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USO DEL CLUSTER FENIX-FCFM EN EL OBSERVATORIO PIERRE AUGER
Organización CLUSTER FENIX
 Dr. Humberto Salazar Ibargüen (FCFM-BUAP): JEFE DEL CLUSTER
 Dra. Isabel Pedraza Morales (FCFM-BUAP): SUBJEFA DEL CLUSTER
 Dr. Enrique Varela Carlos (FCFM-BUAP): ADMINISTRADOR DEL CLUSTER.
INTEGRANTES DEL OBSERVATORIO PIERRE AUGER EN LA FCFM-BUAP
 Dr. Humberto Salazar Ibargüen (FCFM-BUAP): Representante Institucional del
experimento Pierre Auger en la FCFM-BUAP
 Dr. Oscar Martínez Bravo (FCFM-BUAP)
 Dr. Enrique Varela Carlos (FCFM-BUAP)
 M.C. Elsa Alejandra Parra Flores (FCFM-BUAP)
Introducción
El observatorio Pierre Auger, situado en Marlargüe Mendoza Argentina es el observatorio
de rayos cómicos más grande en el mundo en su tipo. Este fue diseñado para estudiar rayos
cósmicos de las más altas energías arriba de 3x1018 eV y usa una técnica de detección
híbrida por una parte usa un detector de superficie (DS) con más de 1600 estaciones tipo
WCD, con separación entre cada una de 1500 m, que censa las partículas que llegan al nivel
del suelo producidas por la interacción de la partícula primaria (rayo cósmico) con la
atmosfera que debido a su interacción producen cascadas de partículas, esta cascada tiene
un desarrollo en las capas de la atmosfera llega a un máximo de producción de partículas
para después comenzar a disminuir esta hasta que finalmente estas partículas secundarias
llegan al suelo, el observatorio Pierre Auger está complementado por 4 ojos (4 sitios con 6
telescopios con visión de 0 a 30 grados en elevación) que están localizados en la periferia
del detector de superficie midiendo la luz de fluorescencia producida por el Nitrógeno de la
atmosfera al interaccionar con el rayo cósmico primario llamado detector de fluorescencia
(DF). Con el fin de detectar rayos cómicos de energías desde 1017 eV la colaboración
Auger implementa mejoras tanto para el DS con INFILL (estaciones con separación de 750
m) y como en el DF con HEAT (High Elevatio Auger Telescopes), 3 telescopios con visión
de 30 a 60 grados en elevación, esto con el objeto científico de hacer estudios en la región
donde se cree puede estar sucediendo la transición de fuentes galácticas a extra galácticas
que aceleran estos rayos cósmicos. La FCFM-BUAP colabora activamente en estas mejoras
haciendo Reconstrucción Análisis y Simulaciones MC en HEAT, INFILL como parte del
upgrade a bajas energías 017 eV y ASCII para el upgrade de altas energías (1019 eV), para
esto se ha usado intensamente el cluster FENIX-FCFM.
Metodología y justificación de uso de Supercómputo
Para colaborar activamente en el experimento Auger, en la FCFM-BUAP se hacen
Reconstrucción de los datos de HEAT [2,3] e INFILL [1,3] (energías desde 1017 eV), para
esto usamos cómputo en este caso el cluster FENIX, pero el software que hace la
reconstrucción está aún en desarrollo por lo que para mayor impacto del grupo de la BUAP
en la colaboración, necesitamos hacer las reconstrucciones aún más rápido para esto es tan
importante hacer uso del LNS. Por otro lado además de las reconstrucciones es necesario
hacer el análisis de los datos reconstruidos y aplicarle cortes de calidad utilizando para ello
el software, por lo tanto también se requiere de cómputo de alto rendimiento ya que
necesitamos evaluar al mismo tiempo cuales son las mejores opciones en estos cortes.
Además de todo lo anterior se requiere también de la realización de simulaciones Monte
Carlo de los detectores, y es aquí donde se requiere un poder de cómputo de mucha
potencia como el que ofrece el LNS, ya que primero debemos simular las lluvias o cascadas
de partículas en energías que van desde 1016.5 eV para HEAT e INFILL y para energías de
1018.5 eV para ASCII hasta energías del orden de 1020 eV. Estas simulaciones se tienen
que hacer tomando en cuenta los modelos hadrónicos de interacción de partículas tales
como EPOS, SYBILL, QGSJET, considerando sus versiones más actuales y simular
también al menos dos tipos de primarios: núcleos pesados, hierro (I) y núcleos ligeros
Protón (P), considerando diferentes paqueterías de simulación como CORSIKA y CONEX.
También se deben hacer diferentes arreglos en la simulación, es decir, además de diferentes
intervalos de energía también se deben considerar diferentes ángulos (cenital y acimutal).
Una vez hechas estas simulaciones, se tienen que reconstruir y analizar de la misma manera
que los datos reales pero con la gran diferencia que ahora es posible tener muchas
combinaciones (diferentes energías, modelos, ángulos etc, etc,) y todo esto hacerlo en
tiempos adecuados.
El cluster FENIX-FCFM cuenta con 256 cores de amd a 2.2 GHZ y con un storage de 120
TB, aunque este cluster nos ha ayudado en los estudios antes mencionados, siempre nos ha
tomado mucho tiempo hacer cada cosa y solo una cosa a la vez, esto es por ejemplo para
hacer reconstrucción de datos HEAT, un job por día esto es 30 jobs por més, esto es con los
256 cores apenas y podemos reconstruir alrededor de 8.5 meses de datos y esta
reconstrucción dura unos 3 días de cómputo, por lo que con el LNS con 365 cores
podríamos estar reconstruyendo todo un año de datos y además de estar haciendo
simulaciones, con diferentes modelos, diferentes intervalos de energía, por decir al mismo
tiempo.
Software Requerido
Software propio de la colaboración, corre en LINUX y es libre
OFFLINE
CDAS
CORSIKA
CONEX
ROOT
GEANT4
Productos esperados.
Más notas técnicas sobre HEAT considerando como objetivo final un artículo públicado
sobre HEAT, al igual que más notas técnicas sobre el INFILL y ASCII, y también tesis de
doctorado, todo como parte de la colaboración entre la BUAP y el Observatorio Pierre
Auger.
Referencias
[1] GAP 2013-062, INFILL, E. Varela, H. Salazar and José Bellido, technical gap notes for
the Pierre Auger Observatory.
[2] GAP 2013-071, HEAT, E. Varela, H. Salazar and José Bellido, technical gap notes for
the Pierre Auger Observatory.
[3] The low energy-extensions for the Pierre Auger Observatory, E. Varela H. Salazar for
the Pierre Auger Collaboration, Proceedings Mexican work shop 2012.