Materia y antimateria en el Cosmos La sombra

Materia y antimateria en el Cosmos. La “sombra” de la luna. Pedro Ladrón de Guevara Departamento de Investigación Básica. Física de Altas Energías. (CIEMAT, Madrid). Seminario “in memoriam” de mi compañera Carmen Fernández 30/Marzo/2006 Facultad de Física. Universidad de Santiago de Compostela.

Algunos datos sobre la radiación cósmica Un poco de historia: 1900 : la radiactividad “natural”, única fuente conocida de partículas cargadas y rayos gamma. 1910 : la radiación ambiental cuestionada. Origen terrestre o espacial ? Wulf observa una disminución de la ionización con la altitud al menos hasta 330 m. (Torre Eiffel) …pero los resultados no cuadran con rayos gamma provenientes de la tierra… 1911 -12: Hess prueba que la radiactividad medida en cámara de ionización crece con la altitud (a partir de ~1. 5 Km) respecto a la medida al nivel del mar. (ascensiones en globo, 5 -9 Km) Es de origen espacial. 1925: Millikan la denomina “radiación cósmica”. (C. R. ) Se cree compuesta unicamente de rayos gamma. 1930 -33: Clay, Compton y Johnson : experimentalmente comprueban que parte de la C. R. es deflectada por el campo magnético terrestre y en consecuencia está compuesta también por partículas cargadas. 1933 : Anderson descubre el positrón en la C. R. -> cascadas electromagnéticas 1937 : Neddermeyer, Anderson descubren el m +- ( C. R. , Cámara de niebla) 1938 : Schmeiser and Bothe, Auger et al. , Kolhörster et al. : descubren los “extensive air showers” (EAS)

Descubrimiento de nuevas partículas en C. R. 1947: 1949: 1951: 1952: 1953: Powell descubre el p+- ( C. R. , emulsiones nucleares) Powell descubre el K+- (C. R. , cámara de niebla) Armenteros, K 0, L 0 (C. R. , cámara de niebla) Anderson, D Armenteros, XBonetti S+ - Desde 1953 los aceleradores toman el relevo en física de partículas ( por ejemplo, el antiprotón se descubre en 1955 , Chamberlain) y el estudio de C. R. pasa al los orígenes astrofísicos de la radiación y su propagación. De los 80´ a los 90´ el desarrollo de la física de astropartículas ha renovado el interés por los experimentos de C. R. 1998: Super Kamiokande : oscilaciones del n ( observación de m, e mediante el efecto Cerenkov en agua y fotomultiplicadores (PMT´s) )

Composición, intensidad y energía de la radiación primaria Las líneas rojas indican la región (~1 Te. V) correspondiente a los muones secundarios (~20 -100 Ge. V) que se usaron en L 3+C para la determinación objeto de esta charla.

La sombra de la luna ( y del sol ) • En un artículo titulado: “Arrival Directions of Cosmic-Ray Air Showers from the Northern Sky” (Phys. Rev. 108 number 2, 450 (1957) ), su autor, George W. Clark , escribe un párrafo que originó una larga historia de investigación que ahora, medio siglo más tarde, sigue viva : “Finally, the sun and the moon must cast a “shadow” in the flux of high-energy primary cosmic rays and observations of this shadow effect might give new information about the magnetic fields of these bodies. ” “… El sol y la luna deben arrojar una “sombra” en el flujo de rayos cósmicos primarios de alta energía y las observaciones de este efecto podrían dar nueva información acerca de los campos magnéticos de estos cuerpos. ”

Visto de un modo simplista : Pero hay que considerar: 1 - Lo que se observa en la tierra son secundarios. ( … m, e, g ) 2 - El campo magnético terrestre (y solar) afecta primarios y secundarios cargados en función de su : *Dirección *Carga *Momento 3 - La CR observada es aproximadamente isótropa y observar una señal/fondo significativa supone grandes estadísticas. Esto descarta los detectores espaciales hasta el momento.

La primera observación positiva se realizó 33 años más tarde. (Colaboración CYGNUS, 1991) Las razones de esta larga espera fueron técnicas: * Para evitar las complicaciones del campo magnético se debería : 1 - O medir partículas neutras (gammas) ( pero los gammas primarios son raros y su detección difícil) (La luz reflejada por la luna es un ruido de fondo para los gammas. ARTEMIS) 2 - O seleccionar CR de muy altas energías, que requieren “Extended Air Shower Arrays, EAS” con umbrales elevados y recogida de altas estadísticas. ( desde 1991) * En todo caso, se precisa una resolución angular experimental de al menos ~0. 5 0, el diámetro angular de la luna (y del sol). ( Sólo al comienzo de los 90´s se alcanzaron precisiones de ~10 ) Señal/Fondo ~ (res. ang. ) -2 * A energías intermedias y con primarios cargados, se necesitan de modelos precisos del campo magnético terrestre basados en medidas masivas. ( IGRF: International Geomagnetic Reference Field model ) Los detectores subterráneos de muones son especialente apropiados. El m “recuerda” bien la dirección primaria y su poder de penetración permite elevar el umbral de energía. Es el caso del experimento L 3+C.

Origen de los muones atmosféricos Fundamentalmente…

Desde los 90´s varios experimentos vieron la sombra de la luna: Exp. Fechas Detector CYGNUS 86 -90 EAS, matriz de detectores de centelleo CASA 90 -91 EAS TIBET 90 -93 EAS , detectores de centelleo (FT) MACRO 89 -99 Centelleo líquido y “streamer tubes” SOUDAN 2 89 -98 Calorímetro de hierro y tubos de deriva MILAGRITO 97 -98 Cerenkov Atmospheric Shower L 3+C 2004 Espectrómetro de muones luna sd 4. 9 4. 7 5. 8 6. 5 5. 0 10. 0 9. 4 sol sd res. ang. Energies (grados) (e. V) 4. 9 4. 6 0. 75 0. 77 0. 54 0. 90 0. 30 >1. 00 0. 28 10 14 10 12 10 13 10 12 Profundidad superficie 4300 m. a. s. l. 3700 m. w. e 2200 m. w. e. superficie 69 m. w. e. La observación de la “sombra” permite calibrar el detector : - Resolución angular - Dispersión en el direccionamiento y sistemáticos (“pointing error”) … pero , ya en 1990 (Urban et al. Nucl. Phys. B 14, (1990) 223), (Colaboración ARTEMIS) proponen el uso de la sombra de la luna y su desplazamiento por el campo magnético terrestre, como medio para determinar la carga de los CR primarios.

a) CYGNUS ang. res. ~0. 75 0 b) SOUDAN 2 ang. res. ~ 0. 300 Observación del déficit de densidad angular de sucesos en torno al centro de la luna o del sol. (a) , de la luna (b) La línea corresponde a un modelo sencillo de doble gausiana donde interviene la resolución angular como parámetro.

Los primarios negativos se desvían hacia el Oeste El déficit se presentará al Oeste Efecto del campo geomagnético Los positivos, hacia el Este Si existe, la antimateria en los CR inducirá un déficit simétrico hacia el Este. La consecuencia: El desplazamiento del centro de la sombra indicará la carga y eventualmente, la existencia de antimateria en la radiación primaria. El sistema Tierra-Luna se usa como un espectrómetro magnético y la atmósfera como parte del detector …pero es preciso que la observación sea sensible a la deflexión magnética !!

TIBET observa la sombra de la luna desplazada hacia el Oeste. Más tarde se comentarán las técnicas que permiten deducir estos resultados de las medidas experimentales.

El campo magnético terrestre ~ 50 m. T Deflexión ~ 10 / E (Te. V/c) Ejemplo: SOUDAN 2 Campo local : 59 m. T Primarios de 10 Te. V 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 Medidas directas : 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 Ge. V 50 Ge. V (108 5 x 1010 e. V ) La próxima generación de espectrómetros magnéticos (BESS polar, Pamela, AMS-2) permitirá extender el espectro de antiprotones hasta 400 Ge. V

Pasado inmediato 1995 -97 BESS Futuro próximo: 2007 ?

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

Medidas indirectas : A partir de la fracción de flujo m+/m. 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) m+/m- = 1. 285 + - 0. 003 ( stat) + - 0. 019 ( syst. ) medida en L 3+C ( muones de 20 -600 Ge. V, correspondiente a primarios de ~2 50 Te. V) compatible con la media mundial) 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 Monte. Carlo con incertidumbres que provienen de: 1) El espectro primario a altas energías 2) Las interacciones hadrónicas a altas energías. Se han calculado límites a varias energías primarias: Por ejemplo, de 15 30 Te. V 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 -La primera determinación de la fracción ap/p se debe a TIBET-Asg (~1 Te. V) (2003) -MACRO publicó resultados a 10 Te. V usando la sombra de la luna y del sol (2003) -L 3+Cosmics publicó resultados a 1 Te. V. (2005) Describiremos el método seguido por el experimento “L 3+ Cosmics”

L 3+Cosmics en LEP Experimento L 3 en el difunto LEP

Matriz EAS L 3+Cosmics Espectrómetro de muones : * 30 m. de roca sólo * umbral ~7 15 Ge. V m (según la dirección de entrada) Para medir: -momento -carga -dirección de los muones generados en las cascadas. Centelleadores para t 0 Imán: 0. 5 T , 1000 m 3 Cámaras de deriva “Trigger” y sistema de adquisición de datos (DAQ) propios, lo que permitió “correr” en paralelo con L 3 Tiempo : GPS con 1 ms de precisión 1. 2 x 1010 “triggers” muon en 312 días de “tiempo de vida”

Medida en L 3 + Cosmics A partir de sucesos de “buena calidad” -resolución en momento -max. momento detectable -eficiencia del trigger -eficiencia de selección de trazas Ajuste a dos octantes Ajuste a 1 octante Resolución relativa en p versus p a nivel detector. 1 triplete, al menos 1 señal del centelleador Buenas condiciones de toma de datos

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 Monte. Carlo 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.

Los ingredientes : Las medidas experimentales: Los modelos : Monte. Carlo: Energía + dispersión Carga Dirección + dispersión Rango de momentos Selección de calidad Correcciones por Eficiencia Acceptancia Del campo magnético terrestre De la resolución angular De la forma de la sombra Del ruido de fondo De la densidad de la sombra de la formación y propagación de muones hasta el detector de la respuesta del detector 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 La elección de un sistema de referencia adecuado facilitará la parametrización

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: à à 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 Ge. V zenit de la luna < 600 à Dos rangos de energía del muon (en superficie) LE (low energy) 65 100 Ge. V HE (high energy) > 100 Ge. V 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 Ge. V El máximo de la distribución es 1 Te. V para protones y 4 Te. V para el He

Paso de la luna a través de la aceptancia de L 3+C Amarillo : aceptancia ~75 % , verde: ~50%, azul pálido : 25% Flechas: dirección y amplitud de la deflexión geomagnética para un protón primario de 1 Te. V Sistema de referencia

La resolución angular 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”

Tres metodos de determinar la resolución angular: 1) 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 Monte. Carlo correspondientes a la misma situación. 2) También puede determinarse con muones aislados por comparación entre las medidas y la simulación Monte. Carlo 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 más preciso es 2) pero reposa fuertemente en el MC y requiere coincidencia con los resultados de 1) para su validación. 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)

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 Te. V/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.

La sombra de la luna, generada por Monte. Carlo vista en tres sistemas de coordenadas distintos (la generación se explicará más tarde) Simulación de la sombra de la luna para pm > 100 Ge. V : (a) En el sistema local. (b) En el sistema celeste. (c) En el sistema de deflexión.

Comparación de resultados experimentales y MC para pm >100 Ge. V en el sistema local :

Análogo, para las dos muestras, baja y alta energía, en el sistema de deflexión

Hemos mostrado resultados de simulaciones, pero no hemos dicho cómo se realizaron 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 : 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 1 protones primarios 2 He primario Función de Landau modificada a actúa sobre la anchura b actúa sobre la posición

sm ~00 Em>100 Ge. V sm = 0. 90 Em>100 Ge. V Ejemplos de simulación de la sombra de la luna (a) Em > 100 Ge. V

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 x 0 , y 0 representan el “offset direccional” y r = flujo (ap) / ( flujo (p + He) ) Hipótesis de trabajo: - La composición de los primarios en torno al Te. V : 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.

La probabilidad de tener nij sucesos en el bin (i, j) de la distribución en el plano , cuando se esperan g(xi, yj) sucesos se describe por la estadística de Poisson. El logaritmo de la función de verosimilitud se escribe :

El ajuste de los 8 parámetros a los datos experimentales se ha hecho en varias etapas Determinando primero los parámetros más sensibles y luego reajustando por el método de “máxima verosimilitud”. 1 - Se determina el ruido de fondo (3 parámetros) 2 - Se desprecia por el momento la contribución de la antimateria. ( r = 0. 7 parámetros) 3 - Se introduce el ruido de fondo y se estima el offset. ( < 0. 10 en ambos ejes) 4 - Se deriva el plot de Nivel de Confianza relacionando s y Nmiss 5 - Nmiss se conoce con buena precisión a Partir de la medida del fondo y del M. C. del disco lunar. Se introduce y se obtiene s 6 – Se busca evidencia de antiprotones Nmiss se supone repartido entre protón, He y una hipotética componente de ap. Se determina r (ap/matter) = - 0. 07 +- 0. 09 Esto corresponde a un límite máximo de 0. 08 al 90 % de nivel de confianza. Tenida en cuenta la proporción de 75% protones Y 25% de núcleos pesados r(ap/p) = 0. 11

RESULTADOS (sobre 6. 7 x 105 sucesos) Resolución angular : ( 0. 22 +- 0. 04 ) 0 ( 0. 28 +- 0. 08 ) 0 Em>100 Ge. V 65 Ge. V < Em < 100 Ge. V “Pointing error” < 0. 10 Límite máximo de la fracción ap/p a ~1 Te. V: 11 %

Comparación entre datos experimentales y ajuste para la muestra de HE en una proyección (a) Eje paralelo a la deflexión, b) Eje normal a la deflexión. (a) (b)

Resultados en función de la energía primaria, junto con las otras determinaciones existentes

Conclusiones -La deflexión de la sombra de la luna es por el momento el método más preciso para estimar límites superiores en la determinación del cociente ap/p por encima de energías Primarias de 50 Ge. V. -El detector de colisiones e+ e- del CERN fue adaptado para usar su espectrómetro de muones en la medida de muones atmosféricos entre 15 Ge. V y 2 Te. V sin perturbar su operación normal. El nuevo detector se denomino L 3+Cosmics. -Durante los años 1999 y 2000 L 3+C fue operativo y entre otros temas pudo: - Observar la sombra de la luna con 9. 4 s. d. -Observar la deflexión en el campo geomagnético y explotarla para determinar -un límite superior de la fracción ap/p en la región primaria del Te. V.

En el Retiro de Madrid, en los años 80…