Orientador: Anderson Campos Fauth / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-07-29T03:15:50Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Paganini_Silvia_D.pdf: 1289066 bytes, checksum: 9426c6d35dd3ee2e268741a9e53293d5 (MD5) Previous issue date: 2001 / Resumo: O trabalho realizado nesta tese utilizou dados de múons da radiação cósmica obtidos com o detector central do experimento EASCAMP. Este experimento está localizado na UNICAMP e utiliza câmaras streamer para realizar a trajetografia de partículas. Inicialmente foi realizada uma pré-análise dos dados brutos e um estudo do desempenho do aparato experimental. Após esta fase foram analisados os dados experimentais. Foi estudada a distribuição angular zenital dos múons, I(q)=I(0)cosnq , e determinado o índice de radiação n=1,7 ± 0,1. Foi estimada a assimetria Oeste-Leste dos eventos observados, originada pelo corte geomagnético dos raios cósmicos primários, e obtido um excesso de (8,91±0,04)% na direção Oeste. Finalmente foi utilizado o método das diferenças de contagens de múons entre direções opostas para calcular o valor da anisotropia diurna solar média. Os valores obtidos das amplitudes das primeiras harmônicas para as diferenças Norte-Sul e Oeste-Leste foram ANS = (0,13±0,03)% e AOL= (0,15±0,03)% / Abstract: This Ph.D. Thesis uses cosmic rays single muons observed with the central module of the EASCAMP experiment. This experiment, localised at UNICAMP, uses four streamer tube planes as a particle tracking system. First the row data pre-analysis and the study of the apparatus performance were realised. Then were analysed the filtered data. Was studied the muon zenith angular distribution I(q)=I(0)cosnq and determined the radiation index n= 1,7 ± 0,1. Was estimated the West-East asymmetry, one consequence of the primary cosmic rays geomagnetic cut-off, and obtained an excess of (8,91±0,04)% from the West direction. Finally was used the counts difference from opposite directions method to calculate the mean solar diurnal anisotropy. The first harmonic amplitude obtained for the North-South counts difference was ANS= (0,13 ± 0,03)% and for the West-East case was AOL= (0,15 ± 0,03)% / Doutorado / Física / Doutor em Ciências

Orientador: Armando Turtelli Junior / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica "Gleg Wataghin" / Made available in DSpace on 2018-07-27T17:09:05Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Santos_LuizGustavodos_D.pdf: 5277977 bytes, checksum: 2dd76f35ef3bc9c9010fba6d29159dc2 (MD5) Previous issue date: 2000 / Resumo: O trabalho realizado nesta tese foi motivado pelo crescente interesse pelas anomalias encontradas nos fluxos naturais de neutrinos. Foram encontrados problemas no fluxo de neutrinos produzidos no sol e também no fluxo dos neutrinos produzidos na atmosfera. Estes problemas seriam causados pelo fato de os neutrinos não terem massa zero, podendo portanto oscilar, mudando de um sabor para outro e dando origem às anomalias observadas. Nosso trabalho experimental foi desenvolvido no âmbito do experimento LVD. O detector foi concebido em 1984 e aprovado para construção em 1986. Seu projeto é uma evolução do experimento LSD e visava primordialmente a detecção de neutrinos provenientes de colapsos estelares. A observação de neutrinos produzidos na supernova de Shelton (SN1987A), em número amplamente insuficiente, pelos experimentos então em operação, confirmou a oportunidade de sua construção. A concepção do detector, no entanto, permite, e estimula, que se realizem outros tipos de pesquisa. Neste sentido, estudamos a capacidade da experiência em medir o tempo de vôo de partículaspenetrantes que atravessam o aparato. Neutrinos produzem múons, interagindo com nucleôns segundo equações do tipo: um + N ® m +... ; a eventual observação de múons provenientes do interior da terra indicaria que estes têm origem neutrínica. O estudo destes múons, chamados de upward-going múons, fornece informações sobre seus precursores, geralmente neutrinos atmosféricos, com maior qualidade, pois trabalhamos praticamente na ausência de background. Além disso, os neutrinos provenientes do interior da terra percorrem caminhos que variam de dezenas de quilômetros a dez mil quilômetros, fato, particularmente importante no estudo de oscilações. Nesta tese, estudamos a possibilidade da detecção de upward-going múons pelo experimento LVD. Para tal, uma análise extensiva da resolução temporal da experiência foi realizada. Esta análise conduziu ao desenvolvimento de métodos de correção das medidas de tempo da experiência, que melhoraram sensivelmente a resolução temporal no LVD. A conclusão deste trabalho é de que o LVD tem capacidade reduzida de observar os múons ascendentes, no entanto, como demonstramos, pequenas alterações no hardware da experiência podem torná-la muito mais eficaz para medidas de tempo de vôo / Abstract: In this work we present a careful study about the potentiality of the small angle scattering technique and the inverse scattering problem ie., the reconstruction of the particle shape directly from the scattering profile. In this way, we made many simulations to test and analyzed various methods. First I show the general scattering theory, emphasizing the scattering from particles. Next I present a model building computing routine that shows the relationship between the scattering profile and the particle shape. Finally, I apply the three-dimensional reconstruction methods to several models in order to evaluate the power of these methods. This calculation served as a basis to analyze real problems like proteins in solution. As we show in the results, the SAXS technique furnishes interesting results like shape, anisotropy, symmetry and conformational changes of the scattering particles. From the ab initio reconstruction methods used, optimization by simulated annealing plus the introduction of adequate constraints gave the best shape approximation when compared to genetic algorithm results / Doutorado / Física / Doutor em Ciências

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: Ernesto Kemp / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Física Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-08-26T09:14:52Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Santos_LucasMendes_M.pdf: 4540067 bytes, checksum: e343af03dff0bc991b7d23f46a50a44b (MD5) Previous issue date: 2014 / Resumo: O neutrino, atualmente, é uma das partículas de maior interesse para estudo. Seu comportamento oscilatório requer que os neutrinos tenham massa, em escalas desafiadoras para uma simples acomodação com o mecanismo de Higgs possibilitado pelas simetrias eletrofracas. Do ponto de vista de detecção, sua baixa secção de choque introduz grande dificuldade no projeto de detectores eficientes. O Projeto Neutrinos-ANGRA visa, através da detecção de neutrinos, monitorar o reator ANGRA-II situado no Complexo Nuclear de Angra dos Reis - Rio de Janeiro. Para tanto, propõe utilizar um detector de radiação Cherenkov em água, instalado na superfície. Contudo, a esse nível, as taxas de ruído provenientes principalmente de raios cósmicos, são ordens de grandeza maior que a frequência efetiva da passagem do neutrino pelo material ativo. Em uma proposta para reduzir essas taxas, o alvo central será circundado com uma blindagem com elementos ativos e passivos. Nesta dissertação foi dado um enfoque especial à blindagem ativa quanto a incidência de múons, principal componente da radiação cósmica, sobre o detector. Neste estudo foram simulados 3×10^(6)múons não correlacionados temporalmente, porém obedecendo parâmetros bem estabelecidos das distribuição angular e de energia, e foi observado o comportamento da eficiência da blindagem à diferentes critérios de corte. Por fim, foram analisadas as taxas de ruídos aleatórios (não-correlacionados), fixando com uma das partículas participantes o múon. Foi possível determinar um critério de trigger para ao sistema de veto ativo (sinal > 50 fotoelétrons). Nestas condições, o sistema mostrou-se 99,73% eficiente, reduzindo a taxa de sinal:ruído, considerando a presença de pelo menos um múon, de 0,6:1 para 22:1 / Abstract: The neutrino is currently one of the particles of greatest interest to study. its oscillatory behavior requires that neutrinos have mass, in challenging scales for a simple accommodation with the Higgs mechanism enabled by the electroweak symmetry. From the viewpoint of detection, the low cross-section introduces a great distress in designing efficient detectors. The Neutrino-ANGRA Project aims, through the detection of neutrinos, monitor ANGRA-II reactor located in Angra dos Reis Nuclear Complex - Rio de Janeiro. We propose to use a detector of Cherenkov radiation in water, installed on the surface. However, at this level, rates of noise mainly from cosmic rays, are orders of magnitude greater than the effective frequency of the passage of the neutrino active material. In a bid to reduce these rates, the central target will be surrounded with a shield with active and passive elements. In this work a special focus to the active shielding as the incidence of muons, the main component of cosmic radiation on the detector, was given. This study simulated muon 3×10^(6) time-uncorrelated but obeying the well-established angular distribution and energy parameters, and the behavior of the shielding efficiency of different criteria cutting was observed. Finally, the rates of (uncorrelated) random noise, with a setting of the muon particle participants were analyzed. It was possible to derive a criterion to trigger the active veto (signal > 50 photoelectrons) system. Accordingly, the system proved to be 99.73% efficient, reducing the rate signal:noise, whereas the presence of at least one muon from 0.6: 1 to 22:1 / Mestrado / Física / Mestre em Física

Submitted by JOSÉ CUPERTINO RUIZ VARGAS null (jcruizva@ift.unesp.br) on 2017-06-12T17:27:11Z No. of bitstreams: 1 ruizvargas_jc_do_ift.pdf: 6851051 bytes, checksum: e9a0d9e4c7912fe009e916f5c658c041 (MD5) / Approved for entry into archive by Luiz Galeffi (luizgaleffi@gmail.com) on 2017-06-13T16:58:53Z (GMT) No. of bitstreams: 1 ruizvargas_jc_do_ift.pdf: 6851051 bytes, checksum: e9a0d9e4c7912fe009e916f5c658c041 (MD5) / Made available in DSpace on 2017-06-13T16:58:53Z (GMT). No. of bitstreams: 1 ruizvargas_jc_do_ift.pdf: 6851051 bytes, checksum: e9a0d9e4c7912fe009e916f5c658c041 (MD5) Previous issue date: 2017-05-22 / Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) / Na Organização Europeia para a Pesquisa Nuclear (CERN), o Large Hadron Collider (LHC) colide grupos de prótons 40 milhões de vezes por segundo a uma energia de 13 TeV. Operando junto ao LHC, o Compact Muon Solenoid (CMS) é um detector projetado para identificar uma ampla gama de partículas produzidas nessas colisões. As partículas produzidas em cada colisão são observadas nos subdetectores na busca de pistas sobre a Natureza no seu nível mais fundamental. Apesar do modelo padrão das partículas elementares ter sido testado em uma variedade de experimentos de altas energias, um dos principais objetivos do LHC é a busca de uma nova física além daquela prevista pela teoria existente. Nesse trabalho analisamos os dados de colisões próton-próton produzidos pelo LHC operando com energia de centro de massa de 13 TeV e coletados pelo CMS em 2015. O presente estudo envolve a busca de uma ressonância X não observada previamente, decaindo em um par de bósons vetoriais. Os resultados são interpretados no contexto do modelo de dimensões extras deformadas de Randall-Sundrum, distinguindo as hipóteses de fundo (modelo padrão) e fundo mais sinal (modelo padrão + graviton). Nenhuma evidência da existência de uma partícula com as características do graviton de Randall-Sundrum foi encontrada. / At the European Organization for Nuclear Research (CERN), the Large Hadron Collider (LHC) smashes groups of protons 40 million times per second at an energy of 13 TeV. Operating at the LHC, the Compact Muon Solenoid (CMS) is a multipurpose detector conceived to identify a large variety of particles produced in such collisions. The produced particles are observed at the sub-detectors in search of clues about Nature at the most fundamental level. In spite of the impressive agreement of the standard model with all the experimental results obtained so far, one of the main aims of the LHC is the search of new physics beyond the one foreseen by this theoretical model. In this work, we analyze proton–proton collisions delivered by the LHC operating at centre-of-mass energy of 13 TeV and collected by CMS during 2015. The channel under study involves the search for an unknown resonance X decaying into a pair of vector bosons. The results are interpreted in the context of the Randall-Sundrum warped extra-dimensional model, distinguishing between the hypotheses of background only (standard model) and background plus signal (standard model + graviton). No evidence of the existence of a graviton-like particle was found. / FAPESP: 2012/24593-8

Orientador: Ernesto Kemp / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Física Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-08-27T11:36:07Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Nunes_MonicaSoares_M.pdf: 4211832 bytes, checksum: 7414fb6290c92c79d1f11b0fdd3707db (MD5) Previous issue date: 2015 / Resumo: O estudo da radiação cósmica é de extrema importância para a astrofísica. Partículas oriundas de diferentes locais, tanto do sistema solar, quanto fora dele, chegam constantemente à Terra, carregando muitas informações a respeito da sua origem. Quando essas partículas encontram a atmosfera terrestre da-se início a uma cascata de partículas secundárias resultantes da interação do raio cósmico primário com a atmosfera. Dessa chuva de partículas secundárias, os múons são as partículas carregadas mais abundantes que chegam à superfície da Terra. Múons são altamente penetrantes, o que pode representar um problema muito grande em ex- perimentos, mesmo que subterrâneos, de outras partículas. Devido ao seu grande número, eles se tornam extremamente necessários em reconstruções de chuveiros atmosféricos para obtenção de informações a respeito da partícula primária. Tendo conhecimento de suas características, como por exemplo fluxo, ruídos em experimentos podem ser tratados e outros estudos podem ser otimizados. A intensidade de múons na superfície terrestre é bem conhecida como sendo anisotrópica e com uma dependência do ângulo zenital da forma ? (?) = ?0?osn(?). Por simplicidade nos cálculos, este expoente n é freqüentemente utilizado com valor igual a 2, mas estudos mostram que este parâmetro possui dependência com a posição geográfica e com a faixa de energia dos múons em questão. Esta dissertação propõe um método simples para a precisa determinação do expoente n e da intensidade vertical de múons simultaneamente, que pode ser realizado de maneira rá- pida em qualquer laboratório de raios cósmicos, utilizando detectores de partículas, que juntos formam o chamado Telescópio de Múons. Como resultado da aplicação do método no Laboratório de Léptons em Campinas - SP, foi obtido um valor de n de aproximadamente 2.30 e um valor para a intensidade vertical de múons em torno de 146.40? z/m2sr. Dados muito satisfatórios e de acordo com outros experimentos semelhantes já realizados anteriormente no Laboratório. O método também foi aplicado no Fermilab, localizado nos Estados Unidos. Nesta outra loca- lização geográfica, os resultados diferiram bastante dos obtidos em Campinas, com n aproxima- damente 3.66 e intensidade vertical de múons em torno de 158.33 ? zm-2sr-1. O mesmo experimento com o telescópio será realizado em outras posições geográficas afim de se verificar o comportamento do expoente n e da intensidade vertical de múons em diferentes locais / Abstract: The study of cosmic radiation is of utmost importance to astrophysics. Particles from different locations, from inside the solar system, and outside it, constantly arrive on Earth, carrying a lot of information about its origin. When these particles arrives to Earth¿s atmosphere they initiate a cascade of secondary particles resulting from the interaction of the primary cosmic ray with the atmosphere. From this rain of secondary particles, muons are the most abundant charged particles that reach the Earth¿s surface.Muons are highly penetrating, which can be a very big problem in some experiments, even if underground, of other particles. Because of their large number, they become extremely necessary in reconstructions of air showers to obtain information about the primary particle. Having knowledge of its characteristics, such as flux and distribution, noise in some experiments can be treated and other studies can be optimized.Muon intensity in the Earth¿s surface is well known to be anisotropic and has dependence on the zenith angle of ? (?) = ?0 cosn(?). For simplicity in the calculations, this n exponent is often used with a value of 2, but studies show that this parameter has dependence on the geographical position and on the energy range of muons in question. This dissertation proposes a simple method for accurate determination of the exponent n and muon vertical intensity simultaneously, that can be determined quickly in any laboratory cosmic rays using a particle detector, which was called Muon Telescope. As a result of the application of the method on the Leptons Laboratory, in Campinas - SP - Brazil, the value for n that was obtained is about 2.30 and a value for the vertical intensity of muons around 146.40? z/m2sr. This data is very satisfactory and according to similar experiments previously conducted at the Laboratory.This method was applied on Fermilab, located at the United States. On this new geographical location, the results were different from that obtained at Campinas, with n about 3.66 and the vertical intensity around 158.33 ? zm-2sr-1.The same experiment with the telescope will be held in other geographical locations in order to check the n exponent behavior and the muon intensity at different locations / Mestrado / Física / Mestra em Física

Orientador: Anderson Campos Fauth / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Física Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-08-28T23:49:34Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Vasconcelos_DeboraNunesBarrosde_M.pdf: 12164737 bytes, checksum: b673ae31e92a75895beeb827173604e6 (MD5) Previous issue date: 2015 / Resumo: Desde os lançamentos dos satélites científicos, o estudo do Sol e a influência dos seus eventos nà Terra tem sido aprofundado constantemente devido as possíveis consequências no clima da Terra e a danos nos sistemas de comunicações. Entretanto, os detectores embarcados nos satélites tem limitações que não permitem medições de energias das partículas energéticas solares superiores a algumas centenas de MeV. Neste trabalho é descrita a construção, instalação e montagem do telescópio de múons, em Campinas-SP, denominado Muonca, para detecção dessas partículas da radiação cósmica secundária, originadas na atmosfera principalmente por interações de prótons. O principal objetivo deste experimento é a detecção de eventos solares transientes numa faixa de energia superior àquela operada pelos satélites. O fato do telescópio estár dentro, e próximo da região central, da Anomalia Magnética do Atlântico Sul, permite uma melhor detecção de partículas carregadas provenientes do espaço externo, pois o fluxo de partículas nessa região é maior. Foram construídos quatro detectores de partículas utilizando placas de cintilador plástico e tubos fotomultiplicadores que em conjunto formam os telescópios de múons do Muonca. Esses telescópios detectam múons verticais e inclinados a 45 graus vindos da direção Leste e da direção Oeste. Após a montagem do telescópio, a sua caracterização de eficiência de contagem foi realizada o seu valor é de (96,8 ± 0,4)%. O coeficiente barométrico foi medido, sendo seu valor igual a ? =(0,22 ± 0,04)%/mbar, condizente com outros experimentos de múons. Dados de 01 de abril de 2014 até 31 de janeiro de 2015 foram analisados e o mês de setembro de 2014 foi estudado detalhadamente. Neste mês foram um evento de decréscimo de Forbush da ordem de 1%. Os resultados do Muonca foram comparados com os resultados do monitor de nêutrons McMurdo o qual detectou o mesmo evento. Uma análise utilizando os resultados do satélite GOES15 da NASA mostrou que este Forbush foi originada por três CMEs, sendo que duas dessas ejeções foram associadas a flares de classe M4.6 e X1.6. O experimento Muonca foi construído com sucesso e está operando continuamente, permitindo o estudo da física solar através da detecção de múons no solo terrestre / Abstract: Since the launch of scientific satellites to study the Sun and the influence of their events on Earth has been constantly deepened because of the possible consequences in Earth's climate and the damage to the communications systems. However embedded in the satellite detectors have limitations relating to measurements of energies of the solar energetic particles larger than a few hundred MeV. This work describes the construction, installation and assembling of the muon telescope in Campinas-SP, called Muonca, to detect these particles of secondary cosmic radiation, originated in the atmosphere mainly by proton interactions. The main objective of this experiment is the detection of solar transient events in a higher energy that operated by satellites. The fact that the telescope be within, and near the central region of the South Atlantic Magnetic Anomaly, allows better detection of charged particles coming from outer space because the flux of particles in this region is higher. Four particle detectors, using plastic scintillator and photomultiplier tubes, which together form the muon telescopes Muonca were constructed. These telescopes detect vertical and inclined at 45 degrees muons coming from the East and West direction. After mounting the telescope, its counting efficiency was measured and its value is (96,8 ± 0,4)%. The barometric coefficient was measured, and its value of ? =(0,22 ± 0,04)%/mbar was obtained, beeing consistent with other muon experiments. Data from April 1st 2014 to January 31th 2015 were analyzed and September 2014 has been studied in detail. In this month the Muonca detected a Forbush decrease of the order of 1%. The results of Muonca were compared with the results of McMurdo neutron monitor which detected the same event. An analysis using the results of GOES15 NASA satellite showed that this Forbush originated three CMEs, and two of those ejections were associated with flares of M4.6 and x1.6 class. The Muonca experiment was successfull constructed and is operating continuously, allowing the study of solar physics through the muon detection in terrestrial soil / Mestrado / Física / Mestra em Física / 2012/1139485 / 2011/50193-4 / CAPES / FAPESP

Extensive air showers’ (EAS) observables sensible to primary cosmic ray mass are a valuable asset in constraining competing astrophysical and particle physics scenarios proposed both to explaining cosmic rays features, such as their all-particle spectra, as well as their origin. These observables, however, need to be interpreted by comparison to EAS simulations, which are a source of great uncertainty. Shower simulations need to rely on a technique called thinning, an algorithm created to reduce computing time and storage requirement. In this work, we evaluate the effects of thinning over the muon production profile of an EAS simulation. For heavier particles it appears that thinned showers generate profiles with a deeper maximum, while results were not conclusive for protons and photon primaries. We investigate the thinning technique by constructing a toy model for shower simulations in which we have full control of the thinning implementation. To that end, we parameterized the energy distribution and particle production multiplicity from proton-air interactions and proton-pion interactions. However, we find that thinning effects over our model were too severe, rendering it impossible to draw further conclusions about its effects on full air showers simulations. / Observáveis sensíveis à composição de raios cósmicos primários em chuveiros atmosféricos extensos são um recurso valioso na constrição de cenários competidores em astrofísica e física de partículas, propostos tanto para explicar características dos raios cósmicos, como o espectro de energia de todas as partículas, quanto sua origem. Estes observáveis, no entanto, precisam ser interpretados por comparação a simulações de chuveiros atmosféricos, que constituem fonte de grandes incertezas. Simulações de chuveiros são dependentes de uma técnica chamada thinning, um algoritmo criado para reduzir o tempo de computação e exigências de armazenamento. Neste trabalho, nós avaliamos os efeitos do thinning sobre o perfil de produção de múons em uma simulação de chuveiro atmosférico. Para partículas mais pesadas, aparentemente, chuveiros sujeitos ao thinning geram perfis com máximos mais profundos, e para prótons e fótons nossas análises foram inconclusivas. Nós investigamos a técnica do thinning construindo um simulador de chuveiros simplificado, em que o total controle sobre a implementação do thinning é garantido. Para este fim, parametrizamos a distribuição de energia e a multiplicidade de partículas em interações de próton com o ar e de píons com o ar. Entretanto, descobrimos que o efeito do thinning sobre o nosso modelo era muito severo, tornando impossível concluir seus efeitos sobre simulações completas.

Submitted by Luciana Ferreira (lucgeral@gmail.com) on 2014-08-15T15:17:28Z No. of bitstreams: 2 license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) Dissertacao Michelle M de Medeiros.pdf: 2738633 bytes, checksum: e1e98c1ee5ac88193602d29a282e5c6b (MD5) / Made available in DSpace on 2014-08-15T15:17:28Z (GMT). No. of bitstreams: 2 license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) Dissertacao Michelle M de Medeiros.pdf: 2738633 bytes, checksum: e1e98c1ee5ac88193602d29a282e5c6b (MD5) Previous issue date: 2011-09-01 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES / Conselho Nacional de Pesquisa e Desenvolvimento Científico e Tecnológico - CNPq / Celestial objects / Objetos celestes como a Lua e o Sol bloqueiam os raios cósmicos que vem de suas direções para a Terra, produzindo um défcit chamado de sombra. A medida deste défcit possibilita a determinação da resolução angular e do alinhamento de detectores de raios cósmicos, o estudo dos campos magnéticos terrestre, solar e interplanetário e a determinação da razão antipróton/próton na escala de energia TeV. Vários experimentos já observaram a sombra de raios cósmicos da Lua e/ou do Sol com o objetivo de calibrar seus detectores. Descrevemos neste trabalho o experimento MINOS e seus resultados da sombra da Lua e do Sol. Simulamos a sombra da Lua levando em conta seu movimento no céu e, para tanto, de nimos e testamos métodos de simulação e diferentes composições para os raios cósmicos. Também avaliamos várias proporções para antiprótons no fluxo de raios cósmicos a m de comparar com os resultados do experimento MINOS e conjecturar uma possível razão p=p para os dados observados. Ambos os métodos que de nimos, método do dé cit e da fonte de raios cósmicos, permitiram uma análise qualitativa da sombra. No entanto, só foi possível realizar uma análise quantitativa na simulação tendo a Lua como um défcit. Dessa forma, adotamos este método para as simulações subsequentes. Notamos algumas diferenças para as sombras obtidas usando próton e núcleo de hélio como partículas primárias de raios cósmicos. Todavia, a sombra encontrada combinando prótons (90%) e núcleos de hélio (10%) foi semelhante à sombra obtida apenas para prótons. Na simulação incluindo o movimento da Lua, avaliamos os efeitos do campo geomagnético na partícula primária, desde a Lua até a atmosfera terrestre, e nos múons (partícula secundária) desde sua produção até o nível do mar. Como esperado, obtivemos uma sombra da Lua mais similar com os resultados do experimento MINOS ao incluir a de exão tanto das partículas primárias dos raios cósmicos quanto das partículas do chuveiro do que considerando apenas o desvio destas últimas. Nossa simulação foi capaz de reproduzir a sombra provocada pela Lua com a localização do maior dé cit comparável àquela encontrada pelo experimento MINOS. Entretanto, ainda acrescentamos núcleos de hélio e antiprótons na simulação incluindo o movimento da Lua com o objetivo de melhorar o resultado. Obtivemos um défcit localizado o mais próximo possível do obtido pelo experimento MINOS usando a proporção p=p = 0;45. Tal resultado deve ser melhor estudado e a simulação aprimorada para que se determine esta razão entre antiprótons e prótons com a precisão adequada.