Results from the Pierre Auger  Results from the Pierre Auger 

Results from the Pierre Auger  Results from the Pierre Auger 

Observatory Observatory

Universit

Università à  del Salento e INFN Lecce (Italy)  del Salento e INFN Lecce (Italy)  

Lorenzo Perrone for the Pierre Auger Collaboration

Lorenzo Perrone for the Pierre Auger Collaboration

Outline Outline

•  Physics goals and operation range  Physics goals and operation range 

•     Detector description  Detector description 

­ Performance and observables

­ Performance and observables

•     Results  Results 

•     Enhancements and incoming  Enhancements and incoming  achievements

achievements

The Pierre Auger Observatory: range of operation The Pierre Auger Observatory: range of operation

Auger

ENHC

Study of the transition between galactic and extra- galactic cosmic rays

- Ankle region

- 2^nd Knee region (with lower energies extensions )

Energy spectrum Arrival directions Composition

Search for photon and neutrinos as primary cosmic rays

Hadronic physics

End of the spectrum (GZK

region)

Ankle

GZK

Particle Data Group

The physics case The physics case

2nd Knee

EGal­ExtraGal ~ 10^17.5 eV Dip Model 

Extragal. protons (Berezinsky et al.)

EGal­ExtraGal ~ 3 10¹⁸ eV Mixed comp. of 

extragal. component (Allard et al.)

EGal­ExtraGal ~ 10¹⁹ eV Extragal. protons (ankle model)

“ “ the ankle”: models and hyphoteses the ankle”: models and hyphoteses

M.Unger,  arXiv:0812.2763 [astro­ph]

  6

Greisen Zatsepin Kuz'min effect (1966):

Interaction with the cosmic microwave background (CMB)

nuclei:   photo­disintegration and 

         pair production on CMB (RB IR)

photons:

protons:

End to the cosmic ray spectrum?

End to the cosmic ray spectrum?

“horizon” (p and nuclei) ~ 100 Mpc  ( ~10²⁰ eV )

  ­   Surface detector

an array of 1600 Cherenkov stations on a 1.5 km

hexagonal grid (~ 3000 km²)

  ­   Fluorescence detector

4 buildings overlooking the array

The Pierre Auger Observatory The Pierre Auger Observatory

~ 60 km

Low energy extensions

AMIGA: dense array plus  muon detectors 

HEAT: three further high  elevation FD telescopes  

The Hybrid Concept The Hybrid Concept

accurate energy and direction measurement

mass composition studies in a complementary way

Surface Detector Array

lateral distribution, 100% duty cycle

Air Fluorescence Detectors

Longitudinal profile, calorimetric energy measurement, ~15% duty cycle

““In order to make further progress, particularly in the field of cosmic In order to make further progress, particularly in the field of cosmic rays, it will be necessary to apply all our resources and apparatus rays, it will be necessary to apply all our resources and apparatus simultaneously and side-by-side.”

simultaneously and side-by-side.” V.H.Hess, Nobel Lecture, December  1936V.H.Hess, Nobel Lecture, December  1936

A station of the Surface Detector A station of the Surface Detector

• 

• Ultra­reflective tyvek liner

• 12 m³  purified water

• 3 PMTs (9 inches) 

• Independent power  supply (solar panels) s

• GPS antenna

• Communication        antenna

D

6 telescopes, each with 30° x 30° FOV

30°

30°

The fluorescence detector (FD)

The fluorescence detector (FD)

Spherical mirror cameraPMT 

Diaphragm 

UV Filter  Shutter

Camera: 440 PMTs 

Aperture of the pixels: 1.5°

The fluorescence detector (FD)

The fluorescence detector (FD)

Observables and Detector Observables and Detector

Performance Performance

•    Reconstruction of arrival directions with  Reconstruction of arrival directions with  FD/SD/Hybrid  

FD/SD/Hybrid  

•    Reconstruction of longitudinal profile  Reconstruction of longitudinal profile 

•    Energy determination Energy determination

FD-Hybrid geometry reconstruction FD-Hybrid geometry reconstruction

SDPSDP

Shower­Detector Plane (SDP) using the  directions of the triggered pixels

­ Shower axis from the  time­sequence of  triggered FD pixels plus the information from 

Time Fit Time Fit

FD-Hybrid geometry reconstruction FD-Hybrid geometry reconstruction

SDPSDP

Shower­Detector Plane (SDP) using the  directions of the triggered pixels

­ Shower axis from the  time­sequence of  triggered FD pixels plus the information from  the “hottest” SD station

Time Fit Time Fit

monocular hybrid

N

( ) λ

R

A T( ) λ

E

Photons at  diaphragm

E

N

( ) λ

FD FOV ADC counts

Fluorescence yield (from laboratory measurements)

Detector  calibration Geometry

A 

T( ) λ

FD: energy determination FD: energy determination

Longitudinal Profile Longitudinal Profile

 Energy “Calorimetric measurement”

dXdX E_em ⁼∫ dE

XmaxXmax

Energy estimator: S(1000)

particle density at 1000 m from shower axis Direction: 

fit to arrival times sequence of particles in shower front

SD reconstruction SD reconstruction

Systematic uncertainties on energy determination

­ 30%  from hadronic interaction models at high energy

­ 10­20% from hadronic interaction model at low energy 

~50 km

E E ~ 10~ 10¹⁹¹⁹ eV eV 4 FD eyes 4 FD eyes 15 stations 15 stations

Event topologies

Event topologies

• Energy spectrum 

• Mass composition

• Astrophysics

• Search for photons and neutrinos

• Hadronic interactions

Results

Results

+ Full efficiency at 10¹⁸ eV (ankle region) + Calorimetric measurement

+ Energy Resolution of 8%

­ Limited duty cycle (~13%)

Time and Energy dependent Exposure MC based, influenced by the atmosphere,   DAQ and detector configurations 

Clear indication of the ankle

Hybrid Spectrum Hybrid Spectrum

Data: Nov. 2005 – Sept. 2010

Systematic uncertainty on exposure  10% (6%) E ~ 10¹⁸ eV (>10¹⁹ eV)

Energy calibration Energy calibration

Using hybrid events, the SD  energy estimator is calibrated  without relying on Monte Carlo 7.5 10¹⁹ eV 

E

=AS

    B~1

Method Systematic Uncertainties 

15% a 10²⁰ eV 7% a 10¹⁹ eV

Jan 2004 – Sept 2010 E > 3 EeV ­  zenith < 60° 

S₃₈ ­> S1000 that a shower would have produced had it arrived with a  zenith angle of 38° 

R.Pesce @ ICRC 2011 839 hybrid events

F.Salamida @ ICRC 2011

SD Energy spectrum SD Energy spectrum

Flux suppression > 20

Flux suppression > 20 σσ

E> 3 EeV and zenith < 60° 

­ 20905 km² sr yr (Jan 04 ­ Dec 10)

­ geometrical, counting active 

hexagons. Not relying on simulations,  full efficiency

­ independent of primary mass 

­ 3% systematic uncertainty 

64000 (5000) events E > 3 10¹⁸ eV (> 10¹⁹ eV) 

Energy resolution ~ 15% 

forward folding method to correct  for the bin­to­bin migration 

SD Exposure

Total systematic uncertainty on flux ~ 6% 

 22% on the energy scale 

Inclined events and E > 4 EeV Inclined events and E > 4 EeV

Energy estimator: 

N₁₉ ­> lateral  muon density 

H.Dembinski @ ICRC 2011

Jan 04 – Dec 10

Full agreement with 

flux from vertical showers 

62° < Zenith< 80° 

Energy Calibration with FD energy

The Auger Energy spectrum

The Auger Energy spectrum

• Energy spectrum  

• Mass composition

• Astrophysics

• Search for photons and neutrinos

• Hadronic interactions

Results

Results

Observation of longitudinal profile Observation of longitudinal profile

Auger

<

> = (ln E ­ <ln A>)+

<Xmax> and its RMS 

­ sensitive to mass composition

Mass Composition: mean X

Mass Composition: mean X

and its RMS and its RMS

G. Pinto @ ICRC 2011

→ interpretation depends on hadronic interaction models    

→ increase of the mean mass with the energy

6744 hybrid events (Dec 2004 – Sept 2010) E > 10¹⁸ eV

80% more events w.r.t PRL 104 (2010) 091101 ­  consistent results  Syst  uncertainty <

Syst  uncertainty <  13 g/cm2 13 g/cm2 Xmax  resolution  ~  20 g cmXmax  resolution  ~ 20 g cm^­2­2

Mass Composition: X

Mass Composition: X

Da completare 

    Courtesy of Michal Unger

none of the model satisfactory explains data yet (shape, absolute value)    

→ constraints by studying X

 distribution (known syst. unc.)  

Data compared to models

Data compared to models



Energy spectrum  



Mass composition



Astrophysics



Search for photons and neutrinos



Hadronic Interactions

Results

Results

  30

Astropart. Phys. 34 (2010) 314

The 69 events with Energy > 55 EeV detected by the Pierre Auger Observatory

Blue circles of radius 3.1° centered at the positions of the 318 AGNs < 75 Mpc in the VCV  catalog. The exposure­weighted fraction of the sky covered by the blue circles is 21% 

(fraction of correlating events under the hypothesis of isotropy)

Anisotropy at the highest energy Anisotropy at the highest energy

Limitations of the catalogue: incomplete and inhomogeneous

Centaurus A Centaurus A

Jan 2004 Dec 2009

  31

Degree of correlation Degree of correlation

Astropart. Phys. 34 (2010) 314

Degree of correlation p_data = k/N vs total number of time­ordered events: 

the 68%, 95% and 99.7% confidence level intervals around the most likely value are shaded. 

The isotropic value is p_iso = 0.21. The current estimate of the signal is 0.38 (+0.07,  ­0.06).

  k/N = 0.38

  32

5detection requires more data (165 for P=6*10

)   

→ tests on other catalogues: 2MRS (IR) & SwiftBAT (X­rays)

A posteriori searches A posteriori searches

Astropart. Phys. 34 (2010) 314

2MRS SwiftBAT

  33

Centaurus A Centaurus A

CEN A: optical image, radio contours (VLA),  VHE best fit position and 95% C.L. (HESS).

From http://arxiv.org/pdf/0903.1582v1

Cumulative  number  of  events  with  energy  E>=55 EeV as a function of angular distance  from the direction of Cen A. 

The  bands  correspond  to  the  68%,  95%,  and  99.7%  dispersion  expected  for  an  isotropic  flux.  13  events  fall  in  this  area  (18°) vs. 3.2 expected from isotropic flux.

Astropart. Phys. 34 (2010) 314

Anisotropy and chemical composition Anisotropy and chemical composition

 Z=26 Z=13 Z=6

If the excess at E_thres > 55 EeV is due to nuclei (Z), the proton counterpart should be  observed at energy above E_thres/Z  

The Pierre Auger Collaboration,  JCAP06 (2011) 022 

Lemoine & Waxman JCAP 11 (2009) 009

No excess observed from CEN A at  lower energies

Upper limit to the proton  fraction at the source

(within the model assumption)

Spectral index at source 

f.a.q. since November 2007 f.a.q. since November 2007

What do data say up to now?

f.g.a

f.g.a:  Data show a correlation with the local distribution of matter   within a few hundred of Mpc and are inconsistent with the  expectation from an isotropic distribution  

Open Issue:

Anisotropy consistent with a proton based composition Xmax measurement  suggest mixed composition

Anisotropy not confirmed by HiRes (northern Hemisphere)

Astroparticle Phys. 30 (2008) 175

• Energy spectrum  

• Mass composition

• Astrophysics

• Search for photons and neutrinos

• Hadronic Interactions

Results

Results

Search for photon primaries Search for photon primaries

Photon showers develop deeper in the atmosphere

Deeper Deeper

showers larger showers larger curvature

curvature

Slower signal, Slower signal, longer risetime longer risetime

FD: search for events with deep Xmax FD: search for events with deep Xmax

SD: search based on signal time structure SD: search based on signal time structure

(hybrid) photon/hadron separation (hybrid) photon/hadron separation

Hybrid Exposure for photons 

­ deep shower 

large X_max (from FD)

 ­ structure of the LDF

different time structure and smaller  signal (from SD)

ignal amplitude

Realistic and time dependent 

actual DAQ and atmospheric conditions  taken into account (same approach used  for the hybrid spectrum)

Proton background less than 1%

simulations

­ favour astrophysical origin of  UHECR 

­ reduce systematics in  measurements of energy  spectrum, p­air cross section,  mass composition

m

Upper limits to the integral photon fraction assuming the Auger  Spectrum 

0.4%, 0.5%, 1.0%, 2.6% and 8.9% for E> 1, 2, 3, 5 and 10 EeV

Number of candidates 

GZK region within reach 

Upper limit to the integral photon flux Upper limit to the integral photon flux

top­down models 

severely constrained 

flux and fraction upper limits  down to the EeV region 

M. Settimo @ ICRC 2011

See M. Monasor at this 

Search for neutrinos Search for neutrinos

ear th at m os phe

re

muons +  electromagnetic 

Very inclined, thin flat front  high energy muons

3µs

0.3µs

Important for neutrino detection: observable only if almost horizontal 

Neutrino signature: an inclined shower with large electromagnetic 

component

Neutrino-like event selection Neutrino-like event selection

DataData

Simulated  Simulated 

neutrino signal  neutrino signal 

Length/width >5 Length/width >5

0.29< speed  < 0.31 m/ns 0.29< speed  < 0.31 m/ns

Earth­skimming Earth­skimming

Upper limit on the diffuse neutrino flux

Upper limit on the diffuse neutrino flux

Upper limit on integral neutrino flux from CEN A

Upper limit on integral neutrino flux from CEN A



Energy spectrum  



Mass composition



Astrophysics



Search for photons and neutrinos



Hadronic Interactions

Results

Results

Measurement of the p-air cross-section Measurement of the p-air cross-section

Tail of the distribution of <X_max> sensitive to cross­section

Ellsworth et al. Phys. Rev. D26 (1982) 336

Baltrusaitis et al. Phys. Rev. Lett. 52 (1984) 1380

18< log₁₀(E/eV)< 18.5

Use simulations to correlate

f

MC with cross­sections  

Dedicated analysis to select a  proton­enriched data sample

dominated by protons

 _f^MC  adjusted to reproduce  the measured  _f 

20%

Why 20%?

15% helium contamination  produces a bias at the level of  the statistical uncertainties  Fly's Eye

Energy well above the  LHC measurements

ICRC11 Auger Systematic Uncertainties 

­ hadronic models 

­ energy scale 

­ simulations 

Total: ­15 mb, +20 mb 

Additional Uncertainties due to  diverse contaminations:

­ photon fraction 0.5%  +10 mb

­ helium fraction 10%    ­12 mb

­ helium fraction 25%  ­30 mb

Enhancements and future plans Enhancements and future plans

The Pierre Auger Observatory as an ideal site to test  alternative measurement techniques 

Extension towards the lower energies  

•  improve detector performance at the  transition to extragalactic          component between ~10

and 10

 eV (HEAT and AMIGA) 

•  cross calibration with other experiments 

•  Radio detection (AERA) 

•  Microwave detection  (several projects)

Taking data since Sept. 2009 3 telescopes nearby Coihueco  30° up to 60° elevation 

FD Auger enhancement: HEAT FD Auger enhancement: HEAT

 E~1.7 10¹⁷ eV

Higher elevation  

lower energies (~ 10¹⁷ eV) unbiased  observation of longitudinal profile

Energy reconstruction 

­ cross­calibration of HEAT (working in downward mode) and Coihueco

­ agreement with simulations 

First data used for alignment  and calibration 

Plenty of new high­quality data are being collected 

SD Auger enhancement: AMIGA SD Auger enhancement: AMIGA

­ 53 station with spacing 750 m deployed 

­ 4 buried scintillator modules installed 

INFILL array (Cherenkov  stations)  and Muon detectors (scintillators) 

Exposure: (26.4 ± 1.3) km² sr yr

E

 ~ 1 GeV

S(450)

Imminent result: 

the energy spectrum down to 3 10¹⁷ eV  S(450) ­> particle density at 450 m  

­ S35 corrected for the zenith angle dependence

­  22% (13%) uncertainty at 3 (10 )VEM

About 200.000 fiducial events collected  Full Efficiency above 3 10¹⁷ eV   zenith < 55°

Angular resolution  1.3° (1°) for at least  four (six) stations 

Infill array performance

Infill array performance

AERA: Radio detection AERA: Radio detection

E_thres ~ 10¹⁷ eV

First physical radio­hybrid events  (Radio+SD) First Radio­FD­SD super hybrid event 

(April 2010, being analyzed )

Polar plot, SD and radio reconstruction

• Deployed in 2010 

(21 Radio stations, 150m)

▴ stage 2 (250 m)  + stage 3 (350 m)

 3 km to Coihueco ~ 20 km²

VHF band  10­100 MHz

Microwave detection

Microwave detection

Conclusions

Conclusions

Back-up slides

Back-up slides

Conclusions Conclusions

The Pierre Auger Observatory (south site) takes data smoothly since 2004 First results extremely encouraging

­ Energy spectrum

­ Energy spectrum 

        Flux suppression at E>4 10¹⁹ eV observed (conf. by HiRes)        hints on imminent updated results for hybrid spectrum

­ Composition

­ Composition

­ Arrival directions

­ Arrival directions

­ Search for neutrino and photons  Search for neutrino and photons

new limits to photon fraction in EeV range

New results with higher statistics are imminent (ICRC09) 

Enhancements (HEAT, AMIGA) will allow covering lower energies  The northern site will provide full sky coverage and larger acceptance 

Comparison with other incoming projects (TA) will help clarifying open issues 

Auger north Auger north

Site: Colorado, Lamar

Atmospheric profiles Atmospheric profiles

Malargue monthly  models

Local measurements with: 

•radio soundes

•ground based 

weather stations 

Infrared cloud monitoring Infrared cloud monitoring

Los Leones

Coihueco

Full sky cloud scan Finely pixelated 

infrared camera 

1 per eye

Aereosol monitoring Aereosol monitoring

• Aerosols: clouds, dust, smoke and other pollutants

Backscatter Lidars

Backscattered   light

r

• 1 steerable laser per eye

• hourly scan of aerosols and   “shoot the shower”

Cloud image

VAOD = Vertical  Aerosol Optical  Depth

~30 km

T ~ e

Expected laser profile  without aerosol

Central Laser Facility

Central Laser Facility

Si e’ cercata una correlazione degli eventi  di alta energia rivelati da Auger  con AGN raccolte nel catalogo Veron­Cetty and Veron.

La ricerca si e’ fatta variando tre parametri: Energia, apertura angolare e  redshift (distanza) e confrontandosi con l’ipotesi di distribuzione isotropa

Sorgenti di raggi cosmici

Sorgenti di raggi cosmici

Utilizzando i dati raccolti dal 01/01/2004 al 27/5/2006 (dati disponibili al momento dell’analisi) si sono identificate le condizioni che

rendevano minima la probabilità che gli eventi rivelati provenissero da una distribuzione isotropa.

Con E>57 EeV Distanza angolare 3.1° e Dmax=75 Mpc, si identificavano 15 eventi di altissima energia di cui 12 correlati con AGN “vicini”

contro un numero atteso, in caso di distribuzione isotropa, di 3.2.

(p~10^-3)

Parte una “running prescription”. Si definiscono le condizioni per escludere al  99% l’ipotesi del flusso isotropo con eventi raccolti dopo il 27/5/2006 e 

ricostruiti nelle stesse condizioni

4 6 8 10 12 …

4 5 6 7 8

25/5/2007 condizione soddisfatta!

4 6 8 10 12 …

4 5 6 7 8

Sorgenti di raggi cosmici

Sorgenti di raggi cosmici

Hybrid Exposure  

Hybrid Exposure at the tightest selection level

Hybrid Spectrum 

Only statistical uncertainties given

Good agreement found within the systematic uncertainties 

Hybrid vs SD Spectrum 

1.5 km

1.5 km 1.5 km

1.5 km

Last tank (13/6/2008) Last tank (13/6/2008)

The surface detector (SD)

The surface detector (SD)

Direction: 

fit to arrival times sequence of  particles in shower front

Energy:

Reconstruction of lateral profile  and use of Monte Carlo 

simulations to derive the energy

SD reconstruction

SD reconstruction

Energy estimator:

particle density at 1000 m from core S(1000) S(1000) is proportional to

the energy of primary particle and weakly dependent on primary type

Systematic uncertainties 

­ 30%  from hadronic interaction models at high energy

­ 10­20% from hadronic interaction model at low energy 

Reconstruction of lateral Reconstruction of lateral

profile profile

Core Distance [m]

Observation of longitudinal profile Observation of longitudinal profile

Only  events  with  Xmax  in  FOV  independently  of  primary  type  are  accepted  (no bias)

Auger

Syst  uncertainty <

Syst  uncertainty <  15 g/cm2 15 g/cm2 Xmax  resolution  ~

Xmax  resolution  ~  20 g/cm2 20 g/cm2 XmaxXmax

FD-SD-Hybrid FD-SD-Hybrid

SD­only  FD­only   Hybrid

Duty­cycle ~100% (high stat)  ~10­15% ~10­15%

Anguar Res.  1­2 deg  ~3 deg         ~ 0.5 deg  (>1 EeV) Energy        relies on MC        missing energy           missing energy

       and  composition      geometry bias            

Acceptance        independent of MC  dependent on E, MC dependent on        energy and    and composition E, MC e comp.

       composition

Energy Range   ~>10^18.5  eV    ~>10^17,5  eV        ~>10¹⁸  eV

Astrophysical implications Astrophysical implications

LogELogE_ankleankle  = 18.65 ± 0.04  = 18.65 ± 0.04 LogEc = 19.74 

LogEc = 19.74 ± 0.06± 0.06 Wc = 0.16 ± 0.04 Wc = 0.16 ± 0.04

γ ₁=3.30±0.

06

γ ₂=2.56±0.

06

Caviglia

E=10¹⁹eV

Xmax as indicator of mass Xmax as indicator of mass

composition composition

Proton

Proton IronIron

Atmospheric depth of shower maximum correlated with primary type (Example: proton showers develop deeper than iron , X_max,pr >

X_max,Fe)

http://www­ik.fzk.de/corsika

Proton Iron

X_max,Fe ~ 700 g/cm² X_max,p ~ 800 g/cm²

A stereo hybrid event A stereo hybrid event

Evento: 1364365

lg(E/eV)~19.3

(θ , φ ) = (63.7°,148.3°)

lg(E/eV)~19.2

(θ , φ ) = (63.7°,148.4°)

17 stazioni lg(E/eV)~19.1 (θ , φ ) =  (63.3°,148.9°)

SD array

larger hybrid events sample 

   reconstruction quality cuts    fiducial volume cuts

   cloud coverage correction

powerful statistical method

  X_max as discrimination variable    and cut at median of 

  MC photon distribution

MC  photon 

DATA  E>10 EeV

First limit

First limit on photon fraction in EeV on photon fraction in EeV range

range

 detector efficiency study

­ detailed detector simulation

(CORSIKA, FLUKA, QGSJET01) (

­ different inducing primaries

  (iron proton photon) )

relative acceptance correction conservative approach

First limit

First limit on photon fraction in EeV on photon fraction in EeV range

range

Composition studies with air showers Composition studies with air showers

hadrons 

~ 58 gcm^­2  /decade

   d<

>

 dLog(E)

sensitive to primary mass   key observable  for composition  → studies

<

> = (ln E ­ <ln A>)+

elongation rate:

shower 

maximum:

Observation of longitudinal profile Observation of longitudinal profile

Only  events  with  Xmax  in  FOV  independently  of  primary  type  are  accepted  (no bias)

Auger

Syst  uncertainty <

Syst  uncertainty <  15 g/cm2 15 g/cm2 Xmax  resolution  ~

Xmax  resolution  ~  20 g/cm2 20 g/cm2 XmaxXmax

4105 hybrid events 4105 hybrid events  Xmax resolution  Xmax resolution ~ 20 g/cm~20 g/cm²² Systematic uncertainty < 15 g/cm Systematic uncertainty < 15 g/cm²²

Mass Composition from X

Mass Composition from X _{max max} measurements

measurements

Angular resolution Angular resolution  

Hybrid angular resolution from simulation E~ 10¹⁸ eV      AR ~ 0.8º  (θ<60°)

E>10¹⁹ eV       AR ~ 0.5º  (θ<60°)

SD SD

SD angular resolution from data

3­fold  E<4 10¹⁸ eV  AR < 2.2º  (θ<60°)

4/5­fold  3 10¹⁸ <E<10¹⁹ eV     AR < 1.5º  (θ<60°) More fold  E>10¹⁹ eV AR < 1º  (θ<60°)

Hybrid

Hybrid

The sky observed by Auger The sky observed by Auger

Galactic center observed from Auger south Galactic center observed from Auger south

Search for anisotropies in the region of GC 1 EeV < E < 3 EeV

South ­ Argentina    North – Colorado (proposal)

CG (Sagittarius A^*)   (α , δ ) = (266.3°, 

­29.0°) AGASA search radius

(20°)

obs/exp = 2116/2159.5 SUGAR search

radius (5°) obs/exp = 286/289.7

Galactic Plane  Galactic Center (1.5°) 

obs/exp = 53.8/45.8

No excess found  (1 EeV < E < 3 Eev) No excess found  (1 EeV < E < 3 Eev)

The Pierre Auger Coll., Astroparticle Phys. 27 (2007) 244

Search for an excess from

Search for an excess from

GC GC

µ

PeakVEM

SD  FD 

by absolutely calibrated PMT 

Drum: uniform camera illumination 

SD e FD Calibration

SD e FD Calibration

One cloud monitor per eye 355 nm steerable lasers 

Fd test beam

CLF

Balloons  launches 

One Lidar station per eye

Atmospheric Monitoring

Atmospheric Monitoring

  ­   Surface detector

an array of 1680 Cherenkov stations on a 1.5 km

hexagonal grid

  ­   Fluorescence detector

4 buildings overlooking the array each with 6 30°×30°

FOV

The hybrid detector: layout The hybrid detector: layout

~ 60 km 1660 deployed stations 

1638 with water 1605 in daq

All FD telescopes operative

A station of the Surface Detector A station of the Surface Detector

• Plastic Tank

• Ultra­reflective tyvek  liner

• 12 m

 purified water

• 3 PMTs (9 inches) 

• Independent power  supply (solar panels) s

• GPS antenna

• Communication          antenna

DAQ : 40 MHz FADC sampling (10 bit resolution) D

The fluorescence detector

The fluorescence detector

(FD) (FD)

F. Schuessler  44^th Rencontres de Moriond, Feb 2009

Conclusions Conclusions

The Pierre Auger Observatory (south site) takes data smoothly First results are extremely encouraging

­ Energy spectrum  (hints on imminent updated results for h­spectrum)

­ Composition

­ Arrival directions

­ Search for neutrino  

­ Search for photons (new limits to photon fraction in EeV range) New results with higher statistics are imminent (ICRC09) 

­ Enhancements (HEAT, AMIGA) will allow covering lower energies 

­ The northern site of the Observatory will provide full sky coverage and large  statistics at the highest energies 

Data in the next few years and comparison with results of other incoming 

projects will help clarifying open issues 

Results from the Pierre Auger  Results from the Pierre Auger 

Observatory Observatory

Universit

Universit à à  del Salento e INFN Lecce  del Salento e INFN Lecce

Lorenzo Perrone for the Pierre Auger Collaboration

Lorenzo Perrone for the Pierre Auger Collaboration

E>10

eV, very low flux

1 particle/(km² sr century)

Auger

The Pierre Auger Observatory:

The Pierre Auger Observatory:

range of operation range of operation

Need for large detectors

(Auger 3000 km

)

Particle Data Group

High-Energy cosmic

rays (10

-10

) eV

  100

Greisen Zatsepin Kuz'min effect:

interaction with the cosmic microwave background (CMB)

nearby  sources  or new  physics?

GZK “horizon” 

for protons at 10

  eV    

→ ~100 Mpc

similar horizon for  Fe

End to the cosmic ray spectrum?

End to the cosmic ray spectrum?

Flux Suppression (GZK cut­off) Flux Suppression (GZK cut­off)

Protons at E >10

Protons at E >10²⁰²⁰ eV within 100 Mpc eV within 100 Mpc

Propagation of CR: implications Propagation of CR: implications

E

~ 5x10

eV

− +

+ +

→

+ p e e

p γ

π

γ → ∆ → +

+

p

p

    Northern hemisphere

Northern hemisphere Colorado,USA Colorado,USA

The Pierre Auger Observatory The Pierre Auger Observatory

Southern hemisphere (3000 Southern hemisphere (3000

kmkm²²))

Malargüe (Mendoza)Malargüe (Mendoza) Argentina

Argentina Lamar

 large and flat region

 low density of population (low  background due to artificial light)

 clean and dry atmospheric 

conditions (small cloud coverage)

 ~~ 50 km

17 Countries  63 Institutions 

~ 350 members

(Proposal) (Proposal)

    Laser Data

Laser position – Hybrid and FD only (m)

FD vs Hybrid reconstruction

FD vs Hybrid reconstruction

N

( ) λ

R

A T( ) λ

E

Photons at  diaphragm

E

N

( ) λ

FD FOV ADC counts

Fluorescence yield (from laboratory measurements)

Detector  calibration Geometry

A  R

Atmosphere

T( ) λ

FD: energy determination FD: energy determination

Longitudinal Profile

Longitudinal Profile  Energy “Calorimetric measurement”

dXdX E_em ⁼

∫

XmaxXmax

Energy estimator:

particle density at 1000 m from core S(1000)

Systematic uncertainties on energy determination

­ 30%  from hadronic interaction models at high energy Direction: 

fit to arrival times sequence of particles in shower front

SD reconstruction

SD reconstruction

Energy scale: systematic Energy scale: systematic

uncertainty uncertainty

Nagano + Airfly Nagano + Airfly

FD Calibration FD Calibration Optical Spot,  Optical Spot, 

Cher. lat. distrib Cher. lat. distrib

  107

AGN radio­lobes: 

(Rachen&Biermann,1993) AGN Jets: 

(Norman et al.,1995)

Cygnus A

(z=0.056, d 210 Mpc ≈

5 GHz image, ø   20 kpc) ≈

3C 219 (FR II)

Cosmic Rays: astrophysical sources

Cosmic Rays: astrophysical sources

Upper limit on photon Upper limit on photon

fraction fraction

E>10  ¹⁹ eV: 

SD:  Astrop. Phys. 29 (2008), 243  Based on SD signal rise  time and shower curvature

FD:  Astrop. Phys  27 (2007), 155 Based on Xmax 

SD

SD

SD

for reference to models &  exp. data see  

→ M. Risse, P. Homola,  Mod. Phys. Lett. A 22 (2007) 749

top­down models 

severely constrained!

­ favor astrophysical origin  of UHECR 

­ reduce systematics in  measurements of energy  spectrum, p­air cross  section, mass composition

E (EeV) F^ul (95% c.l.) (

2 3.8 

3  2.4 

5 3.5

10 11.7

systematics:

X_max, Energy cloud rejection relative efficiency simulations

First limits

First limits on photon fraction in EeV on photon fraction in EeV range

range

V. Scherini  44^th Rencontres de Moriond, Feb 2009 arxiv.org/pdf/0903.1127v1

Upper limit on differential neutrino flux

Upper limit on differential neutrino flux

    Phys. Rev. Lett.,100 (2008) 

￬

Enhancements and future plans Enhancements and future plans

The Pierre Auger Observatory as an ideal site to test  alternative measurement techniques 

Extension towards the lower energies  

•  improve detector performance at the  transition to extragalactic          component between ~10

and 10

 eV (HEAT and AMIGA) 

•  cross calibration with other experiments 

•  Radio detection (AERA) 

•  Microwave detection  (several projects)

FD Auger enhancements FD Auger enhancements

  HEAT



 3 telescopes nearby  Coihueco 



 30° up to 60° elevation

Std FD HEAT

Simulation  E~3 10¹⁷ eV

SD Auger enhancements SD Auger enhancements

  AMIGA



 infill array



 muon detectors (scintillators)

5.9 km

 (24 detectors)

Infill Array 433m 23 km

 (42 detectors)

Infill Array 750m

Anisotropy at the highest energy Anisotropy at the highest energy

 events with E>57 EeV, angular radius ψ = 3.1°,

×  472 AGN within D_max=75Mpc (318 in the Auger FOV)

Data Set

01/01/2004 – 31/08/2007

27 high energy events

Centaurus A Centaurus A

obs/exp = 20/5.6

Science, vol 318, issue 5852, 09/11/07

Isotropic chance probability <

1%

20/27 events correlate  20/27 events correlate  with nearby AGN 

with nearby AGN  E>57 EeV

Angular radius of 3.1°

Dmax=75 Mpc

Taking as reference the   catalog by Véron­Cetty  and Véron (2006)

    Phys. Rev. Lett.,100 (2008) 

￬

  117

AGN radio­lobes: 

(Rachen&Biermann,1993) AGN Jets: 

(Norman et al.,1995)

Cygnus A

(z=0.056, d 210 Mpc ≈

5 GHz image, ø   20 kpc) ≈

3C 219 (FR II)

Cosmic Rays: astrophysical sources

Cosmic Rays: astrophysical sources