacaltaya 5200 m a.s.l. Background Φ ≈ 3 kHz/m2 FERMI ha observado fotones > 10 GeV =>10 partículas secundarias en Cacalataya que apiladas crean un sólo puslo sobrepasando el 3 umbral. => Fermi observó 20 fotones por m2 => 80 por tanque 1 σ ≈ √Φ ≈ 55 Hz 1 s burst 5σ is about 275 particles One 100 GeV photon produces about 290 WCD detectable particles per m2 at ground level at 5200 m a.s.l. A fluence of 1 particle per m2 at 100 GeV can be seen from the ground with a small 1 m2 detector

23 BUSQUEDA Buscando excesos dados por: Calcular el rate en un segundo Suma 1s.C

24 BUSQUEDA Calcular (rate_1s – valor medio rate en 1h ) /sigma de la hora Sigma1_datos_1s_8Col.C

25 AFTERPULSES menos marcado en los umbrales altos! 2009/03/20 h 10:00 (sigma1=187/√valor medio 1)=13062~1.6 (sigma3=52/√valor medio 3=2073)~1.1 (sigma1=189/√valor medio 1=13606)~1.6 (sigma3=56/√valor medio 3=2265)~1.17

26 Si (rate_1s – valor medio rate en 1h ) /sigma de la hora >3 en U3

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28 8 Candidatos para el 2009!

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33 3600*.1%=3.6 Se esperan eventos arria de 3 sigmas en cada hora Fijando un intervalo de 60 segundos centrado en el GRB ocurridos en el rango de visión, se encuentra que en 36 GRBs al rededor de 3 eventos en coincidencia son posibles y tenemos 7 candidatos!!! N*P=60*.135~8% eventos por cada 100 GRBs en el campo de visión

34 Conclusiones Se demuestra que los umbrales altos tienen m ́s posibilidad de encontrar excesos sobre el conteo de fondo. Mediante el m ́todo sistmatizado de b ́ squeda de GRBs propuesto, que busca excesos tomando como par ́metro el cociente se ̃ al a ruido construido con la diferencia entre el valor del conteo en 1s y el valor medio de la hora de datos a la que pertenece el segundo sobre la desviaci ́n est ́ndar de la hora de datos, se encontraron 7 candidatos en coincidencia con observaci ́n en sat ́lite, s ́lo en los datos correspondientes al 2009. Estadísticamente tenemos un exceso de ~4 eventos fuera de los candidatos estadísitcos posibles!!! – Se requiere todav ́ de un an ́lisis a detalle sobre estos candidatos para determinar si los excesos registrados por el sistema est ́n dentro de un evento puramente estad ́ıstico.

35 Conclusiones Obtener m ́s propiedades de la se ̃ al como su amplitud, carga y estructura temporal, con la finalidad de discriminar cascadas locales orginadas por rrayos gama de las cascadas originadas por protones y, en consecuencia, mejorar la raz ́n se ̃ al a ruido para la detecci ́n de GRBs en tierra. Hacer las simulaciones: se encuentren las correlaciones entre las energ ́ de los fotones primarios (1GeV-1TeV) del GRB y las propiedades de las cascadas observadas en los detectores incluyendo amplitud carga y estructura temporal para saber qu ́ tipo de se ̃ ales se espera generen dichas cascadas, pudiendo determinar en qu ́ umbral de energ ́ se debe operar con el sistema de adquisic ́n de datos sugerido, orientado a la detecci ́n de cascadas aisladas de fotones de alta energ Con ello se estar ́ extendiendo la T ́cnica de la Partículas Aislada (SPT, siglas en ingl ́s) a t ́cnica de la casacada aislada: SST, Single Shower Technique.