| note
| - The Pierre Auger Observatory, in Argentina, combines a 3000 $$\mathrm{km^2}$$ surface array of water Cherenkov detectors with fluorescence telescopes to measure extensive air showers initiated by ultra-high energy cosmic rays. This \"hybrid\" observatory (in operation since 2004, and completed in 2008) is fully efficient for cosmic rays energies above $$10^{18}$$ eV, that is, from just below the \"ankle\" of the energy spectrum up to the highest energies.After the completion of the main observatory, the Auger collaboration has started to deploy new instruments to extend the energy range down to about 0.1 EeV. The planned extensions include two infill surface arrays with 750 and 433 m spacing, with muon detection capabilities, and three additional fluorescence telescopes with a more elevated field of view. The 750 m infill array (covering about 24 $$\mathrm{km^2}$$) and the new telescopes are now operational. Their aim is the measurement of cosmic rays from below the second knee of the spectrum up to the ankle, where data from the extensions overlap those from the main observatory. The study of the evolutior of the spectrum through the second knee and the ankle, together with the primary mass composition, are crucial to the understanding of the transition from a galactic cosmic ray origin to an extragalactic one.This thesis makes use of data from the 750 m infill array: the objective is the measurement of the cosmic ray energy spectrum in the energy region above $$3 \times 10^{17}$$ eV, where the array is fully efficient. To get to the energy spectrum, several steps are needed, from the reconstruction of events, through the precise determination of the exposure of the array, up to the determination of the primary energy. The thesis deals with these aspects, before reaching the final result.The first chapter gives a general introduction to cosmic ray physics and detectors. It also summarizes experimental results above the first knee of the spectrum with particular emphasis on those obtained above $$10^{17}$$ eV. The next two chapters describe the Pierre Auger Observatory and the infill array, respectively. In chapter 2, the main Auger results are summarized too, after a schematic description of th different components of the observatory. Chapter 3 sets the stage for the following chapters. It presents a more detailed description of the characteristics of the infill array, in particular the trigger definitions, event selection and reconstruction. In chapter 4 the performance of the reconstruction of the lateral distribution of observed showers is studied in detail. This is particularly important for the energy spectrum, since the signal at a fixed distance from the shower axis is used as the energy estimator of the event. This signal is estimated by means c the measured lateral distribution of the shower. Chapter 5 presents a comparison between the event reconstruction of the infill and main arrays. Using the set of showers detected by both instruments, the derived geometry and energy estimation are compared, showing a good agreement. In chapter 6, the energy threshold of the array, and hence the set of events to be used, is defined. The methods to obtain the exposure of the array are discussed, as well as related systematic uncertainties. Finally, in chapter 7, the technique to derive the primary energy for each detected shower is presented. The derived energy spectrum is discussed, and the flux is shown to be consistent with that measured by other instruments in the overlapping energy regions.
- L'observatoire Pierre Auger, situé en Argentine, combine un réseau de surface, étendu sur 3000 km ^2 et composé de détecteurs Cherenkov, avec 4 télescopes de fluorescence pour mesurer des gerbes atmosphériques initiées par les rayons cosmiques d'ultra haute énergie. Cet observatoire \"hybride\" (en fonctionnement depuis 2004, et dont le déploiement a été achevé en 2008) est pleinement efficace pour des énergies de rayons cosmiques primaires supérieures à 10 ^18 eV, c'est-à-dire à partir de la cheville du spectre en énergie jusqu'aux plus hautes énergies. Après l'achèvement de l'observatoire principal, la collaboration Auger a débuté le déploiement de nouveaux instruments afin d'étendre la gamme d'énergie jusqu'à 0.1EeV. Les extensions prévues comptent deux réseaux de surface resserés, dits \"infill\", d'espacement de 750m et 433m, avec des possibilités de détection de muons, et trois télescopes de fluorescence supplémentaires ayant un champ de vue d'élévation plus grande. Le réseau \"infill\" de 750m (couvrant environ 24km ^2) et les nouveaux télescopes sont aujourd'hui en fonctionnement. Leur but est la mesure des rayons cosmiques à partir d'en dessous du deuxième genou du spectre jusqu'à la cheville où les données recouvrent celles de l'observatoire principal. L'étude de l'évolution du spectre du deuxième genou à la cheville, alliée à la composition du rayon cosmique primaire, sont cruciales dans la compréhension de la transition de l'origine galactique à extragalactique des rayons cosmiques.Cette thèse s'appuie sur les données provenant du réseau \"infill\" de 750 m: l'objectif est la mesure du spectre en énergie des rayons cosmiques dans la région d'énergie au-dessus de 3x10 ^17 eV, où le réseau est pleinement efficace. Pour obtenir le spectre en énergie, plusieurs étapes sont nécessaires, à partir de la reconstruction des événements, en passant par la détermination exacte de l'exposition du réseau, jusqu'à la détermination de l'énergie du primaire. La thèse traite de ces aspects, avant d'atteindre le résultat final. Le premier chapitre donne une introduction générale de la physique des rayons cosmiques et des détecteurs associés. Il résume également les résultats expérimentaux au-dessus du première genou du spectre avec un accent particulier sur ceux obtenus au-dessus de 10 ^17 eV. Les deux chapitres suivants décrivent respectivement l'observatoire Pierre Auger et le réseau \"infill\". Dans le chapitre 2, après une description schématique des différentes composantes de l'observatoire, les principaux résultats obtenus par l'observatoire Auger sont résumés. Le chapitre 3 prépare le terrain pour les chapitres suivants. Il présente une description plus détaillée des caractéristiques du réseau \"infill\", en particulier la définition du trigger, la sélection et la reconstruction des événements. Dans le chapitre 4, la qualité de la reconstruction de la distribution latérale des gerbes observées est étudiée en détail. Ceci est particulièrement important pour le spectre en énergie, puisque le signal à une distance fixe de l'axe de la gerbe est utilisé comme estimateur de l'énergie de l'événement. Ce signal est estimé au moyen de la distribution latérale de la gerbe mesurée. Le chapitre 5 présente une comparaison entre la reconstruction d'événement du réseau \"infill\" et celle du réseau principal. En utilisant les gerbes détectées par les deux instruments, la géométrie et l'estimation de l'énergie obtenues sont comparées, montrant une bonne correspondance. Dans le chapitre 6 le seuil d'énergie du réseau, et donc l'ensemble des événements qui seront utilisés, est défini. Les méthodes pour obtenir l'exposition du réseau et les incertitudes systématiques associées sont discutées. Enfin, dans le chapitre 7, la technique pour obtenir l'énergie du primaire pour chaque gerbe détectée est présentée. Le spectre en énergie obtenu est discuté et le flux est montré compatible avec celui mesuré par d'autres instruments dans les régions d'énergie communes.
|
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
