Medición de la Composición de Rayos Cósmicos con Lluvias Cósmicas Detectadas por la Extensión AMIGA del Observatorio Pierre Auger

Abstract

Los detalles del origen, la aceleración y la propagación de los rayos cósmicos de alta energía aún no han sido resueltos. Para discriminar entre diferentes escenarios astrofísicos es de vital importancia la medición precisa de la composición química de los rayos cósmicos desde la región de la transición de fuentes galácticas a extragalácticas hasta las energías más altas. El número de muones en las lluvias extendidas de partículas secundarias es un observable crucial para discernir entre grupos de rayos cósmicos con diferentes masas. Por esta razón, el Observatorio Pierre Auger está siendo mejorado mediante la instalación de nuevos detectores que permitirán medir la componente muónica de la lluvia evento por evento. Como parte de esta actualización, la extensión denominada AMIGA, consistente en contadores de centelleo segmentado subterráneos, proporcionará una medición directa de la densidad de muones. Además, se utilizará para validar las mediciones indirectas de muones obtenidas con los principales detectores de la actualización. Para definir las características específicas de los detectores de la actualización ya instalados, estudiamos el impacto del umbral de detección de energía de los muones en la separabilidad de los rayos cósmicos primarios de masas diferentes con simulaciones independientes del detector. Usando sólo el número de muones como observable sensible a la composición, encontramos que la capacidad de discriminación aumenta considerando umbrales de detección de pocos GeV a pesar que el número de muones detectados disminuye. Sin embargo, una buena sensibilidad a la composición sólo se consigue para grandes áreas de detección de muones, o si la profundidad atmosférica del máximo de la lluvia puede inferirse adicionalmente de las mediciones. Considerando estos resultados, Auger decidió desplegar centelladores con un área de 3.8 m2 en la parte superior de los detectores Cherenkov ya existentes. Con el fin de garantizar una estimación no sesgada de la densidad de muones basada en las medidas de los contadores de AMIGA, optimizamos y ampliamos el proceso de reconstrucción. En este contexto, desarrollamos una corrección geométrica para aquellos muones con incidencia inclinada que impactan en más de una barra del detector. Además, derivamos una nueva parametrización no sesgada de la distribución lateral de muones y nos aseguramos de que la distancia óptima para su evaluación permaneciera constante. El arreglo prototipo del sistema de detección de muones de AMIGA, consistente de siete detectores de muones de 30 m2 desplegados en un hexágono, está en funcionamiento desde febrero de 2015. Seleccionamos una muestra de un año de datos calibrados tomados con el arreglo prototipo y, para garantizar una alta calidad del conjunto de datos, desarrollamos un método para rechazar períodos durante los cuales ciertos módulos presentaban signos de mal funcionamiento, excluimos módulos defectuosos y corregimos por las eficiencias dependiente de su área. Parametrizando para simulaciones y datos la atenuación de la señal muónica debida a la atmósfera y a la capa de suelo sobre los detectores de muones enterrados, obtuvimos un estimador de la densidad de muones ρ35 independiente del ángulo cenital. Las incertezas sistemáticas principales por AMIGA surgen de la correción de eficiencia dependiente del área del modulo de detector, la configuración de los umbrales de discriminación de los canales individuales de los centelladores, la densidad del suelo, la parametrización de la distribución lateral de muones y la corrección por atenuación. Estimamos las contribuciones individuales y obtenemos una incertidumbre sistemática total de alrededor de 14 % de ρ35. Un “exceso de muones” en los datos ha sido observado por varios experimentos. Nuestros resultados con los datos de AMIGA confirman este desacuerdo del contenido de muones entre las simulaciones y los datos a las energías bajo estudio. Usando las mediciones del Observatorio Auger la profundidad atmosférica del máximo de la lluvia como estimador de la masa logarítmica media en los datos, encontramos que, dependiendo del modelo de interacción hadrónica, el contenido de muones en las simulaciones tendría que ser incrementado en un 38 % a un 53 % para que coincida con los mediciones de AMIGA. Analizamos la evolución de la composición primaria en base a las mediciones de las densidades de muones medidas por el arreglo prototipo de AMIGA, ajustando las densidades de muo- nes corregidas ρ35 con una parametrización tipo ley de potencia en función de la energía. Además, computamos la masa media logarítmica dependiente de la energía. De acuerdo con las mediciones previas de la profundidad atmosférica del máximo de la lluvia del Observatorio Pierre Auger, los resultados indican una tendencia hacia composición liviana de los núcleos en el rango de energía de 1017.4 eV a 1018.3 eV. AMIGA estará completamente terminado a finales de 2019 y registrará datos hasta 2025. Aunque el diseño final del detector se modificará ligeramente en comparación con el arreglo prototipo, reemplazando sus tubos fotomultiplicadores por fotomultiplicadores de silicio, la mayoría de las mejoras de reconstrucción desarrolladas en esta tesis son aplicables. El primer análisis sistemático de los datos del arreglo prototipo presentado muestra que AMIGA está en camino para realizar mediciones de composición que ayudarán a restringir los modelos astrofísicos del origen y de la propagación de los rayos cósmicos de alta energía.The questions of the origin, acceleration, and propagation of ultra-high energy cosmic rays have still not been settled. To discriminate between astrophysical scenarios, a precise measurement of the mass composition in the transition region of galactic to extragalactic cosmic rays up to the highest energies is of key importance. A crucial observable for the differentiation of mass groups of cosmic rays is the number of muons in extensive air showers. The Pierre Auger Observatory is therefore currently being upgraded with new detectors which will allow to measure the muonic shower component on an event-by-event basis. As part of the upgrade, the AMIGA extension, consisting of buried segmented scintillation counters, will provide the possibility of direct muon density measurements. Additionally, it will be used to validate the indirect muon measurements of the main upgrade detectors. To define the specifics of the now deployed upgrade detectors, we study the impact of the energy detection threshold of muons on the mass separability of primary cosmic rays with detector independent simulations. We find that, although the number of detected muons decreases, the mass separability increases for detection thresholds of few GeV. A good composition-sensitivity is, however, only achieved for large muon detection areas, or if the depth of shower maximum can be additionally inferred from the measurements. Considering these results, Auger has decided to deploy scintillators with an area of 3.8 m2 on top of the existing water-Cherenkov detectors. In order to guarantee an unbiased estimate of the muon density based on the measurements of the AMIGA muon counters, we optimize and extend the existing reconstruction procedure. In this context, we develop a geometrical correction for muons leaving a signal in multiple detector strips due to their inclined momentum. Furthermore, we derive a new unbiased parametrization of the muon lateral distribution function and ascertain that the optimum distance for its evaluation remains unchanged. The engineering array for AMIGA, consisting of a hexagon of seven muon detectors of 30 m2 area each, has been operational since February 2015. We select a sample of one year of calibrated data taken with the engineering array, and, to ensure a high quality of the data set, develop a bad period rejection for AMIGA, exclude faulty detector modules, and correct for the area dependent module efficiencies. Parametrizing the attenuation of the muonic signal due to the atmosphere and soil layer above the buried muon detectors for both simulations and data, we derive a zenith-independent estimator ρ35 of the muon density. The main systematic uncertainties for AMIGA arise from the module area-dependent efficiency correction, the setting of the discriminator thresholds of the individual scintillator channels, the soil density, the parametrization of the muon lateral distribution function, and the attenuation correction. We estimate the individual contributions and obtain a total systematic uncertainty of about 14% of ρ35. A “muon excess” in data has been observed by multiple experiments. Our results for AMIGA confirm this disagreement of the muon content between simulations and data at somewhat different energies. Using Auger measurements of the depth of shower maximum as proxy for the mean logarithmic mass in data, we find that, depending on the hadronic interaction model, the muon content in simulations would need to be increased by 38% to 53% to match the AMIGA results. We analyze the evolution of the mass composition based on the muon density measurements of the AMIGA engineering array by fitting the corrected muon densities ρ35 with a power law parametrization as a function of energy. Additionally, we compute the energy-dependent mean logarithmic mass. In agreement with previous Auger measurements of the depth of shower maximum, the results indicate a lightening of the mass composition in the energy range from 1017.4 eV to 1018.3 eV. AMIGA will be fully completed at the end of 2019 and record data until 2025. Although the final detector design will be slightly changed compared to the engineering array by replacing photomultiplier tubes by silicon photomultipliers, most of the reconstruction improvements developed in this thesis are applicable. The presented first systematic analysis of data from the engineering array shows that AMIGA is on its way to perform composition measurements that will help to constrain astrophysical models of the origin and propagation of ultra-high energy cosmic rays.