Πτυχιακή Εργασία. Παπαδοπούλου Αναστασία. Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης. Τμήμα φυσικής. Επιβλέπων καθηγητής: Αναστάσιος Λιόλιος

Transcript

1 Πτυχιακή Εργασία Προσομοίωση της αλληλεπίδρασης των κοσμικών πρωτονίων ενέργειας 1-1 GeV με την ατμόσφαιρα με τον κώδικα CORSIKA και εκτίμηση του πεδίου δευτερογενούς ακτινοβολίας στα συνήθη υψόμετρα πτήσης των αεροσκαφών. Παπαδοπούλου Αναστασία Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Τμήμα φυσικής Επιβλέπων καθηγητής: Αναστάσιος Λιόλιος Φεβρουάριος 217 1

2 Περιεχόμενα 1.Κοσμική Ακτινοβολία Γενικά Προέλευση-Ενεργειακό φάσμα Οι κοσμικές ακτίνες και η γήινη ατμόσφαιρα Γενικά Αλληλεπιδράσεις Συνιστώσες κοσμικής ακτινοβολίας Ανίχνευση κοσμικών ακτινών Εισαγωγή Επίγειοι Ανιχνευτές Διαστημικοί-Εναέριοι Ανιχνευτές Πειράματα Κοσμικών Ακτινών Εκτίμηση δευτερογενούς ακτινοβολίας σε υψόμετρα 1-12 km Υψόμετρα πτήσης εμπορικών αεροσκαφών Έκθεση στη δευτερογενή ακτινοβολία Πρόγραμμα προσομοίωσης CORSIKA Εισαγωγή Μοντέλα προσομοίωσης Εγκατάσταση και χρήση του λογισμικού Αποτελέσματα προσομοιώσεων Εισαγωγή Πρωτογενή πρωτόνια ενέργειας 1-15 GeV Κατανομή δευτερογενών σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος Κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας δευτερογενών σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος Πρωτογενή πρωτόνια ενέργειας 1-1 GeV

3 5.3.1.Κατανομή δευτερογενών σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος Κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας δευτερογενών σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος Συμπεράσματα Βιβλιογραφία

4 Πτυχιακή Εργασία Προσομοίωση της αλληλεπίδρασης των κοσμικών πρωτονίων ενέργειας 1-1 GeV με την ατμόσφαιρα με τον κώδικα CORSIKA και εκτίμηση του πεδίου δευτερογενούς ακτινοβολίας στα συνήθη υψόμετρα πτήσης των αεροσκαφών. Παπαδοπούλου Αναστασία Περίληψη Όταν οι κοσμικές ακτίνες φτάσουν στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας της γης αλληλεπιδρούν με τα συστατικά του αέρα παράγοντας ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς δευτερογενών κοσμικών σωματιδίων. Λόγω της φύσης των αλληλεπιδράσεων που συμβαίνουν σε έναν ατμοσφαιρικό καταιγισμό, του είδους, της ενέργειας και της κατεύθυνσης του πρωτογενούς κοσμικού σωματιδίου, τα δευτερογενή σωματίδια που παράγονται εμφανίζουν διαφορετικές κατανομές. Οι κατακόρυφες αυτές κατανομές τόσο των σωματιδίων όσο και των ενεργειών που αποθέτουν στην ατμόσφαιρα, μας δίνουν σημαντικές πληροφορίες για τα πρωτογενή σωματίδια και για τις αλληλεπιδράσεις που έλαβαν χώρα και κατά συνέπεια η μελέτη τους καθίσταται ιδιαίτερα σημαντική. Η παρούσα εργασία πραγματεύεται την μελέτη των προαναφερόμενων κατανομών με τη χρήση του προγράμματος προσομοίωσης κοσμικών ακτινών CORSIKA. Στα κεφάλαια που ακολουθούν γίνεται μια σύντομη εισαγωγή στις κοσμικές ακτίνες, στις τεχνικές ανίχνευσής τους και στα σημαντικότερα πειράματα ανίχνευσης κοσμικών σωματιδίων. Επίσης, γίνεται μια αναφορά στο πεδίο της δευτερογενούς ακτινοβολίας στο οποίο εκτίθενται τα εμπορικά αεροσκάφη. Ακολουθεί μια περιγραφή της εγκατάστασης και της χρήσης του λογισμικού CORSIKA. Στο κυρίως θέμα, γίνεται η ανάλυση των αποτελεσμάτων των προσομοιώσεων και συγκρίνοντας τα μεταξύ τους αλλά και με τη βιβλιογραφία, καταλήγουμε στα συμπεράσματα στο τέλος της εργασίας. 4

5 Title A simulation study with CORSIKA of the interaction of cosmic protons with energy 1-1 GeV with the atmosphere and assessment of secondary radiation field in the normal aircraft flight altitudes. Papadopoulou Anastasia Abstract When cosmic rays reach the upper layers of the earth s atmosphere they interact with the particles in the air, resulting to secondary particles and creating a cascade. Due to the nature of the interactions occurring in a cascade, the kind, the energy and the direction of the primary particle, the produced secondary particles develop different distributions. These longitudinal distributions of secondaries and their energies are able to give as significant information about primaries and their interactions, consequently, it is very important to study them. The work described in this thesis uses the simulation program CORSIKA in order to analyze the foresaid distributions. In the chapters that follow, there are presented a brief introduction to cosmic rays, some shower detection techniques and the most significant cosmic ray experiments. Also, there is a mention at the secondary radiation field at which airplanes are exposed. In addition there is a description of the installation and the use of the necessary software. At the main subject, there is the analysis of the results of the simulations and comparing each other and to the bibliography, we reached to the conclusions presented at the end of the thesis. 5

6 Ευχαριστίες Θα ήθελα να εκφράσω την βαθιά ευγνωμοσύνη μου στον καθηγητή Αναστάσιο Λιόλιο, τον επιβλέποντα της πτυχιακής μου, για την υπομονετική του καθοδήγηση και τις χρήσιμες συμβουλές του. Επίσης, θα ήθελα να ευχαριστήσω το Ινστιτούτο Τεχνολογίας της Καρλσρούης (KIT), για την άμεση αποδοχή στην ομάδα χρηστών του κώδικα CORSIKA και τις χρήσιμες οδηγίες για την εγκατάσταση και την χρήση του προγράμματος. Acknowledgements I would like to express my deep gratitude to Prof. Anastasios Liolios, my supervisor, for his patient guidance and useful critiques of the present thesis. I would also like to thank Karlsruher Institut Technologie (KIT), for the instant acceptance at the CORSIKA user s team and the useful instructions for the installation and use of the program. 6

7 1.Κοσμική Ακτινοβολία 1.1.Γενικά Ο συνεχής καταιγισμός σωματιδίων υψηλής ενέργειας σχετικιστικών ταχυτήτων που διεισδύουν στην γήινη ατμόσφαιρα από όλες τις διευθύνσεις του διαστήματος καθώς και όσα άλλα δευτερογενή σωματίδια δημιουργούνται διασχίζοντας την ατμόσφαιρα ονομάζεται κοσμική ακτινοβολία [1]. Η έρευνα των κοσμικών ακτινών αποτελεί διείσδυση στο άγνωστο και η ανίχνευση και η μελέτη της κοσμικής ακτινοβολίας στις αρχές του 2 ου αιώνα υπήρξε σημαντική για την ανάπτυξη της πυρηνικής φυσικής και της φυσικής των στοιχειωδών σωματιδίων. Ο όρος κοσμικές ακτίνες εισήχθη από τον Millikan το 1925 αφού είχαν ήδη ανακαλυφθεί από τους V.Hess και Κohlorster αρκετά νωρίτερα [2]. Ο Victor Hess το 1912 χρησιμοποιώντας ένα αερόστατο υδρογόνου έκανε μετρήσεις του ιονισμού του αέρα προκειμένου να κατανοήσει γιατί ο αέρας είναι πάντα ιονισμένος. Αυτό που παρατήρησε είναι ότι ο ιονισμός αυξάνεται ραγδαία με το ύψος φθάνοντας σε ύψος 5 km σε τιμές περί τα 4% σε σχέση με τον ιονισμό κοντά στο έδαφος. Παρόμοιες μετρήσεις μέχρι ύψους 9 km έγιναν και από τον Kohlorster το επιβεβαιώνοντας ότι υπάρχει μεγάλη αύξηση του ατμοσφαιρικού ιονισμού με το ύψος. Το φαινόμενο αυτό το απέδωσαν σε μια άγνωστη ακτινοβολία που εισέρχεται στην ατμόσφαιρα από ψηλά, στην κοσμική ακτινοβολία. 7

8 1.2.Προέλευση-Ενεργειακό φάσμα Τα πρωτόνια και τα σωματίδια α αποτελούν το 99% του συνόλου των κοσμικών ακτινών και σε πολύ μικρότερο ποσοστό συμμετέχουν οι ελαφρείς πυρήνες και τα ηλεκτρόνια. Τα σωματίδια αυτά αναλόγως της προέλευσής τους κατηγοριοποιούνται σε: Ηλιακά Ενεργειακά Σωματίδια (Solar Energetic Particles) Γαλαξιακές Κοσμικές Ακτίνες (Galactic Cosmic Rays) Ανώμαλες Κοσμικές Ακτίνες (Anomalous Cosmic Rays) Εξωγαλαξιακές Κοσμικές Ακτίνες Από την προέλευση τους εξαρτάται και η ενέργεια τους, καθώς σε κάθε περίπτωση ο μηχανισμός επιτάχυνσης που ακολουθείται είναι διαφορετικός. [3] Αξίζει να σημειωθεί πως όσο αυξάνεται η ενέργεια του σωματιδίου μειώνεται η ροή του. Έτσι, όσο ενεργητικότερα σωματίδια προσπαθούμε να εντοπίσουμε τόσο ανεπαρκέστερη θα είναι η στατιστική που θα προσπαθούμε να αναπτύξουμε. Το φαινόμενο αυτό αποτυπώνεται στο διάγραμμα της εικόνας 1 το οποίο αναπαριστά το ενεργειακό φάσμα του συνόλου των κοσμικών σωματιδίων που καταφθάνουν στην κορυφή της ατμόσφαιρας. 8

9 Εικόνα 1 : ενεργειακό φάσμα του συνόλου των κοσμικών ακτινών που καταφθάνουν στην κορυφή της ατμόσφαιρας Οι ενέργειες των κοσμικών ακτινών ποικίλουν από περίπου 1 6 ev μέχρι λίγο περισσότερο από 1 2 ev. H ροή των σωματιδίων αυτών περιγράφεται από την εξής διαφορική εξίσωση: (1) Όπου Ν ο αριθμός των σωματιδίων Ε η εκάστοτε ενέργεια και α~3 η αρνητική κλίση της ευθείας του φάσματος 9

10 Η ροή των κοσμικών ακτινών είναι περίπου 1 cm -2 s -1 στα 1 MeV και 1km -2 century -1 σε ενέργειες περίπου 1 2 ev. Η προέλευση των κοσμικών ακτινών είναι κυρίως άγνωστη αλλά πιστεύεται ότι το πλήθος των κοσμικών ακτινών με ενέργειες μικρότερες από 1 15 ev προέρχονται μέσα από τον γαλαξία μας. 1.3.Οι κοσμικές ακτίνες και η γήινη ατμόσφαιρα Γενικά Μόλις εισέλθει ένα σωματίδιο κοσμικής ακτινοβολίας στην γήινη ατμόσφαιρα αλληλεπιδρά με τα μόρια του αέρα και με μια σειρά από αντιδράσεις δημιουργεί ένα πλήθος νέων σωματιδίων (ατμοσφαιρικός καταιγισμός) των οποίων ο αριθμός και οι κινητικές ενέργειες εξαρτώνται από την ενέργεια και το είδος του αρχικού (primary) σωματιδίου. Αναλυτικότερα, όσο μεγαλύτερη είναι η ενέργεια του αρχικού σωματιδίου, τόσο βαρύτερα σωματίδια θα παρουσιάζονται στον καταιγισμό, τόσο μεγαλύτερες θα είναι οι κινητικές τους ενέργειες και ο πληθυσμός τους και όλο και περισσότερα σωματίδια θα φτάνουν στην επιφάνεια του εδάφους. (Gaisser,199) Ο αριθμός των σωματιδίων αυξάνεται ραγδαία όσο ο καταιγισμός προχωράει καθοδικά στην ατμόσφαιρα ενώ η ενέργεια των σωματιδίων μειώνεται μέχρι το σημείο μέγιστου καταιγισμού στο οποίο τα σωματίδια δεν μπορούν να παράγουν νέα δευτερογενή. Τα σωματίδια που καταφθάνουν στην επιφάνεια του εδάφους είναι ελάχιστα και αυτό όπως είπαμε και παραπάνω εξαρτάται από το είδος και την ενέργεια του πρωτογενούς σωματιδίου (Liolios 212). Όταν το πρωτογενές σωματίδιο έχει μεγάλη αρχική ενέργεια και συνεπώς παράγει πολλά δευτερογενή σωματίδια, έχουμε έναν ατμοσφαιρικό 1

11 καταιγισμό ( air shower ). Για ενέργειες πρωτογενούς σωματιδίου μεγαλύτερες από 1 14 ev, μεγάλος αριθμός δευτερογενών σωματιδίων καταφθάνει στο έδαφος και έχουμε έναν εκτεταμένο ατμοσφαιρικό καταιγισμό (Extensive Atmospheric Air Shower ). Το μέτωπο του ατμοσφαιρικού καταιγισμού απλώνεται μερικές εκατοντάδες μέτρα από τον άξονα κίνησης του αρχικού σωματιδίου (shower axis). Η πυκνότητα των σωματιδίων μειώνεται όσο αυξάνεται η εγκάρσια ανάπτυξη του καταιγισμού. [4] Αλληλεπιδράσεις Κατά την είσοδο του αρχικού σωματιδίου στην ατμόσφαιρα ξεκινάει μια σειρά αλληλεπιδράσεων οι οποίες ενδέχεται να είναι αυτές του φωτός με την ύλη (φαινόμενο Compton, φωτοηλεκτρικό φαινόμενο, δίδυμη γένεση), διασπάσεις ασταθών πυρήνων ή σωματιδίων με εκπομπές ακτινών γάμμα, λεπτονίων ή μεσονίων, συγκρούσεις αδρονίων μεταξύ τους ή με μεσόνια προς σχηματισμό βαρύτερων αδρονίων ή μεσονίων και πολλές άλλες. Η ατμόσφαιρα απορροφά σχεδόν όλα τα πρωτογενή κοσμικά σωματίδια μέσω διαφόρων μηχανισμών, διασπείροντας την ενέργειά τους σε ένα πλήθος δευτερογενών σωματιδίων και σε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Ο ιονισμός της ατμόσφαιρας οφείλεται κυρίως στην διέλευση μέσα από αυτήν της δευτερογενούς κοσμικής ακτινοβολίας. Ο χρόνος από τη στιγμή της πρώτης αλληλεπίδρασης μέχρι να φτάσει το μέτωπο ενός μεγάλου καταιγισμού στο μέγιστο, είναι της τάξης των λίγων δεκάδων μsec. 11

12 1.3.3.Συνιστώσες κοσμικής ακτινοβολίας Όσο αναπτύσσεται ο καταιγισμός στην γήινη ατμόσφαιρα παρουσιάζονται (αν επαρκεί η ενέργεια) τρεις ομάδες δευτερογενών σωματιδίων. Η αδρονική ή πυρηνική συνιστώσα η οποία αποτελείται από αδρόνια (κυρίως πρωτόνια και νετρόνια) και πυρήνες ατόμων, η μιονική ή σκληρή συνιστώσα η οποία είναι εξαιρετικά διεισδυτική και την οποία αποτελούν τα μιόνια και τέλος η ηλεκτρομαγνητική ή μαλακή συνιστώσα που είναι το σύνολο των φωτονίων και ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων του καταιγισμού. Από τα παραπάνω στο έδαφος φτάνουν συνήθως μονάχα τα μιόνια, αν έχουν παραχθεί, και ένα κομμάτι της ηλεκτρομαγνητικής συνιστώσας. Εικόνα 2 : ατμοσφαιρικός καταιγισμός 12

13 1.4.Ανίχνευση κοσμικών ακτινών Εισαγωγή Προκειμένου να εντοπιστούν τα είδη των σωματιδίων, οι ενέργειες και οι ποσότητες τους στο γήινο έδαφος έχουν εγκατασταθεί από ερευνητικά κέντρα σειρές ανιχνευτών για διάφορα σωματίδια, αναλόγως κάθε φορά των στόχων του εκάστοτε ερευνητικού κέντρου. Είναι γνωστό πως εκτός των επίγειων (και υπόγειων) ανιχνευτών υπάρχουν και άλλοι εγκατεστημένοι είτε σε διαστημικούς σταθμούς και δορυφόρους είτε σε τροχιά γύρω από τη Γη. Σε κάθε περίπτωση υπάρχουν πλεονεκτήματα και μειονεκτήματα και πολλές φορές η επιλογή της μεθόδου ανίχνευσης είναι μονόδρομος. [5] Επίγειοι Ανιχνευτές Όσον αφορά τους επίγειους ανιχνευτές, υποδιαιρούνται και αυτοί σε δύο κατηγορίες,[6] αυτούς που καταμετράνε τα προσπίπτοντα σωματίδια και αυτούς που καταμετράνε την αποτιθέμενη ενέργεια. Στην πρώτη κατηγορία ανήκουν οι ανιχνευτές Geiger-Muller οι οποίοι δεν έχουν τη δυνατότητα ανίχνευσης της κατεύθυνσης του πρωτογενούς σωματιδίου και χρειάζεται ένας μεγάλος αριθμός ανιχνευτών της κατηγορίας αυτής προκειμένου να καθοριστεί η πυκνότητα των σωματιδίων ( Harwell, Cornell, Moscow State University ). Στην δεύτερη κατηγορία επίγειων ανιχνευτών ανήκουν οι σπινθηριστές και τα τηλεσκόπια ακτινοβολίας Cherenkov στην ατμόσφαιρα και στο νερό. Οι σπινθηριστές αποτελούνται από ένα υλικό το οποίο εκπέμπει ακτινοβολία κατά τη διέλευση ενός φορτισμένου σωματιδίου και από έναν φωτοπολλαπλασιαστή που ανιχνεύει την ακτινοβολία αυτήν και τη 13

14 μετατρέπει σε ηλεκτρικό παλμό ο οποίος μας δίνει τις κατάλληλες πληροφορίες.[7] Οι ανιχνευτές νερού που βασίζονται στα τηλεσκόπια Cherenkov χρησιμοποιούν προφανώς του φαινόμενο Cherenkov δηλαδή την εκπομπή ακτινοβολίας σε σχήμα κώνου όταν ένα φορτισμένο σωματίδιο κινείται στο μέσο με μεγαλύτερη ταχύτητα από την αντίστοιχη ταχύτητα του φωτός στο μέσο αυτό. Μετρώντας τη γωνία εκπομπής της ακτινοβολίας Cherenkov ( cosθ=1/βn ) μπορούμε να υπολογίσουμε την ταχύτητα που οδηγεί στον προσδιορισμό της μάζας και συνεπώς στο είδος του σωματιδίου. Επίσης με τους ανιχνευτές αυτούς μετράμε με μεγάλη ακρίβεια την ηλεκτρομαγνητική συνιστώσα και την εξάρτηση από τη ζενιθιακή γωνία (Liolios, 212). Εικόνα 3 : Geometry of Cherenkov radiation Οι επίγειοι ανιχνευτές τηλεσκοπίων Cherenkov βασίζονται στην ακτινοβολία που εκπέμπουν τα ηλεκτρόνια αλλά και στο φθορισμό της ατμόσφαιρας από το άζωτο. Για την ανίχνευση λοιπόν αυτού του είδους απαιτείται ανέφελος ουρανός χωρίς φεγγάρι και ξηρή ατμόσφαιρα. Τα τηλεσκόπια αυτά αποτελούνται από μια επιφάνεια κατόπτρων τα οποία εστιάζουν σε μια κάμερα-ανιχνευτή. Στην κάμερα υπάρχει ένα σύνολο από φωτοπολλαπλασιαστές (PMTs) οι οποίοι παίζουν τον ρόλο των pixel της κάμερας και ουσιαστικά όσο περισσότεροι PMTs και όσο περισσότερα τα κάτοπτρα τόσο μεγαλύτερη η ανάλυση του τηλεσκοπίου. 14

15 Τα τηλεσκόπια αυτά έχουν ένα μέγιστο εύρος οπτικής γωνίας κοντά στις 1 ο (ανάλογα με το πειραματικό κέντρο) και είναι σε θέση να εντοπίζουν την διεύθυνση του εισερχόμενου πρωτογενούς σωματιδίου με ανακατασκευή (reconstruction) [8] του καταιγισμού. Συνήθως χρησιμοποιούνται περισσότερα του ενός τηλεσκόπια σε μία περιοχή καθώς αυξάνεται με αυτόν τον τρόπο κατά μια τάξη μεγέθους η ευαισθησία και η γωνιακή και ενεργειακή ανάλυσή τους. Το σύστημα αυτό λέγεται στερεοσκοπικό και χρησιμοποιείται σε προγράμματα όπως το HESS και VERITAS. Εικόνα 4: ΤΗΛΕΣΚΟΠΙΑ CHERENKOV, MAGIC Διαστημικοί-Εναέριοι Ανιχνευτές Σχετικά με τους διαστημικούς και εναέριους ανιχνευτές,τα διαστημικά πειράματα είναι συνήθως μικροί σχετικά ανιχνευτές αυτόνομοι ή εγκατεστημένοι σε διαστημικούς σταθμούς ή σε δορυφόρους που στόχο έχουν συνήθως την έρευνα της ακτινοβολίας του διαστημικού περιβάλλοντος, της σκοτεινής ύλης και άλλων σχετικών θεμάτων. Το βασικό τους πλεονέκτημα είναι ότι δέχονται από το διάστημα τις 15

16 πρωτογενείς κοσμικές ακτίνες, δηλαδή αυτές πριν μπουν στην ατμόσφαιρα της γης και δημιουργήσουν καταιγισμούς. Για τον λόγο αυτό μπορούν να εντοπίζουν κοσμικές ακτίνες αρκετές τάξεις μεγέθους μικρότερης ενέργειας από τα επίγεια τηλεσκόπια. Επίσης για τον ίδιο λόγο οι ακτίνες αυτές είναι «αφιλτράριστες» από την ατμόσφαιρα οπότε μπορεί να γίνει ευκολότερα αναγνώριση του αρχικού σωματιδίου. [9] Η λειτουργία τους είναι ανεξάρτητη των καιρικών συνθηκών αντίθετα με τα επίγεια κέντρα. Τα μειονεκτήματά τους είναι πως δεν καλύπτουν μεγάλες επιφάνειες, καθώς είναι αδύνατο από πρακτικής άποψης να σταλεί κάτι ογκώδες στο διάστημα οπότε περιορίζεται η χρησιμοποίηση τους μόνο για σωματίδια μικρής σχετικά ενέργειας τα οποία καταφθάνουν με μεγάλη ροή. Εικόνα 6 : REXUS Εικόνα 5:: Fermi Gamma-ray Space Telescope Τα εναέρια πειράματα έχουν να κάνουν με προγράμματα όπως τα REXUS/BEXUS [9] τα οποία στέλνονται είτε με αερόστατα είτε με ερευνητικούς πυραύλους για σύντομες διαδρομές στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας σε ύψος μέχρι και τα 9 km. Τα πειράματα αυτά μοιράζονται αρκετά από τα πλεονεκτήματα των διαστημικών πειραμάτων 16

17 αλλά λόγω των σύντομων διαδρομών είναι αρκετά περιορισμένα σε αριθμό τα δεδομένα που συλλέγουν. ( ) 2.Πειράματα Κοσμικών Ακτινών Από τη στιγμή που ανακαλύφθηκε η κοσμική ακτινοβολία από τον Hess ξεκίνησε η έρευνα των κοσμικών ακτινών μέσω πολυάριθμων πειραμάτων σε ανιχνευτικές διατάξεις που έχουν στηθεί σε διάφορα σημεία του πλανήτη. [11] Παραδείγματα τέτοιων πειραμάτων αναφέρονται περιληπτικά παρακάτω με χρονολογική σειρά. 2.1.Volcano Ranch Το πείραμα αυτό στήθηκε από τους John Linsley, L.Scarsi και B.Rossi το 1961 στο Μεξικό και αποτέλεσε τον πρώτο μεγάλο ανιχνευτή κοσμικών ακτινών. [12] Αποτελείται από 19 πλαστικούς σπινθηριστές επιφάνειας 3.3 m 2 ο καθένας καλύπτοντας μια συνολική επιφάνεια 8.1 km 2. Εκεί ανακαλύφθηκαν για πρώτη φορά σωματίδια κοσμικής προέλευσης με ενέργειες μεγαλύτερες από 1 18 ev και άνοιξε ο δρόμος για τη δημιουργία μεγαλύτερων πειραμάτων. 2.2.Haverah Park Array Το πείραμα αυτό [13] που στήθηκε στο Ηνωμένο Βασίλειο ήταν σε λειτουργία από το 1967 μέχρι το 1987 και μελετούσε τα φάσματα πρωτογενών σωματιδίων με ενέργειες μεγαλύτερες από 1 17 ev. Αποτελούνταν από περισσότερους από 2 ανιχνευτές Cherenkov νερού οι οποίοι καταμετρούσαν την εναποτιθέμενη ενέργεια από τα αποδιεγειρόμενα μιόνια, φωτόνια και ηλεκτρόνια, και 3 τηλεσκόπια Cherenkov εδάφους που συνολικά κάλυπταν μια περιοχή 12 km 2. Το ενεργειακό φάσμα που τελικά παράχθηκε από τα πειραματικά αποτελέσματα άλλαζε κλίση διαρκώς αυξανομένης της ενέργειας και δεν ήταν δυνατόν να γίνει fitting με κάποια δεδομένη θεωρητική κλίση. Στο 17

18 πείραμα αυτό ανιχνεύτηκαν 8 γεγονότα με ενέργειες μεγαλύτερες από 1 2 ev σε μεγάλες ζενιθιακές γωνίες. 2.3.Yakutsk Array Το πείραμα αυτό ξεκίνησε στη Σιβηρία το 197 στο Institute of Cosmophysical Research and Astronomy. Η διάταξη των ανιχνευτών ήταν τέτοια ώστε να καλύπτουν μια περιοχή περίπου 18 km 2. Το 1995 η υπεύθυνη ομάδα του πειράματος άλλαξε τη διάταξη των ανιχνευτών φέροντας τους πιο κοντά μεταξύ τους και καλύπτοντας μια περιοχή 1 km 2 ώστε να πάρουν πιο λεπτομερείς μετρήσεις. 2.4.Fly s Eye-HiRes Το πείραμα αυτό [14], [15] είναι τοποθετημένο στη Γιούτα (USA), οργανώθηκε από το πανεπιστήμιο της Γιούτα και έλαβε χώρα από το 1981 έως και το Η τεχνική στην οποία βασίστηκε είναι η εκπομπή υπεριώδους ακτινοβολίας κατά την αποδιέγερση των μορίων της ατμόσφαιρας στη βασική τους στάθμη, αφού είχαν διεγερθεί από τα σωματίδια κάποιου καταιγισμού. Έτσι προκύπτει το μειονέκτημα ότι ο εντοπισμός της υπεριώδους ακτινοβολίας μπορεί να γίνει μόνο κατά τη διάρκεια της νύχτας. Μια δεύτερη ανιχνευτική διάταξη σε απόσταση 3.4km από την πρώτη κατέστησε δυνατή τη στερεοσκοπική παρατήρηση των καταιγισμών με αποτέλεσμα πολύ ακριβέστερες μετρήσεις. Κατά τη διάρκεια αυτού του πειράματος καταγράφηκε στις 15 Οκτωβρίου το 1991 ένας καταιγισμός ο οποίος προήλθε από πρωτογενές σωματίδιο της μεγαλύτερης μέχρι τώρα παρατηρούμενης ενέργειας (3.2±.9)x1 2 ev. Το 1997 ένα νέο πείραμα ξεκίνησε στην ίδια τοποθεσία με το όνομα HiRes. Αποτελείται από δύο ανιχνευτές φθορισμού με ενεργό περιοχή 3.8m 2 o καθένας και 256 φωτοπολλαπλασιαστές με αποτέλεσμα η 18

19 ευαισθησία τους να είναι δέκα φορές μεγαλύτερη από αυτούς του πειράματος Fly s Eye. 2.5.AGASA To πείραμα AGASA (Akeno Giant Air Shower Array ) [16] στήθηκε στην Ιαπωνία και είναι η μεγαλύτερη μέχρι σήμερα πειραματική διάταξη αφού καλύπτει μια περιοχή 1km 2. Η ομάδα του πανεπιστημίου του Τόκιο που ηγήθηκε του πειράματος προσπάθησε να κάνει μια δειγματοληψία των σωματιδίων που παράγονται από γιγάντιους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς. Η ενέργεια του αρχικού κοσμικού σωματιδίου υπολογίζεται από την πυκνότητα των σωματιδίων που καταμετρώνται στην κάθε θέση και από την απόσταση της θέσης αυτής από τον άξονα του καταιγισμού. Στο πείραμα αυτό χρησιμοποιήθηκε μια διάταξη ανιχνευτών που αποτελούνταν από 4 επιμέρους ενωμένες διατάξεις και 11 σπινθηριστές των 2.2m 2. Το μεγαλύτερο γεγονός παρατηρήθηκε στις 3 Οκτωβρίου το 1993 με ενέργεια περίπου 2x1 2 ev. 2.6.KASCADE Το πείραμα KASCADE [17], [18] στην Καρλσρούη της Γερμανίας ξεκίνησε το 1999 σε υψόμετρο 11m πάνω από τη θάλασσα. Το πείραμα περιλαμβάνει 252 θέσεις ανιχνευτών για την καταμέτρηση του αριθμού μιονίων ηλεκτρονίων και ακτινών γάμμα οι οποίοι είναι 13m ο καθένας καλύπτοντας έτσι μια περιοχή 2m 2. Επίσης περιλαμβάνει ένα αδρονικό καλορίμετρο στο κέντρο και μια θωρακισμένη σήραγγα με σωλήνες ολίσθησης για τον προσδιορισμό των τροχιών των μιονίων. Στο πείραμα μελετώνται εκτεταμένοι ατμοσφαιρικοί καταιγισμοί με ενέργειες πρωτογενών σωματιδίων από 5x1 14 μέχρι 1 17 ev. 19

20 Εικόνα 7 : View from South-West on the Kascade Array 2.7.Pierre Auger Observatory Αυτή η ανιχνευτική διάταξη κατασκευάστηκε στην Αργεντινή το 24 με σκοπό την μελέτη εκτεταμένων ατμοσφαιρικών καταιγισμών με ενέργειες πρωτογενών σωματιδίων μεγαλύτερες από 1 18 ev [19]. Το πείραμα αυτό συνδυάζει δύο ανιχνευτικές τεχνικές παρέχοντας αποτελέσματα εξαιρετικής ακρίβειας με δυνατότητα μέτρησης των συστηματικών αβεβαιοτήτων. Ακόμη, η ανιχνευτική διάταξη αποτελείται από δύο μέρη το καθένα μεγέθους 3km 2 που βρίσκονται αντίστοιχα στα δύο ημισφαίρια της Γης έχοντας έτσι ορατότητα σε όλο τον ουρανό. Η διάταξη του βορείου ημισφαιρίου πρόκειται να κατασκευαστεί στο Κολοράντο ενώ του νοτίου ημισφαιρίου υπάρχει ήδη στο Pampa Amarilla (Mendoza Argentina ). Η πρώτη ανιχνευτική τεχνική είναι αυτή των ανιχνευτών Cherenkov 11 λίτρων ο καθένας που καλύπτουν συνολικά 3km 2. Η δεύτερη ανιχνευτική τεχνική βασίζεται σε αυτή του πειράματος Fly s Eye. Ο συνδυασμός αυτών των δύο μεθόδων ανίχνευσης είναι πολλά υποσχόμενος και θα αποτελέσει ένα ισχυρό εργαλείο ανίχνευσης των σπανιότερων κοσμικών ακτινών. 2

21 Εικόνα 8 : The position of the two observatories inworld map(thesis Koutsokosta 214) 2.8.Telescope Array Το πείραμα Telescope Array [2] ξεκίνησε το 29 στη Γιούτα των Ηνωμένων Πολιτειών με σκοπό την ανίχνευση κοσμικών ακτινών υπερυψηλών ενεργειών. Η διάταξη αποτελείται από έναν επιφανειακό ανιχνευτή (SD) μέρος του οποίου είναι 57 σπινθηριστές που καλύπτουν μια επιφάνεια 7km 2, και τρεις ανιχνευτές φθορισμού (FD). Ύστερα από ένα διάστημα λειτουργίας της συγκεκριμένης διάταξης, προστέθηκε σε αυτήν και ένας ακόμη ανιχνευτής με το όνομα TALE (Telescope Array Low Energy Extension) που κατέστησε δυνατή τη μελέτη του ενεργειακού φάσματος σε χαμηλότερες ενέργειες. Ο ανιχνευτής αυτός είναι ένα τηλεσκόπιο φθορισμού με δυνατότητα ανάκλισης σε ένα δίκτυο ανιχνευτών εδάφους JEM-EUSO Το πρόγραμμα JEM-EUSO (Extreme Universe Space Observatory on Japanese Experiment Module) [21] αποτελεί μια προσπάθεια ανίχνευσης κοσμικών ακτινών υπερυψηλών ενεργειών στο διάστημα. Αποτελείται από ένα τηλεσκόπιο με δυνατότητα μεγάλης περιστροφής τοποθετημένο στο Διεθνή Διαστημικό Σταθμό που ανιχνεύει ακτινοβολίες Cherenkov 21

22 και φωτόνια φθορισμού που παράγονται στην ατμόσφαιρα της γης κατά τη διάρκεια εκτεταμένων ατμοσφαιρικών καταιγισμών. Το τηλεσκόπιο αποτελείται από φακούς Fresnel διαμέτρου 2.5m και το σήμα που δέχεται προέρχεται από τα ανακλώμενα στο έδαφος ή σε κάποιο σύννεφο φωτόνια Cherenkov. Η γωνία περιστροφής του τηλεσκοπίου (±3 o ) ανταποκρίνεται σε μια περιοχή ανίχνευσης 1.9x1 5 km 2. Εικόνα 9 : Schematic illustration of the operation JEM-EUSO (Kajino, 29). 3.Εκτίμηση δευτερογενούς ακτινοβολίας σε υψόμετρα 1-12 km 3.1.Υψόμετρα πτήσης εμπορικών αεροσκαφών Για την επίτευξη του σκοπού της εργασίας αυτής, μέρος της μελέτης μέσω των προσομοιώσεων με το CORSIKA ήταν η κατακόρυφη 22

23 κατανομή των δευτερογενών σωματιδίων και της ενέργειας που αποθέτουν στην ατμόσφαιρα ως προς το ατμοσφαιρικό βάθος, για ατμοσφαιρικά βάθη 2-3 g/cm 2. Τα ατμοσφαιρικά αυτά βάθη, αντιστοιχούν σε υψόμετρα περίπου 1 με 12 km (35-4 feet) όπως φαίνεται και στην εικόνα 1, τα οποία παρουσιάζουν ιδιαίτερο ενδιαφέρον λόγω της πτήσης των πολιτικών αεροσκαφών στα ύψη αυτά. Εικόνα 1 : σχέση υψομέτρου-ατμοσφαιρικού βάθους Τα υψόμετρα πτήσης των εμπορικών αεροσκαφών ποικίλουν καθώς μεταβάλλονται ανάλογα με τον τύπο του αεροσκάφους, την περιοχή της πτήσης και τις καιρικές συνθήκες αλλά το σύνηθες υψόμετρο πτήσης μεταβάλλεται μεταξύ των τιμών 1-12 km (35-4 ft ) [22]. Το υψόμετρο αυτό καθορίζεται ώστε να ξεπερνιούνται τα επίγεια εμπόδια 23

24 (βουνά), να διασφαλίζεται η ασφαλής κατακόρυφη απόσταση μεταξύ των αεροδιαδρόμων των αεροσκαφών και να βρίσκονται τα αεροπλάνα στο στρώμα της ατμόσφαιρας με την κατάλληλη ατμοσφαιρική πίεση ώστε να εξασφαλίζεται η ελάχιστη δυνατή καύση και η μέγιστη δυνατή ταχύτητα. 3.2.Έκθεση στη δευτερογενή ακτινοβολία Αναφορικά με τα αεροσκάφη, η έκθεση στην ακτινοβολία εξαρτάται από τη διάρκεια της πτήσης, από την τροχιά του αεροσκάφους, δηλαδή από το πόσο κοντά ή μακριά περνάει από τους πόλους όπου η συγκέντρωση των δευτερογενών σωματιδίων είναι μεγαλύτερη εξαιτίας της μορφής του μαγνητικού πεδίου της γης, αλλά και από το ακριβές υψόμετρο πτήσης. Πιο συγκεκριμένα, η επίδραση της κοσμικής ακτινοβολίας και γενικά η δόση αυξάνεται με την αύξηση του υψομέτρου όπως φαίνεται στην εικόνα 11, αλλά και με την αύξηση του γεωγραφικού πλάτους. Σε υψόμετρο 1-12 km η ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας είναι από 1 έως 3 φορές μεγαλύτερη από ότι στο επίπεδο της θάλασσας. Εικόνα 11 : προσεγγιστικές τιμές έκθεσης στην κοσμική ακτινοβολία ανάλογα με το υψόμετρο 24

25 Τα δευτερογενή σωματίδια που παράγονται κατά την αλληλεπίδραση της πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας με την ατμόσφαιρα διασπώνται περαιτέρω σε σωματίδια μικρότερης ενέργειας μέσω ατμοσφαιρικών καταιγισμών. Μικρό ποσό δευτερογενών σωματιδίων έχει αρκετή ενέργεια και διεισδυτικότητα ώστε να φτάσει στο έδαφος της γης ή κοντά σε αυτό (κυρίως μιόνια) που εξαρτάται προφανώς από την ενέργεια, το είδος και το ύψος διάσπασης του πρωτογενούς. Τα υπόλοιπα δευτερογενή σωματίδια, προλαβαίνουν να διασπασθούν σε μεγαλύτερα ύψη εκπέμποντας ακτινοβολία στην ατμόσφαιρα.[23] Από μελέτες δοσιμετρίας,[24] είναι γνωστό ότι τον κυρίαρχο ρόλο στην δόση ακτινοβολίας που δέχονται τα αεροσκάφη κατέχουν τα νετρόνια που παράγονται από τις αλληλεπιδράσεις της κοσμικής ακτινοβολίας με την ατμόσφαιρα με ενέργειες από.23 ev μέχρι περίπου τα 4 MeV και ακολουθούν τα ηλεκτρόνια, τα ποζιτρόνια και τα πρωτόνια. Για το λόγο αυτό το ενδιαφέρον στράφηκε προς τη μελέτη της ροής των νετρονίων και διεξήχθησαν πολυάριθμα πειράματα (σφαίρα Bonner) τα οποία κατέδειξαν το μέγιστο της ροής τους στα 2 km ενώ στα 1km η ροή είναι το 1/3 της μέγιστης και στο έδαφος το 1/4 αυτής δηλαδή μειώνεται με την μείωση του υψομέτρου. Από τη στιγμή που επισημάνθηκαν οι κίνδυνοι από την έκθεση των ιπτάμενων πληρωμάτων στην κοσμική ακτινοβολία, άρχισε σταδιακά να διαμορφώνεται ένα νομικό πλαίσιο μέσα στο οποίο υποχρεούνται να λειτουργούν όλες οι αεροπορικές εταιρίες παγκοσμίως. Φυσικό επακόλουθο ήταν το ξεκίνημα ενδελεχών ερευνών από μια πληθώρα αρμόδιων οργανισμών, αρκετές εκ των οποίων περιλάμβαναν πολλαπλές μετρήσεις των δόσεων από την κοσμική ακτινοβολία κατά τη διάρκεια των πτήσεων. 25

26 Άμεση συνέπεια των παρατηρήσεων ήταν η ισχυρή εξάρτηση της ενεργού δόσης από το υψόμετρο. Ακόμη, παρατηρήθηκε ότι οι περισσότερες πτήσεις δέχονται χαμηλές δόσεις με μέσο όρο.61 μsv όπως φαίνεται στο ιστόγραμμα της εικόνας 12, δηλαδή το 93% των πτήσεων δέχονται δόση που κυμαίνεται από τα.2 μsv στα 2 μsv. Ως μεγαλύτερη τιμή δόσης ανά πτήση παρατηρήθηκε η τιμή των 7.46 μsv για πτήση στα km και μεγάλη διάρκεια. [25] Επίσης, εκτιμάται ότι η μέση ετήσια δόση ενός ανθρώπου που χρησιμοποιεί τα πολιτικά αεροσκάφη είναι πολύ μικρότερη του 1mSv. Εικόνα 12 : ιστόγραμμα ενεργού δόσης από 218 πτήσεις εκτιμώμενο από το CARI-6 code. Η έννοια της ενεργού δόσης (Sievert-Sv) που χρησιμοποιήθηκε σε αυτήν την ενότητα παριστάνει την ποσότητα της ιονιστικής ( κοσμικής ) ακτινοβολίας υπό την έκθεση της οποίας επιφυλάσσονται κίνδυνοι για την υγεία του ανθρώπου. Παρακάτω, στα αποτελέσματα των προσομοιώσεων παρουσιάζονται οι κατανομές της ακτινοβολίας των ιονιστικών δευτερογενών κοσμικών σωματιδίων. 26

27 4.Πρόγραμμα προσομοίωσης CORSIKA 4.1.Εισαγωγή Προκειμένου να γίνει η μελέτη διαφόρων πειραματικών συστημάτων σχετικά με την λειτουργικότητά τους και την απόδοσή τους, είναι πλέον απαραίτητο να γίνονται εκτεταμένες προσομοιώσεις ώστε εκτός της εξοικονόμησης χρημάτων για την εγκατάστασή τους, να υπάρχει και ένα μέτρο σύγκρισης για την εγκυρότητα των αποτελεσμάτων. Υπάρχουν διάφοροι κώδικες προσομοίωσης ατμοσφαιρικών καταιγισμών όμως οι πιο διαδεδομένοι είναι τα CORSIKA και AIRES. Και τα δύο προγράμματα παρέχουν τετραδιάστατες προσομοιώσεις ατμοσφαιρικών καταιγισμών από πρωτόνια, φωτόνια και πυρήνες διαφόρων άλλων σωματιδίων. Προσομοιώνουν τόσο αδρονικές όσο και ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις λαμβάνοντας υπόψη το μαγνητικό πεδίο της Γης, τις διασπάσεις, τις απώλειες ενέργειας και τις εκτροπές των σωματιδίων και παράγουν τελικά μια λίστα από όλες τις δυνατές πληροφορίες σχετικά με τους καταιγισμούς. Ο λόγος που στη συγκεκριμένη εργασία επιλέξαμε τον κώδικα CORSIKA αντί του AIRES είναι το μεγαλύτερο πλήθος εξαγόμενων πληροφοριών και η μεγαλύτερη ποικιλία λεπτομερών μοντέλων προσομοίωσης. [26] Ο κώδικας CORSIKA (COsmic Ray SImulation for KAscade) αναπτύχθηκε για το πείραμα KASCADE στην Καρλσρούη της Γερμανίας με σκοπό τη λεπτομερή προσομοίωση-μοντελοποίηση εκτεταμένων ατμοσφαιρικών καταιγισμών οι οποίοι πυροδοτήθηκαν από κοσμικές ακτίνες υψηλών ενεργειών. Το CORSIKA είναι πρόγραμμα Monte Carlo δηλαδή χρησιμοποιεί γεννήτρια τυχαίων αριθμών κατά την διάρκεια των προσομοιώσεων. Η γεννήτρια τυχαίων αριθμών που χρησιμοποιεί είναι η RANMAR της βιβλιοθήκης προγραμμάτων του CERN. Αυτή η 27

28 γεννήτρια μπορεί να παράγει ταυτόχρονα έως και ανεξάρτητες αλληλουχίες με μήκος η κάθε μια. Μπορεί να προσομοιώσει καταιγισμούς που προήλθαν από τη διάσπαση κοσμικών σωματιδίων όπως πρωτόνια, ελαφρείς πυρήνες μέχρι και το σίδηρο, φωτόνια και άλλα σωματίδια με ενέργειες από 1 6 μέχρι περίπου τα 1 21 ev. Τα πρωτογενή αυτά κοσμικά σωματίδια εισέρχονται στη ατμόσφαιρα και κινούνται σε αυτήν μέχρι να υποστούν κάποια διάσπαση αντιδρώντας με τα μόρια του αέρα. Το CORSIKA έχει την δυνατότητα να δώσει ακριβείς πληροφορίες σχετικά με τον τύπο, την ενέργεια, την κατεύθυνση, την στιγμή εισόδου στην ατμόσφαιρα των προαναφερόμενων πρωτογενών αλλά και των παραγόμενων δευτερογενών σωματιδίων, καθώς και διάφορες άλλες σχετικές πληροφορίες. Στην παρούσα εργασία, χρήση του CORSIKA έγινε για την εκτίμηση της κατανομής των δευτερογενών σωματιδίων που παράχθηκαν από κοσμικά πρωτόνια χαμηλών ενεργειών αλλά και για την κατανομή της αποτιθέμενης ενέργειας στην ατμόσφαιρα των πρωτογενών και δευτερογενών κοσμικών σωματιδίων. 4.2.Μοντέλα προσομοίωσης Το πρόγραμμα μπορεί να προσομοιώνει αδρονικούς καταιγισμούς υψηλών ενεργειών με τα μοντέλα DPMJET, HDPM, QGSJET, SIBYLL, VENUS, NEXUS και EPOS και αδρονικούς καταιγισμούς χαμηλών ενεργειών με τα μοντέλα FLUKA, GHEISHA και UrQMD. Επιπροσθέτως, οι ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις είναι δυνατόν να προσομοιωθούν είτε με το μοντέλο EGS4 είτε με το NKG. Μπορεί ακόμη να προσομοιωθεί η ακτινοβολία Cherenkov στην ατμόσφαιρα αλλά και νετρίνα και αντινετρίνα κατά τη διάρκεια ενός καταιγισμού. 28

29 4.3.Εγκατάσταση και χρήση του λογισμικού Μετά τη λήψη της τελευταίας έκδοσης του CORSIKA (corsika-756 ) μέσω την επίσημης σελίδας του (corsika-kit.ikp) και της εγκατάστασής του στο λογισμικό Linux xubuntu έγιναν οι παρακάτω επιλογές : Για τις υψηλές ενέργειες το μοντέλο QGSJET Για τις χαμηλές ενέργειες το μοντέλο GHEISHA Για την γεωμετρία non-flat (volume) detector geometry Και από την λίστα των γενικών επιλογών: - Cherenkov version for telescope system - Photons counted only in the step where emitted - Emission angle is wavelength independent - Particles at detector level not stored to IACT file - external atmosphere functions - view-cone version Για τις ανάγκες της συγκεκριμένης εργασίας χρησιμοποιήθηκε ως πρωτογενές σωματίδιο πρωτόνιο ενεργειακού φάσματος 1-15 GeV και 1-1 GeV όπου για τις ζενιθιακές γωνίες - 2, 2-4 και 4-6 έγιναν πολλές προσομοιώσεις ατμοσφαιρικών καταιγισμών με σκοπό την όσο το δυνατόν μεγαλύτερη ακρίβεια των αποτελεσμάτων. 5.Αποτελέσματα προσομοιώσεων 5.1.Εισαγωγή Σε αυτήν την ενότητα παρατίθενται και σχολιάζονται τα αποτελέσματα των προσομοιώσεων που έγιναν μέσω του κώδικα CORSIKA και 29

30 αναπαραστάθηκαν σε διαγράμματα με τη χρήση του προγράμματος ORIGIN. Τα διαγράμματα που παρουσιάζονται στις παρακάτω υποενότητες παριστάνουν την κατανομή των παραγόμενων δευτερογενών σωματιδίων για διαφορετικά φάσματα ζενιθιακών γωνιών και των αποτιθέμενων ενεργειών τους συναρτήσει του ατμοσφαιρικού βάθους για πρωτογενή πρωτόνια 1-15 GeV και 1-1 GeV. Οι προσομοιώσεις και για τα δύο ενεργειακά φάσματα έγιναν με 1 showers η κάθε μία ώστε να εξασφαλιστεί μια καλή στατιστική μελέτη. Ο λόγος που επιλέχθηκαν τα πρωτόνια ως πρωτογενή σωματίδια κατά τις προσομοιώσεις είναι ότι αποτελούν τα πλέον τυπικά σωματίδια πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας με ποσοστό 86% των συνολικών κοσμικών σωματιδίων. Εικόνα 13 : ροή κοσμικών σωματιδίων [27] 3

31 Όπως φαίνεται και στο διάγραμμα της εικόνας 13 τα πρωτόνια ενεργειών.1-1 GeV είναι αυτά που κυριαρχούν στις μέγιστες ροές σωματιδίων ( >1 3 GeV m -2 s -1 sr -1 ). Συγκεκριμένα, οι ροές πρωτονίων.1-15 GeV και.1-1 GeV υπολογίστηκαν ως εξής [28] : f=5735 GeV m -2 s -1 sr -1 για πρωτόνια.1-15 GeV f = GeV m -2 s -1 sr -1 για πρωτόνια.1-1 GeV f ολ = GeV m -2 s -1 sr -1 για πρωτόνια GeV Έτσι, προκύπτει από τις παραπάνω ροές ότι το ποσοστό των πρωτονίων με ενέργεια.1-15 GeV προς τα συνολικά κοσμικά πρωτόνια είναι : f/f ολ = => f/f ολ = %, το ποσοστό των πρωτονίων με ενέργεια.1-1 GeV προς τα συνολικά κοσμικά πρωτόνια είναι f /f ολ = => f /f ολ = % και το ποσοστό των πρωτονίων με ενέργεια.1-15 GeV προς τα πρωτόνια με ενέργεια.1-1 GeV είναι f/f = => f/f = %. Αυτό που εμφανώς παρατηρούμε είναι ότι το συντριπτικά μεγαλύτερο ποσοστό των πρωτονίων που καταφθάνουν στην ατμόσφαιρα-σχεδόν όλα-έχουν ενέργεια.1-15 GeV και σε συνεχώς αυξανόμενες ενέργειες η πτώση της ροής τους είναι εκθετική. Μετά τα 1 GeV εμφανίζονται σπανιότατα. Μέσω της εκτίμησης των ποσοστών αυτών, που γίνονται αντιληπτά και από το διάγραμμα της εικόνας 14, καταλαβαίνουμε ότι τα σωματίδια που επιλέξαμε στις προσομοιώσεις μας είναι πλήρως αντιπροσωπευτικά των κοσμικών σωματιδίων που ευθύνονται για τους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς. 31

32 Εικόνα 14 : ροή κοσμικών πρωτονίων για 4 διαφορετικές εποχές Όταν τα πρωτογενή κοσμικά σωματίδια εισέρχονται στην ατμόσφαιρα και χτυπούν σε κάποιους από τους πυρήνες των συστατικών του αέρα, ξεκινά ο ατμοσφαιρικός καταιγισμός κατά τον οποίο τα δευτερογενή σωματίδια αυξάνονται εκθετικά κατά την εξέλιξή του στην ατμόσφαιρα με αποτέλεσμα να διασπασθούν και αυτά σε νέα σωματίδια ή ακτινοβολία γάμμα. Αν χωρίσουμε την ατμόσφαιρα σε οριζόντιες λωρίδες (bins) πάχους 2 g/cm 2 και μετρήσουμε τα σωματίδια που υπάρχουν σε κάθε λωρίδα θα έχουμε κατανομές σαν αυτές των παρακάτω διαγραμμάτων. Στα διαγράμματα αυτά η ατμόσφαιρα χωρίστηκε σε 15 bins από τα 2 έως τα 13 g/cm 2. Όσο ο ατμοσφαιρικός καταιγισμός προχωράει μέσα στην ατμόσφαιρα, χάνεται ενέργεια κυρίως μέσω ιονισμών ώσπου η ενέργεια των ιονιστικών σωματιδίων ( ηλεκτρόνια, μιόνια, αδρόνια ) πέσει κάτω από τα προκαθορισμένα κατώφλια ενέργειας, αλλά και μέσω παραγωγής νετρίνων. Χωρίζοντας και πάλι την ατμόσφαιρα σε λωρίδες των 2 g/cm 2 μπορούμε να μελετήσουμε τις κατανομές της ενέργειας που χάνεται με την αύξηση του ατμοσφαιρικού βάθους όπως φαίνεται στα παρακάτω διαγράμματα. 32

33 5.2. Πρωτογενή πρωτόνια ενέργειας 1-15 GeV Πίνακας 1 ( 1-15 GeV) gammas e +/- mu +/- hadrons sum number percentage 66.67% 13.58% 1.71% 18.5% 1% E loss (GeV) Στον πίνακα 1 εμπεριέχονται όλες οι πληροφορίες για τους καταιγισμούς των δευτερογενών σωματιδίων για πρωτογενή πρωτόνια ενέργειας 1-15 GeV που προσπίπτουν στην ατμόσφαιρα υπό γωνία -2. Λεπτομερέστερα, αναγράφεται ο συνολικός αριθμός των δευτερογενών σωματιδίων ως ολοκλήρωμα του ατμοσφαιρικού βάθους για ολόκληρο τον καταιγισμό, το ποσοστό τους ως προς τα συνολικά σωματίδια (sum) και η απώλεια ενέργειας του καταιγισμού από τις διάφορες αναγραφόμενες διαδικασίες δηλαδή, εκπομπή φωτονίων γάμμα, ιονισμός και πτώση της ενέργειας κάτω από το ενεργειακό κατώφλι για τα ηλεκτρόνια (ποζιτρόνια), τα μιόνια και τα αδρόνια αντίστοιχα, και τέλος η συνολική απώλεια ενέργειας μέσω των διαδικασιών αυτών χωρίς όμως την απώλεια ενέργειας μέσω της παραγωγής νετρίνων (E loss(ολ) = E loss + E loss (νετρίνο) =7.2 GeV ). Όλα αυτά τα αποτελέσματα διαφαίνονται στα διαγράμματα των παρακάτω ενοτήτων. Επίσης, είναι σκόπιμο να αναφερθεί ότι θέτοντας ως αρχική ενέργεια του κοσμικού πρωτονίου το φάσμα ενεργειών 1-15 GeV το CORSIKA τρέχει τις προσομοιώσεις θεωρώντας τα πρωτόνια των ενεργειών του φάσματος ισοπίθανα. 33

34 number of electrons x1-5 number of gammas x Κατανομή δευτερογενών σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος Ζενιθιακές γωνίες πρόσπτωσης πρωτονίου στην ατμόσφαιρα : zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 15 : κατανομή ακτινών γάμμα με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 17 : κατανομή ηλεκτρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 34

35 number of mu+ x1-5 number of positrons x zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV atmospheric depth ( g/cm 2 ) Εικόνα 18 : κατανομή ποζιτρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 19 : κατανομή μιονίων (+) με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 35

36 number of hadrons x1-5 number of mu- x zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV atmospheric depth(g/cm^2) Εικόνα 2 : κατανομή μιονίων (-) με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 21 : κατανομή αδρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 36

37 number of cherenkov photons x1-5 number of charged particles x zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 22 : κατανομή φορτισμένων σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 6,E+8 5,E+8 4,E+8 zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV 3,E+8 2,E+8 1,E+8,E+ Εικόνα 23 : κατανομή φωτονίων Cherenkov με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 37

38 number of particles x altitude (km) ,1 positrons electrons mumu+ hadrons charged gammas zenith angle: -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 24 : κατανομή σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 Όπως παρατηρούμε από τα διαγράμματα για τις προσομοιώσεις ατμοσφαιρικών καταιγισμών πρωτογενούς πρωτονίου 1-15 GeV για ζενιθιακές γωνίες πρόσπτωσης o -2 ο, όλα τα δευτερογενή σωματίδια ακολουθούν περίπου την ίδια κατανομή, δηλαδή ο αριθμός τους αυξάνεται ραγδαία με το ατμοσφαιρικό βάθος μέχρι το μέγιστο του καταιγισμού που παρατηρείται για όλα γύρω στα 2 g/cm 2 και έπειτα γύρω στα 3 g/cm 2 αρχίζει να μειώνεται εκθετικά μέχρι τον μηδενισμό γύρω στα 6 g/cm 2 καθώς τα δευτερογενή σωματίδια διασπώνται. Έτσι για πρωτογενή πρωτόνια χαμηλών ενεργειών, τα δευτερογενή που παράγονται δεν προλαβαίνουν να διανύσουν μεγάλη απόσταση πριν διασπαστούν λόγω της μικρής τους ενέργειας και καταλήγουν να διασπώνται σχεδόν όλα γύρω στα 6 g/cm 2. 38

39 Επίσης παρατηρούμε ότι οι κατανομές των μιονίων είναι αυτές που μειώνονται λιγότερο γρήγορα από αυτές των άλλων σωματιδίων πράγμα το οποίο είναι θεωρητικά αποδεκτό επειδή τα μιόνια είναι πιο σταθερά σωματίδια και έτσι έχουν περισσότερες πιθανότητες να πλησιάσουν πιο κοντά στο επίπεδο της θάλασσας. Ακόμη, παρατηρούμε ότι τα περισσότερα σωματίδια που παράγονται κατά την εξέλιξη του καταιγισμού είναι τα φωτόνια γάμμα (12) και είναι απολύτως λογικό γιατί παράγονται και από την ηλεκτρομαγνητική και από την αδρονική συνιστώσα του καταιγισμού. Στο διάγραμμα της εικόνας 24 είναι τονισμένη η περιοχή 2-3 g/cm 2 (1-12 km ) επειδή, όπως έχει αναφερθεί και νωρίτερα, η περιοχή αυτή του ατμοσφαιρικού βάθους είναι αυτή στην οποία πετούν συνήθως τα πολιτικά αεροσκάφη και το ενδιαφέρον για τα παραγόμενα δευτερογενή είναι αυξημένο. Όπως παρατηρούμε ο αριθμός των δευτερογενών σωματιδίων είναι μεγάλος (174 σωματίδια/ g/cm 2 ) καθώς η περιοχή αυτή εμπεριέχει το μέγιστο του καταιγισμού. Γνωρίζουμε ότι τα κατά κύριο λόγο υπεύθυνα σωματίδια για το δευτερογενές πεδίο στο οποίο εκτίθενται τα αεροσκάφη είναι τα νετρόνια και έπειτα τα πρωτόνια ώστε η καμπύλη που μας ενδιαφέρει είναι αυτή των αδρονίων που στην περιοχή αυτή αγγίζει περίπου τα 2 σωματίδια/ g/cm 2. 39

40 number of e - x1-5 number of gammas x Ζενιθιακές γωνίες πρόσπτωσης πρωτονίου στην ατμόσφαιρα : zenith angle: 2-4 E =1-15 GeV Εικόνα 25 : κατανομή ακτινών γάμμα με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: 2-4 E =1-15 GeV Εικόνα 26 : κατανομή ηλεκτρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=2-4 4

41 number of mu + number of e + x zenith angle: 2-4 E =1-15 GeV Εικόνα 27 : κατανομή ποζιτρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: 2-4 E =1-15 GeV Εικόνα 28 : κατανομή μιονίων(+) με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=2-4 41

42 number of hadrons x1-5 number of mu - x zenith angle: 2-4 E =1-15 GeV 2 1 Εικόνα 29 : κατανομή μιονίων(-) με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: 2-4 E =1-15 GeV Εικόνα 3 : κατανομή αδρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=2-4 42

43 number of cherenkov particles x1-5 number of charged particles x zenith angle: 2-4 E =1-15 GeV Εικόνα 31 : κατανομή φορτισμένων σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=2-4 8,E+8 7,E+8 6,E+8 5,E+8 zenith angle: 2-4 E =1-15 GeV 4,E+8 3,E+8 2,E+8 1,E+8,E+ Εικόνα 32 : κατανομή φωτονίων Cherenkov με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=2-4 43

44 number of particlesx altitude (km) ,1 e+ e- gammas mumu+ hadrons charged zenith angle: 2-4 o E : 1-15 GeV 4 2 Εικόνα 33 : κατανομή σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=2-4 Στα ίδια συμπεράσματα καταλήγουμε και από τη μελέτη των δευτερογενών σωματιδίων που προέρχονται από πρωτόνιο 1-15 GeV για γωνίες πρόσπτωσης 2 ο -4 ο. Οι διαφορές που υπάρχουν μεταξύ αυτών των δύο ειδών προσομοιώσεων είναι ελαφρώς μικρότερα μέγιστα στους αριθμούς κάποιων δευτερογενών και μετατόπιση τους σε μικρότερα ατμοσφαιρικά βάθη, δηλαδή η εκθετική τους μείωση ξεκινά περίπου στα 2 g/cm 2 και έχουν διασπασθεί σχεδόν όλα γύρω στα 55 g/cm 2. Το αποτέλεσμα αυτό είναι αναμενόμενο διότι όσο μεγαλύτερη είναι η κλίση του πρωτογενούς σωματιδίου και του ατμοσφαιρικού καταιγισμού μετέπειτα, τόσο μεγαλύτερη απόσταση έχουν να διανύσουν τα παραγόμενα δευτερογενή με αυξανόμενες πιθανότητες διάσπασης σε μικρότερα ατμοσφαιρικά βάθη. Συνεπώς,σε μικρότερο υψόμετρο δηλαδή σε μεγαλύτερο ατμοσφαιρικό βάθος, υπάρχουν περισσότερα δευτερογενή που παράχθηκαν από μη κεκλιμένο ατμοσφαιρικό καταιγισμό, παρά από κεκλιμένο. 44

45 number of e - x1-5 number of gammas x Ζενιθιακές γωνίες πρόσπτωσης πρωτονίου στην ατμόσφαιρα : zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV 4 2 Εικόνα 34 : κατανομή σωματιδίων γάμμα με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV Εικόνα 35 : κατανομή ηλεκτρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=4-6 45

46 number of mu + x1-5 number of e + x zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV Εικόνα 36 : κατανομή ποζιτρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV Εικόνα 37 : κατανομή μιονίων(+) με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=4-6 46

47 number of hadrons x1-5 number of mu - x zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV Εικόνα 38 : κατανομή μιονίων(-) με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV 1 5 Εικόνα 39: κατανομή αδρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=4-6 47

48 number of cherenkov particles x1-5 number of charged particles x zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV Εικόνα 4 : κατανομή φορτισμένων σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=4-6 7,E+8 6,E+8 5,E+8 4,E+8 zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV 3,E+8 2,E+8 1,E+8,E+ Εικόνα 41 : κατανομή φωτονίων Cherenkov με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=4-6 48

49 number of particles x altitude (km) ,1 gammas e+ e- mumu+ hadrons charged zenith angle: 4 o -6 o E :1-15 GeV 2 Εικόνα 42 : κατανομή σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ=4-6 Όπως αναμένεται, τα αποτελέσματα από τις κατανομές των δευτερογενών σωματιδίων που προέρχονται από πρωτόνιο 1-15 GeV για ζενιθιακές γωνίες 4-6 είναι όμοιες με τις προηγούμενες και παράλληλα ενισχύουν τις παρατηρήσεις σχετικά με τις ζενιθιακές γωνίες. Παρατηρούμε ακόμη μικρότερα μέγιστα στους αριθμούς των δευτερογενών και ακόμη πιο απότομη μείωση τους σχετικά με το ατμοσφαιρικό βάθος όσο η ζενιθιακή γωνία πρόσπτωσης αυξάνεται Κεκλιμένοι ατμοσφαιρικοί καταιγισμοί Όπως παρατηρήσαμε στις προηγούμενες υποενότητες η κλίση του ατμοσφαιρικού καταιγισμού επηρεάζει τις κατανομές των δευτερογενών σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος. Σε πείραμα που διεξήχθη στο Τουρκού της Φινλανδίας [29], αποδείχθηκε ότι η κατανομή του 49

50 καταιγισμού που φτάνει στο επίπεδο της θάλασσας είναι ανεξάρτητη από την αζιμουθιακή γωνία Φ εξαρτάται όμως από τη ζενιθιακή γωνία Θ με την εξής σχέση: dn sinθ (cosθ) dθ dn constant dφ 8.9±.2 (2), (3) Η σχέση (2) παριστάνεται στο διάγραμμα της εικόνας 43 από όπου προκύπτει ότι η κατά μέσο όρο ζενιθιακή γωνία των ατμοσφαιρικών καταιγισμών είναι 22.4 ο αλλά η πιθανότερη είναι η 18.5 ο. Εικόνα 43 : η εξάρτηση από τη γωνία Θ της κατανομής του ατμοσφαιρικού καταιγισμού στο επίπεδο της θάλασσας Έτσι, η διαφορά που προκύπτει με την αλλαγή της ζενιθιακής γωνίας Θ είναι το χρονικό διάστημα που χρειάζεται το μέτωπο του καταιγισμού για να φτάσει στο επίπεδο της θάλασσας και το μήκος της ατμόσφαιρας που διανύει. Αναλυτικότερα, οι κεκλιμένοι ατμοσφαιρικοί καταιγισμοί έχουν το λεγόμενο ενεργό μήκος στην ατμόσφαιρα για το οποίο ισχύει: ενεργό μήκος=altitude/cosθ (altitude είναι η κατακόρυφη απόσταση του 5

51 gammas x1-5 σημείου αλληλεπίδρασης του πρωτονίου, από το έδαφος) και συνεπώς όσο η ζενιθιακή γωνία αυξάνεται (κυρίως για Θ>3 ο και προφανώς Θ<9 ο ) τόσο μεγαλύτερο ενεργό μήκος διανύει το μέτωπο του καταιγισμού, συναντώντας και αλληλεπιδρώντας με περισσότερη ύλη και έτσι λόγω της ατμοσφαιρικής απορρόφησης σε όλο και μικρότερα ατμοσφαιρικά βάθη διασπώνται τα δευτερογενή σωματίδια και οι καταιγισμοί εξασθενούν γρηγορότερα.[3] Έτσι, αυτό που αναμένουμε να δούμε σε έναν κεκλιμένο καταιγισμό είναι λιγότερα ή και καθόλου δευτερογενή σωματίδια στο επίπεδο της θάλασσας, συγκριτικά με έναν κατακόρυφο ατμοσφαιρικό καταιγισμό καθώς ο αριθμός των δευτερογενών ενός καταιγισμού μειώνεται με γρήγορο ρυθμό καθώς αυξάνεται η ζενιθιακή του γωνία Κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας δευτερογενών σωματιδίων με το ατμοσφαιρικό βάθος 25 2 zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 44 : κατανομή αποτιθέμενων σωματιδίων γάμμα στην ατμόσφαιρα με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 51

52 em cut x1-5 GeV em ionization x1-5 GeV zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 45 : κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας στην ατμόσφαιρα από ιονισμό e ± βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 με το ατμοσφαιρικό 5 B 4 zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 46 : κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας στην ατμόσφαιρα λόγω ενεργειακών κατωφλίων των e ± με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 52

53 mu cut x1-5 GeV mu ionization x1-5 GeV 2 15 zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV 1 5 Εικόνα 47 : κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας στην ατμόσφαιρα από ιονισμό μ ± για Ε =1-15 GeV και θ= -2 με το ατμοσφαιρικό βάθος 25 2 C zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 48 : κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας στην ατμόσφαιρα λόγω ενεργειακών κατωφλίων των μ ± με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 53

54 hadronic cut x1-5 GeV hadronic ionization x1-5 GeV 1 8 zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV Εικόνα 49 : κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας στην ατμόσφαιρα από ιονισμό αδρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= D zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV 2 1 Εικόνα 5 : κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας στην ατμόσφαιρα λόγω ενεργειακών κατωφλίων των αδρονίων με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 54

55 Sum E loss x1-5 GeV neutrions x1-5 GeV zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV atmospheric depth (g/ 2 cm) Εικόνα 51 : κατανομή αποτιθέμενων νετρίνων στην ατμόσφαιρα με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 altitude (km) ,1 8 6 zenith angle : o -2 o E : 1-15 GeV 4 2 Εικόνα 52 : κατανομή αποτιθέμενης ενέργειας στην ατμόσφαιρα με το ατμοσφαιρικό βάθος για Ε =1-15 GeV και θ= -2 55

56 Όσο ο ατμοσφαιρικός καταιγισμός αναπτύσσεται στην ατμόσφαιρα, ένα μέρος την ενέργειας αυτού χάνεται διαδιδόμενο στην ατμόσφαιρα μέσω διαφόρων διαδικασιών. Οι κυριότερες διαδικασίες είναι ο ιονισμός των δευτερογενών σωματιδίων, η πτώση της ενέργειάς τους κάτω από τα προκαθορισμένα κατώφλια ενέργειας, η παραγωγή νετρίνων και η εκπομπή φωτονίων. Αρχικά πρέπει να αναφερθούν τα ενεργειακά κατώφλια που χρησιμοποιήθηκαν κατά τη διάρκεια των προσομοιώσεων. Πίνακας 2 : ενεργειακά κατώφλια αδρόνια μιόνια ηλεκτρόνια φωτόνια.5 GeV.5 GeV.15 GeV.15 GeV Αυτό που παρατηρούμε για τις κατανομές της απώλειας ενέργειας με το ατμοσφαιρικό βάθος είναι ότι οι περισσότερες διαδικασίες απώλειας ενέργειας του καταιγισμού έχουν ολοκληρωθεί μέχρι περίπου τα 45 g/cm 2. Η κυριότερη διαδικασία απώλειας ενέργειας του ατμοσφαιρικού καταιγισμού η οποία κυριαρχεί στα μικρά ατμοσφαιρικά βάθη δηλαδή στα μεγάλα υψόμετρα όπου λαμβάνουν χώρα σχεδόν όλες οι διασπάσεις των μεσονίων, είναι η παραγωγή νετρίνο(e loss (νετρίνο) =5GeV). Επίσης, μεγάλο μέρος της απώλειας της ενέργειας σε όλη την έκταση του καταιγισμού οφείλεται στον ιονισμό των ηλεκτρονίων και στην πτώση της ενέργειάς τους κάτω από το ενεργειακό τους κατώφλι όπως φαίνεται και στον πίνακα 1 για τα οποία βλέπουμε ότι ισχύει E loss(e) =2.2 GeV και αποτελεί το μεγαλύτερο ποσό ενέργειας μεταξύ των διαφόρων διαδικασιών. Ακόμη, ένα αρκετά μεγάλο ποσοστό της απώλειας ενέργειας οφείλεται στην πτώση της ενέργειας των αδρονίων κάτω από το ενεργειακό τους κατώφλι. 56