Tiến Sĩ Nghiên cứu hạt Muon trong mưa rào khí quyển diện rộng ghi nhận tại Hà Nội bằng Detector Cherenkov nư

LUẬN ÁN TIẾN SĨ VẬT LÝ
NĂM 2014
STUDY OF MUONS PRODUCED IN EXTENSIVE AIR SHOWERS DETECTED IN HANOI USING A WATER CHERENKOV DETECTOR
TÓM TẮT
Luận án trình bày nghiên cứu chi tiết về hoạt động của detector Cherenkov VATLY, bản sao của một
trong 1660 detector mặt đất tại Đài thiên văn Pierre Auger. Đề tài nghiên cứu tập trung vào sự đáp
ứng của detector đối với các tín hiệu nhỏ tới một phần mười tín hiệu được tạo ra bởi hạt muon đi
xuyên detector theo phương thẳng đứng (VEM ), mở rộng vùng hoạt động của detector lên đến 104.
Nghiên cứu sử dụng phương pháp tìm kiếm thực nghiệm sự phân rã của hạt muon dừng trong khối nước
của detector, trong đó chỉ có một vài phần trăm thông lượng hạt là phát ra đủ ánh sáng Cherenkov để
có thể được ghi nhận trước khi bị dừng hoàn toàn. Sau đó, mỗi muon phân rã thành một electron (hay
positron) có năng lượng trung bình khoảng 35 MeV. Thí nghiệm được thiết kế phù hợp cho việc phát
hiện các tín hiệu được tạo ra bởi cả muon dừng và electron được sinh ra. Những cặp tín hiệu như vậy
đã được phát hiện trong các điều kiện thí nghiệm khác nhau, cả biên độ tín hiệu lẫn khoảng thời
gian giữa hai tín hiệu cùng được xác định. Một hodoscope nhấp nháy được đặt trên và dưới detector
Cherenkov để chuẩn thang đo cho hệ thống. Một số lượng lớn mẫu số
liệu đã được thu thập cho thấy bằng chứng rất rõ ràng về sự phân rã muon với phổ thời gian như đã
dự kiến. Biên độ tín hiệu của hạt electron được thấy chỉ bằng một phần của một VEM , và chỉ phần
đuôi phổ phân bố là được ghi nhận. Phân bố của muon đòi hỏi phải có thêm sự đóng góp của thành phần
mềm electron/photon, xuất hiện đặc biệt quan trọng trong thí nghiệm này do detector Cherenkov có
thể tích ghi đo lớn. Một mô hình để tìm hiểu về cơ chế vật lý và tiến trình ghi nhận đã được xây
dựng giải thích rõ ràng phổ phân bố điện tích và thời gian đã thu được. Nó cũng cho phép đánh giá
số quang điện tử trên một VEM là 13,0 ± 0,9 và năng lượng trung bình của muon là 4,0 ± 0,4 GeV.
Hiệu suất ghi nhận hạt electron ngụ ý một kích thước mưa rào electron hiệu dụng là
~36 ± 6 cm, bằng kích thước của chiều dài bức xạ trong môi trường nước. Điểm cuối của phổ phân bố
điện tích electron, tương ứng với động năng 53 MeV, được đo là Eend = 0,275 ± 0,018 VEM phù hợp với
dự kiến. Tốc độ sự kiện được đo phù hợp với dự kiến. Tốc độ xuất hiện sự kiện muon kép trong cùng
một mưa rào là 7,0 ± 0,5 Hz. Một chương trình mô phỏng cơ chế thu nhận ánh sáng đã được viết thể hiện
sự phụ thuộc của các góc tới nhỏ vào hiệu suất ghi nhận, điều này
phù hợp với quan sát. Ngoài ra, nghiên cứu này đã đóng góp những thông tin hữu ích về các hoạt động
chi tiết của những detector Cherenkov lớn nói chung, và của mảng detector mặt đất tại Đài thiên văn
Pierre nói riêng. Nghiên cứu đã góp phần vào việc đào tạo sinh viên ngành vật lí hạt thực nghiệm và
vật lí hạt nhân bằng cách cung cấp cho họ một công cụ đặc biệt thích hợp với công việc.

Table of content
Tóm tat 3
Abstract 5
Key to Abbreviations 7
Acknowledgements 8
Table of content 9
1. Introduction . 11
1.1 Generalities on cosmic rays 11
1.2 The Pierre Auger Observatory 13
1.3 Cosmic rays in Hanoi . 19
1.4 The VATLY Cherenkov detectors 21
1.5 Overview of the present work . 24
2. Response of the VATLY Cherenkov Detector to feed-through muons 26
2.1 The trigger hodoscope 26
2.1.1 Description . 26
2.1.2 High voltages and delays 27
2.1.3 Rate . 29
2.2 Electronics 30
2.3 Analysis of hodoscope data . 32
2.3.1 Charge distributions . 32
2.3.2 Time of flight 35
2.3.3 Event selection . 37
2.3.4 Stability . 38
2.4 Analysis of Cherenkov data . 40
2.4.1 Response of the Cherenkov counter to a hodoscope trigger 41
2.4.2 Selection of good muons 42
2.4.3 Conclusion 43
3. Muon decays in the VATLY Cherenkov tank . 44
3.1. Basic processes . 44
3.2. Simulation of the detector and muon signal 47
4. Auto-correlations: rates and time distributions 53
4.1 The problem .53
4.2 No correlation 54
4.3 Cosmic rays .54
4.4 Muon decays and muon captures .55
4.5 Decays, capture and multi-muons 57
4.6 Simulation .58
5. Auto-correlations: electronics and data acquisition 61
5.1 Auto-correlation measurement .61
5.1.1 Timing considerations 63
5.1.2 Calibration .65
5.1.3 Spikes .67
5.2 Charge measurement 70
6. Auto-correlations: data analysis 72
6.1 Time spectra .72
6.1.1 Introduction .72
6.1.2 Cherenkov detector 73
6.1.3 Scintillator detector 78
6.2 Charge spectra 81
6.2.1 Introduction .81
6.2.2 Cherenkov detector 81
6.2.3 Scintillator detector 90
7. Results and interpretation .93
7.1 A simple model .93
7.2 Comparison with the data 94
7.3 Including a soft component .96
7.4 Threshold cut-off functions .98
7.5 Dependence on zenith angle 99
7.6 Comparison between data and simulation 102
7.7 Decoherence and shower size 109
8. Summary and conclusion . 111
References . 115

1. Introduction
1.1 Generalities on cosmic rays
Cosmic rays [1] are ionised nuclei that travel in space up to extremely
high energies of the order of 1020 eV=16 Joules. There are very few of them but
their contribution to the energy density of the Universe is similar to that of the
Cosmic Microwave Background or of the visible light or of the magnetic fields,
namely ~1 eV/cm3. Their power law energy spectrum (Figure 1.1), spanning 32
decades (12 decades in energy), is of the approximate form E–2.7.
The Pierre Auger Observatory (PAO) [2] studies the high energy part of
the spectrum, where an extragalactic component can be found. The water
Cherenkov detector of the Vietnam Auger Training LaboratorY (VATLY),
which is being studied in the present
thesis, is a replica of those used in the
PAO. Indeed VATLY is associated with
the PAO and much of its research is
related to PAO data. However, the
present study uses data collected in
Hanoi, at sea level, which correspond to
the low energy part of the spectrum. Its
main aim is to study the detector, its
properties and its response to various
sources, in particular to low signals.
Because of the close relation
between VATLY and the PAO, we
devote the next sub-section (1.2) to a
brief description of the PAO and of the
physics questions that it addresses. The main characteristics of low energy
cosmic rays, as used here, are briefly reviewed in sub-section 1.3 and the water
Figure 1.1 The cosmic ray energy spectrum displaying its main features.
Cherenkov detectors used in both VATLY and the PAO are described in subsection
1.4. Sub-section 1.5 introduces the present work.
At lower energies, cosmic rays are found to be ionised nuclei with relative
abundances similar to those measured on average in the Universe: protons
dominate, followed by helium nuclei and by a spectrum of strongly bound light
nuclei, mostly iron. Spallation reactions occurring in the interactions of cosmic
rays with interstellar matter tend to fill the valleys of the original spectrum.
Most of the lower energy cosmic rays are galactic and have their sources
in the shells of young Super Nova Remnants (SNR) in the Milky Way, the
acceleration mechanism being well described by diffusive shock acceleration
across the shock front [3]. This is a collisionless process, with magnetic fields
causing the random walk progression of the particle being accelerated, implying
many successive traversals of the shock front. Each shock traversal increases the
particle energy by a constant fraction, proportional to the relative velocity of the
upstream medium with respect to the downstream one. Turbulences around the
shock result in strong magnetic field amplification increasing significantly the
efficiency of the acceleration process. Diffusive shock acceleration has the
property to generate a power energy spectrum with an index between 2 and 3.
When a primary cosmic ray enters the Earth atmosphere, it interacts with it
and produces a large number of mesons, which, in turn, interact with the
atmosphere, and so on until the primary energy is exhausted in ionisation losses. The result is a cascade of interactions
(Figure 1.2) producing an extensive air shower (EAS). Its longitudinal profile
evolves slowly with energy, in proportion to its logarithm, while its energy
content, in the form of ionisation losses, is proportional to energy.
References
[1]. P. Darriulat, Lectures on Cosmic Rays, an Introduction, Kathmandu 2010
and Ho Chi Minh City 2011, and references therein.
[2]. The Pierre Auger Collaboration, Contributions to the 32nd International
Cosmic Ray Conference, Beijing 2011, and references therein.
[3]. D.K. The et al., Fluctuations in Diffusive Shock Acceleration, Comm. Phys.
Vietnam, Vol 21, Num 3 (2011) 199;
D.K. The, Diffusive Shock Acceleration of Cosmic Rays, Master thesis
defended at Hanoi University of Education, 2010, and references therein.
[4]. K. Greisen, End to the Cosmic-Ray Spectrum?, Phys. Rev. Lett. 16 (1966)
748; G.T. Zatsepin and V.A. Kuzmin, Upper limit of the spectrum of cosmic
rays, Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 4 (1966) 114.
[5]. P.N. Diep, Contribution to the identification of primary ultra high energy
cosmic rays using the Pierre Auger Observatory, PhD thesis, 2010, and
references therein.
[6]. D.T. Hoai et al., Simulation of proton-induced and iron extensive air
showers at extreme energies, Astropart. Phys. 36 (2012) 137-145, and references
therein.
[7]. P.N. Dinh et al., Measurement of the vertical cosmic muon flux in a region
of large rigidity cut-off, Nucl. Phys. B627 (2002) 29-42.
[8]. P.N. Dinh et al., Measurement of the zenith angle distribution of the cosmic
muon flux in Hanoi, Nucl. Phys. B661 (2003)) 3-16.
[9]. P. N. Diep et al., Measurement of the east-west asymmetry of the cosmic
muon flux in Hanoi, Nucl. Phys. B 678 (2004) 3-15.
[10]. M. Honda et al., Calculation of the Flux of Atmospheric Neutrinos, Phys.
Rev. D52 (1995) 4985 and Proc. 2001 Int. Cosmic Ray Conf., Copernicus
Gesellschaft, Hamburg, p1162.
116
[11]. N.T. Thao, The detection of extensive air showers in Hanoi, Master thesis
presented to the Hanoi University of Sciences, Vietnam National University,
2007.
[12]. The Auger Collaboration, Properties and performance of the prototype
instrument for the Pierre Auger Observatory, Nucl. Instr. Meth. A523 (2004) 50
and references therein.
[13]. P.T.T. Nhung, Performance studies of water Cherenkov counters, Master
thesis presented to the Hanoi University of Sciences, Vietnam National
University, 2006.
[14]. P.N. Dông, The Cherenkov counters of the VATLY Laboratory, Master
thesis presented to the Hanoi University of Technology, Vietnam National
University, 2006.
[15]. X. Bertou, Proceedings of the 28th ICRC (Tsukuba), 2003;
X. Bertou, Calibration of the surface array of the Pierre Auger
Observatory, NIMPRA 568, 2006, p839.
[16]. N.T. Thao, VATLY Internal note 30, Design, installation and running-in of
a muon trigger hodoscope bracketing the Cherenkov Auger tank of VATLY, Jun,
2009.
[17]. P.T. Nhung and P. Billoir, On the decay of muons stopping in the SD tanks,
Auger GAP2009-055;
P.T. Nhung, Contribution to the study of ultra high energy showers using
the surface detector of the Pierre Auger Observatory, PhD thesis presented at the
Université Paris VI-UPMC, 2009.
[18]. The PDG Group, Particle physics booklet, 2008, p220.
[19]. D. F. Measday, The Nuclear Physics of Muon Capture, Phys/ Rep. 354
(2001) 243.
[20]. M. P. de Pascale et al., Absolute spectrum and charge ratio of cosmic ray
muons in the energy region from 0.2 GeV to 100 GeV from 600 m above sea
level, J. Geophys. Res., 98A3 (1993) 3501.
117
[21]. Y. Nishina, M. Takeuchi and T.Ichimiya, On the Nature of Cosmic-Ray
Particles, Phys. Rev. 52 (1937) 1198.
[22]. For an early simpler version, see: D.T. The, Optical properties of a
Cherenkov counter, Diploma in Astrophysics, Hanoi University of Education,
Hanoi, May 2007.
[23]. K. Greisen, Cosmic Ray Showers, Ann. Rev. Nucl. Sci.10 (1960) 63.
[24]. J. Abraham et al. (Auger Collaboration), Measurement of the energy
spectrum of cosmic rays above 1018 eV using the Pierre Auger Observatory,
Physics Letters B 685 (2010) 239–246;
M. Settimo et al. (Auger Collaboration), Measurement of the cosmic ray
energy spectrum using hybrid events of the Pierre Auger Observatory, Eur. Phys.
J. Plus 127 (2012) 87.
[25]. J. Abraham et al. (Auger Collaboration), A search for anisotropy in the
arrival directions of ultra high energy cosmic rays recorded at the Pierre Auger
Observatory, JCAP 04 (2012) 040;
J. Abraham et al. (Auger Collaboration), Constraints on the origin of
cosmic rays above 1018 eV from large scale anisotropy searches in data of the
Pierre Auger observatory, ApJL, 762 (2012) L13.