I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia Andrea Chiavassa Università ed INFN Torino IFAE 2006 Pavia 19-21 Aprile 2006.

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1 I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia Andrea Chiavassa Università ed INFN Torino IFAE 2006 Pavia 19-21 Aprile 2006

2 1 particella m -2 s -1 Knee 1 particella m -2 anno -1 Ankle 1 particella km -2 anno -1

3 Ipotesi sulla natura del Ginocchio Meccanismi di Tipo Astrofisico - Limite nei processi di accelerazione in sorgenti galattiche? - Diffusione dei primari nella propagazione entro campi magnetici galattici? Cambiamento nei meccanismi di interazione dei primari con i nuclei atmosferici Single Source Model

4 Misure per Separare diverse ipotesi Composizione Chimica Anisotropie Spettri dei singoli Elementi Misure da Satellite o Palloni (primari) Bassa Statistica Determinazione dellenergia, sempre meno diretta Misura della carica del Primario Misure da Terra (su EAS) Alta Statistica Interpretazione dei dati legata ai MC

5 Esperimenti operanti su Palloni EsperimentoTecnica# voli JACEEEmulsioni11 644 m 2 hours @ 3.5-5.5 g cm -2 RUNJOBEmulsioni10 575 m 2 hrs @ 9-10.7 g cm -2 ATICSilici, Scintillatori Calorimetro BGO 2 7 m 2 sr giorni A =0.24 m 2 sr CREAMScintillatori, Silici TRD, Calorimetro 2 41+29 giorni di volo Z>3 A =1.3 m 2 sr Z1 A =0.35 m 2 sr TRACERScintillatori, TRD Cerenkov 2 75 m 2 sr giorni A =5m 2 sr Z8

6 RUNJOB Emulsion chamber on balloon diffuser ( 4cm) target ( 10cm) thin EC( 5c.u.) spacer ( 20cm) A = 0.4 m 2 ; obs time: 1437.5 h, exposure 575 m 2 h

7 Spettri dei singoli elementi ottenuti con esperimenti che operano su Pallone Non cè evidenza di un cambio di pendenza fino a 40-90 TeV Eventi previsti per E>1000 TeV per un volo di 100 giorni Calorimetro 0.9 m 2 sr TRD 6 m 2 sr H 3 HE 4 Fe 9

8 Esperimenti Operanti a Terra EsperimentoX (g cm -2 ) CASA-MIA BLANCA 870 Scintillatori Ne N Luce Cerenkov X max HEGRA790Scintillatori Ne Luce Cerenkov N X max EAS-TOP810Scintillatori Ne Tubi Streamer N >1 GeV N h Luce Cerenkov N KASCADE1020 Scintillatori Ne N (E >230 MeV) Calorimetro N h E h MWPC N (E >2400 MeV) TIBET AS 606Scintillatori Ne Emulsioni -families TUNKA950Luce Cerenkov N X max

9 EAS-TOP CERENKOV + (E>1.3 TeV) MACRO Beams are well defined: p at E o < 50 TeV p+He at 50 < E o < 100 TeV p+He+CNO at E o > 100 TeV E 80 TeV N p N He E 250 Tev N p N He N CNO Same efficiency (inside 15%) in TeV production. Relative abundances are not distorted Primary Energy 80 TeV 250 TeV N TeV /ev

10 Results (model unc. < 10%) Extrapolating J p+He (80 TeV) at 250 TeV = [2.6,2.8] ( fl =12%) J p+He / J p+He+CNO (250 TeV) = 0.73 ± 0.18 QGSJET = 0.66 ± 0.18 SIBYLL = 0.70 ± 0.22 DPMJET = 0.78 ± 0.17 QGSJET 5.61 From JACEE, RUNJOB: J p (80 TeV)=(5.3 ± 1.1) ·10 -7 m -2 s -1 sr -1 TeV -1 J He (80 TeV): J p / J p+He (80 TeV): (10.3 ± 4.2)·10 -7 m -2 s -1 sr -1 TeV -1 0.34 ± 0.11 QGSJET ( 8.7 ± 3.3)·10 -7 m -2 s -1 sr -1 TeV -1 0.38 ± 0.12 SIBYLL ( 8.3 ± 3.3)·10 -7 m -2 s -1 sr -1 TeV -1 0.39 ± 0.12 DPMJET (12.7 ± 4.4)·10 -7 m -2 s -1 sr -1 TeV -1 0.29 ± 0.09 QGSJET 5.61 250 TeV J p : J He : J CNO (0.21 ± 0.09) : (0.52 ± 0.19) : (0.27 ± 0.18) QGSJET (0.21 ± 0.11) : (0.45 ± 0.19) : (0.34 ± 0.22) SIBYLL (0.23 ± 0.12) : (0.47 ± 0.19) : (0.30 ± 0.19) DPMJET (0.20 ± 0.08) : (0.58 ± 0.19) : (0.22 ± 0.17) QGSJET 5.61 Helium dominance

11 Tutti gli spettri di diverse componenti degli EAS mostrano il ginocchio: Ne, N, E h KASCADE EAS-TOP N Ne E h

12 Spettro della componente leggera e pesante dei primari KASCADE Solo lo spettro ottenuto con gli eventi electron rich mostra il cambiamento di pendenza

13 Composizione Chimica dei primari attorno al ginocchio I dati degli esperimenti che misurano N vs Ne mostrano, indipendentemente dal modello di interazione utilizzato, una variazione della composizione chimica dei primari verso elementi più pesanti EAS TOP

14 Spettri delle Singole Componenti KASCADE

15 Gli spettri di tutte le componenti leggere mostrano il cambiamento di pendenza Con unindicazione che la posizione del ginocchio scali con Z. Non si evidenzia il ginocchio del Fe. Risultati che dipendono molto dal modello di interazione che viene utilizzato.

16 MACRO EAS-TOP L = p + He H = Mg + Fe Macro EAS TOP Cascata em

17 Composizione Chimica tramite X max (Luce Cerenkov) Questa misura mostra una composizione chimica che tende a diventare più leggera intorno al ginocchio

18 Tibet AS misura lo spettro di protoni, selezionando eventi tramite il valore di Ne e il numero di -families. Lo spettro ha una pendenza 3.01±0.11 Incertezza sui modelli di interazione – inel – K inelasticità – molteplicità Diminuzione di inel X max cresce

19 Evoluzioni future: KASCADE-Grande studierà lo spettro e la composizione chimica dei raggi cosmici tra 10 16 – 10 18 eV If : E k,Z = Z * E k,1 SEARCH FOR IRON KNEE AT ~ 10 17 eV PRIMARY COMPOSITION STUDY OF C.R. INTERACTIONS AT UHE N (> 10 18 eV) ~ 250 (3 y data taking) At the threshold of Auger (High Resolution)

20 KASCADE-Grande 10 16 - 10 18 eV KASCADE

21 GZK-Effect protons with E>6·10 19 eV scatter with CMBR (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) expected for cosmolog. source distribution AGASA PRL 2001 p + 3K p + 0 ; n + threshold: E p E > (m 2 - m p 2 ) E GZK 6·10 19 eV AGASA, PRL 2001 sourceswithin sources need to be within ~ 50 Mpc ~ 50 Mpc ( z <0.01) ! sourceswithin sources need to be within ~ 50 Mpc ~ 50 Mpc ( z <0.01) ! 10 22 eV photo-pion production

22 Syst. Uncertainties by both experiments 17% - 18% AGASA 100 km 2 111 rivelatori. Scintillatori 2.2 m 2 ciascuno HiRes 2 telescopi per luce di fluorescenza

23 Pierre Auger Observatory Surface Array 1600 detector stations 1.5 km spacing 3000 km 2 Fluorescence Detectors 4 Telescope enclosures 6 Telescopes per enclosure 24 Telescopes total

24 Rivelatore dellapparato di superficie (SD) 10 m 2 x 1.2 m 1.2 T acqua vista da 3 pmt Dati trasmessi via GPS alla DAQ centrale Ogni rivelatore è alimentato con batterie solari

25 Evento SD ~ 48º, ~ 70 EeV Lateral density distribution

26 The Fluorescence Detector 3.4 meter diameter segmented mirror 440 pixel camera

27 Evento FD stereo ed hybrid; ~70° Shower Profile ~7 · 10 19 eV

28 Atmospheric Monitoring Balloon probes (T,p)-profiles LIDAR at each FD building Central laser facility (fibre linked to tank) light attenuation length Aerosol concentration steerable LIDAR facilities located at each FD eye LIDAR at each eye cloud monitors at each eye central laser facility regular balloon flights

29 Energy Determination The energy converter: Compare ground parameter S(1000) with the fluorescence detector energy. Transfer the energy converter to the surface array only events. Log S(1000) Log (E/EeV) 10EeV 1 EeV Hybrid Events Strict event selection: track length >350g/cm2 Cherenkov contamination <10% Uncertainty in this rule increases from 15% at 3 EeV to 40% at 100 EeV

30 First Auger spectrum ICRC2005 E/E~50% E/E~30%

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32 Risultati Principali e Prospettive 10 15 eV < E < 10 18 eV Ginocchio osservato negli spettri di tutte le componenti degli EAS Ginocchio dovuto al cambio di pendenza della componente leggera dei primari (senza dimenticare Tibet AS ) Composizione chimica dei primari cresce allaumentare dellenergia E però necessario le differenze tra i risultati ottenuti con tecniche diverse: Ne vs N – Cerenkov (Xmax) – componente adronica in alta quota Anisotropie Sviluppi futuri: –ricerca del ginocchio della componente pesante dei raggi cosmici –Modelli di interazione ( inel, K,......)

33 Prospettive E>10 18 eV Aumentare la statistica (Auger…) Migliorare la conoscenza degli errori sistematici nella determinazione dellenergia Composizione Anisotropie (su un ampio range di energia e in tutto il cielo, i.e Auger Nord) Ricerca di Sorgenti