Methods

Auger

En esta secci´on se describen las principales extensiones en el Observatorio Pierre Auger.

2.4.1

Heat

Los detectores de fluorescencia originales del Observatorio Pierre Auger tienen un campo visual de hasta 30◦ _{sobre el horizonte. Las lluvias de m´as baja energ´ıa se desarrollan m´as}

arriba en la atm´osfera, por lo tanto, no es posible determinar satisfactoriamente Xmax en

estos casos.

En el 2006 la Colaboraci´on Pierre Auger decidi´o extender el sistema original de FD con tres telescopios de m´as alta elevaci´on (High Elevation Auger Telescopes [59]) para poder

2.4 Extensiones del Observatorio Pierre Auger 35

observar eventos con energ´ıas m´as bajas y de este modo extender el rango de observaci´on hasta la regi´on de energ´ıa del espectro correspondiente a la rodilla. Estos telescopios se encuentran a 180mal noroeste del edificio de FD de Coihueco, cercano al arreglo llamado AMIGA (descripto m´as adelante) como se puede observar en la Figura 2.9. En la Figura se observan tambi´en la ubicaci´on de infill y la posici´on de los detectores de radio.

Figura 2.9: Esquema de HEAT junto con el infill. Los puntos rojos representan las estaciones adicionales colocadas para formar un arreglo con 750 m de separaci´on.

El dise˜no de HEAT es similar al original de FD, con la excepci´on de que los telescopios de HEAT tienen una elevaci´on m´axima de 60◦_{. Cada uno de los tres telescopios est´a}

montado en un refugio individual hecho de paredes aislantes y de estructura met´alica, sobre una fuerte trama de hierro llenada con concreto, y una estructura que permite que se incline como se ve en la Figura 2.10.

Figura 2.10: HEAT. Este telescopio posee un sistema mec´anico que permite inclinar el detector para alcanzar una elevaci´on mayor.

2.4.2

AMIGA-Infill

AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array) es la extensi´on a bajas energ´ıas del Observatorio Pierre Auger realizada con detectores de superficie [60, 61]. AMIGA consiste en detectores desplegados en 61 pares ubicados a 750 m entre s´ı. En la Figura 2.12 se puede observar la ubicaci´on de este arreglo de detectores. Cada par consiste en una estaci´on de superficie Cherenkov y un detector de muones enterrado (Muon Counter), de modo que s´olo los muones llegan y depositan se˜nal sobre ´el. El Muon Counter consiste en cuatro m´odulos centelladores con una cubierta de PVC, dos de 10 m2 _{de superficie y}

dos de 5 m2_{, ubicados como se muestran en la Figura 2.11.}

La electr´onica de AMIGA tiene un componente subterr´aneo y otro superficial, ambos abastecidos por energ´ıa solar. Para estudiar el dise˜no propuesto, se construy´o un arreglo con siete pares de detectores llamado celda unitaria. Este arreglo se encuentra actualmente tomando datos [62, 63].

Este detector se construy´o para lograr discriminar la componente muonica de se˜nal respecto de la electromagn´etica. Uno sus objetivos principales es tambi´en el estudio de la estructura del espectro a m´as bajas energ´ıas donde ocurre la transici´on gal´actica extragal´actica.

Figura 2.11: AMIGA. Esquema de la electr´onica del detector y la disposici´on.

2.4.3

AERA

La lluvia de part´ıculas emite radiaci´on coherente en la frecuencia de radio. Esta radiaci´on puede ser detectada simplemente por antenas de radio, como muestran por ejemplo los resultados de LOPES [64]. Una de las principales ventajas de esta t´ecnica es el bajo costo de instalaci´on de las antenas respecto de otro tipo de detectores.

2.4 Extensiones del Observatorio Pierre Auger 37

Figura 2.12: AMIGA. Los detectores de superficie en el arreglo se encuentran espaciados cada 750 m.

En el Observatorio Pierre Auger se est´a llevando a cabo un proyecto de investigaci´on y desarrollo de la aplicaci´on de este m´etodo de detecci´on. El proyecto, llamado AERA (Auger Engineering Radio Array), tendr´ıa unos 20 km2, en las que se espera identificar 5000 eventos anuales. Estos datos servir´an para diversos estudios cient´ıficos y tecnol´ogicos [65].

Como en el detector SD, la informaci´on del evento se obtiene a trav´es de informaci´on temporal enviada por wireless a un sistema central de adquisici´on. El dise˜no de las antenas y de la electr´onica est´a optimizado para tener una alta sensibilidad a la banda de frecuencia entre 30 y 80 M Hz [66]. El estatus del detector se observa en la Figura 2.13.

Actualmente AERA consta de 124 estaciones de radio. Los primeros resultados pueden observarse en [67]. AERA tendr´a 150 estaciones de detecci´on de radio. En el centro habr´a 24 estaciones en un arreglo triangular separadas 150 m entre s´ı. Como el centro estar´a ubicado a 4Kmdel telescopio de fluorescencia Coihueco, provee la posibilidad de estudiar eventos medidos con ambos tipos de detectores. Alrededor del centro, habr´a 60 estaciones en un arreglo triangular de 250m. Finalmente, en la regi´on exterior se dispondr´an las 72 estaciones restantes, a 375m entre s´ı. Cada estaci´on funciona con energ´ıa solar y tendr´a su propio sistema de adquisici´on.

2.4.4

Detecci´on de microondas

Algunas t´ecnicas de prueba para la detecci´on de rayos c´osmicos se basan en las emisiones de microondas de las cascadas electromagn´eticas inducidas en la atm´osfera por las lluvias

Figura 2.13: AERA. Estatus del arreglo de radio detecci´on a junio del 2013. producidas por los UHECR. La detecci´on de microondas combina las ventajas de la t´ecnica de fluorescencia (la reconstrucci´on del perfil longitudinal de la lluvia), con un ciclo de trabajo de 100%, con m´ınimas atenuaciones atmosf´ericas, y con bajos costos en equipamiento.

Se aplicaron tres t´ecnicas complementarias que resultaron en cuatro experimentos en el observatorio [68]: AMBER (Air-shower Microwave Bremsstrahlung Experimental Radiometer), MIDAS (Microwave Detection of Air Showers) y FDWave son prototipos de antenas de plato y EASIER (Extensive Air Shower Identification using Electron Radiometer, donde las emisiones de microondas son detectadas por antenas hornos localizadas en cada detector de superficie.

Midas es un sistema auto-activado (self-triggering), mientras AMBER, FDWave y EASIER usan el sistema de trigger del Observatorio. Las coincidencias entre los dispositivos de microondas y el detector de fluorescencia permitir´ıan probar la viabilidad de esta t´ecnica nueva [69]. En la Figura 2.14 dos de los detectores mencionados, AMBER y MIDAS.