Kde končí spektrum kozmického žiarenia ? (experiment HiRes po štyroch rokoch)

Kde končí spektrum kozmického žiarenia ?

(experiment HiRes po štyroch rokoch)(experiment HiRes po štyroch rokoch)

Michal SemanMichal Seman

24. november 200424. november 2004

Závery pred štyrmi rokmiZávery pred štyrmi rokmi

• Veľmi predbežné výsledky mono-analýzy indikujú existenciu spŕšiek s energiou nad 1020 eV (300 hod expozícia)

• Parametere spŕšiek (pozdlžný profil, poloha Xmax) sa zdajú byť v zhode s protónovými

• So závermi treba počkať na väčšiu štatistiku a stereo analýzu

FYZIKÁLNA MOTIVÁCIAFYZIKÁLNA MOTIVÁCIA • Kde končí spektrum

kozmického žiarenia ?– 3.2 *1020 eV - častica s

najvyššou detekovnou energiou

– 7*1012 eV – energia LHC zväzkov

• Veľká zmena v toku častíc s rastúcou energiou

• Pri energiách nad 1020 eV jedna častica/rok*sr*100km2

• Extrémne nároky na detektor• Vplyv absolútnej energetickej

škály a energetického rozlíšenia na meranie toku

LHCGZK

FYZIKÁLNA MOTIVÁCIAFYZIKÁLNA MOTIVÁCIA• AGASA experiment (Akeno Giant Air Shower

Array, Japan) – Do nedávna najväčší ´´ground array´´

scintilačný detektor; 111 nazemných detektorov s plochou 2.2 m2, vydialených od seba ~ 1 km, pokryvajúcich spolu ~ 100 km2

– Atmosférická hĺbka ~920 g/cm2 – Energetické rozlíšenie ~ 28%– Systematická chyba v energetickej škále

~18% – Pri energii 4*1019 eV uhlové rozlíšenie ~1.6o

• V roku 1998 publikovali 8 prípadov s energiou E>1020 eV

• prekvapujúce - vzhľadom na to čo bolo známe

– o možných zdrojoch častíc– a predpokladajúc, že ide o častice známe v

rámci Štandartného Modelu• Zdroje UHECRs ?

– Žiaden zdroj nebol zatiaľ jednoznačne identifikovaný vo viditeľnom Vesmíre

• Záhada - Záhada - GZK GZK limit sa neprejavujelimit sa neprejavuje !? !?

GZK GZK limitlimit• V roku1965 objav reliktného

mikrovlného žiarenia– Žiarenie so spektrom absolútne

čierneho telesa pri teplote ~2.7oK– Hustota fotónov ~412/cm3 – Priemerná energia fotónov ~7*10-4 eV

• V roku 1966 Greisen a nezávisle Zatsepin s Kuzminom– vychádzajúc so zmeraného

fotoprodukčného účinného prierezu interakcie p + p0

– interakcia p + p0 ohraničí energiu protónu

– prahová energia protónu ~ 5*1019 eV– Charakteristická dĺžka

• Protóny ~50 Mpc• Jadrá ~20 Mpc• Fotóny ~10 Mpc

1 Mpc = 3.26*101 Mpc = 3.26*1066 light-years ~ 3*10 light-years ~ 3*101919 km km

X. Bertou et all, Astro-ph/0001516, Jan. 2000

Otázky pre HiResOtázky pre HiRes

• Existujú častice s energiou na GZK limitom ?

• Aká je kompozícia častíc pri energiách nad 5*1017 eV ?

• Aký je pôvod (zdroje) častíc pri energiách nad 1019 eV ?

• Ide o fyziku za rámcom “Štandartného Modelu” ?

UHECR spŕška v atmosféreUHECR spŕška v atmosfére

• Pre E ~ 1019 eV– Počet častíc v maxime

spŕšky > 1010 – Plocha na urovni mora ~

20 km2

– Hĺbka spŕšky pri maxime ~780 g/cm2

– ~93% primarnej energie je v elektromagnetickej forme

• Exitované molekuly N2 emitujú svetlo v ultrafialovej oblasti (300-400 nm)

• Čerenkove žiarenie v úzkom kónuse pozdĺž smeru primárnej častice

Detekcia spŕšiekDetekcia spŕšiek• Pozemná štruktúra scintilačných detektorov (AGASA)

– Merá počet nabitých častíc na danej výškovej úrovni• Pozemná štruktúra Čerenkovych vodných detektorov (Auger)

– Detekovaný signál pozostáva miónov, elektrónov a fotónov na danej výškovej úrovni

• Atmosferické Čerenkove detektory– Fotóny v malom kónuse (~4o) pozdĺž smeru spŕšky– Iba na kalibráciu

• Fluorescenčné detektory (Fly´s Eye, Hires, Auger)– UV svetlo emitované N2 (~10 ns) – úmerné dE/dx depozitovanej energii– Izotrópna emissia– 4 – 5 fotónov na meter dráhy ionizujúcej častice– Spojité meranie vývoja spŕšky– Pri 1019 eV signál je merateľný na vydialenosti väčšie ako 40 km

FFluorescenluorescenčná technika vs. čná technika vs. pozemné merania pozemné merania

• Kvalitatívny rozdiel !!!– Kalorimetrické meranie versus meranie v jednom reze spŕškou– Meranie priestorového a časového vývoja

• Hires: svetelný signál je meraný každých 100 ns, resp. ~30 m– Možnosť stereoskopického, resp. mnohonásobných nezávislých

meraní– Meranie smeru primárnej častice s menšou chybou– Meranie je menej modelovo závislé– Iba 10% časová expozícia – meranie za bez mesačných nocí– Meranie je citlivé na prítomnosť aerosolov v atmosfére– Chýba informácia o miónovej komponente spŕšky (kompozícia !)

• Optimálny prístup ?– Hybridný: fluorescenčný detektor + pozemná štruktúra =

AUGER– Fluorescenčné meranie zo satelitov ?

VývojVývojspŕškyspŕšky ? ?

Šírenie svetlaŠírenie svetlaatmosférouatmosférou ? ?

FotometrickáFotometrická škálaškála ? ?

Zdroje neurčitosti pri fZdroje neurčitosti pri fluorescenluorescenčnomčnom meranímeraní

Viditeľná časť E ? Fluorescenčný výstup ?

Fluorescenčné fotóny Izotropická emisia

Molekulárne pohlcovanie ? Pohlcovanie aerosolmi ? Mnohonásobný rozptyl ?

Čerenkovské fotóny Priame a rozptýlené

Kalibrácia ?Stabilita ?

UV filter (transmisia ?)

Vzdialenosťdo 50 km

Nabité častice

Zrkadlo (reflektivita ?)

HiRes – the Air Shower Fluorescence HiRes – the Air Shower Fluorescence DetectorDetector

• Pohľad na HiRes-II

• HiRes-I 12.5 km vzdialený

• Stereo meranie spŕšiek

• Dugway Proving Grounds, Utah, USA

• 120o W, 40o N• Vertikálna

hĺbka atmosféry 856 g/cm2 (výška ~ 1.5 km)

Kalorimeter – vzduch ako aktívne mediumKalorimeter – vzduch ako aktívne medium• Objem viac ako 1013 m3

• Prahová energia pre stereo meranie je ~ 5x1017 eV • Spŕšky s energiou nad 1019 eV trigrujú detektor až zo vzdialenosti 50 km• Detektor je citlivý na UV-svetlo emitované z oblasti spŕšky• Prítomnosť aerosolov vo vyduchu je monitorovaná pomocou zväzkov UV-laserov

(viditeľných do vydialenosti 40 km)

Air over desert of Utah

HiRes-II, jedna zHiRes-II, jedna z 21 21 budovbudov• 2 teleskopy v každej budove – UV zrkadlá s fotonásobičovými

kamerami pred nimi (HiRes=II spolu 42 teleskopov, HiRes-I 22)

trigrovacia a registračná elektronika

Komunikácia s centrálnym DAQ riadením a prenos dát cez optické vlákna

Pohľad na fotonásobičovu kameru Pohľad na fotonásobičovu kameru

teleskopu s otvorenýmteleskopu s otvoreným UV-filtr UV-filtromom • Oba detektory majú podobnú optiku

teleskópov• Fotonásobič „vidí“ v ~ 1o

priestorovom uhle• HiRes-II

– FADC elektronika, merá každých 100 ns (~ 30 m vo vývoji spŕšky)

– 1.5 x 1011 meraní za sec– triger redukuje tok dát milion krát– ~360o pokrytie v azimute, 3–31o v zenite

• HiRes-I – sample&hold elektronika; 1

meranie/deg– 360o pokrytie v azimute, 3–16o v zenite

HiRes HiRes – spektrálna citlivosť– spektrálna citlivosť

Stereo Stereo geometriageometria

• Rekonštrukcia geometrie spŕšky je viazaná– priesekom detekčných rovín

a– uhlovou rýchlosťou, s ktorou

je vidieť vývoj spŕšky z jednotlivých staníc

a– absolútnym časom spŕšky

• Výsledkom dobrého určenia geometrie spŕšky je redukovaná neurčitosť v stanovení jej energie

• Rozlíšenie v stanovení vydialenosti spŕšky ~0.6%, a v stanovení jej smeru ~0.6o

Ako vyzerá výsledok meraniaAko vyzerá výsledok merania spŕška vzdialená spŕška vzdialená (~35 km)(~35 km)

• Úrovne integrovaných signálov – vo fotonásobičoch 14. teleskopu

HiRes-I– vo fotonásobičoch teleskopov 11 a

22 HiRes-II • ukázané sú tiež úrovne trigrovacích

signálov

Signály sú viacnásobne väčšie ako prahové !!

Rekonštrukcia z HiRes-I meraniaRekonštrukcia z HiRes-I merania • v závislosti na

hĺbke spŕšky v atmosfére– rekonštruovaný

počet nabitých častíc

– nameraný počet fotoelektónov

• Parametrizácia pozdĺžneho profilu spŕšky Gaisser-Hillas funkciou

Rekonštrukcia z HiRes-II meraniaRekonštrukcia z HiRes-II merania • v závislosti na

hĺbke spŕšky v atmosfére– rekonštruovan

ý počet nabitých častíc

– nameraný počet fotoelektónov

• V priemere väčšia viditeľná časť spršky

• Lepšie časové rozlíšenie

Súčasná rekonštrukcia z oboch stanícSúčasná rekonštrukcia z oboch staníc

• Dva nezávislé a súčasný fit meraní oboch staníc vedú ku konzistentnému určeniu parametrov spŕšky

• Súčasný fit je citlivý na– prítomnosť

aerosolov v atmosfére

– relatívnu kalibráciu oboch staníc

• Nie vždy je súhlas tak dobrý

Neurčitosti v stanovení absolútnej Neurčitosti v stanovení absolútnej energetickej škályenergetickej škály

• „Viditeľná“ časť energie primárnej častice (5%)– MC : > 90% (1019 eV)– DATA (Yakutsk)

• A.A. Ivanov, ICRC2003

• Fluorescenčný výstup (10%)– Existing DATA

• F. Kakimoto et all, 1996, NIM A372, 244

• N. Sasaki, ICRC2003

– FLASH – nový experiment v SLAC– Korekcia v závislosti na teplote a

tlaku (databáza rádiosondových meraní)

F. Kakimoto et all

A.A. Ivanov

Neurčitosti v stanovení absolútnej Neurčitosti v stanovení absolútnej energetickej škályenergetickej škály

• Kalibrácia fotometrickej škály (<7%) – Konverzia toku fotónov na počet nameraných fotoelektrónov,

zahŕňa :• reflektivitu a plochu zrkadiel, transmisiu UV filtra, straty na PM

kamere, kvantovú efektívnosť fotonásobičov a zisk elektroniky

– Bola stanovená pomocou N2(337 nm) a YAG(355 nm) laserov vzdialených 4 km od detektora (rozptyl a absorpcia aerosolmi sa v značnej miere kompenzuje)

• Presnosť je daná sondou, ktorá merá energiu laserového paprsku (5%) a rekonštrukciou signálov detektorom (4%)

– Dlhodobá stabilita je denne monitorovná svetelnými signálmi lokálnych YAG laserov (distribúcia k teleskopom cez optické vlákna)

– Korekcie na základe databázy zmien

Neurčitosť v absolútnej Neurčitosť v absolútnej energetickej škále v energetickej škále v

experimente HiRes je experimente HiRes je +/-+/-1313%%

Korekcia na prítomnosť arerosolov vo vzduchuKorekcia na prítomnosť arerosolov vo vzduchu Dva nezávislé laserové zväzky scanujúce okolie detektora, plus tretí vertikálny, umožňujú merať prítomnosť aerosolov v atmosfére

Viac ako 2000 meraní za hodinu v predefinovaných pozíciach, plus nasmerovanie zväzkov na miesto detekcie vysokoenergetických spŕšiek

Rekonštrukcia rovnakým programom ako pri spŕškach minimalizuje sytematické chyby

Dostatočná citlivosť na aerosoly

45º

60º

DetectorLaser

12.6 km

MC simulácia detektoru MC simulácia detektoru (porovnanie s meraním)(porovnanie s meraním)

• Realistické časovo závislé MonteCarlo detektoru– potrebné predovšetkým na stanovenie absolútneho toku častíc,

pretože apertúra detektora závisí na energii častíc– ale aj k prevereniu správneho chápania činnosti detektoru a

stanoveniu chýb merania– používa databázy z reálnej expozície detektoru – meniace sa

trigrovacie prahy, fotónový šum, atmosféru(teplotu, tlak, obsah aerosolov), fotometrickú škálu, prítomnosť teleskopov

• Previerka vernosti simulácie– MC generovanie izotrópneho toku častíc v energetickom

intervale 1017 – 1021 eV a porovnanie rekonštruovaných parametrov generovaných a reálnych spŕšiek

– MC generovanie spŕšok na základe reálnych dát

DATA vs. MC(p)DATA vs. MC(p)Energia & Xmax Energia & Xmax spŕškyspŕšky

DATA vs. MC(p)DATA vs. MC(p)HiHiRRes-es-IIII Rp & Psi Rp & Psi

DATA vs. MC(p)DATA vs. MC(p)HiHiRRes-es-II Rp & Psi Rp & Psi

DATA vs. MC(p)DATA vs. MC(p)HiHiRRes-es-IIII tracks - NPE per tube & degree tracks - NPE per tube & degree

DATA vs. MC(p)DATA vs. MC(p)HiHiRRes-es-II tracks - NPE per tube & degree tracks - NPE per tube & degree

HiRes stereo energetické rozlíšenieHiRes stereo energetické rozlíšenie< 15%< 15%

MC

MC

DATA

MC simulácia detektoruMC simulácia detektoru(akceptancia)(akceptancia)

Nameraný tok častícNameraný tok častíc(GZK limit ?)(GZK limit ?)

PRELIMINARYPRELIMINARY

Nameraný tok častíc Nameraný tok častíc porovnanie s predošlými experimentamiporovnanie s predošlými experimentami

• AGASA – rovnaký tok pri rovnakej expozícii (2-3*1019 eV)• Výrazný rozdiel pri E >1020 eV

PRELIMINARY PRELIMINARY

Nameraný tok častícNameraný tok častíc(hodnovernosť merania)(hodnovernosť merania)

• Čo môže byť príčinou, že HiRes vidí omnoho nižší tok ako AGASA pri energiách nad 1020 eV ?

• Trigger ? NIE– Uhlová rýchlosť ako pri 1019

eV, signály 10x väčšie

• Rekonštrukcia ? NIE– Apertúra detektoru neklesá

• Atmosféra ? NIE– Areosoly, mraky pôsobia

rovnako pri 1019 eV

• Nepravdepodobné aby HiRes „nevidel“ častice s E>1020 eV ak existujú !!!

Nameraný tok častícNameraný tok častíc(štruktúra v energetickom spektre(štruktúra v energetickom spektre ? ?))

• HiRes stereo, podobne ako Fly´s Eye mono a AGASA štatisticky významú štruktúru nevidia

PRELIMINARY

PRELIMINARY

UHECR – zloženieUHECR – zloženie• Fly’s Eye stereo

rekonštrukcia - prechod od predominantne „ťažkých“ častíc k ľahkým v oblasti 1017-1019 eV

• AGASA – nevidí takýto prechod

• HiRes stereo rekonštrukcia je kompatibilná s protónmi

PRELIMINARY

Neprítomnosť korelácie v smeroch príletu Neprítomnosť korelácie v smeroch príletu častícčastíc

• Astrophysics Journal/04041137/2004• Stereo dáta do februára 2004

Závery z analýzy stereo merania v Závery z analýzy stereo merania v experimente Hiresexperimente Hires

• Zvýšený tok častíc nad 1020 eV experiment Hires nevidí

• Štruktúru v energetickom spektre pri enegii ~3*1018 eV experiment Hires nevidí

• Zmenu v zložení UHCER (prechod od ľahších k ťažším časticiam pri energiách nad 5*1017 eV) experiment Hires nevidí

Závery z analýzy stereo merania v Závery z analýzy stereo merania v experimente Hiresexperimente Hires

• V stereo dátach z experimentu Hires nie je pozorovaná štatisticky významná korelácia v smeroch príletu častíc

• Rozdiel medzi prejavom GZK limitu a pokračujúcim E-3 spektrom zostáva v rámci chýb merania

• Zdroje UHECR častíc ostávajú záhadou

Physics Motivation 2Physics Motivation 2

• Identification of the sources in Universe– Deflection of charged

particles with E>1019 eV by galactic and intergalactic magnetic fields is minimal

– Charged particles astronomy

– No statistically significant anisotropy/clustering observed so far X. Bertou et all, Astro-ph/0001516, Jan. 2000

MC simulationMC simulation

• Helps to understand detector response• Detailed detector Monte-Carlo includes

– Generation of all light components• Shower development based on Corsika simulation package

– Light propagation in 16 wavelength bins– Atmosphere conditions (hourly basis)– Sky noise (hourly basis)– Trigger conditions– Description of detector optics (realistic spot size)– Photomultiplier Quantum-efficiency map

• Describes global features of the data, as well as details

What can be expected from 3000 What can be expected from 3000 hours of stereo exposure ?hours of stereo exposure ?

• Answers: – Is AGASA measured flux of events over GZK real ?

• Equivalent to 30 years of AGASA operation• 24-30 events with E > 1020 eV are expected

– Composition of primary particles based on Xmax measurement ?• resolution ~35 g/cm2

– Small and large scale anisotropy ?• Significantly better angular resolution (0.4o vs. 1.6o with tails)

• Shower development studies based on selected class of events– Longitudinal profile– Elongation rate– Ratio of fluorescence/Cherenkov light– Differentiation among shower models ?

• Search for horizontal or up-ward going showers ?– Upper limit on the flux (high energy neutrinos ?)

Based on ~1300 hours of stereo exposure

Flux seems to be much lower !

Consistent with 76% Proton 24% Iron mixture

No clustering; No statistically significant anisotropy

Consistent with log(E)

In progress

In progress

Summary of preliminary results

Outlook & New experimentsOutlook & New experiments

• Larger statistics is needed !

• AGASA experiment continues to collect UHECR events (E>1020 eV) with the rate of one event per year

• HiRes should be running at least for another three years– We expect to verify/better set our absolute

energy scale by this autumn

New New experimentsexperiments

• AUGER – a hybrid detector– Site in southern hemisphere is now under

construction in Argentina– Ground array of 1600 water Cherenkov

detectors (WCD) with 1.5 km spacing, overviewed by four fluorescence detectors

– should start a partial operation by the end of this year

– when fully built in 2005 will cover ~3000 km2sr

– expected rate ~30 events/year with AGASA spectrum

• GD typical: angular resolution 1.5o; Energy resolution < 20%

• Full efficiency at 1019 eV for 5 WCD triggered

– Site in northern hemisphere, Millard County, Utah, USA ?

New ExperimentsNew Experiments

• OWL (NASA)– Fluorescence technique in stereo– Height 600 to 1200 km, 0.1o pixels– Instantaneous aperture 3*106 km2*sr,

with 10% duty cycle the effective aperture 3*105 km2*sr

– ~3000 events/year with E > 1020 eV (for E-2.75)

– Study phase - after 2007 ?• EUSO (European Space Agency)

– On International Space Station• External platform to Columbus

module– Height 400 km, with 10% duty cycle

the effective aperture ~ 5*105 km2*sr– Study started in March 2002;

Assuming approval by ESA in beginning of 2004 could be launched as early as October 2008

GZK Cutoff ConsequencesGZK Cutoff Consequences

• Sources are at larger than characteristic distances

– particles interacting with CMWB photons• original energy of particles must have been even higher• flux of particles with E>6*1019 eV must be sharply reduced

– particles not interacting with CMWB photons ?• only neutrinos within Standard Model ?• new, unknown particles ?

• Sources are at smaller than characteristic distances

– no such astrophysical sources are observed !– exotics !?

Astrophysical Sources Astrophysical Sources Bottom-up ScenarioBottom-up Scenario

• Acceleration of particles by the astrophysical sources

• Active Galactic Nuclei (AGN)• Gamma Ray Bursts (GRB)

– Short (ms) keV-GeV flashes– Excluded lately

• Radio Galaxy Hot spots (RGH)• Shock wave accelaration

– Fermi model • Emax= *c*Ze*B*L ( - shock velocity)• Supernova: ~ 0.01

X. Bertou et all, Astro-ph/0001516, Jan. 2000

Exotics?Exotics?Top-down ScenarioTop-down Scenario

• Decay of topological defects– Cosmic strings

• Decay of new heavy particles– GUT scale : 1024 – 1025 eV

• Micro black holes interactions

Hundreds of theoretical papers in last few years (e.g., see review L. Anchordoqui, T. Paul, S. Reucroft, J. Swain: Ultrahigh Energy Cosmic Rays: The state of the art before the Auger Observatory; HEP-ph/0206072, Dec. 2002)