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Rayos cósmicos con energías entre 1E17 y 1E19 eV
Brian Wundheiler Alberto Etchegoyen
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Resumen/Descripción – provisto por el repositorio digital
Los rayos cósmicos llegan a la Tierra con un espectro de energía que cubre varios órdenes de magnitud. Su flujo sigue una ley de potencias, yendo de unos cientos de impactos por m2 por segundo a bajas energías (E ~ 10^9 eV) a unos pocos por km2 por siglo a las energías más extremas (E ~ 60 EeV). Si bien a partir de E ~ 10^11 eV el flujo decae con un índice espectral cercano a -3, a altas energías el espectro tiene zonas características donde se han medido variaciones respecto de este comportamiento: la “rodilla” (~ 4 x 10^15 eV), la aún imprecisa “segunda rodilla” (0,05 < E < 0,5 EeV), el “tobillo” (~ 3 EeV) y el “corte GZK” (~ 40 EeV). Se supone que hasta energías del orden de 10^15 eV, las fuentes de rayos cósmicos son de origen galáctico. Los aceleradores galácticos teóricamente se tornan ineficientes entre 10^15 y 10^18 eV. Se cree que las fuentes extragalácticas comienzan a contribuir al flujo en esta zona del espectro y su aporte podría producir cambios en el mismo. Estudios de composición en el rango de la segunda rodilla y del tobillo son de vital importancia para entender la transición de fuentes galácticas a extragalácticas. Los parámetros físicos más relevantes para estudios de composición, son los perfiles longitudinales y el número de muones presentes en los chubascos cósmicos. El Observatorio Pierre Auger fue originariamente diseñado para observar rayos cósmicos por encima de 10^18 eV, cuenta con la capacidad de registrar datos en forma híbrida, utilizando detectores de superficie y de fluorescencia a la vez. Terminada su construcción en 2008, se inició una segunda fase con la puesta en funcionamiento de HEAT (High Elevation Auger Telescopes), y con la construcción de AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), entre otros. Estos desarrollos apuntan tanto a mejorar la calidad de las observaciones, como a extender el rango de detección en energía para incluir la región del tobillo y de la segunda rodilla. El diseño de AMIGA está integrado por pares de detectores formados por un detector de superficie, como los instalados en el Observatorio Auger, más un contador de muones de 30m2 enterrado en sus cercanías a 2,25m de profundidad. Contará con un total de 85 pares de detección distribuidos en dos redes triangulares, separados por 433 y 750 m. Este trabajo se centra en el Detector de Muones de AMIGA. Su objetivo principal es aportar información sobre el contenido muónica de las cascadas de partículas secundarias que se generan tras el impacto de la partícula primaria en la atmósfera. Se presentará un estudio detallado del diseño del Detector, así como su caracterización experimental. Se analizarán los primeros datos de los detectores instalados en el Observatorio, y de las primeras lluvias de rayos cósmicos registradas en conjunto por los sistemas de fluorescencia, de superficie y de muones. Se presentará un modelo fenomenológico que posibilita la completa simulación del Detector de Muones. Se desarrollarán y analizarán las estrategias de conteo que habilitan el empleo del Detector como Contador de Muones.Palabras clave – provistas por el repositorio digital
DETECTOR DE MUONES; COMPOSICION QUIMICA; RAYOS COSMICOS; OBSERVATORIO PIERRE AUGER; AMIGA; MUON DETECTOR; CHEMICAL COMPOSITION; COSMIC RAYS; PIERRE AUGER OBSERVATORY
Disponibilidad
| Institución detectada | Año de publicación | Navegá | Descargá | Solicitá |
|---|---|---|---|---|
| No requiere | 2013 | Biblioteca Digital (FCEN-UBA) (SNRD) |
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Información
Tipo de recurso:
tesis
Idiomas de la publicación
- español castellano
País de edición
Argentina
Fecha de publicación
2013-03-25
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