Sviluppo di look-up tables nella simulazione di PeV showers per SWGO

The extensive spectrum of cosmic rays, relativistic charged particles that permeate the universe and reach the Earth, is associated to Galactic origins up to 3 PeV. Their sources, able to accelerate particles up to 10^(15) eV, represent the most powerful astrophysical particle accelerators within our Galaxy. The term PeVatrons was coined to describe these objects. While various candidates are being considered (such as PWNs, SNRs or superbubbles), strong constraints on these accelerators identities are almost impossible with current gamma-ray instruments. The Souther Wide-field Gamma-ray Observatory (SWGO), located in the Andean Mountains, will be the first extensive air-shower array for gamma-ray detection in the Southern Hemisphere, providing access to the Galactic Center. Its primary objective is to achieve high sensitivity across a wide energy range, extending beyond a 100 TeV high-energy threshold, thus enabling the detection of PeVatrons. The observatory will consist of Water Cherenkov Detector units (WCD), designed to measure the Cherenkov light emitted when particles from atmospheric showers, generated by cosmic rays or gamma-rays, cross the water tanks. SWGO is still in a design phase investigating the optimal location, configuration of detector units, and array layout. The study proposed in this thesis is part of a larger project, analyzing the response of the detector to PeV atmospheric showers. This is achieved by developing a more efficient parameterized simulation of the detector response, through the creation of Look-Up Tables. This thesis is focused on analyzing the response of a specific detector unit design (tank A, a dual-layer unit), through repeated single-particle hit simulations. It studies how the number of photo-electrons generated in the PMTs (distinguishing between the PMT in the upper and lower volume) varies in response to several factors. These factors include the type of particle (muons and electrons), the particle's energy, and the specific geometric configuration of the hit.

L'ampio spettro dei raggi cosmici (CRs), particelle cariche con velocità relativistiche che permeano l'Universo e raggiungono la Terra, è considerato di origine galattica fino ad energie di 3 PeV. Le sorgenti capaci di accelerare i raggi cosmici, raggiungendo energie di 10^(15) eV, rappresentano i più potenti acceleratori astrofisici di particelle all'interno della nostra galassia. Per descrivere tali oggetti è stato coniato il termine PeVatrons. Nonostante siano stati considerati molteplici possibili candidati (come PWNs, SNRs o superbubbles), i rivelatori di raggi gamma attualmente in funzione non permettono di trarre conclusioni stringenti circa l'identità di tali acceleratori. Il Southern Wide-field Gamma-ray Observatory (SWGO), nella cordigliera delle Ande, sarà il primo extensive air-shower array per la rivelazione di raggi gamma nell’emisfero australe, garantendo l'osservazione del Centro Galattico. Uno dei principali obiettivi previsti per il nuovo ground-based detector è il raggiungimento di un'elevata sensibilità nella rivelazione in un esteso range energetico, anche oltre i 100 TeV, consentendo quindi lo studio dei PeVatrons. L'osservatorio sarà costituito da un array di Water Cherenkov Detectors (WCD), per la rivelazione della radiazione Cherenkov emessa quando le particelle delle air-showers, generate da CRs o da raggi gamma, attraversano l'acqua delle tanks. SWGO si trova ancora in una fase di progettazione, per scegliere al meglio il sito, la tipologia di detector unit, e il layout dell'array. Questa tesi si propone di contribuire ad un progetto più ampio, focalizzato sull'analisi della risposta del detector a showers di particelle al PeV. Tale studio verrà portato avanti attraverso lo sviluppo di una simulazione parametrizzata e più efficiente della risposta del rivelatore, mediante la creazione di Look-Up Tables. L’analisi proposta in questa tesi si focalizza sullo studio della risposta di una specifica tipologia di detector unit (la tank A, a due livelli), attraverso la simulazione ripetuta di single-particle hits. L'interazione viene analizzata considerando il numero di fotoelettroni generati nei PMT (distinguendo il PMT dello strato superiore da quello inferiore) e osservandone l’andamento in funzione della natura della particella (elettroni, muoni), dell'energia e della configurazione geometrica di incidenza.