The <Δ> method: An estimator for the mass composition of ultra-high-energy cosmic rays
- Autores: Patricia Sanchez Lucas
- Directores de la Tesis: Antonio Bueno Villar (dir. tes.)
- Lectura: En la Universidad de Granada ( España ) en 2017
- Idioma: inglés
- ISBN: 9788491630883
- Número de páginas: 201
- Tribunal Calificador de la Tesis: Francisco del Aguila Giménez (presid.), José Santiago (secret.), Piera Luisa Ghia (voc.), Allan J. B. Watson Watson (voc.), Olivier Deligny (voc.)
- Programa de doctorado: Programa Oficial de Doctorado en Física y Ciencias del Espacio
- Materias:
- Enlaces
- Tesis en acceso abierto en: DIGIBUG
- Resumen
- español
RESUMEN Una de las principales características de los rayos cósmicos es su amplio espectro de energía, que se extiende desde unos pocos de GeV hasta decenas de EeV. Los rayos cósmicos de ultra alta energía son sólo aquellos cuyas energías son superiores a 1 EeV. Los rayos cósmicos están continuamente bombardeado nuestra atmósfera, pero su flujo es una función que decrece abruptamente con la energía, así que con las energías más altas sólo nos llega a la Tierra por km^2 y por siglo. Con esa tasa tan extremadamente baja para las más altas energías, la única forma de detectar un número significativo de partículas es desplegando detectores de forma que cubran grandes áreas en el suelo.
Cuando rayos cósmicos con estas energías tan extremas llegan a la Tierra colisionan con los núcleos atmosféricos dando lugar a una cascada de millones de partículas secundarias que se propagan a través de la atmósfera hasta que son absorbidas o llegan al suelo. El estudio de los rayos cósmicos de ultra alta energía tiene que hacerse exclusivamente a través de estas cascadas de partículas secundarias, comúnmente conocidas como EASs, por su acrónimo del inglés (Extensive Air Showers). El Observatorio Pierre Auger [1], localizado en la provincia de Mendoza, Argentina, es el aparato más sensible y más grande jamás construido para registrar y estudiar EASs. Cubriendo un área de 3000 km^2, este observatorio fue ideado para desvelar la naturaleza de los rayos cósmicos de ultra alta energía gracias a un diseño híbrido que permite la combinación de dos técnicas de detección: la detección de luz de fluorescencia y el muestreo de partículas que llegan al suelo.
Todavía en estos días hay un gran número de preguntas sin resolver relacionadas con la naturaleza y el origen de los rayos cósmicos más energéticos. Uno de estos misterios es la determinación de la composición química a las energías más altas. Esto es especialmente difícil por dos razones. Por un lado, el observable más adecuado, Xmax, se basa en medidas de fluorescencia [2]. Esto significa que las observaciones están restringidas a noches despejadas en las que no haya luna, con la consecuente reducción de la estadística a energías superiores a 10^19.5 eV. Por otro lado, para interpretar estos datos, uno debe usar las predicciones de los modelos hadrónicos a energías centro de masas del orden de 300 TeV, mucho más allá de lo que es accesible en el LHC (14 TeV). Esto hecho es particularmente problemático teniendo en cuenta que recientes observaciones del Observatorio Pierre Auger sugieren que estas predicciones son inadecuadas para describir la componente hadrónica de las EASs [3]. Una de las posibles soluciones para incrementar la estadística es el uso de observables alternativos a Xmax, que estén basados en datos recogidos con los grandes conjuntos de detectores de superficie, donde el ciclo de trabajo es cercano al 100%. Sin embargo, la mayoría de estos observables no se pueden usar para sacar conclusiones sobre la masa porque están relacionados con la componente hadrónica de las cascadas y por tanto la comparación con los modelos resulta en predicciones poco fiables.
Todos estos obstáculos hacen obvia la necesidad de nuevos métodos para estudiar composición que permitan afrontar el problema desde una nueva perspectiva. Estos nuevos métodos deberían estar basados en medidas de detectores de superficie para incrementar la estadística a las energías más altas. Y además sería deseable que los nuevos métodos no estuviesen relacionados con la componente hadrónica de las EAs, para permitir una comparación más fidedigna con los modelos. El objetivo de esta tesis sigue exactamente ese enfoque. Usando un observable obtenido con los detectores de superficie del Observatorio Pierre Auger, el risetime, desarrollamos un método para deducir la composición química de los rayos cósmicos de ultra alta energía que cumple con los requerimientos mencionados anteriormente.
Esta tesis se organiza del siguiente modo. El capítulo 1 da una visión general de los rayos cósmicos. En el capítulo 2 describimos en detalle las principales características del Observatorio Pierre Auger. El capítulo 3 está dedicado exclusivamente a la medida experimental del risetime. En el capítulo 4 introducimos el método utilizado en esta tesis para estudiar composición: el método ⟨∆⟩. En los capítulos 5 y 6 aplicamos el método ⟨∆⟩ a los datos registrados por el Observatorio Pierre Auger. En el capítulo 5 usamos los datos registrados por el conjunto de detectores que están separados 1500 m mientras que en capítulo 6 usamos los detectores que están separados sólo 750 m. La diferencia entre ambos conjuntos de datos procede de los diferentes rangos de energía. El conjunto de detectores separados 1500 m is eficiente por encima de 3 EeV mientras que el otro proporciona datos de menor energía. El capítulo 7 muestra la combinación de los resultados obtenidos en los capítulos 5 y 6. Finalmente, en el capítulo 8 concluimos esta tesis usando el observable ⟨∆⟩ para un propósito adicional: evaluar la concordancia entre los datos y las predicciones proporcionadas por los modelos de hadrónicos afinados para reproducir los datos del LHC.
- English
ABSTRACT One of the main characteristics of cosmic rays is their vast energy spectrum, extended from few GeV up to tens of EeV. The ultra-high-energy cosmic rays are only those whose energies are larger than 1 EeV. Cosmic rays are continuously bombarding our atmosphere, but their flux is a decreasing function of the energy, so that for the highest energies only one particle per km^2 and per century reaches the Earth. With this extremely low rate at the highest energies the only way to detect a significant number of particles is by deploying detectors covering enormous areas on the ground.
When cosmic rays with these extreme energies arrive to the Earth, they collide with the atmospheric nuclei giving rise to huge showers of billions of secondary particles which propagate through the atmosphere until they are absorbed or reach the ground. The study of ultra-high-energy cosmic rays is done exclusively through these secondary particles, customarily known as Extensive Air Showers (EAS). The Pierre Auger Observatory [1], located in the province of Mendoza, Argentina, is the largest and most sensitive apparatus ever built to record and study EASs. Covering an area of 3000 km^2, this observatory was devised to reveal the nature of ultra-high-energy cosmic rays thanks to a hybrid design which allows the combination of two detection techniques: the detection of fluoresce light and the sampling of the particles that reach the ground.
Nowadays there is a large number of unanswered questions related to the nature and origin of ultra-high-energy cosmic rays. One of these puzzles is the determination of the mass composition at the highest energies. This is especially difficult due to two reasons. On the one hand, the most adequate observable, Xmax, is based on fluorescence measurements [2]. This means that the observations are restricted to clear moonless nights, with the subsequent reduction of statistics at energies larger than 10^19.5 eV. On the other hand, to interpret the data, one must use the predictions of hadronic interaction models at centre-of-mass energy around 300 TeV, well beyond what is accessible in the LHC (14TeV). This fact is particularly problematic taking into account that recent observations of the Pierre Auger Observatory suggest that these predictions are inadequate to describe the hadronic component of the EASs [3]. One of the possible solutions to increase the statistics is the use of alternative observables to Xmax, based on data collected with arrays of surface detectors, where the duty cycle is nearly 100%. Nevertheless, most of these observables can not be used to make inferences about mass because they are related to the hadronic component of the air showers and thus the comparison with models result in unreliable predictions.
All these obstacles make obvious the necessity of new methods for mass composition studies which allow facing the problem from a new perspective. These new methods should be based on measurements of surface detectors to increase the statistics at the highest energies. It would be also desirable that they are not related to the hadronic component of the EASs, to allow a more reliable comparison with models. The subject of this thesis follows exactly this approach. Using an observable obtained from the surface detectors of the Pierre Auger Observatory, the risetime, we develop a method to infer the mass composition of ultra-high-energy cosmic rays that fulfills the previous requirements.
This thesis is organized as follows. Chapter 1 gives an overview of cosmic rays. In chapter 2 the main features of the Pierre Auger Observatory are described in detail. Chapter 3 is dedicated exclusively to the experimental determination of the risetime. In chapter 4 we introduce the specific method used in this thesis to study mass composition: the ⟨Δ⟩ method. In chapters 5 and 6 we apply the ⟨Δ⟩ method to data collected with the Pierre Auger Observatory. In chapter 5 we use the data collected with the array of surface detectors whose separation is 1500 m while in chapter 6 we use a smaller array with a separation between detectors amounting to 750 m. The difference between both data sets comes from the different energy ranges. The 1500 m array is fully efficient for above 3 EeV while the 750 m array provides data at lower energies. The chapter 7 shows the combination of the results obtained in chapters 5 and 6. Finally, in chapter 8 we conclude this thesis using the observable ⟨Δ⟩ for an additional purpose: to assess the level of concordance between data and the predictions provided by hadronic interactions models tuned to reproduced LHC data.
- español
