Orientadores: Jose Augusto Chinellato, Armando Turtelli Junior / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-07-13T23:08:21Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Biral_AntonioRenatoPerissinotto_M.pdf: 3327845 bytes, checksum: 50851fead06d6bd397f7127742853ac9 (MD5) Previous issue date: 1991 / Resumo: Não informado / Abstract: Not informed. / Mestrado / Física / Mestre em Física

Orientador: Armando Turtelli Junior / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-07-17T01:49:59Z (GMT). No. of bitstreams: 1 CardosoJunior_JarbasLopes_M.pdf: 2862818 bytes, checksum: e5b8cff90ff6aa08bbcb6e6dd5a64ea4 (MD5) Previous issue date: 1980 / Resumo: A Colaboração Brasil-Japão (CBJ) usa as medidas de opacidade óptica (fotodensitometria) para estudar algumas características das interações hadrônicas induzidas pela radiação cósmica. São usadas câmaras de foto-emulsão e chumbo separadas por uma camada de piche (alvo) e montadas no alto do Monte Chacaltaya (5220 m acima do nível do mar). Comparando-se o desenvolvimento longitudinal de uma cascata eletromagnética simples (ver texto) com o de cascatas compostas (Pb-jatos) conclui-se que é possível uma diferenciação entre essas cascatas desde que a energia seja acima de 15 TeV. Paralelamente estudam-se as curvas características dos diversos filmes de raio-X utilizados nas câmaras da CBJ / Abstract: Huge multilayered photo-emulsion lead chambers are assembled by Brasil-Japan Collaboration at M. Chacaltaya (Bolivia, 5220m a.s.l.) for detecting the products of hadronic interactions in the atmosphere or in the chamber itself. Photodensitometry is the method used by our Collaboration to determine the energy and to study the lateral and longitudinal characteristics of photoelectronic cascades and hadronic interactions induced by cosmic radiation. In order to distinguish between single and composed cascade showers we analyze hereafter some characteristics of their longitudinal structure; according to our method we are able to distinguish between them, under certain boundary conditions / Mestrado / Física / Mestre em Física

Orientador: Carlos Ourivio Escobar / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-08-11T18:57:31Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Peixoto_CarlosJoseTodero_D.pdf: 15351567 bytes, checksum: 33b4f282f53a5669d23f8170b3bbf392 (MD5) Previous issue date: 2008 / Resumo: Desde os primeiros Raios Cósmicos de alta energia detectados por Pierre Auger na década de 30, toda a comunidade de Física de Radiação Cósmica procura técnicas matemáticas e métodos estatísticos mais adequados para analisar estes eventos. Estes processos de análise são imprescindíveis na estimativa da energia da partícula primária, bem como no cálculo do ângulo de chegada q . A estimativa desta energia e do ângulo q é o final de toda uma rede de trabalho e o começo de uma nova linha de pesquisa na busca pelas possíveis fontes que produziram tais eventos. Ao longo deste trabalho refizemos o princípio de reconstrução dos "chuveiros de Auger", os chamados "Chuveiros Atmosféricos Extensos" ( C.A.E.), utilizando um conceito relativamente novo de estatística, hoje denominada Estatística Robusta. O Método dos Mínimos Quadrados ou Least Square -LS, apresentado por Gauss e Legendre, possuía limitações que eles próprios já reconheciam e tentaram resolver, sem sucesso. Desde fins do século XVIII e come¸ co do século XIX, os métodos estritamente paramétricos, em especial o Método dos Mínimos Quadrados e a média aritmética, foram questionados quando utilizados para descrever distribuições pouco comportadas ou com grandes utuações. Algumas das principais questões estavam relacionadas a como tratar pontos muito distantes da distribuição principal (os chamados outliers) e como estes influenciavam a própria distribuição. A saída convencional mais utilizada foi a rejeição dos outliers e de pontos que apresentassem grandes desvios em relação a média. Porém, a perda de informações sobre a própria distribuição tornava-se inevitável. O modelo paramétrico mostrou-se apenas uma aproximação da realidade, uma vez que as flutuações, apesar de serem consideradas, não são "bem-vindas"; são vistas apenas como um erro inerente à observação. Então, no fim do século XIX apareceram as primeiras tentativas de extrair informação das flutuações, classificando-as e as considerando parte integral da descrição da distribuição. Se um método estatístico for capaz de descrever os dados observados, incluindo e classificando as flutuações inerentes, este passa a ser conhecido como "Método Robusto" ou "Estatística Robusta", onde a nomenclatura "Robusta" está relacionada à capacidade do método ou modelo de "resistir" às flutuações fornecendo uma descrição da realidade com razoável independência destas mesmas flutuações. Com base em dois métodos robustos, Mínima Mediana Quadrada (Least Median Square - LMS) e Mínimos Quadrados "Aparados" (Least Trimmed Square - LTS), aplicamos estes nos ajustes da Função Distribuição Lateral de Chuveiros (Lateral Distribution Function - LDF) extraindo o valor de S 1000, parâmetro necessário para estimar a energia da partícula primária. Os valores para S1000 calculados a partir de estatística convencional (Mínimos Quadrados) e estatística robusta (LMS e LTS) são comparados. O valor de S1000, para chuveiros de mesma energia, depende do ângulo q dos primários, já que o CAE sofre atenuação na atmosfera, atenuação esta tanto maior quanto maior, for q . Para levar em conta a atenuação no cálculo do espectro de energia, em que todos os ângulos de chegada são considerados (até 60 graus), é introduzido o parâmetro S38, onde 38 graus é a mediana dos dados do Auger. A atenuação é calculada usando-se o método do Constant Intensity Cut (CIC) o qual depende da validade de várias hipóteses. As três hipóteses supostas pela Colaboração Auger são apresentadas neste trabalho. Correlacionamos, assim, todos os novos valores de S38 com os valores da chamada "Energia Híbrida", obtida diretamente do programa de análise da Colaboração Auger. Esta correlação nos permite recorrigir a energia com base em detecção híbrida, que é a grande vantagem do Observatório Pierre Auger. Esta correlação nos permite estabelecer a escala de energia ou calibração do detector de superfície com base na determinação calorimétrica da energia feita pelo detector de flurescência, que é o grande avançoo trazido para o campo pelo Obvservatório Pierre Auger. Com os novos resultados de energia, refizemos os cálculos de minimização para a correlação de radiação cósmica com fontes extra-galácticas obtendo correlações que não estão em correspondência biunívoca com aquelas obtidas pelo método convencional de análise. Por fim fazemos uma análise das próprias estações outliers tentando extrair alguma informação relacionada à performance do detector de superfície. Os apêndices incluídos após as conclusões foram colocados neste trabalho apenas por motivos didáticos como consulta rápida para o leitor leigo em métodos de detecção de radiação cósmica / Abstract: Since the first ultra high-energy cosmic rays detected by Pierre Auger (the 30s) the entire community of Physics of Cosmic Rays search for mathematical techniques and more appropriate statistical methods to analyze these events. These analysis processes are essential for the estimate of the energy of the primary particle as well as in the calculation of the angle of arrival q . The estimate of the energy and the angle q is the end of a long chain of analysis and the beginning of a new line of research in the search for the possible sources that produced such events. Throughout this work we re-analysed the reconstruction chain of the "Auger showers", the socalled "Extensive Air Showers - EAS", using a relatively new concept of statistics, known as Robust Statistics. The Least Square Method - LS, presented by Gauss and Legendre had limitations already recognized by themselves who tried to overcome them without success. Since the end of the eighteenth century and beginning of the nineteenth century, strictly parametric methods, especially the Least Squares and the arithmetic average, were questioned when used to describe distributions with bad behavior or with large uctuations. Some of the main issues were related to how to deal with points far way from the main distribution (the so-called outliers) and how it in uenced the main distribution. The more conventional way out used was the rejection of the outliers and points that produced large deviations from average. But the loss of information about the distribution was inevitable. The parametric model proved to be only an approximation of reality, since uctuations, despite being considered, are not "welcome"; are seen only as an error inherent in observation. Then, at the end of the nineteenth century there appeared the first attempts to extract information from uctuations sorting them out and considering them as an integral part of the description of the distribution. Whether a statistical method is able to describe observed data, including and sorting the uctuations inherent, then becomes known as "Robust Method" or "Robust Statistic", where the nomenclature "Robust" is related the ability of the method or model to "Resist" the uctuations by providing a description of reality with reasonable independence these same uctuations. Based on two robust methods: Least Median Square - LMS and Least Trimmed Square - LTS; we apply these to adjust the Lateral Distribution Function - LDF extracting the value of S1000, parameter needed to estimate the energy of the primary particle. The values for S1000 calculated from conventional statistic (Least Square) and robust statistic (LMS and LTS) are compared. The parameter S1000 is dependent on the angle of arrival of the shower, then we apply a correction factor called S38. This correlates S1000 and and, currently, there are several ways to calculate this factor. The three hypotheses most used by Auger Collaboration are presented in this work. We then correlate all new values of S38 with the values of the so-called "Hybrid Energy", obtained directly from analysis software of the Auger Collaboration. This relationship allows us to correct the energy based on hybrid detection that is great advantage of the Pierre Auger Observatory. This relationship allows us to establish the energy scale or calibration of the surface detector on the basis of the calorimetric determination of the energy done by the uorescence detector which is the great advancement brought to the field by the Pierre Auger Observatory. With the new results for the energy we reanalysed the the correlation with extra-galactic sources of cosmic ray getting new correlations, which are absent in the conventional methods of analysis. Finally we make an analysis of the surface stations outliers by themselves trying to extract some information relevant for their performance. Appendices included after the conclusions were placed in this work only for a rapid consultation by lay readers in methods of detection of cosmic rays / Doutorado / Teorias Especificas e Modelos de Interação ; Sistematica de Particulas ; Raios Cosmicos / Doutor em Ciências

Orientador: Marcelo Augusto Leigui de Oliveira. / Dissertação (mestrado) - Universidade Federal do ABC. Programa de Pós-Graduação em Física, 2009.

Submitted by Luciana Ferreira (lucgeral@gmail.com) on 2014-08-12T15:33:42Z No. of bitstreams: 2 Kelen Cristiane Noleto da Costa.pdf: 3124445 bytes, checksum: 8f805839a0c1fe1136fb4081d7be5d18 (MD5) license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) / Made available in DSpace on 2014-08-12T15:33:42Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Kelen Cristiane Noleto da Costa.pdf: 3124445 bytes, checksum: 8f805839a0c1fe1136fb4081d7be5d18 (MD5) license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) Previous issue date: 2011-09-30 / Conselho Nacional de Pesquisa e Desenvolvimento Científico e Tecnológico - CNPq / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES / Several analysis can be performed using atmospheric muons produced in chain reactions caused by a cosmic ray particle. We can study the muon flux for different parameterizations of the atmosphere, the moon and sun shadowing effect, the muon charge ratio, etc. In this work, we are interested in the atmospheric muon charge ratio (rμ = Nμ+/Nμ−). This ratio has been observed by several experiments, for different energy ranges. The MINOS experiment has determined the muon charge ratio (rμ) in the GeV energy scale using the Near Detector and in the TeV energy scale using the Far Detector. This experiment has observed an increase of the muon charge ratio from 1.27 to 1.37 when the energy of the primary particle changed from ∼ 100 GeV to ∼ 1 TeV. This fact can be explained by the properties of the pions ( ) and the kaons (K). For higher energies, around 10 TeV, the decay of charming hadrons becomes important as a source of atmospheric leptons. Investigating the parameterization given by the Gaisser equation in order to study the intensity of positive and negative muons separately, it is possible to obtain the equation of the pion-kaon ( K) model. Using this model it was made an adjust with the of MINOS Near and Far Detector data, finding the f and fK parameters. These parameters are the fractions that contribute to the production of positive muons coming from de e K, respectively. The experimental values obtained were: f = 0.55 and fK = 0.70. In this work we simulated extensive air showers using the CORSIKA code. Different models that describe the hadronic interactions for high energy particles were used. Our goal was to verify if the models could reproduce the increase of muon charge ratio. This increase is associated with physics involving pion and kaon decays. We found the following parameters: f = 0.547 ± 0.003 and fK = 0.64 ± 0.02 for the QGSJET 01C model, f = 0.604 ± 0.003 and fK = 0.73 ± 0.02 for the SIBYLL model, f = 0.572 ± 0.003 and fK = 0.70 ± 0.02 for the VENUS model, f = 0.545 ± 0.004 and fK = 0.62 ± 0.03 for the QGSJETII model and f = 0.570 ± 0.003 and fK = 0.65 ± 0.02 for the DPMJET model. The increase of the muon charge ratio found in the MINOS data was 7.8%. In our simulation we found an increase of 3.2%, 8.3%, 5.7%, %4.0 and 2.5% for each one of the models, respectively. With these results, it was possible to observe that simulation models also show a significant increase of ratio, when we moved from scale GeV scale for TeV. And of course, this increase is characterized by properties of pions and kaons noting that physics is considered by the codes of models. / Várias análises podem ser feitas a partir de múons atmosféricos produzidos na reação em cadeia provocada por uma partícula de raio cósmico, como o estudo do fluxo de múons para diferentes parametrizações da atmosfera, da sombra da lua e do sol, da razão da carga entre múons atmosféricos. Neste trabalho estamos interessados na razão da carga entre múons atmosféricos (rμ = Nμ+/Nμ−). Essa razão foi determinada por diversos experimentos, para diferentes intervalos de energias. Especificamente, o experimento MINOS determinou a razão (rμ) na escala GeV com o Near Detector e na escala TeV com o Far Detector. Esse experimento observou um aumento da razão de 1,27 para 1,37 com o aumento da energia de ∼100 GeV para ∼ 1 TeV. O aumento dessa razão pode ser entendido a partir das propriedades dos píons ( ) e káons (K). Para energias maiores, cerca de 10 TeV, o decaimento de hádrons charmosos torna-se importante como fonte de léptons atmosféricos. Investigando a parametrização dada pela equação de Gaisser para estudar separadamente a intensidade dos múons positivos e negativos, é possível chegar na equação do modelo píon-káon ( K). Utilizando este modelo, foi feito um ajuste com os dados do MINOS Near e Far Detector, encontrando os parâmetros f e fK. Esses parâmetros são as frações que contribuem para a produção de múons positivos vindos de e K, respectivamente. Os valores experimentais encontrados foram: f = 0,55 e fK = 0,70. Neste trabalho simulamos chuveiros atmosféricos com o código CORSIKA. Diferentes modelos de interações hadrônicas de altas energias foram utilizados. O objetivo foi verificar se os modelos conseguiriam reproduzir o aumento da razão da carga de múons entre GeV e TeV. Esse aumento está associado à física envolvida no decaimento dos píons e káons. Encontramos os seguintes parâmetros: f = 0,550 ± 0,006 e fK = 0,61±0,03 para o modelo QGSJET 01C, f = 0,611±0,004 e fK = 0,67±0,02 para o modelo SIBYLL, f = 0,571 ± 0,005 e fK = 0,70 ± 0,03 para o modelo VENUS, f = 0,547±0,006 e fK = 0,61±0,04 para o modelo QGSJETII e para o modelo DPMJET, f = 0,574±0,004 e fK = 0,63±0,02. O aumento da razão para os dados do experimento MINOS foi de 7,8%; para a nossa simulação o aumento foi de 3,2%; 8,3%; 5,7%; 2,4% e 2,9%; respectivamente. Com esses resultados, foi possível observar que os modelos de simulação também evidenciam um aumento significativo da razão, quando passamos da escala GeV para escala TeV. Esse aumento é caracterizado pelas propriedades dos píons e káons, constatando que essa física é considerada pelos códigos dos modelos.

Submitted by Erika Demachki (erikademachki@gmail.com) on 2014-09-26T19:50:19Z No. of bitstreams: 2 2012_Dissertação_Stefano Castro Tognini.pdf: 11857604 bytes, checksum: 24dee87482cdfe63ba5f781324a1c42d (MD5) license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) / Approved for entry into archive by Jaqueline Silva (jtas29@gmail.com) on 2014-09-26T20:09:56Z (GMT) No. of bitstreams: 2 2012_Dissertação_Stefano Castro Tognini.pdf: 11857604 bytes, checksum: 24dee87482cdfe63ba5f781324a1c42d (MD5) license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) / Made available in DSpace on 2014-09-26T20:09:56Z (GMT). No. of bitstreams: 2 2012_Dissertação_Stefano Castro Tognini.pdf: 11857604 bytes, checksum: 24dee87482cdfe63ba5f781324a1c42d (MD5) license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) Previous issue date: 2012-06-15 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES / The collision between a cosmic ray and an atmosphere nucleus produces a set of secondary particles, which will decay or interact with other atmosphere elements. This set of events produced a primary particle is known as an extensive air shower (EAS) and is composed by a muonic, a hadronic and an electromagnetic component. The muonic flux, produced mainly by pions and kaons decays, has a dependency with the atmosphere’s e↵ective temperature: an increase in the e↵ective temperature results in a lower density profile, which decreases the probability of pions and kaons to interact with the atmosphere and, finally, resulting in a major number of meson decays. This dependency between the muon flux and the atmosphere’s e↵ective temperature can be written as !Rμ/hRμi = ↵T!Teff/hTeff i, where the ↵T coefficient was measured by a set of experiments such as AMANDA, Borexino, MACRO and MINOS. This research will verify this temperature e↵ect by simulating the final muon flux produced by two di↵erent parameterizations of the atmospheric model. Each parameterization is described by a depth function X(h), which can be related to muon flux by the form !Rμ/Rμ = ↵X!X/X. This relation, associated with the MINOS experimental value for ↵T = 0.873±0.009, is used to define the relation between !X/X and !Teff/hTeff i. The simulation is done by using a set of high and low energy hadronic interaction and decay models called CORSIKA. All parameters were defined in order to fit the physical characteristics of the MINOS’ Far Detector and, by using its experimental value for ↵T , the results show that a variation of ⇠2.5% in X(h) implies in a variation of ⇠1% in Teff . Moreover, it is shown that the simulation is qualitatively in agreement with all physical behaviors expected from an increase in the value of the e↵ective temperature of the atmosphere. The values found for ↵X = 0.31+0.12 −0.16 and ↵X = 0.30+0.12 −0.16, which represent the results for the correlation with and without the selection cuts for the Far Detector, suggest that there is no dependency between the particles’ energy and its interaction probability within the investigated energy range. / A colisão entre um raio cósmico e um núcleo da atmosfera produz um conjunto de partículas secundárias, as quais podem decair ou interagir com outro elemento da atmosfera. Essa sequência de eventos, onde uma partícula primária produz um conjunto de partículas secundárias ´e conhecida como chuveiro atmosférico extenso (EAS) e é composta pelas componentes muônica, hadrônica e eletromagnética. O fluxo da componente muˆonica – produzida principalmente por decaimentos de píons e káons (para escalas de 100 TeV, hádrons charmosos também contribuem) – tem uma dependência com a temperatura efetiva da atmosfera, onde aumentos de temperatura diminuem sua densidade, fato que resulta numa diminuição da probabilidade de interação e, consequentemente, no aumento da quantidade de decaimento dos mésons produzidos pelo EAS. Essa dependência entre a temperatura efetiva da atmosfera e o fluxo de múons – descrita na forma !Rμ/hRμi = ↵T!Teff/hTeff i – foi medida por diferentes experimentos, como o AMANDA, Borexino, MACRO e MINOS, todos apresentando valores semelhantes para o coeficiente ↵T . Esta pesquisa simula indiretamente este efeito de temperatura `a partir do estudo do fluxo de múons simulados utilizando diferentes parametrizações para o modelo atmosférico. As parametrizações são descritas por uma função X(h), o que possibilita uma rela¸c˜ao entre a varia¸c˜ao na parametrização atmosférica e a variação no fluxo de múons, na forma !Rμ/Rμ = ↵X!X/X. Utilizando os resultados simulados para ↵X e os resultados experimentais para ↵T , pode-se correlacionar !X/X e !Teff/hTeff i. As simulações são feitas utilizando o pacote CORSIKA, um conjunto de modelos de interações hadrônicas de altas e baixas energias e de decaimentos. Os parâmetros das simulações obedecem `as características físicas referentes ao Far Detector do experimento MINOS de forma que, `a partir do resultado obtido pelo experimento para ↵T – dado por ↵T = 0,873 ± 0,009 –, mostra-se que uma varia¸c˜ao de ⇠2,5% em X(h) leva a uma varia¸c˜ao de ⇠1% no valor de Teff . Além de encontrar a correlação entre a variação da parametrização atmosférica com a variação na temperatura efetiva das parametrizações, verificou-se de que a simulação atende, qualitativamente, `a todos os requisitos esperados fisicamente em caso de uma elevação na temperatura efetiva da alta atmosfera. Por fim, os valores encontrados para ↵X – dados por ↵X = 0,31+0,12 −0,16 e ↵X = 0,30+0,12 −0,16, para um fluxo de múons que não inclui e que inclui as seleções e cortes referentes `as características do experimento MINOS – sugerem que, dentro do intervalo de energia investigado, não existe uma dependência entre a energia da partícula e sua probabilidade de decaimento.

Orientador: Rogério Rosenfeld / Banca: Reuven Opher / Banca: Adriano Antônio Natale / Resumo: A origem dos raios cósmicos de altíssimas energias (RCAE's) é uma das maiores questões em aberto na astrofísica. Um dos modelos propostos para explicar estes eventos sugere que eles sejam produtos do decaimento de partículas metaestáveis supermassivas, as quais chamamos partículas X. Estas partículas, que seriam uma fração da matéria escura fria no Universo, podem ser produzidas no período de reaquecimento após a fase inflacionária no Universo primordial. Estudamos esta possibilidade e, a partir do fluxo detectado de RCAE's, obtivemos limites para alguns parâmetros como a meia vida e a razão de ramificação para o decaimento direto do inflaton em partículas X / Abstract: The origin of ultra high energy cosmic rays (UHECR's) is one of the major unresolved questions in astrophysics. One of the models proposed to explain these events suggests that they are the decay products of supermassive metastable particles, which we call X particles. These particles can be produced in the reheating period following the inflationary epoch of the early Universe and they would be a fraction of cold dark matter. We study this possibility and obtain constraints on some parameters such as the lifetime and branching ratio for the direct decay of the inflaton to X-particIes, from the requirement that they are responsible for the observed UHECR flux / Mestre

Orientador: Carola Dobrigkeit Chinellato / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-07-22T10:51:25Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Carvalho_LuizAmericode_M.pdf: 4498055 bytes, checksum: f8ef48bca1dbefcc4473f16004b6cefc (MD5) Previous issue date: 1996 / Resumo: Estudamos e utilizamos dois procedimentos com o objetivo de diminuir o tempo gasto na simulação de cascatas eletromagnéticas a altas energias para grandes profundidades na atmosfera. O primeiro procedimento é baseado no transporte longitudinal das partículas, ou seja, sem considerar as deflexões devidas ao espalhamento múltiplo coulombiano e a influência do campo magnético terrestre. As subcascatas que não contribuírem com partículas de energia acima do limiar na profundidade de detecção são eliminadas. Aquelas partículas que contribuírem são então transportadas, agora considerando o espalhamento e a influência do campo magnético. O segundo procedimento é baseado no corte de subcascatas, sem nem mesmo transportá-Ias longitudinalmente. Para isto foi estudada uma função corte dependente da profundidade que a partícula ainda deve atravessar até o nível de detecção. Com o uso conjunto destes procedimentos conseguimos um considerável ganho no tempo de simulação, sem comprometer os resultados / Abstract: We have studied and applied two procedures with the aim of reducing the time for simulation of high energy electromagnetic cascades for high depths in the atmosphere. The first procedure is based on the longitudinal transport of particles, i.e., without considering the deflections due to the multiple Coulomb scattering and the influence of the magnetic field of the Earth; in this way we remove subcascades that do not contribute with particles above threshold energy at the detection level. Those that contribute are then transported, now considering scattering and the influence of the magnetic field. The second procedure is based on the cut of subcascades avoiding even the longitudinal transport. For this we have studied a cut function that depends only on the depth the particle has to move till the detection level. With the use of both procedures we get a considerable profit in the time of simulation without jeopardizing the results / Mestrado / Física / Mestre em Física

Orientador: Carola Dobrigkeit Chinellato / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-07-26T03:41:53Z (GMT). No. of bitstreams: 1 SouzaFilho_LuizVitorde_M.pdf: 1518149 bytes, checksum: 66f8abecc0d6ee8a9a04da771982f58d (MD5) Previous issue date: 2000 / Resumo: Neste trabalho, discutirei a utilização do tempo de chegada dos fótons Cerenkov como técnica de distinção da partícula primária em chuveiros atmosféricos extensos. Os telescópios de luz Cerenkov mostraram ser os mais eficientes instrumentos de medida em astronomia gama e suas medidas têm colaborado para a compreensão dos processos de geração de raios cósmicos em núcleos ativos de galáxias e supernovas. Na observação das fontes emissoras de raios gama, a reconstrução da energia e ângulo de incidência da partícula primária é duramente prejudicada pela detecção de chuveiros iniciados por prótons, ferros e outros núcleos. A mais utilizada técnica de distinção de primários é a Técnica de Imagem (Imaging Atmospheric Cerenkov Technique), que se baseia na forma do sinal na câmara de fotomultiplicadoras. O método aqui apresentado faz uso do tempo de chegada para caracterizar os chuveiros hadrônicos através da sua componente muônica. A teoria que descreve o desenvolvimento dos chuveiros prediz a presença de um pico antecipado na distribuição temporal devido aos fótons produzidos por múons. Modificações incluindo absorção da atmosfera, eficiência quântica das fotomultiplicadoras e refletividade dos espelhos nas simulações de Monte Carlo, viabilizaram um estudo detalhado dos perfis temporais que revelou novas características marcantes da distribuição temporal e que possibilitou o desenvolvimento de uma promissora técnica de distinção. Comprovou-se, também, a necessidade de dois enfoques diferentes na análise de chuveiros, dependendo da energia do primário. Para energias abaixo de aproximadamente 10 TeV destaca-se a pequena largura do sinal de chuveiros hadrônicos enquanto que para energias superiores a 10 TeV a separação de gamas primários só foi possível a grandes ângulos zenitais devido à detecção do pico adiantado. Além disso, mostrarei estudos sobre a eficiência dos arranjos de Davies-Cotton e parabólico no tocante à utilização do tempo de chegada, comprovando a superioridade, já esperada, dos espelhos isócronos / Abstract: The present work is a discussion of the Cerenkov photons arrival time as a technique to determine the primary particle of extensive air showers. Cerenkov telescopes have proven to be one of the most effective means of detecting sources of gamma rays and their measurements have improved our understanding on how cosmic rays are created in active galactic nuclei and supernovae. In the observations of these objects, the reconstruction of the energy and incident direction are the final goals of the data analysis. However, the precision of the reconstruction methods is strongly affected by the detection of showers initiated by protons, iron and other atomic nuclei. A method based on the shape of the image in the photomultiplier camera is the most used technique to distinguish between hadron and gamma induced showers. The so called Hillas Parameters have established the operational basis for the Imaging Atmospheric Cerenkov Technique. The method presented in this dissertation provides a way to access the information recorded in the arrival time profiles by the muonic component of the hadronic showers. The theory which describes the development of showers predicts the arrival of early Cerenkov photons due to the presence of muons in hadronic showers. The inclusion of atmospheric absorption, mirror reflectivity and photomul- tiplier quantum efficiency in the Monte Carlo programs reduced the output file size by a factor of tenallowing the simulation of a great number of events. A detailed analysis of the time profiles was carried out and revealed a new remarkable feature of the hadronic showers which resulted in the development of a promising method to distinguish primary particles. Two approaches are proposed for different ranges in energy. Hadronic showers with energies below 10 TeV show very narrow time distributions and can be eliminated by a superposition of cuts, while for energies above 10 TeV the distinction was possible only for large zenith angles through the detection of the early photons. Besides that, the properties concerning time profiles of the Davies-Cotton and Parabolic telescopes are going to be presented and, as expected, the superiority of the isochronous reflector is going to be demonstrated. / Mestrado / Física / Mestre em Física

Orientadores: Armando Turtelli Junior, Walter Fulgione / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica "Gleb Wataghin" / Made available in DSpace on 2018-07-27T10:14:30Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Kemp_Ernesto_D.pdf: 10809239 bytes, checksum: 5d7a350deea9c8243bf06529cab72464 (MD5) Previous issue date: 2000 / Resumo: São descritos os principais aspectos da fenomenologia de colapsos gravitacionais estelares e ocorrência de supernovas. Também são apresentados os principais modelos que descrevem a emissão de neutrinos que acompanha esse tipo de evento astrofísico. Segue um panorama atual da astronomia neutrínica, com uma descrição detalhada do experimento LVD, cujo objetivo principal é a detecção de neutrinos de colapsos estelares. Ainda com relação ao LVD, discutem-se as medidas realizadas com um composto alternativo de cintilador, aditivado com gadolínio, que mostraram a melhoria alcançada no desempenho do módulo de detecção de neutrinos. É introduzido o formalismo de composição do sinal experimental de um burst de neutrinos de colapso, e são discutidas as características do sinal esperado no LVD. Os modelos de emissão neutrínica acima citados são usados como referência no cálculo do número de eventos esperados no experimento para um colapso localizado no centro da Galáxia. Considerando a proporção entre o número de eventos em diferentes canais de detecção do LVD e a energia média do espectro esperado de ¯ve, é possível estabelecer critérios para caracterizar os espectros de emissão e determinar seus parâmetros. A resolução alcançada com esse método foi obtida por simulações numéricas do sinal do LVD, considerando-se incertezas estatísticas e instrumentais. Finalizando, discutem-se efeitos da oscilação de neutrinos sobre o sinal esperado no LVD. Utilizando o formalismo de pacotes de onda, pode-se mostrar que a propagação no vácuo em distâncias astronômicas é incoerente, desacoplando os auto-estados de massa e cessando as oscilações. Entretanto, as conversões de sabor são ainda possíveis, e o fluxo de neutrinos das diferentes espécies deve atingir a Terra com seus espectros repopulados. Uma conseqüência desse fenômeno é uma possível ambigüidade na interpretação dos dados do LVD / Abstract: Not informed. / Doutorado / Física / Doutor em Ciências