I raggi Cosmici di Alta e
Ultra Alta Energia
Andrea Chiavassa
Università ed INFN Torino
IFAE 2006
Pavia 19-21 Aprile 2006
1 particella m-2 s-1
Knee
1 particella m-2 anno-1
Ankle
1 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
AW=0.24 m2 sr
CREAM
Scintillatori, Silici
TRD,
Calorimetro
2
41+29 giorni di volo
Z>3 AW=1.3 m2sr
Z≥1 AW=0.35 m2 sr
TRACER
Scintillatori, TRD
Cerenkov
2
75 m2 sr giorni
AW=5m2sr
Z≥8
RUNJOB
Emulsion chamber on
balloon
target (～10cm)
spacer (～20cm)
thin EC(～5c.u.)
diffuser (～4cm)
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 TeV
per un volo di 100
giorni
Calorimetro 0.9 m2 sr
TRD 6 m2 sr
H3
HE  4
Fe  9
Esperimenti Operanti a Terra
Esperimento
X (g cm-2)
CASA-MIA
BLANCA
870
Scintillatori Ne Nm
Luce Cerenkov Xmax
HEGRA
790
Scintillatori Ne
Luce Cerenkov Ng Xmax
EAS-TOP
810
Scintillatori Ne
Tubi Streamer Nm (Em>1 GeV) Nh
Luce Cerenkov Ng
KASCADE
1020
Scintillatori Ne Nm (Em>230 MeV)
Calorimetro Nh Eh
MWPC Nm (Em>2400 MeV)
TIBET ASg
606
Scintillatori Ne
Emulsioni g-families
TUNKA
950
Luce Cerenkov Ng Xmax
EAS-TOP CERENKOV + m (E>1.3 TeV) MACRO
250 TeV
80 TeV
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 Nmp ≈ NmHe
• E ≈ 250 Tev Nmp ≈ NmHe ≈ NmCNO
Same efficiency (inside 15%) in
TeV m production. Relative
abundances are not distorted
Primary Energy
Results (model unc. < 10%)
Extrapolating Jp+He (80 TeV) at 250 TeV g = [2.6,2.8] (sfl=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
Helium
dominance
Tutti gli spettri di diverse componenti degli
EAS mostrano il “ginocchio”: Ne, Nm, SEh
KASCADE
SEh
Nm
Ne
EAS-TOP
Spettro della componente “leggera” e
“pesante” dei primari
KASCADE
Solo lo spettro ottenuto con
gli eventi “electron rich” mostra
il cambiamento di pendenza
Composizione Chimica dei primari
attorno al ginocchio
EAS TOP
I dati degli esperimenti che misurano Nm vs Ne mostrano,
indipendentemente dal modello di interazione utilizzato, una
variazione della composizione chimica dei primari verso elementi più
pesanti
Spettri delle Singole Componenti
KASCADE
Gli spettri di tutte le componenti leggere mostrano il cambiamento di pendenza
Con 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-TOP
L = p + He
H = Mg + Fe
Cascata em
Macro EAS TOP
Composizione Chimica tramite Xmax
(Luce Cerenkov)
Questa misura mostra una composizione chimica che tende a diventare più
leggera intorno al “ginocchio”
• Tibet ASg misura lo spettro di protoni,
selezionando eventi tramite il valore di
Ne e il numero di g-families. Lo spettro
ha una pendenza 3.01±0.11
• Incertezza sui modelli di interazione
– sinel
– K inelasticità
– m molteplicità
Diminuzione di sinel → 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
GZK-Effect
protons with
E>6·1019 eV scatter
with CMBR
1022
eV
sources need to be within
~ 50 Mpc (z<0.01) !
(Greisen - Zatsepin - Kuzmin)
photo-pion
production
p + g3K  D+  p + p0 ; n + p+
threshold: EpEg > (mD2 - mp2)
 EGZK≈6·1019 eV
AGASA PRL 2001
expected for
cosmolog. source
distribution
AGASA, PRL 2001
AGASA 100 km2
111 rivelatori. Scintillatori
2.2 m2 ciascuno
HiRes
2 “telescopi” per luce di fluorescenza
Syst. Uncertainties by both experiments 17% - 18%
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 centrale
Ogni rivelatore è alimentato con batterie solari
Evento SD
q~ 48º, ~ 70 EeV
Lateral density
distribution
The Fluorescence Detector
3.4 meter diameter
segmented mirror
440 pixel camera
Evento FD stereo ed hybrid; q ~70°
Shower Profile
~7·1019eV
Atmospheric Monitoring
• LIDAR at each eye
• cloud monitors at each eye
• central laser facility
• regular balloon flights
Central laser facility
(fibre linked to tank)
steerable LIDAR
facilities
located at each FD eye
LIDAR at each FD
building
light attenuation length
Aerosol concentration
Balloon probes  (T,p)-profiles
Energy Determination
The energy converter:
Hybrid Events
Strict event selection:
track length >350g/cm2
Cherenkov contamination <10%
Transfer the energy
converter to the surface
array only events.
Log (E/EeV)
Compare ground
parameter S(1000)
with the fluorescence
detector energy.
10EeV
Uncertainty in this rule
increases
from 15% at 3 EeV
to 40% at 100 EeV
1 EeV
Log S(1000)
First Auger spectrum ICRC2005
DE/E~30%
DE/E~50%
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 ASg)
• Composizione chimica dei primari cresce all’aumentare
dell’energia
• E’ però necessario le differenze tra i risultati ottenuti con
tecniche diverse: Ne vs Nm – Cerenkov (Xmax) –
componente adronica in alta quota
• Anisotropie
• Sviluppi futuri:
– ricerca del ginocchio della componente pesante dei raggi cosmici
– Modelli di interazione (sinel, K, m......)
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