El campo magnético terrestre ~ 50 mT
Deflexión ~ 10 / E (TeV/c)
Ejemplo: SOUDAN 2
Campo local : 59 mT
Primarios de 10 TeV sufren deflexiones de
~0.140 hacia el Oeste
Antiprotones
en el espacio
Antiprotones en la radiación cósmica
Desde la sugerencia de Dirac en su “Nobel Lecture” de 1933, sobre la esperable
simetría materia-antimateria en el universo, la búsqueda de antimateria en la radiación
cósmica primaria (primordialmente antiprotones) se ha extendido a lo largo de 45 años.
Tradicionalmente se mide la fracción ap/p para cancelar los errores sistemáticos:
de la medida absoluta del flujo de p
de la aceptancia del detector
de la modulación solar
Con espectrómetros magnéticos, TOF y otros equipos adicionales (Cerenkov, Calorímetro,
TRD ), en globo (MASS,CAPRICE,BESS…) o en vuelos espaciales (AMS)
Rango de energía primaria : 0.1 GeV ? 50 GeV (108 ? 5×1010 eV )
La próxima generación de espectrómetros magnéticos (BESS polar, Pamela,AMS-2)
permitirá extender el espectro de antiprotones hasta 400 GeV
Medidas directas :
Pasado inmediato 1995-97
Futuro próximo: 2007 ?
BESS
El flujo de antiprotones por medidas directas se explica por
interacciones de los CR con el medio interestelar
p + N ? ap + X
Es a más altas energías donde la detección de antiprotones sería
muy interesante, por provenir de orígenes “exóticos”
– Origen extragaláctico ??
– Aniquilación de neutralinos (posible firma de materia obscura)
– Evaporación de Agujeros Negros Primordiales (PBH) ?
Medidas directas del flujo de antiprotones
A partir de la fracción de flujo m+/m-
m+/m- = 1.285 + – 0.003 ( stat) + – 0.019 ( syst.)
medida en L3+C ( muones de 20-600 GeV,
correspondiente a primarios de ~2 ?50 TeV)
compatible con la media mundial)
Medidas indirectas :
Esta fracción se considera relacionada con el exceso de carga positiva / ( neutra o negativa ) en los primarios,
pero hay que matizar:
a) Si reflejase simplemente el exceso p/n a altas energías un exceso de carga 1 no sería significativo,
dada la gran producción de piones de ambas cargas.
b) Una explicación más plausible es que los muones energéticos provienen de secundarios rápidos
y reflejan la estructura de la región de fragmentación.
c) Los p+ son favorecidos en la región de fragmentación ya que el protón tiene 2 u-quarks (+2/3)
y sólo un d-quark (-1/3)
d) También se espera un aumento con la energía
debido a la creciente producción de K+
Este efecto no es evidente en los datos.
e) pero…, que esperaríamos si hubiese antiprotones
entre los primarios ??
Puesto que se sabe que la componente positiva es predominante, puede considerarse
que la fracción m+/m- corresponde a esa componente (p y He fundamentalmente) es ~1.3
Si la componente primaria fuera negativa exclusivamente, esperaríamos una m+/m- = ~1/1.3
Podría una pequeña componente de antimateria cancelar la esperada subida de m+/m- con la energía ?
Una hipotética componente primaria negativa podría deducirse de la
comparación entre lo esperado y las medidas.
“Lo esperado “ pasa por modelos MonteCarlo con incertidumbres que provienen de:
El espectro primario a altas energías
Las interacciones hadrónicas a altas energías.
Se han calculado límites a varias energías primarias:
Por ejemplo, de 15?30 TeV el límite ap/p así deducido es ~14 % con 67 % de nivel de confianza y grandes
incertidumbres sistemáticas.
PUEDE INTENTARSE ALGO MEJOR.
A partir de la sombra de la luna
Condiciones:
– resolución angular suficiente.
– “pointing error” reducido
sensibilidad al campo magnético terrestre
Describiremos el método seguido por el experimento “L3+ Cosmics”
-La primera determinación de la fracción ap/p se debe a TIBET-Asg (~1 TeV)
(2003)
-MACRO publicó resultados a 10 TeV usando la sombra de la luna y del sol
(2003)
-L3+Cosmics publicó resultados a 1 TeV. (2005)
L3+Cosmics en LEP
Experimento L3
en el difunto LEP
Espectrómetro
de muones :
Para medir:
-momento
-carga
-dirección
de los muones
generados en las
cascadas.
* 30 m. de roca ?sólo m
* umbral ~7?15 GeV
(según la dirección de entrada)
Matriz EAS ?
Centelleadores para t0
Cámaras de deriva
“Trigger” y
sistema de adquisición de datos
(DAQ) propios, lo que permitió
“correr” en paralelo con L3
1.2 x 1010 “triggers” muon en 312 días
de “tiempo de vida”
Tiempo :GPS con 1 ms de precisión
Imán: 0.5 T ,1000 m3
L3+Cosmics
Medida en L3 + Cosmics
Resolución relativa en p
versus p a nivel del
detector.
Ajuste a dos octantes
A partir de sucesos de “buena calidad”
-resolución en momento
-max. momento detectable
–eficiencia del trigger
-eficiencia de selección de trazas
1 triplete, al menos
1 señal del centelleador
Buenas condiciones de
toma de datos
Ajuste a 1 octante
Nuestro objetivo es:
1 ? Observar y medir la forma e intensidad (déficit) de la sombra de la luna.
2 ? Observar y medir el desplazamiento de su centro respecto a la posición esperada,
debido a la deflexión magnética.
3 ? Determinar el posible déficit de la región simétrica, correspondiente a la
antimateria.
4 ?Extraer de lo anterior una medida o al menos un límite superior de la fracción de flujos
antimateria/materia
Todo pasa por un “modelado” de nuestros datos brutos, que se auxiliará de cálculos
MonteCarlo para validarlo. Del ajuste de nuestro modelo a los datos brutos que se realizará
por pasos progresivos, surgirán los parámetros del modelo, y de ellos derivaremos la
fracción buscada.
Parámetros de los que depende la fracción am/m:
?resolución angular
?“pointing error”
?déficit de sucesos (intensidad y
forma de la sombra)
?forma e intensidad del ruido de fondo
?composición y espectro primarios
Las medidas experimentales:
?Energía + dispersión
?Carga
?Dirección + dispersión
? Rango de momentos
? Selección de calidad
? Correcciones por
Eficiencia
Acceptancia
La elección de un sistema de
referencia adecuado facilitará
la parametrización
Los modelos :
Del campo magnético terrestre
De la resolución angular
De la forma de la sombra
Del ruido de fondo
De la densidad de la sombra
MonteCarlo:
?de la formación y
propagación de
muones hasta el
detector
?de la respuesta del
detector
Los ingredientes :
Los datos experimentales referentes a la luna
Posición angular de la luna :
Biblioteca “SLALIB” ,error< 0.010
Radio angular :
Fluctúa entre 0.250 -0.280 según su posición
En el cielo local, la luna puede alcanzar un zenit
de 750 y nuestras cámaras sólo pueden medir
hasta ~600.
Sólo puede observarse en periodos de tiempo
Que llamamos “ciclos”.
En dos años, 1557.5 h. de disponibilidad,
1188.7 h de tiempo de vida efectiva. (76.5%)
Sistema local
Selección :
Se toman sólo muones con “buena calidad” para el problema:
? un solo muon por suceso (salvo para estudios de di-muones)
al menos un “triplete” (un octante con tres “hits”)
distancia angular al centro de la luna < 50 (salvo para estudios de fondo)
pm > 50 GeV
zenit de la luna < 600
Dos rangos de energía del muon (en superficie)
LE (low energy) 65 ? 100 GeV
HE (high energy) > 100 GeV
6.71 x 105 sucesos seleccionados
Que energía primaria corresponde al rango de energía de nuestra muestra ?
Para cada muon observado con energía Em se obtiene una energía primaria E > Em
Usando la generación de cascadas de CORSIKA y el seguimiento de los muones
usando la simulación del detector.
Espectros de protón y He asociados
a un muon detectado con energía
100 GeV
El máximo de la distribución es 1 TeV
para protones y 4 TeV para el He
Paso de la luna a través de la aceptancia de L3+C
Amarillo : aceptancia ~75 % , verde: ~50%, azul pálido : 25%
Flechas: dirección y amplitud de la
deflexión geomagnética para un protón
primario de 1TeV
Sistema de referencia
Cómo se genera la
dispersión angular total:
efecto del campo magnético
+ producción del muon
+ scattering múltiple (u otros)
+ errores sistemáticos del
detector
Puede desacoplarse la
resolución angular efectiva
de la total usando un sistema
de referencia adecuado:
el sistema de “deflexión”
La resolución angular
Tres metodos de determinar la resolución angular:
Los muones que vienen de la desintegración de mesones en etapas “tempranas” de la
cascada se producen muy alto en la atmósfera y viajan prácticamente paralelos.
Su separación angular es una buena medida de la dispersión debida a otras razones.
Con todo, la muestra de di-muones apuntando a la luna es escasa, pero permite validar
las estimaciones MonteCarlo correspondientes a la misma situación.
2) También puede determinarse con muones aislados por comparación entre las medidas
y la simulación MonteCarlo de sucesos generados con las mismas condiciones que las
exigidas de la muestra experimental. Las incertidumbres sistemáticas son ~5%, menores
que las obtenidas de los dimuones.
3) Método basado en el déficit de sucesos en la dirección de la luna.
Requiere una parametrización de la densidad de sucesos en el intervalo angular y
proporciona la resolución media en el rango de momentos, el fondo medio y el déficit.
El método 3) depende de un modelo sencillo y de los datos experimentales solamente.
y la resolución angular obtenida es una media. Veamos una aplicación de 3)
El método más preciso es 2) pero reposa fuertemente en el MC y requiere coincidencia
con los resultados de 1) para su validación.
Introduzcamos un nuevo sistema de referencia, más conveniente
El sistema de referencia de deflexión
Para una partícula dada, su deflexión angular debida al campo geomagnético es función:
– de la dirección de incidencia en la atmósfera
– de su carga
– de su momento
Se construye un mapa que proporciona, dado un momento, la intensidad
de la deflexión y su dirección. (Fuerza de Lorenz y modelo IGRF para el campo
geomagnético)
Durante un tránsito de la luna, la deflexión depende sobre todo de la posición
de la luna, pero poco del momento.
Podemos fijar el momento primario a 1 TeV/protón y para posición de la luna
definir un sistema de referencia con coordenadas :
QH : paralela a la dirección de la deflexión
(la dispersión se debe al campo geomagnético y el desplazamiento de la
sombra de la luna se registra en esta coordenada)
QV : normal a la dirección de la deflexión (la dispersión se debe a los otros efectos físicos
y no hay desplazamiento del centro de la sombra en esta dirección)
El uso de este sistema desacopla la resolución angular efectiva de la total.
Simulación de la sombra de la luna para pm > 100 GeV :
En el sistema local.
(b) En el sistema celeste.
(c) En el sistema de deflexión.
La sombra de la luna, generada por MonteCarlo vista en tres sistemas de coordenadas distintos
(la generación se explicará más tarde)
Comparación de resultados experimentales y MC para pm >100 GeV en el sistema local :
Análogo, para las dos muestras, baja y alta energía, en el sistema de deflexión
Cómo simular la sombra de la luna ?
Se trata de dar un modelo que parametrice la densidad entre los ~50 y el centro de
la posición aparente.
Nos situamos en el sistema de deflexión.
Se parametriza la sombra como producto de dos funciones :
Función de Landau modificada
a ? actúa sobre la anchura
b? actúa sobre la posición
1? protones primarios
2? He primario
Hemos mostrado resultados de simulaciones, pero no hemos dicho cómo se realizaron
Convolución de un disco (la luna) con una distribución gausiana que incorpora la resolución angular efectiva
No existe descripción analítica. Se parametriza como una combinación de Landaus
Ejemplos de simulación de la sombra de la luna (a) Em > 100 GeV
sm ~00
sm = 0.90
Em>100 GeV
Em>100 GeV
Determinación del ruido de fondo
Método de las “falsas lunas”
Se comprueba su linearidad.
El fondo puede representarse
Como un plano (3 parámetros)
Método del anillo
La densidad en el plano en torno a la posición real de la luna puede expresarse mediante
Hipótesis de trabajo:
– La composición de los primarios en torno al TeV : 75 % de protones, 25 % de He + otros
componentes pesados.
Un índice espectral de 2.8, similar para materia y antimateria.
– Representación funcional análoga para protones y antiprotones.
x0 , y0 representan el “offset direccional” y r = flujo (ap) / ( flujo (p + He) )
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