I raggi Cosmici di Alta e Ultra Alta Energia

Andrea ChiavassaUniversità ed INFN Torino

IFAE 2006Pavia 19-21 Aprile 2006

1 particella m-2 s-1

Knee1 particella m-2 anno-1

Ankle1 particella km-2 anno-1

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

Misure per Separare diverse ipotesi• Composizione Chimica• Anisotropie• Spettri dei singoli Elementi

Misure da Satellite o Palloni (primari)

• Bassa Statistica • Determinazione dell’energia, sempre meno “diretta” • Misura della carica del Primario

Misure da Terra (su EAS)•Alta Statistica •Interpretazione dei dati legata ai MC

Esperimenti operanti su Palloni

Esperimento Tecnica # voli

JACEE Emulsioni 11 644 m2 hours @ 3.5-5.5 g cm-2

RUNJOB Emulsioni 10 575 m2 hrs @ 9-10.7 g cm-2

ATIC Silici, Scintillatori Calorimetro BGO

2 7 m2 sr giorni

A=0.24 m2 sr

CREAM Scintillatori, Silici

TRD,

Calorimetro

2 41+29 giorni di volo

Z>3 A=1.3 m2sr

Z≥1 A=0.35 m2 sr

TRACER Scintillatori, TRD

Cerenkov

2 75 m2 sr giorni

A=5m2sr

Z≥8

RUNJOB Emulsion chamber on

balloon

diffuser ( ～4cm)

target ( ～10cm)

thin EC( ～5c.u.)

spacer ( ～20cm)

A = 0.4 m2; obs time: 1437.5 h, exposure 575 m2h

Spettri dei singoli elementi ottenuti con esperimenti che operano su Pallone

Non c’è evidenza di un cambio di pendenza fino a 40-90 TeV

Eventi previsti per E>1000 TeVper un volo di 100 giorni

Calorimetro 0.9 m2 srTRD 6 m2 sr

H 3 HE 4 Fe 9

Esperimenti Operanti a TerraEsperimento X (g cm-2)

CASA-MIA

BLANCA

870 Scintillatori Ne NLuce Cerenkov Xmax

HEGRA 790 Scintillatori Ne

Luce Cerenkov N Xmax

EAS-TOP 810 Scintillatori Ne

Tubi Streamer N>1 GeV Nh

Luce Cerenkov N

KASCADE 1020 Scintillatori Ne N (E>230 MeV)

Calorimetro Nh Eh

MWPC N (E>2400 MeV)

TIBET AS 606 Scintillatori Ne

Emulsioni -families

TUNKA 950 Luce Cerenkov N Xmax

EAS-TOP CERENKOV + (E>1.3 TeV) MACRO

Beams are well defined:• p at Eo < 50 TeV• p+He at 50 < Eo < 100 TeV• p+He+CNO at Eo > 100 TeV

• E ≈ 80 TeV Np ≈ N

He

• E ≈ 250 Tev Np ≈ N

He ≈ NCNO

Same efficiency (inside 15%) inTeV production. Relative abundances are not distorted

Primary Energy

80 TeV

250 TeV

NT

eV /e

v

Results (model unc. < 10%)

Extrapolating Jp+He (80 TeV) at 250 TeV = [2.6,2.8] (fl=12%)

Jp+He / Jp+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: Jp(80 TeV)=(5.3 ± 1.1) ·10-7 m -2s-1sr-1TeV-1

JHe (80 TeV): Jp / Jp+He(80 TeV):

(10.3 ± 4.2)·10-7 m-2s-1sr-1TeV-1 0.34 ± 0.11 QGSJET( 8.7 ± 3.3)·10-7 m-2s-1sr-1TeV-1 0.38 ± 0.12 SIBYLL( 8.3 ± 3.3)·10-7 m-2s-1sr-1TeV-1 0.39 ± 0.12 DPMJET(12.7 ± 4.4)·10-7 m-2s-1sr-1TeV-1 0.29 ± 0.09 QGSJET 5.61

250 TeV Jp : JHe : JCNO (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

Heliumdominance

Tutti gli spettri di diverse componenti degli EAS mostrano il “ginocchio”: Ne, N, Eh

KASCADE

EAS-TOP

N

Ne

Eh

Spettro della componente “leggera” e “pesante” dei primari

KASCADESolo lo spettro ottenuto congli eventi “electron rich” mostra il cambiamento di pendenza

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

Spettri delle Singole ComponentiKASCADE

Gli spettri di tutte le componenti leggere mostrano il cambiamento di pendenzaCon un’indicazione 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.

MACRO EAS-TOPL = p + HeH = Mg + Fe

Macro EAS TOP

Cascata em

Composizione Chimica tramite Xmax (Luce Cerenkov)

Questa misura mostra una composizione chimica che tende a diventare più leggera intorno al “ginocchio”

• 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 → Xmax cresce

Evoluzioni future: KASCADE-Grande studierà lo spettro e la composizione chimica dei raggi cosmici tra

1016 – 1018 eV

If : Ek,Z = Z * Ek,1

SEARCH FOR IRON “KNEE” AT ~ 1017 eV

PRIMARY COMPOSITION

STUDY OF C.R. INTERACTIONS AT UHE N (> 1018 eV) ~ 250 (3 y data taking)

At the threshold of Auger (High Resolution)

KASCADE-Grande 1016 - 1018 eV

KASCADE-Grande 1016 - 1018 eV

KASCADE

GZK-Effectprotons withE>6·1019 eV scatterwith CMBR (Greisen - Zatsepin - Kuzmin)

GZK-Effectprotons withE>6·1019 eV scatterwith CMBR (Greisen - Zatsepin - Kuzmin)

expected forcosmolog. sourcedistribution

AGASA PRL 2001

p + 3K p + 0 ; n +

threshold: EpE > (m2 - mp

2)

EGZK≈6·1019 eV

AGASA, PRL 2001

sourcessources need to be withinwithin~ 50 Mpc~ 50 Mpc (z<0.01) !sourcessources need to be withinwithin~ 50 Mpc~ 50 Mpc (z<0.01) !1022 eV

photo-pionproduction

Syst. Uncertainties by both experiments 17% - 18%

AGASA 100 km2

111 rivelatori. Scintillatori2.2 m2 ciascuno

HiRes2 “telescopi” per luce di fluorescenza

Pierre Auger Observatory

Surface Array 1600 detector stations 1.5 km spacing 3000 km2

Fluorescence Detectors 4 Telescope enclosures 6 Telescopes per

enclosure 24 Telescopes total

Rivelatore dell’apparato di superficie (SD)

10 m2 x 1.2 m 1.2 T acqua vista da 3 pmt Dati trasmessi via GPS alla DAQ centraleOgni rivelatore è alimentato con batterie solari

Evento SD ~ 48º, ~ 70 EeV

Lateral density distribution

The Fluorescence Detector

3.4 meter diameter segmented mirror

440 pixel camera

Evento FD stereo ed hybrid; ~70°Shower Profile

~7·1019eV

Atmospheric Monitoring

Balloon probes (T,p)-profiles

LIDAR at each FD building

Central laser facility (fibre linked to tank)

light attenuation lengthAerosol concentration

steerable LIDAR facilities located at each FD eye

• LIDAR at each eye

• cloud monitors at each eye

• central laser facility

• regular balloon flights

Energy DeterminationThe 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/E

eV

)

10EeV

1 EeV

Hybrid EventsStrict event selection: track length >350g/cm2 Cherenkov contamination <10%

Uncertainty in this rule increases

from 15% at 3 EeV

to 40% at 100 EeV

First Auger spectrum ICRC2005

E/E~50%E/E~30%

Risultati Principali e Prospettive

1015 eV < E < 1018 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 all’aumentare dell’energia

• 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, ......)

Prospettive E>1018 eV

• Aumentare la statistica (Auger…)

• Migliorare la conoscenza degli errori sistematici nella determinazione dell’energia

• Composizione

• Anisotropie (su un ampio range di energia e in tutto il cielo, i.e Auger Nord)

• Ricerca di Sorgenti