The chemical composition of ultra high energy cosmic rays is still uncertain. The latest results obtained by the Pierre Auger Observatory and the HiRes Collaboration, concerning the measurement of the mean value and the fluctuations of the atmospheric depth at which the showers reach the maximum development, Xmax, are inconsistent. From comparison with air shower simulations it can be seen that, while the Auger data may be interpreted as a gradual transition to heavy nuclei for energies larger than ~ 2-3x10^18 eV, the HiRes data are consistent with a composition dominated by protons. In Ref. [1] it is suggested that a possible explanation of the observed deviation of the mean value of Xmax from the proton expectation, observed by Auger, could originate in a statistical bias arising from the approximated exponential shape of the Xmax distribution, combined with the decrease of the number of events as a function of primary energy. In this paper we consider a better description of the Xmax distribution and show that the possible bias in the Auger data is at least one order of magnitude smaller than the one obtained when assuming an exponential distribution. Therefore, we conclude that the deviation of the Auger data from the proton expectation is unlikely explained by such statistical effect.
Studies of an air-shower imaging system for the detection of ultrahigh-energy neutrinos
我们讨论了小型空气簇射成像系统探测掠地超高能τ中微子的接受度和灵敏度。我们研究的仪器位于山顶上，具有$360^\circ$的方位视场。我们发现，这样一个系统的接受度和灵敏度接近最大，如果它位于地面以上约2公里，具有$5^\circ$的垂直视场，允许重建至少$0.3^\circ$长的空气簇射图像，并具有$10$ m $^2$在任何方向上的有效光收集区域。经过三年的运行，具有这些特征的成像系统实现了$5\times10^{-9}$ GeV cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ at $2\times10^8$ GeV的全味中微子通量灵敏度。
Possibility of Using a Satellite-Based Detector for Recording Cherenkov Light from Ultrahigh-Energy Extensive Air Showers Penetrating into the Ocean Water
Air Shower Observation by a Simple Structured Fresnel lens Telescope with Single Pixel for the Next Generation of Ultra-High Energy Cosmic Ray Observatory
EAS age determination from the study of the lateral distribution of charged particles near the shower axis with the ARGO-YBJ experiment
ARGO-YBJ实验是一个位于高海拔（4300 m a.s.l.）的全覆盖广泛空气簇射（EAS）探测器。自2007年11月至2013年初，中国西藏的数据平稳采集，具有很高的稳定性。该阵列由约7000 m厚的$^2$电阻板室（RPC）组成，这些电阻板室以流光模式运行，并配备有数字和模拟读数，可测量颗粒密度高达每cm $^2$几个颗粒。独特的探测器功能（全覆盖，读出粒度，宽动态范围等）和位置（非常高的海拔）允许详细研究带电粒子在地面非常接近簇射轴的横向密度分布，并通过适当的横向分布函数（LDF）的描述。特别是，在第一个10米从簇射轴收集的信息已被证明提供了一个非常有效的工具，用于确定簇射发展阶段（“年龄”）的能量范围为50 TeV - 10 PeV。还讨论了年龄参数对初级宇宙射线质量组成的敏感性。
Hybrid radio and particle detection of air showers: potential for ultra-high-energy photon identification
Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS UMR 7095, Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，CNRS UMR 7095，索邦大学）；ILANCE, CNRS – University of Tokyo International Research Laboratory（ILANCE，CNRS-东京大学国际研究实验室）；Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo（宇宙线研究所，东京大学）
Trinity: An Air-Shower Imaging System for the Detection of Ultrahigh Energy Neutrinos
探测高能中微子的努力是由几个目标驱动的：冰立方探测到的天体物理中微子的起源是什么？高能宇宙射线的来源是什么？ANITA探测到的事件是否指向新的物理学？要想弄清这些问题，就需要能够探测到$10^7$ GeV以上中微子的仪器，而且灵敏度要足够高--这是一项艰巨的任务。虽然大多数高能中微子实验都是基于中微子相互作用后簇射粒子的无线电特征的检测，但我们相信簇射粒子的切伦科夫和荧光的检测是一个有吸引力的替代方案。用切伦科夫和荧光成像空气簇射是一种技术，已成功地用于几个高能宇宙线和甚高能伽马射线实验。我们进行了一个案例研究的空气簇射成像系统的探测掠地τ中微子。我们考虑的探测器配置包括位于山顶并指向地平线的成像系统。从这项研究的结果，我们得出结论，$3\cdot10^{-9}$ GeV cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$的灵敏度可以实现在$2\cdot10^8$ GeV与一个相对较小的模块化系统，经过三年的观察。在本报告中，我们讨论了我们的研究的主要结果，以及它们如何转化为我们称之为Trinity的成像系统的设计要求。
Development of a radio-detection method array for the observation of ultra-high energy neutrino induced showers
最近由CODALEMA合作的无线电探测技术的UHE宇宙线的特性的能力的演示，要求使用这种强大的方法来观察UHE中微子。为此，目前正在对现有的21厘米阵列（中国）进行调整。在一个非常低的电磁噪声水平，10160对数周期50-200兆赫天线坐落在两个高的山谷，周围的山脉。这种布局导致中微子与沿着两个4-6公里基线方向的低入射轨道相互作用的有效岩石厚度为30-60公里。我们将首次进行现场射电测量，证明这种环境对于观测源自10^17-20 eV τ中微子相互作用的τ的电磁衰变信号具有特别有利的条件。
A phenomenological model of the muon density profile on the ground of very inclined air showers
超高能宇宙射线在地球大气层中产生广泛的空气簇射。重建超高能宇宙射线能量的标准方法是用地面探测器阵列对空气簇射地面上粒子密度的横向分布进行采样。对于具有大倾角的宇宙射线，这种重建是基于在地面上观察到的μ子密度的横向轮廓的模型，该模型适合于在单个表面探测器中观察到的μ子密度。这项任务的最佳模型来自详细的蒙特卡罗模拟的空气淋浴的发展。我们提出了一个唯象的参数化方案，它允许直接从一组单独的蒙特卡罗模拟空气簇射拟合的μ子密度的平均横向分布的模型。该模型以高精度再现了详细的模拟。作为一个例子，我们生成了一个μ子密度模型，该模型在能量范围1e18 eV < E < 1e20 eV和天顶距范围60度<θ < 90度内是有效的。我们将进一步展示一种方法，以加快模拟这样的μ子配置文件的三个数量级，如果只有在淋浴的μ子感兴趣。
