Abstract:

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.

Cosmic rays hit the Earth with an energy spectrum covering several orders of magnitude. Its flow follows a power law, ranging from a few hundred hits per m2 per second at low energies (E ~ 10^9 eV) to a few per km2 per century at extreme energies (E ~ 60 EeV). While from E ~ 10^11 eV the flow decays with an spectral index close to -3, at highest energies the spectrum has areas where variations of this behavior have been measured: the “knee” (~ 4 x 10^15 eV), the still vague “second knee” (0,05 < E < 0,5 EeV), the “ankle” (~ 3 EeV), and the “GZK cut” (~ 40 EeV). It is assumed that up to energies of about 10^15 eV, cosmic-ray sources are of galactic origin. Galactic accelerators theoretically become inefficient between 10^15 and 10^18 eV. It is believed that extragalactic sources begin to contribute to the flow in this region of the spectrum and its contribution could produce changes in it. Composition studies in the range of the second knee and the ankle are vital to understanding the transition from galactic to extragalactic sources. The physical parameters most relevant to composition studies are longitudinal profiles and the number of muons present in cosmic showers. The Pierre Auger Observatory was originally designed to observe cosmic rays above 10^18 eV, has the ability to record data in hybrid form, using surface detectors and fluorescence simultaneously. After completion in 2008, a second phase began with the commissioning of HEAT (High Elevation Auger Telescopes), and the construction of AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), among others. These developments point to both improve the quality of the observations, as to extend the energy range of detection to include the region of the ankle and the second knee. The AMIGA design consists of detector pairs formed by a surface detector, as those installed in the Auger Observatory, plus a 30m2 muon counter buried in its vicinity at 2,25m deep. It will have a total of 85 pairs of detectors distributed in two triangular arrays, separated by 433 and 750 m. This work focuses on the AMIGA Muon Detector. Its main purpose is to provide information about the muonic content of secondary-particle cascades that follow the impact of the primary particle in the atmosphere. A detailed study of the Detector design and its experimental characterization will be presented. The first data set from the Observatory will be analyzed, as the first cosmic rays showers recorded jointly by the Fluorescence, Surface and Muon Detectors. A phenomenological model that enables a full simulation of the Muon Detector will be presented. Counting strategies that allow the Detector to be used as a Muon Counter will developed and analyzed.

Author affiliation: Wundheiler, Brian. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.