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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

[email protected]@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

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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


●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


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


Espectros RC galácticos

1015 eV


Espectro total galáctico


Pero tengo un flujo extragaláctico


Y el flujo total...


¿Orígen de las características?

Tobillo

1er Rodilla

2da Rodilla


Interacción con la atmósfera

Enero 2013 H. Asorey ([email protected]) 12/35

“Foto” de una lluvia


Algunas definiciones útiles


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 '


Presión vs altura (datos)


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)


MODTRAN Models (atmprof1-6)

E1E1

E2 (Verano)/E3 (Invierno)E2 (Verano)/E3 (Invierno)




E6E6


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


Lluvias Atmosféricas Extendidasp+

+Y AZ→γ+e±

+μ±+π

±,0+K± ,0

+ p++ n+…


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+…


Lluvias Atmosféricas Extendidas


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)


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

http://pdg.lbl.gov/


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


Energía crítica para electrones


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)


Primarios y secundarios1H

1, E=425 TeV


Primarios y secundarios

Flujo de secundarios


Número de partículas cargadas (EM)


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


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


La energía se conserva


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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