Extensive Air Shower Simulations with CORSIKA and the Influence of High-Energy Hadronic Interaction Models
当高能宇宙射线（伽马射线、质子或重原子核）撞击地球大气层时，它们在高空与作为目标的空气原子核相互作用。通过二次风的反复相互作用，在簇射发展的最大值中产生了具有巨大粒子数的“广泛空气簇射”（EAS）。用Monte Carlo计算机程序CORSIKA对这种叶栅进行了定量模拟。模拟中最重要的不确定性来自高能强子相互作用的建模：a）非弹性强子-空气截面。b）EAS中出现的能量可能远远超过人造加速器中可用的能量，当向更高的能量外推时，必须依赖理论指导。c）在用于调整相互作用模型的对撞机实验中，非常靠前的粒子是不可接近的，但正是这些粒子携带了大部分的强子能量，在EAS的发展中，它们将大部分能量转移到大气中。CORSIKA与6个高能强子相互作用程序（DPMJET，HDPM，neXus，QGSJET，SIBYLL，VENUS）交替耦合。讨论了这些相互作用模型对模拟EAS观测量的影响。
2001-03-05 astro-ph
Fluctuations in the EAS radio signal derived with improved Monte Carlo simulations based on CORSIKA
宇宙射线空气簇射是已知的发射脉冲无线电辐射，它可以被理解为相干地球同步辐射产生的偏转电子-正电子对在地球的磁场。在这里，我们提出了模拟进行了改进版本的蒙特卡罗代码计算地球同步辐射。取代以前解析参数化的纵向空气簇射发展与CORSIKA产生的纵向配置文件，我们研究了无线电通量的变化所产生的固有波动之间的个别空气簇射。此外，我们通过比较质子和铁诱导的阵雨产生的发射，量化的无线电发射的依赖性的主要粒子的性质。这只是将更真实的空气簇射模型纳入我们的蒙特卡罗代码的第一步。包括高度逼真的CORSIKA粒子能量，动量和空间分布，以及电离损失的分析处理，将很快允许模拟无线电发射前所未有的细节。这对于评估大径向距离处的发射强度特别重要，这是对LOPES与KASCADE-Grande一起测量的无线电信号进行事件间比较所必需的，也是对旨在测量超高能宇宙射线的无线电发射的大型无线电天线阵列（如LOFAR或Pierre Auger天文台）的考虑所必需的。
2005-07-01 astro-ph
Comparison of simulated longitudinal profiles of hadronic air showers with MASS2 balloon data
将KASKADE和CORSIKA空气簇射发生器与1991年MASS 2气球实验收集的数据进行了比较。质子、氦和μ子通量产生的纵向剖面测试为这些空气簇射发生器提供了良好的约束条件。KASKADE和CORSIKA，特别是与新的模拟器UrQMD的低能量被发现适合这些数据。本研究仅限于纵向剖面的比较，因此不提供对总体淋浴发展的限制。
2002-05-16 astro-ph
Corsika+Herwig Monte Carlo Simulation of Neutrino Induced Atmospheric Air Showers
高能中微子天文学为粒子加速的天体物理机制和基本相互作用提供了一个开放的窗口。在大型地球仪器中探测它们的可能性，如AUGER，AMANDA，ANTARES，是相当具有挑战性的。有鉴于此，在分析实验数据时，必须有能力产生可靠的中微子诱导的空气簇射模拟。在本文中，我们描述了一个新版本的Monte Carlo CORSIKA，能够处理中微子也作为初级粒子的发展的初步结果。在我们的方法中，初级中微子的第一次相互作用是在CORSIKA中模拟的，调用HERWIG事件发生器。
2003-03-03 astro-ph hep-ph
Simulation of Ultra High Energy Neutrino Interactions in Ice and Water
CORSIKA程序，通常用于模拟广泛的宇宙射线空气淋浴，已被改编为工作在水或冰介质。采用改进后的CORSIKA程序模拟了中微子相互作用产生的强子簇射。利用模拟的簇射研究了簇射中沉积能量的空间分布。这使得超高能中微子产生的声学信号的测定比以前更精确。描述了由这种簇射产生的声信号的性质。
2007-04-08 astro-ph
Cosmic Ray Energy Measurement with EAS Cherenkov Light: Experiment QUEST and CORSIKA Simulation
利用扩展空气簇射（EAS）技术测量初级宇宙粒子能量的一种新方法已经发展起来，它利用了：a）由EAS-TOP阵列获得的簇射大小和由QUEST阵列获得的EAS Cherenkov光横向分布（LDF）的联合分析，和b）基于CORSIKA程序的模拟。该方法是基于切伦科夫光横向分布的大小/能量比和陡度之间的严格相关性，并已与“经典”的基础上的切伦科夫光通量在一个固定的距离（175米）的EAS核心进行了比较。结果表明，能量测量与原粒子质量和分析所用的强子相互作用模型无关。用这种方法得到了能量大于3 × 10 ~（15）eV的宇宙射线通量的实验积分强度，具有良好的系统和统计精度。
2005-11-08 astro-ph
Simulation of Cosmic Ray neutrinos Interactions in Water
为了研究超高能中微子的声学探测，将通常用于模拟大范围宇宙线空气簇射的CORSIKA程序改编为水介质程序。入射质子和中微子在水中产生了簇射，并描述了它们的性质。从CORSIKA获得的结果进行比较，从其他可用的模拟程序，如Geant 4。
2006-10-09 astro-ph
The use of the Cherenkov radiation and the fluorescence light to calibrate the energy of giant air showers
根据夸克-胶子弦模型，分析了用参数s（600）（距簇射核600 m处闪烁体中的能量沉积密度）估算巨空气簇射能量的经典方法。在混合方案中借助于CORSIKA码的信号s（600）的模拟示出了能量估计，其比雅库茨克阵列处采用的能量估计低大约1.6倍。利用切伦科夫辐射计算的能量估计值与实验数据相吻合。借助GEANT 4程序和CORSIKA程序对大气中沉积的能量分布进行的模拟表明，超过20%的能量可能沉积在距离簇射轴100米以上的地方。
2007-03-01 astro-ph
Test of high-energy interaction models using the hadronic core of EAS
利用KASCADE实验的大型强子量能器，对大范围空气簇射的强子核进行了研究。强子的横向和能量分布进行了研究，以研究的可靠性的簇射模拟程序CORSIKA相对于粒子的运输，衰变，治疗的低能量粒子，等一个很好的描述的数据已被发现在大的距离从簇射核心的几个相互作用模型。另一方面，强子分布的内部揭示了相互作用模型之间的显著差异。几个强子观测值进行了比较与CORSIKA模拟使用QGSJET，VENUS和SIBYLL模型。QGSJET最好地再现了强子分布。在最高能量，在10 PeV的区域，然而，这些模型都不能令人满意地描述实验数据。当数据根据μ子簇射的大小分类时，簇射中强子的预期数量与观测到的数量相比太大了。
1999-04-21 astro-ph
Primary Energy Measurement with EAS Cherenkov Light: Experiment QUEST and CORSIKA Simulation
一个新的主要质量独立的能量测量方法已经开发利用：a）的簇射大小的联合分析，获得的EAS-TOP，和EAS大气切伦科夫光的横向分布，获得的QUEST阵列，和b）基于CORSIKA/QGSJET代码的模拟。该方法是基于切伦科夫光横向分布的大小/能量比和陡度之间的相关性，并已与“经典”的基础上的切伦科夫光通量在一个固定的距离（175米）的EAS核心进行了比较。得到了EAS大气切伦科夫光通量的绝对能量定标。
2004-11-24 astro-ph
Comparison of AGASA data with CORSIKA simulation
通过与CORSIKA（Cosmic Ray Simulation for KASCADE）模拟结果的比较，对AGASA（Akeno Giant Air Shower Array）数据进行了解释。AGASA观测到的电磁分量和低能μ子的一般特征可以被CORSIKA很好地再现。带电粒子的横向分布的形式同意与实验之间的几百米和2000米的核心，无论研究的强子相互作用模型和主要成分（质子或铁）。正如实验所示，它不依赖于10^17.5和10^20 eV之间的初级能量。如果我们考虑到与实验中类似的条件来评估在离核心600 m处由5 cm厚的散射器测量的粒子密度（S_0（600），后缀0表示垂直入射簇射），从S_0（600）到初级能量的转换关系表示为E [eV] = 2.15 x 10^17 x S_0（600）^1.015，在所使用的模型和组成之间的10%不确定性内，这表明目前的AGASA转换因子是下限。μ子横向分布的形式虽然与离堆芯1000 m范围内的实验符合较好，但其绝对值随强子相互作用模型和原初成分的不同而变化。实验中的rho_mu（600）（离堆芯600 m处μ子密度大于1GeV）与S_0（600）关系的斜率比任何强子模型和原初成分模拟中的斜率都要平坦。由于实验斜率在10^15 eV到10^19 eV之间是恒定的，因此我们需要在很宽的一次能量范围内研究这种关系，以推断化学成分随能量的变化…
1999-12-10 astro-ph
Prompt muons in extended air showers
我们目前的模拟结果的μ介子含量的空气簇射引起的非常高的能量宇宙射线。给出了μ子的能量分布和μ子的密度。我们讨论了由粲介子衰变产生的瞬发μ介子分量。该方法结合了标准的蒙特卡罗发电机纳入CORSIKA代码和唯象估计的魅力hadroproduction。
2007-08-21 astro-ph
One-dimensional Hybrid Approach to Extensive Air Shower Simulation
本文提出了一种有效的一维大范围空气簇射模拟方案，并在CONEX程序中实现。显式蒙特卡罗模拟的高能部分的强子和电磁级联在大气中相结合的级联方程的数值解较小的能量子簇射，以获得准确的簇射预测。所开发的计划使我们能够计算不仅与粒子数（簇射大小），但也电离能存款配置文件，这是需要采用荧光技术的实验数据的解释有关的可观的。我们详细讨论了开发的基本算法，并说明了该方法的力量。结果表明，蒙特卡罗，数值和混合空气簇射计算得到一致的结果，同意非常好的CORSIKA程序内获得的。
2006-06-22 astro-ph
Universality of electron distributions in high-energy air showers - description of Cherenkov light production
利用簇射模拟程序CORSIKA研究了高能簇射中电子的能量和角分布。基于这两种分布的普遍性，我们开发了一个分析描述的切伦科夫光发射在广泛的空气簇射，它提供了光子的总数和角分布。参数化可以用于例如计算直接和散射切伦科夫光对用空气荧光技术测量的簇射轮廓的贡献。
2005-12-22 astro-ph
Universal lateral distribution of energy deposit in air showers and its application to shower reconstruction
研究了簇射像中的光强分布及其对荧光技术重建初级能量的意义。详细的CORSIKA能量沉积模拟的基础上，一个通用的解析公式推导出的淋浴图像中的光的横向分布，并获得一个校正因子，以占淋浴光的分数落入边远像素的检测器。对于几个典型的事件几何形状的预期的光剖面和相应的校正的主簇射能量示出。根据淋浴器的几何形状，淋浴器能量的这种校正可以超过10%。
2005-05-18 astro-ph
CTA simulations with CORSIKA/sim_telarray
虽然目前的大气切伦科夫装置只有几个望远镜，但未来的装置将更加复杂。蒙特卡罗模拟已成为设计和优化此类装置的重要工具。利用CORSIKA空气簇射模拟程序和模拟切伦科夫望远镜阵列的sim_telarray程序，对未来切伦科夫望远镜阵列（CTA）的几种候选构型进行了详细的模拟。与其他详细和简化的模拟一起，所得到的数据为CTA在广泛的能量范围内的持续优化提供了基础。在本文中，模拟方法的概述和初步结果的一些配置。它表明，CTA项目的初始目标可以实现与现有的技术，至少在中，高能量范围（约100 GeV至100 TeV）。
2008-10-31 astro-ph
Longitudinal development of extensive air showers: hybrid code SENECA and full Monte Carlo
新的实验以前所未有的细节探索宇宙射线光谱的超高能量尾部，对广泛的空气动力模型施加了巨大的压力。为了提取和理解现有丰富的信息，需要详细的快速代码。最近已经为此提出了一些混合仿真代码（例如，传统的蒙特卡罗方法和叶栅方程组或预模拟空气簇射的组合）。在这种情况下，我们探索潜在的SENECA，一个有效的混合三维模拟代码，作为一个有效的实际替代充分的蒙特卡罗模拟产生的超高能宇宙射线广泛的空气淋浴。我们广泛地比较混合方法与传统的，但耗时，充分的蒙特卡罗代码CORSIKA，这是事实上的标准，在该领域。SENECA代码的混合方案是基于在簇射发展的两个步骤中用传统的蒙特卡罗方法模拟每个粒子：第一步预测在高能量下的第一粒子相互作用中的大波动，而第二步提供了对空气簇射的最后阶段的详细横向分布模拟。这两个蒙特卡罗模拟步骤由级联方程系统连接，该级联方程系统正确地再现了强子和电磁纵向剖面。我们研究了这种方法对质子引起的空气簇射的主要纵向特性的影响，并比较了著名的CORSIKA代码使用QGSJET强子相互作用模型的预测。
2004-11-15 astro-ph
A Comparative Study of the Depth of Maximum of Simulated Air Shower Longitudinal Profiles
对模拟的空气簇射纵向廓线进行了比较研究。首先根据经验确定用于计算的适当的细化水平。利用MOCCA和CORSIKA程序框架以及SIBYLL和QGSJET高能强子相互作用模型的四种组合，给出了在宽能量范围内（10^14.0 ~ 10^20.5 eV）质子和铁的高统计结果.这些结果与现有的实验数据进行了比较。研究了第一种相互作用控制Xmax的方式，以及Xmax的分布。
2000-04-06 astro-ph
Analysis of extensive air showers with the hybrid code SENECA
宇宙射线光谱的低能尾已经被前所未有的详细探索。由于这个原因，新的实验对广泛的空气簇射模型施加了巨大的压力。为了提取和理解现有丰富的信息，需要详细的快速代码。在这个意义上说，我们探索潜在的SENECA，一个有效的混合三维模拟代码，作为一个有效的实际替代充分的蒙特卡罗模拟产生的广泛的空气簇射能量宇宙射线。我们讨论了这种方法对不同强子相互作用模型下质子、铁核和γ引起的空气簇射的主要纵向特征的影响。我们还显示了我们的预测与CORSIKA代码的比较。
2005-09-16 astro-ph
Low Energy Hadronic Interaction Models
在CORSIKA程序的框架内，比较了在空气簇射模拟中处理Elab < 100 GeV的强子碰撞的不同相互作用模型。它们的行为进行了研究，在孤立的碰撞质子或π介子与轻质量的目标与实验数据进行比较。讨论了模型特性如何影响空气簇射参数，如到达地面的粒子的纵向分布或横向分布。
2004-10-29 astro-ph
Comparison of Hadronic Interaction Models at Auger Energies
本文比较了空气簇射模拟程序CORSIKA中实现的三种强子相互作用模型DPMJET 2.55、QGSJET 01和SIBYLL 2.1在皮埃尔俄歇实验中感兴趣的能量范围内的相互作用。研究了强子相互作用和空气簇射中相关量的模型依赖性。
2002-10-17 astro-ph
Air shower fluorescence light simulations
本文介绍了一种模拟大面积空气簇射产生的荧光光子的新方法。基于CORSIKA的蒙特卡罗程序产生簇射发展过程中每个带电粒子的荧光光子。这种方法可以对簇射中的粒子和大气中产生的荧光进行全三维模拟。由该程序产生的光子被追踪到望远镜，并应用特定探测器的模拟。这种方法和一维的方法之间的差异定量确定为望远镜和簇射核之间的距离的函数。作为一个特殊的应用，俄歇荧光望远镜可能能够测量簇射的横向分布的最大距离被确定为能量的函数。
2004-09-30 astro-ph
Dependence of geosynchrotron radio emission on the energy and depth of maximum of cosmic ray showers
基于CORSIKA和REAS 2模拟，我们研究了来自广泛的空气簇射的地球同步辐射对初级宇宙线能量和簇射极大值深度的依赖性。据发现，在一个特征的横向距离，带通滤波的无线电信号的幅度是直接成比例的能量沉积在大气中的电磁级联，由于小于3%的波动的RMS的不确定性。此外，这个无线电振幅的比率，在一个更大的横向距离是直接相关的大气层深度的簇射最大值，与RMS的不确定性~15-20克厘米-2。通过测量这些量，来自宇宙射线空气簇射的地球同步辐射可以用来推断初级粒子的能量和空气簇射最大值的深度。
2008-07-17 astro-ph
Impact of Uncertainties in Hadron Production on Air-Shower Predictions
在高能量下，宇宙射线只能通过测量它们在地球大气中产生的广泛的空气簇射来研究。虽然空气淋浴的主要特点可以理解在一个简单的模型连续的相互作用，详细的模拟和粒子生产的现实描述需要计算相关的空气淋浴实验的观测。目前，强子相互作用模型是这种模拟的不确定性的主要来源。我们将研究使用CORSIKA和CONEX中不同的强子模型对广泛的空气簇射预测的影响。
2006-02-08 astro-ph hep-ph
Determination of the calorimetric energy in extensive air showers
利用CORSIKA空气簇射模拟程序，研究了不同角度和不同初级粒子的空气簇射对大气总能量沉积的贡献。计算了丢失能量的量，以量热能量的形式进行参数化。结果表明，该参数化随角度或观测水平的变化小于1%。与初级质量的相关性小于5%，与高能强子相互作用模型，小于2%。对于质子和铁在45度的等量混合物，通过使用丢失能量校正函数的仅一个参数化引入的系统误差经计算低于3%。我们估计，由于暴雨到阵雨波动的统计误差约为1%。
2004-09-30 astro-ph
Hadronic multiparticle production in extensive air showers and accelerator experiments
利用CORSIKA程序模拟了大范围的空气簇射，研究了簇射特性与低能强子多粒子产生特性之间的关系。我们报告调查的典型能量和相空间区域的二次粒子，这是重要的μ子生产广泛的空气淋浴。讨论了在现有和计划的加速器实验中测量强子产生相关量的可能性。
2005-06-30 astro-ph nucl-ex
On total inelastic cross-sections and the average depth of the maximum of extensive air showers
本文研究了大气中高能宇宙线粒子产生的大范围空气簇射发展的模型依赖性。在强子相互作用模型QGSJET中，质子-质子和质子-空气非弹性截面的增加和弹性值是不同的。利用CORSIKA模拟程序，研究了这些变化对空气簇射观测量的影响，如簇射最大值的平均深度X_max和地能级上的μ子和电子数。从实验X_max值计算平均对数质量，发现质子-质子非弹性截面从E_0=10^6 GeV时的σ_pp^inel=51 mb适度对数增加到E_0=10^8 GeV时的σ_pp^inel=64 mb，弹性增加10%~ 15%，最能描述数据。利用这些参数，由X_max测量得到的平均对数质量lna与用多性腺模型直接测量结果外推到高能的结果是一致的。
2003-09-01 astro-ph
New p+C data in fixed target experiments and the muon component in extensive air showers
广泛的空气簇射（EAS）测量的解释强烈依赖于用于模拟参考簇射的强子相互作用模型。我们研究了低能强子相互作用的重要性，在模拟空气淋浴，产生的模拟包CORSIKA，广泛的空气淋浴的观察到的特点。特别是，我们详细调查的能量和相空间区域的次级粒子的生产是最重要的μ子生产。这个相空间区域被CERN的固定靶实验所覆盖。在这项工作的第二部分中，我们提出了初步的动量谱的二次π +和π-在p+C碰撞在12 GeV/c测量的HARP光谱仪在PS加速器在欧洲核子研究中心。此外，我们使用新的p+C NA 49数据在158 GeV/c检查强子相互作用模型的可靠性，在EAS的μ子生产。最后，可能性来衡量现有的和计划中的加速器实验中的强子生产的相关数量进行了讨论。
2006-12-06 astro-ph
Muon production in extensive air showers and its relation to hadronic interactions
本文研究了大范围空气簇射中μ介子的产生与低能强子多粒子产生特征之间的关系。使用CORSIKA，我们确定典型的能量和相空间区域的二次粒子，这是重要的μ子生产在广泛的空气淋浴和面对现有的固定目标测量的结果。此外，测量现有的和计划中的加速器实验中的强子生产的相关数量的可能性进行了讨论。
2005-12-21 astro-ph hep-ex
Energy Release in Air Showers
利用CORSIKA程序对大范围空气簇射发展过程中释放的能量进行了模拟研究。研究了不同粒子种类和能量以及典型粒子密度对能量释放的贡献。特别注意低于模拟能量阈值的粒子，其贡献约10%的总能量沉积。对总沉积的主要贡献源于亚MeV至几百MeV的电子和正电子，对于10 EeV簇射，粒子之间的典型横向距离超过1 mm。
2003-10-29 astro-ph hep-ph
Cerenkov Photon Density Fluctuations in Extensive Air Showers
由伽马射线或宇宙射线入射到大气层顶部产生的切伦科夫光的细节，最好通过系统模拟广泛的空气簇射来研究。最近，鉴于从这些研究中产生的各种技术，这些研究变得更加重要，以区分伽马射线引发的簇射和由更丰富的宇宙射线的强子成分产生的簇射。我们已经在这里进行了这样的系统的模拟研究，使用CORSIKA包，以了解在不同的核心距离为5种不同的能量的Cerenkov光子密度起伏的伽马射线和质子原色垂直入射在大气顶部。这种系统的比较簇射的伽玛射线和质子原色的簇射密度波动进行了第一次在这里。结果表明，密度涨落具有明显的非泊松性质。在所有能量下，这种涨落在质子原色中比在伽马射线原色中更明显。已确定的过程中，显着的影响所观察到的波动。已经发现，对涨落的显著贡献来自簇射极大值之后发射的光子。电子数涨落和切伦科夫光子的关联发射是导致所观察到的涨落的主要原因。
1998-02-14 astro-ph
Muon content of ultra-high-energy air showers: Yakutsk data versus simulations
我们分析了33个广泛的空气簇射（EAS）的样本，估计的初级能量超过2 \cdot 10^{19} eV和高质量的μ子数据记录的雅库茨克EAS阵列。我们比较，事件的事件，观察到的μ介子密度预期从CORSIKA模拟的初级质子和铁，使用SIBYLL和EPOS强子相互作用模型。这项研究表明存在两种不同的强子成分，“轻”和“重”。与EPOS的模拟是在一个很好的协议与预期的组合物中，轻组分对应于质子和重组分的类铁核。使用SYBILL，对于相同的电磁信号，铁原色的模拟μ介子密度比重组分的观测值小\sim 1.5倍。假设质子-铁组成为两组分，采用EPOS模型，在95%置信水平下，能量E>10^{19} eV的质子所占比例为0.52^{+0.19}-0.20}。
2008-02-18 astro-ph
Ultra High Energy $ν_τ$ Detection Using Cosmic Ray Tau Neutrino Telescope Used in Fluorescence/Cerenkov Light Detection
我们研究了基于空气簇射荧光/切伦科夫光探测器技术的宇宙线τ中微子望远镜（CRTNT）探测$ν_τ$的可能性。这种方法需要$ν_τ$与山脉或地壳等材料的相互作用。在带电电流相互作用中产生的$τ$轻子必须逃离地球，然后衰变并在空气中引发簇射。从$ν_τ$到空气簇射的转换的概率已经计算了从1 PeV到10 EeV的能量范围。使用Corsika模拟软件包开发了一个空气簇射模拟程序。触发效率已被估计为CRTNT探测器类似的HiRes/骰子探测器在山的阴影。惠勒在内华达州，美国。对于AGN中微子源模型，在探测器的优化配置和占空比下，预计每年约有8次触发事件。
2004-11-24 astro-ph
Energy Spectrum and Chemical Composition of Cosmic Rays between 0.3 and 10 PeV determined from the Cherenkov-Light and Charged-Particle distributions in Air Showers
本文报道用广角大气切伦科夫光探测器阵列AIROBICC测量切伦科夫光子的横向分布和用HEGRA空气簇射探测器复合体的闪烁体矩阵测量空气簇射中带电粒子的横向分布。这些探测器采用大气波前采样技术，通过簇射粒子和切伦科夫光子的横向密度分布来测量大范围空气簇射的电磁分量。与CORSIKA程序包与QGSJET强子事件发生器产生的事件的数据进行了比较。一致性检查与初级能量重建方法的基础上，不同的淋浴可观的这些广泛的空气淋浴模拟和实验数据之间的协议表示满意。能量谱的特征是所谓的“膝盖”，能量为E_knee = 3.98（+4.66）（-0.83）（stat）+- 0.53（syst）PeV。幂律拟合的微分能谱屈服指数为膝下-2.72（+0.02）（-0.03）（stat）+-0.07（syst）和膝下-3.22（+0.47）（-0.59）（stat）+-0.08（syst）}。在整个能量范围内，最适合的延伸率为78.3 +- 1.0（静态）+- 6.2（系统）g/cm ^2。在这里讨论的能量范围内，轻核的最佳拟合分数从37（+28）（-21）%（统计和系统结合）下降到8（+32）（-8）%（统计和系统结合）。对系统误差的详细研究表明，不能排除成分不变的情况。
1999-08-18 astro-ph
Energy Estimation of UHE Cosmic Rays using the Atmospheric Fluorescence Technique
我们使用CORSIKA空气簇射模拟程序来回顾用空气荧光技术观察到的超高能（UHE）宇宙射线的能量分配方法。这种技术使用大气作为量热计，我们确定必须对量热能量进行的修正，以产生初级宇宙射线能量。
1999-12-22 astro-ph
Simulation of Ultra-High Energy Photon Propagation in the Geomagnetic Field
确定原初光子或严格限定光子通量对于理解超高能宇宙射线的起源具有重要意义。我们提出了一个新的Monte Carlo程序，允许详细研究的转换和级联的UHE光子在地磁场。名为PRESHOWER的程序既可以作为独立的工具使用，也可以与淋浴模拟代码一起使用。与独立版本的代码，它是可能的调查的各种性质的粒子级联引起的UHE光子在地球的磁场相互作用，然后进入地球的大气层。结合这个程序与广泛的空气簇射模拟代码，如CORSIKA提供了可能性的调查签名的光子引发的淋浴。特别是，可以研究有助于区分这种簇射与强子引起的簇射的特征。作为一个例子，计算的皮埃尔俄歇天文台的南部部分的条件。
2004-02-25 astro-ph
Frequency spectra of cosmic ray air shower radio emission measured with LOPES
目的：我们希望研究宇宙射线空气簇射在100 PeV（1017 eV）附近的射电发射的光谱依赖性。方法：我们用偶极干涉仪LOPES（LOFAR Prototype Station）观测了宽频带的短射电脉冲，该仪器由一个名为Karlsruhe Shower Core and Array Detector（KASCADE）的粒子探测器阵列触发。LOFAR是低频阵列。为了这个分析，23个强的空气淋浴事件被选择使用KASCADE的参数。结果：所产生的电场谱向高频衰减。平均电场谱符合指数规律或幂律规律。得到的光谱斜率在不确定性范围内是不一致的，并且它比基于CORSIKA（KASCADE的宇宙射线模拟）模拟的空气簇射的蒙特卡罗模拟得到的斜率稍陡。最强的事件之一是在LOPES附近的雷暴活动期间测量的，并显示出测量的最长脉冲长度为110 ns，光谱斜率为-3.6。结论：我们用两种不同的方法表明，空气簇射无线电发射的频谱可以在事件的基础上重建，只有24个偶极子天线同时在很宽的频率范围内。根据所获得的频谱斜率，最大功率在40 MHz以下发射。此外，功率降低到较高频率表明由簇射盘厚度确定的相干性损失。我们的结论是，更宽的带宽，更大的收集面积，和更长的基线，将提供的LOFAR，是必要的，以进一步调查宇宙线空气簇射的相干性，脉冲长度和光谱斜率的关系。
2008-09-16 astro-ph
Validation of the Real and Simulated Data of the Pierre Auger Fluorescence Telescopes
皮埃尔俄歇天文台的荧光探测器（FD）目前正在运行24个荧光望远镜中的18个，这些望远镜将用于完成的探测器。这些望远镜分为4个眼睛，每个眼睛由6个望远镜组成，以14%的占空比测量宇宙射线簇射的纵向轮廓。重建能力和触发效率进行了研究，使用一个完整的模拟和重建生产链，采用模拟CORSIKA阵雨和参数化盖瑟-希拉斯配置文件。通过大气中的传播和探测器的响应被考虑和详细的模拟。这些模拟数据是在初步分析中使用重要性抽样方法生成的，以有效地覆盖0.3 - 300 EeV的能量区域、各种簇射几何形状和撞击点以及不同的初级粒子。观测量的分布，然后在真实和模拟数据进行了研究，方便的重建和模拟软件的验证。比较真实和模拟数据进行了讨论，并用于评估其对数据分析的影响。
2005-07-20 astro-ph
Study of multi-muon bundles in cosmic ray showers detected with the DELPHI detector at LEP
LEP的DELPHI探测器已被用于测量宇宙射线与空气相互作用产生的多μ子束。这些宇宙事件是以“寄生模式”记录在单个电子+电子相互作用之间的，这些数据的总生存时间相当于1.6x10^6秒。DELPHI装置位于地下约100米处，84米的岩石覆盖层对μ子动量施加了约52 GeV/c的截止值。从大体积强子量能计的数据允许54201事件的μ子多重性被重建。将得到的μ子多重数分布与基于CORSIKA/QGSJET 01的蒙特卡罗模拟的预测进行了比较。该模型未能描述高多重性事件的丰度。研究了QGSJET内部参数对计算结果的影响。
2007-06-18 astro-ph hep-ex
The primary cosmic ray composition between 10**15 and 10**16 eV from Extensive Air Showers electromagnetic and TeV muon data
宇宙射线的主要成分在能量范围10**15和10**16 eV之间，即，通过EAS-TOP空气簇射阵列（2005ma.s.l.，10**5 m**2采集区）和MACRO地下探测器（963 m a.s.l.，3100米最小岩石覆盖层，920 m**2有效面积）。使用的观测量是由EAS-TOP测量的空气簇射大小（Ne）和由MACRO记录的μ子数（Nmu）。这两个探测器平均相隔1200米的岩石，并位于各自的天顶角约30度。μ子到达宏观深度的表面能量阈值约为1.3 TeV。这种μ子是在簇射发展的早期阶段产生的，其运动区域与通常的Nmu-Ne研究相关的区域截然不同。该测量导致初级成分在初级光谱的拐点处变得更重，该拐点本身由初级轻成分（p，He）的光谱的陡化引起。结果证实了从表面的低能μ子（通常在GeV能量范围内）的观察报告，表明结论不依赖于生产区的运动学。因此，强子相互作用模型（CORSIKA/QGSJET）提供了一致的组合物的结果，从相关的数据产生的secondaries超过中心的快度区域。这种演变的膝盖区域的组成支持的“标准”银河系加速/传播模型，这意味着刚性依赖的不同组件的休息，因此休息发生在较低的能量在光谱的轻核。
2003-05-19 astro-ph
Primary Particle Type of the Most Energetic Fly's Eye Air Shower
迄今为止测量的最具能量的宇宙射线空气簇射的纵向轮廓，由蝇眼探测器记录的事件与重建的初级能量约为320 EeV，进行比较，模拟淋浴配置文件。计算是用CORSIKA程序进行的，包括初级光子和不同的强子初级。对于初级光子，在地磁场中的预闪形成另外详细处理。对于原初强子，采用强子相互作用模型QGSJET 01和SIBYLL 2.1。将预测的纵剖面与观测值进行了比较。描述了一种用于测试特定初级粒子类型对测量的轮廓的假设的方法，该方法自然地考虑到簇射波动。蝇眼事件是兼容的质子和铁核之间的相互作用模型的强子主要的任何假设，虽然QGSJET01和SIBYLL2.1之间的差异，在预测的配置文件中存在较轻的核。初级光子分布与数据的差异约为1.5 sigma。虽然不赞成的观察，初级光子假说不能被拒绝为这个特定的事件。
2004-04-05 astro-ph hep-ph
The Energy Spectrum of Cosmic Rays Above $3 \times 10^{17}$ eV as measured with the Haverah Park Array
对1974 - 1987年Haverah Park Array记录的空气簇射进行了重新分析。对于能量谱的原始估计，使用了Hillas在20世纪70年代确定的地面参数$ρ$（600）和初级能量之间的关系。在这里，我们描述了使用QGSJET 98相互作用模型在CORSIKA蒙特卡罗代码中获得的能谱，与GEANT一起模拟详细的探测器对地面粒子的响应。本文提出了一个新的能谱，其范围为3 $\times$ 10 $^{17}$ eV ~ 4 $\times$ 10 $^{18}$ eV。
2002-03-11 astro-ph
A Non-Parametric Approach to Infer the Energy Spectrum and the Mass Composition of Cosmic Rays
KASCADE实验同时观测高能广泛空气簇射（EAS）的电子光子、μ子和强子成分。EAS观测值的估计的能量和质量的初级粒子的分析调用广泛的蒙特卡罗模拟的EAS发展准备参考图案。本研究利用空气簇射模拟代码CORSIKA与强子相互作用模型VENUS、QGSJet和Sibyll，包括探测器响应和效率的模拟。通过应用非参数技术的测量数据进行了分析，在一个事件的事件模式和EAS诱导粒子的质量和能量的重建。特别强调了方法上的局限性以及结果对所使用的强子相互作用模型的依赖性。从KASCADE数据获得的结果再现了在主频谱的膝盖，但揭示了一个强大的模型依赖。由于强子相互作用模型引入的系统不确定性，在膝附近的能量范围内，化学成分没有强烈的变化。
2001-02-26 astro-ph
