Attenzione: i dati modificati non sono ancora stati salvati. Per confermare inserimenti o cancellazioni di voci è necessario confermare con il tasto SALVA/INSERISCI in fondo alla pagina
IRIS
The energy spectrum of cosmic rays above 2.5 x 10^18 eV, derived from 20 000 events recorded at the Pierre Auger Observatory, is described. The spectral index gamma of the particle flux, J proportional to E^(-gamma), at energies between 4 x 10^18 eV and 4 x 10^19 eV is 2.69 +- 0.02(stat) +- 0.06(syst), steepening to 4.2 +- 0.4(stat) +- 0.06(syst) at higher energies. The hypothesis of a single power law is rejected with a significance greater than 6 standard deviations. The data are consistent with the prediction by Greisen and by Zatsepin and Kuz’min.
The energy spectrum of cosmic rays above 2.5 x 10(18) eV, derived from 20 000 events recorded at the Pierre Auger Observatory, is described. The spectral index gamma of the particle flux, J proportional to E(-gamma), at energies between 4 x 10(18) eV and 4 x 10(19) eV is 2.69 +/- 0.02(stat) +/- 0.06(syst), steepening to 4.2 +/- 0.4(stat) +/- 0: 06 (syst) at higher energies. The hypothesis of a single power law is rejected with a significance greater than 6 standard deviations. The data are consistent with the prediction by Greisen and by Zatsepin and Kuz'min.
Observation of the suppression of the flux of cosmic rays above 4 x 10^19 eV
Abraham J.;Abreu P.;Aglietta M.;Aguirre C.;Allard D.;Allekotte I.;Allen J.;Allison P.;Alvarez-Muniz J.;Ambrosio M.;Anchordoqui L.;Andringa S.;Anzalone A.;Aramo C.;Argiro S.;Arisaka K.;Armengaud E.;Arneodo F.;Arqueros F.;Asch T.;Asorey H.;Assis P.;Atulugama B. S.;Aublin J.;Ave M.;Avila G.;Backer T.;Badagnani D.;Barbosa A. F.;Barnhill D.;Barroso S. L. C.;Baughman B.;Bauleo P.;Beatty J. J.;Beau T.;Becker B. R.;Becker K. H.;Bellido J. A.;BenZvi S.;Berat C.;Bergmann T.;Bernardini P.;Bertou X.;Biermann P. L.;Billoir P.;Blanch-Bigas O.;Blanco F.;Blasi P;Bleve C.;Mer H. Blu;Bohacova M.;Bonifazi C.;Bonino R.;Brack J.;Brogueira P.;Brown W. C.;Buchholz P.;Bueno A.;Burton R. E.;Busca N. G.;Caballero-Mora K. S.;Cai B.;Camin D. V.;Caramete L.;Caruso R.;Carvalho W.;Castellina A.;Catalano O.;Cataldi G.;Cazon L.;Cester R.;Chauvin J.;Chiavassa A.;Chinellato J. A.;Chou A.;Chudoba J.;Chye J.;Clark P. D. J.;Clay R. W.;Colombo E.;Conceicao R.;Connolly B.;Contreras F.;Coppens J.;Cordier A.;Cotti U.;Coutu S.;Covault C. E.;Creusot A.;Criss A.;Cronin J.;Curutiu A.;Dagoret-Campagne S.;Daumiller K.;Dawson B. R.;de Almeida R. M.;de Donato C.;de Jong S. J.;De La Vega G.;Junior W. J. M. de Mello;de Mello Neto J. R. T.;De Mitri I.;de Souza V.;del Peral L.;Deligny O.;Della Selva A.;Delle Fratte C.;Dembinski H.;Di Giulio C.;Diaz J. C.;Diep P. N.;Dobrigkeit C.;D'Olivo J. C.;Dong P. N.;Dornic D.;Dorofeev A.;dos Anjos J. C.;Dova M. T.;D'Urso D.;Dutan I.;DuVernois M. A.;Engel R.;Epele L.;Erdmann M.;Escobar C. O.;Etchegoyen A.;Luis P. Facal San;Falcke H.;Farrar G.;Fauth A. C.;Fazzini N.;Ferrer F.;Ferrero A.;Fick B.;Filevich A.;Filipcic A.;Fleck I.;Fracchiolla C. E.;Fulgione W.;Garcia B.;Gamez D. Garcia;Garcia-Pinto D.;Garrido X.;Geenen H.;Gelmini G.;Gemmeke H.;Ghia P. L.;Giller M.;Glass H.;Gold M. S.;Golup G.;Albarracin F. Gomez;Berisso M. Gomez;Goncalves P.;do Amaral M. Goncalves;Gonzalez D.;Gonzalez J. G.;Gonzalez M.;Gora D.;Gorgi A.;Gouffon P.;Grassi V.;Grillo A. F.;Grunfeld C.;Guardincerri Y.;Guarino F.;Guedes G. P.;Gutierrez J.;Hague J. D.;Halenka V.;Hamilton J. C.;Hansen P.;Harari D.;Harmsma S.;Harton J. L.;Haungs A.;Hauschildt T.;Healy M. D.;Hebbeker T.;Hebrero G.;Heck D.;Hojvat C.;Holmes V. C.;Homola P.;Horandel J. R.;Horneffer A.;Hrabovsky M.;Huege T.;Hussain M.;Iarlori M.;Insolia A.;Ionita F.;Italiano A.;Kaducak M.;Kampert K. H.;Karova T.;Kasper P.;Kegl B.;Keilhauer B.;Kemp E.;Kieckhafer R. M.;Klages H. O.;Kleifges M.;Kleinfeller J.;Knapik R.;Knapp J.;Koang D. -H.;Krieger A.;Kroemer O.;Kuempel D.;Kunka N.;Kusenko A.;La Rosa G.;Lachaud C.;Lago B. L.;Lebrun D.;Lebrun P.;Lee J.;de Oliveira M. A. Leigui;Letessier-Selvon A.;Leuthold M.;Lhenry-Yvon I.;Lopez R.;Aguera A. Lopez;Bahilo J. Lozano;Lucero A.;Garcia R. Luna;Maccarone M. C.;Macolino C.;Maldera S.;Mancarella G.;Mancenido M. E.;Mandat D.;Mantsch P.;Mariazzi A. G.;Maris I. C.;Falcon H. R. Marquez;Martello D.;Martinez J.;Bravo O. Martinez;Mathes H. J.;Matthews J.;Matthews J. A. J.;Matthiae G.;Maurizio D.;Mazur P. O.;McCauley T.;McEwen M.;McNeil R. R.;Medina M. C.;Medina-Tanco G.;Melo D.;Menichetti E.;Menschikov A.;Meurer C.;Meyhandan R.;Micheletti M. I.;Miele G.;Miller W.;Mollerach S.;Monasor M.;Ragaigne D. Monnier;Montanet F.;Morales B.;Morello C.;Moreno J. C.;Morris C.;Mostafa M.;Muller M. A.;Mussa R.;Navarra G.;Navarro J. L.;Navas S.;Necesal P.;Nellen L.;Newman-Holmes C.;Newton D.;Nhung P. T.;Nierstenhoefer N.;Nitz D.;Nosek D.;Nozka L.;Oehlschlaeger J.;Ohnuki T.;Olinto A.;Olmos-Gilbaja V. M.;Ortiz M.;Ortolani F.;Ostapchenko S.;Otero L.;Pacheco N.;Selmi-Dei D. Pakk;Palatka M.;Pallotta J.;Parente G.;Parizot E.;Parlati S.;Pastor S.;Patel M.;Paul T.;Pavlidou V.;Payet K.;Pech M.;Pekala J.;Pelayo R.;Pepe I. M.;Perrone L.;Pesce R.;Petrera S.;Petrinca P.;Petrov Y.;Pichel A.;Piegaia R.;Pierog T.;Pimenta M.;Pinto T.;Pirronello V.;Pisanti O.;Platino M.;Pochon J.;Privitera P.;Prouza M.;Quel E. J.;Rautenberg J.;Redondo A.;Reucroft S.;Revenu B.;Rezende F. A. S.;Ridky J.;Riggi S.;Risse M.;Riviere C.;Rizi V.;Roberts M.;Robledo C.;Rodriguez G.;Martino J. Rodriguez;Rojo J. Rodriguez;Rodriguez-Cabo I.;Rodriguez-Frias M. D.;Ros G.;Rosado J.;Roth M.;Rouille-d'Orfeuil B.;Roulet E.;Rovero A. C.;Salamida F.;Salazar H.;Salina G.;Sanchez F.;Santander M.;Santo C. E.;Santos E. M.;Sarazin F.;Sarkar S.;Sato R.;Scherini V.;Schieler H.;Schmidt A.;Schmidt F.;Schmidt T.;Scholten O.;Schovanek P.;Schroeder F.;Schulte S.;Schuessler F.;Sciutto S. J.;Scuderi M.;Segreto A.;Semikoz D.;Settimo M.;Shellard R. C.;Sidelnik I.;Siffert B. B.;Sigl G.;De Grande N. Smetniansky;Smialkowski A.;Smida R.;Smith A. G. K.;Smith B. E.;Snow G. R.;Sokolsky P.;Sommers P.;Sorokin J.;Spinka H.;Squartini R.;Strazzeri E.;Stutz A.;Suarez F.;Suomijaervi T.;Supanitsky A. D.;Sutherland M. S.;Swain J.;Szadkowski Z.;Takahashi J.;Tamashiro A.;Tamburro A.;Tarutina T.;Tascau O.;Tcaciuc R.;Thao N. T.;Thomas D.;Ticona R.;Tiffenberg J.;Timmermans C.;Tkaczyk W.;Peixoto C. J. Todero;Tome B.;Tonachini A.;Torres I.;Travnicek P.;Tripathi A.;Tristram G.;Tscherniakhovski D.;Tuci V.;Tueros M.;Tunnicliffe V.;Ulrich R.;Unger M.;Urban M.;Galicia J. F. Valdes;Valino I.;Valore L.;van den Berg A. M.;van Elewyck V.;Vazquez R. A.;Veberic D.;Veiga A.;Velarde A.;Venters T.;Verzi V.;Videla M.;Villasenor L.;Vorobiov S.;Voyvodic L.;Wahlberg H.;Wahrlich P.;Wainberg O.;Walker P.;Warner D.;Watson A. A.;Westerhoff S.;Wieczorek G.;Wiencke L.;Wilczynska B.;Wilczynski H.;Wileman C.;Winnick M. G.;Wu H.;Wundheiler B.;Yamamoto T.;Younk P.;Zas E.;Zavrtanik D.;Zavrtanik M.;Zaw I.;Zepeda A.;Ziolkowski M.
2008-01-01
Abstract
The energy spectrum of cosmic rays above 2.5 x 10(18) eV, derived from 20 000 events recorded at the Pierre Auger Observatory, is described. The spectral index gamma of the particle flux, J proportional to E(-gamma), at energies between 4 x 10(18) eV and 4 x 10(19) eV is 2.69 +/- 0.02(stat) +/- 0.06(syst), steepening to 4.2 +/- 0.4(stat) +/- 0: 06 (syst) at higher energies. The hypothesis of a single power law is rejected with a significance greater than 6 standard deviations. The data are consistent with the prediction by Greisen and by Zatsepin and Kuz'min.
The energy spectrum of cosmic rays above 2.5 x 10^18 eV, derived from 20 000 events recorded at the Pierre Auger Observatory, is described. The spectral index gamma of the particle flux, J proportional to E^(-gamma), at energies between 4 x 10^18 eV and 4 x 10^19 eV is 2.69 +- 0.02(stat) +- 0.06(syst), steepening to 4.2 +- 0.4(stat) +- 0.06(syst) at higher energies. The hypothesis of a single power law is rejected with a significance greater than 6 standard deviations. The data are consistent with the prediction by Greisen and by Zatsepin and Kuz’min.
Raggi cosmici; Energia ultra alta; Sciami atmosferici estesi; Osservatorio Pierre Auger
I documenti in IRIS sono protetti da copyright e tutti i diritti sono riservati, salvo diversa indicazione.
Utilizza questo identificativo per citare o creare un link a questo documento: https://hdl.handle.net/20.500.12571/3114
Citazioni
ND
667
498
social impact
Conferma cancellazione
Sei sicuro che questo prodotto debba essere cancellato?
simulazione ASN
Il report seguente simula gli indicatori relativi alla propria produzione scientifica in relazione alle soglie ASN 2023-2025 del proprio SC/SSD. Si ricorda che il superamento dei valori soglia (almeno 2 su 3) è requisito necessario ma non sufficiente al conseguimento dell'abilitazione. La simulazione si basa sui dati IRIS e sugli indicatori bibliometrici alla data indicata e non tiene conto di eventuali periodi di congedo obbligatorio, che in sede di domanda ASN danno diritto a incrementi percentuali dei valori. La simulazione può differire dall'esito di un’eventuale domanda ASN sia per errori di catalogazione e/o dati mancanti in IRIS, sia per la variabilità dei dati bibliometrici nel tempo. Si consideri che Anvur calcola i valori degli indicatori all'ultima data utile per la presentazione delle domande.
La presente simulazione è stata realizzata sulla base delle specifiche raccolte sul tavolo ER del Focus Group IRIS coordinato dall’Università di Modena e Reggio Emilia e delle regole riportate nel DM 589/2018 e allegata Tabella A. Cineca, l’Università di Modena e Reggio Emilia e il Focus Group IRIS non si assumono alcuna responsabilità in merito all’uso che il diretto interessato o terzi faranno della simulazione. Si specifica inoltre che la simulazione contiene calcoli effettuati con dati e algoritmi di pubblico dominio e deve quindi essere considerata come un mero ausilio al calcolo svolgibile manualmente o con strumenti equivalenti.