Materia y antimateria en el Cosmos (página 2)

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) )