sinal de Anisotropia
4.3 Influência da Latitude na composição medida dos Raios Cósmicos
A composição medida dos UHECRs na Terra depende significativamente da distância da fonte devido aos efeitos de propagação já apresentados em capítulos anteriores. Apresentamos os efeitos das latitudes na determinação do parâmetro < Xmax > para o caso mais extremo:
±55◦, o qual obtivemos a maior diferença no fluxo.
Possíveis deflexões das partículas em seu trajeto até à Terra devido as interações com os campos magnéticos não foram considerados. Desde que o ângulo de deflexão da partícula é uma função da carga da partícula, a determinação da composição depende fortemente dos desvios devido aos campos magnéticos extragalácticos. Uma análise mais detalhada, considerando os efeitos dos campos magnéticos é necessária para avaliar de fato as diferenças na composição de partículas que atingem a Terra de observatórios localizados em diferentes latitudes.
As figuras 4.24a - 4.27a mostram os resultados da abundância relativa pela energia dos UHECRs chegando à Terra, como visto pelos observatórios localizados nas latitudes ±55◦,
utilizando distribuições de fontes análogas aos catálogos 2MASS Redshift Survey (2MRS), IRAS 1.2 Jy Survey, Palermo Swift-BAT e Swift-BAT. As diferenças relativas entre os obser- vatórios nos diferentes hemisférios é pequena. Para quantificar essa diferença, convertemos a abundância relativa em Xmax usando a parametrização descrita na referência (147). As figuras
4.24b - 4.27b mostram o < Xmax > como função da energia. Não há diferença observada na
composição para nenhum dos catálogos para as latitudes ±55◦, considerando núcleos de ferro
4.3 Influência da Latitude na composição medida dos Raios Cósmicos 145
Figura 4.24– (a): Abundância Relativa em massa medida na Terra em função da energia. A contri- buição de cada fonte foi pesada pela sua exposição para Observatórios localizados nas latitudes ±55◦. (b): Profundidade média do máximo do chuveiro <Xmax> em função
da energia. Linhas azul e vermelha são as simulações obtidas com CORSIKA/Sibyll. (148) Os espectros que geraram as figuras foram simulados com lei de potência na fonte com índice espectral de α = 2.4, Emin= 1018eV e Emax = Z × 1021eV. AGNs
do catálogo 2MRS considerando a mesma luminosidade em UHECR e z ≤ 0.072 foram consideradas como fontes.
log(E/eV) 19 19.2 19.4 19.6 19.8 20 20.2 20.4 20.6 20.8 21 Relative Abundance 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1 = -55 λ = 55 λ Iron Proton Others
(a) Abundância Relativa
log(E/eV) 19 19.2 19.4 19.6 19.8 20 20.2 20.4 20.6 20.8 ) 2 < Xmax > (g/cm 650 700 750 800 850 900 950 Proton Iron = -55 λ = 55 λ (b) Composição
Figura 4.25– (a): Abundância Relativa em massa medida na Terra em função da energia. A contri- buição de cada fonte foi pesada pela sua exposição para Observatórios localizados nas latitudes ±55◦. (b): Profundidade média do máximo do chuveiro <Xmax> em função
da energia. Linhas azul e vermelha são as simulações obtidas com CORSIKA/Sibyll. (148) Os espectros que geraram as figuras foram simulados com lei de potência na fonte com índice espectral de α = 2.4, Emin = 1018eV e Emax= Z × 1021eV. AGNs
do catálogo IRAS 1.2 Jy considerando a mesma luminosidade em UHECR e z ≤ 0.072 foram consideradas como fontes.
(a) Abundância Relativa
log(E/eV) 19 19.2 19.4 19.6 19.8 20 20.2 20.4 20.6 20.8 ) 2 < Xmax > (g/cm 650 700 750 800 850 900 950 Proton Iron IRAS 1.2Jy z < 0.072 = -55 λ = 55 λ (b) Composição
4.3 Influência da Latitude na composição medida dos Raios Cósmicos 147
Figura 4.26– (a): Abundância Relativa em massa medida na Terra em função da energia. A contri- buição de cada fonte foi pesada pela sua exposição para Observatórios localizados nas latitudes ±55◦. (b): Profundidade média do máximo do chuveiro <Xmax> em função
da energia. Linhas azul e vermelha são as simulações obtidas com CORSIKA/Sibyll. (148) Os espectros que geraram as figuras foram simulados com lei de potência na fonte com índice espectral de α = 2.4, Emin= 1018eV e Emax = Z × 1021eV. AGNs
do catálogo Palermo Swift BAT considerando a mesma luminosidade em UHECR e z ≤ 0.072 foram consideradas como fontes.
(a) Abundância Relativa
log(E/eV) 19 19.2 19.4 19.6 19.8 20 20.2 20.4 20.6 20.8 ) 2 < Xmax > (g/cm 650 700 750 800 850 900 950 Proton Iron
PALERMO Swift BAT z < 0.072 = -55
λ
= 55
λ
(b) Composição
Figura 4.27– (a): Abundância Relativa em massa medida na Terra em função da energia. A contri- buição de cada fonte foi pesada pela sua exposição para Observatórios localizados nas latitudes ±55◦. (b): Profundidade média do máximo do chuveiro <Xmax> em função
da energia. Linhas azul e vermelha são as simulações obtidas com CORSIKA/Sibyll. (148) Os espectros que geraram as figuras foram simulados com lei de potência na fonte com índice espectral de α = 2.4, Emin = 1018 eV e Emax = Z × 1021 eV.
AGNs do catálogo Swift BAT 70 considerando a mesma luminosidade em UHECR e z ≤ 0.072 foram consideradas como fontes.
(a) Abundância Relativa
log(E/eV) 19 19.2 19.4 19.6 19.8 20 20.2 20.4 20.6 20.8 ) 2 < Xmax > (g/cm 650 700 750 800 850 900 950 Proton Iron Swift BAT 70 z < 0.072 = -55 λ = 55 λ (b) Composição
4.4 Conclusão 149
4.4
Conclusão
Neste capítulo, apresentamos a influência da latitude do observatório na medida do fluxo, capacidade de medida da anisotropia e Xmax de UHECR, considerando a propagação linear
de fontes de cinco diferentes catálogos. As distribuições de fontes utilizadas são análogas aos seguintes catálogos: 2MASS Redshift Survey (2MRS), IRAS 1.2 Jy Survey, Palermo Swift- BAT e Swift-BAT. Para o estudo da anisotropia, adicionamos a este conjunto o Véron-Cétty & Véron. Para a propagação, as fontes dos catálogos foram propagadas até à Terra de uma distância máxima de ∼ 300 Mpc. Neste estudo, consideramos que todas as fontes possuem a mesma luminosidade. A exposição dos observatórios nas diferentes latitudes foram levadas em conta para a construção dos espectros de energia e abundância relativa.
A influência da latitude no fluxo foi quantificada em função da energia, figuras 4.9 - 4.10. A maior diferença encontrada entre os hemisférios norte e sul foi para a distribuição que segue o catálogo Swift-BAT 70 com ∼ 18% para latitudes ±55◦. O caso dos experimentos localizados
nas latitudes dos Observatórios Pierre Auger e TA, utilizando a distribuição análoga ao catálogo Swift BAT 70, foi considerado, figura 4.13. Nessas latitudes, o efeito da anisotropia das fontes contribuiu pouco para a diferença nos fluxos medidos por cada Observatório. No entanto, esta pequena diferença mostra que o efeito da latitude na localização do Observatório influencia no resultado do fluxo medido.
A influência da latitude na detecção do sinal de anisotropia foi obtida utilizando as distri- buições de fontes que seguem os catálogos 2MASS Redshift Survey (2MRS), Véron-Cétty & Véron (VCV), IRAS 1.2 Jy Survey, Palermo Swift-BAT e Swift-BAT. Diferenças entre latitudes em diferentes hemisférios foi obtida com a distribuição análoga ao catálogo VCV. Observa- tórios localizados no hemisfério sul que utilizam esta distribuição para estudos de anisotropia teriam uma maior probabilidade de medir um sinal. Para as demais distribuições, obtivemos uma maior dispersão no poder de detecção para cada catálogo para as latitudes negativas. Obtivemos uma relação entre o sinal medido de anisotropia e a diferença do fluxo nos espectros de energia medidos, figuras 4.21 - 4.23. Concluímos que a diferença do fluxo nos espectros de energia cresce com o sinal de anisotropia.
A influência da latitude na medida do Xmax também foi estudada. Para o caso extremo,
±55◦, não encontramos nenhuma diferença. Contudo, o efeito do campo magnético que afeta
os desvios precisa ser considerado para estimar o efeito da anisotropia na medida do Xmax.
Os cálculos neste capítulo, mostram que uma anisotropia das fontes de UHECRs influencia nos resultados obtidos de observatórios localizados em diferentes latitudes, e que os efeitos na
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