The <Δ> methodAn estimator for the mass composition of ultra-high-energy cosmic rays

Resumen

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.