Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção. Carla Bonifazi Instituto de Física - UFRJ

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1 Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção Carla Bonifazi Instituto de Física - UFRJ Aula 23/07 X Escola do CBPF

2 Conteúdo do Curso Introdução: historia e primeiros detectores Medições diretas e indiretas Chuveiros atmosféricos extensos Mecanismos de aceleração (conceitos básicos) Propagação (conceitos básicos) Detecção e de reconstrução de chuveiros atmosféricos extensos Raios cósmicos de alta energia Raios cósmicos de ultra alta energia

3 Bibliografia Bruno Rossi, Cosmic Rays, Mc Graw-Hill Michael W. Friedlander, Cosmic Rays, Harvard University Press Yataro Sekido and Harry Elliot, Early History of Cosmic Ray Studies, Reidel Publishing Company Malcolm S. Longair, High Energy Astrophysics, Cambridge University Press William.R.Leo: Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments, Springer Todor Stanev, High Energy Cosmic Rays, Springer Thomas K. Gaisser, Cosmic Rays and Particle Physics, Cambrdge University Press Glenn Knoll, Radiation Detection and Measurement, Wiley

4 Espectro de raios cósmicos Joelho Tom Gaisser 2013 Tornozelo GZK

5 Espectro de raios cósmicos Ralf Engel 2013

6 Medição direta de Raios Cósmicos

7 Espectro de raios cósmicos

8 Espectro de elétrons (e pósitrons) O fluxo de elétrons no topo da atmosfera vem sido estudado desde principio dos 60s. Acredita-se que os elétrons sejam partículas primárias e que os pósitrons são gerados pela propagação dos elétrons e os núcleos primários na Galáxia. ruptura espectral Espectro com ~ 3,3, consistente com uma maior inclinação do espectro de aceleração de elétrons esperado na propagação devido à perda por radiação.

9 Razão de pósitrons (e + ) (e + )+ (e ) A razão para E ev cresce continuamente ICRC 2013

10 Razão de Pósitrons O espectro de todos os elétrons está formado por dois componentes: elétrons primários acelerados em choques astrofísicos e os elétron e pósitrons secundários, que são produzidos durante a propagação em quantidades iguais. (e + ) (e + )+ (e ) Razão de pósitrons preditas a partir dos modelos de propagação usualmente utilizados

11 Razão de Pósitrons (e + ) (e + )+ (e ) Diferença entre dados e predições: 1) Novas fontes de pósitrons - Aniquilação ou decaimento de matéria escura Potenciais descobertas de nova física além do Modelo Padrão Tais buscas complementariam eficazmente as tentativas de detecção direta de matéria escura usando detectores de recúo nuclear subterrâneos. Mas..., têm enfrentado desafios intrínsecos, por exemplo, a seção transversal (velocidade média) de aniquilação de matéria escura tem que ser muito maior do que o valor típico que produz a abundância de matéria escura observada para uma relíquia térmica. Além disso, os antiprótons esperados não são vistos de modo que as aniquilações ou decaimentos devem ser apenas em léptons o que não é bastante natural.

12 Razão de Pósitrons (e + ) (e + )+ (e ) Diferença entre dados e predições: 1) Novas fontes de pósitrons - Aniquilação ou decaimento de matéria escura - Produção e aceleração de pósitrons em pulsares próximos Altamente magnetizado Estrelas de nêutrons com rotação rápida Os raios e os e ± são produzidos ao longo do eixo magnético O espectro esperado é mais duro que o devido ao à propagação No entanto ~ 40% da energia rotacional deve ser transmitida como energia aos como e enérgico e ± Plausível?

13 Razão de Pósitrons (e + ) (e + )+ (e ) Diferença entre dados e predições: 1) Novas fontes de pósitrons - Aniquilação ou decaimento de matéria escura - Produção e aceleração de pósitrons em pulsares próximos 2) Modificação dos modelos de propagação na Galáxia Ahlers, Mertsch & Sarkar,PRD80:123017,2009

14 Fluxo de Anti-próton Aparentemente não há fontes externas Descarta ou limita fortemente vários modelos de matéria escura

15 Razão de Anti-prótons/Prótons Baixas energias: modulação solar Altas energias: consistente com os modelos

16 Fluxo de Prótons

17 Fluxo de Helio Rigidez = R = pc Ze

18 Razão de Boro - Carbono Como os núcleos são acelerados nas mesmas fontes, a razão de secundários (Li, Be, B) com respeito aos primários (C, N, O) tem que aumentar para energias da ordem de 100 GeV/n? Se o incremento na razão é observado, então os modelos de matéria escura e pulsares deverão ser descartados

19 Mais dados são necessários...

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21 Medição indireta de Raios Cósmicos ev

22 Região do Joelho Mudança do índice espectral de/dt / E para ~ ev Possíveis explicações: E max durante a aceleração em supernovas Re-aceleração em ventos galácticos Aceleração em pulsares Perdida de partículas na Galáxia durante a propagação Aceleração de raios cósmicos em surtos de raios gama Interação com campos de fótons densos perto das fontes Interação com neutrinos do fundo Novo processo de interação de partículas na atmosfera que transmite energia a canais não observados Entender a mudança do índice espectral vai nos permitir obter informação crucial sobre as possíveis fontes de raios cósmicos Informação experimental raios cósmicos de partículas carregadas e experimentos de detecção de raios gama na atmosfera.

23 Região do Joelho O que sabemos: Medições de TeV: estrutura da casca do remanescente e o espectro de energia / E 2,2 estão em acordo com a idéia de aceleração no frente de choque Mesmo que sendo difícil tracejar a origem os raios cósmicos carregados, não tem se encontrado nos experimento evidencias de nenhuma fonte pontual para energias de a ev As investigações sobre a abundância de nuclídeos refractários revelam que a sua abundância nas fontes é extremamente semelhante ao observado em abundância do sistema solar. Isto indica que os raios cósmicos são acelerados em amostras bem misturadas de matéria interestelar contemporânea Medições de amplitudes de anisotropias dão informação do processo de propagação dos raios cósmicos, que para estas energias são pequenas, compatível com processos de difusão Estudo do espectro de energia e composição dos raios cósmicos

24 Experimento: KASCADE-Grande Medições de chuveiros atmosféricos extensos com energias de ev até ev Combinação de vários detectores: Arranjo Grande de 700 x 700 m 2 (sensível a partículas carregadas) Detectores de Kascade de 200 x 200 m (sensível à separação da componente muonica da eletromagnética - detectores blindados e não resp.) Grande Calorímetro Hadrônico Sistema de traços de múons Determinação: Ponto de impacto do chuveiro e direção (arranjo grande) Tamanho do chuveiro: identificação das partículas carregadas Número de múons (detectores de Kascade) Densidade local de múons (detectores de Kascade) Densidade local de partículas carregadas S(500) Energia do primário: espectro 2-dim, separação electron-rich e electron-poor

25 Experimento: KASCADE-Grande Medições de chuveiros atmosféricos extensos com energias de ev até ev A estratégia da análises de dados para reconstruir o espectro de energia e com posição elementar dos raios cósmicos é usar os múltiplos detectores e aplicar diferentes métodos de análise para a mesma amostra de dados. Esperam-se os mesmos resultados por todos os métodos quando: as medições são precisas o suficiente as reconstruções trabalhar sem falhas as simulações Monte-Carlo descrever corretamente e de forma consistente o desenvolvimento chuveiro e a resposta do detector

26 Espectro de Energia Mudança do índice espectral Queda abrupta (~ 2.1 ) ~ 15% de incerteza sistemática no fluxo (independente da energia)

27 Composição Objetivo: Determinar a composição química do primário para energias entre e ev reconstruindo os espectros de diferentes grupos de massa Principais observáveis: N ch N µ = tamanho do chuveiro = tamanho do chuveiro de múons Usando a correlação destes parâmetros na reconstrução do espectro de energia evento a evento, a sensibilidade à massa do primário é minimizada através do parâmetro k log 10 (E) =[a p +(a Fe a p )k] log 10 (N ch )+b p +(b Fe b p )k k = log 10(N ch /N µ ) log 10 (N ch /N µ ) p log 10 (N ch /N µ ) Fe log 10 (N ch /N µ ) p Desta forma podemos separar o espectro pelo menos nas componentes leve, media e pesada.

28 Composição Fatias das distribuições de tamanho de chuveiro para o número de partículas carregadas e o número de múons. A distribuição prevista é comparada com a distribuição medida mostrando que há diferencias entre o número de múons predito e medido que podem ser explicadas por um excesso estatístico presente nos dados. Mas isto não implica de que o modelo de interação hadrônica utilizado tem problemas.

29 Composição k = log 10(N ch /N µ ) log 10 (N ch /N µ ) p log 10 (N ch /N µ ) Fe log 10 (N ch /N µ ) p Por definição, k = 0 para prótons e k = 1 para Fe

30 Composição k = log 10(N ch /N µ ) log 10 (N ch /N µ ) p log 10 (N ch /N µ ) Fe log 10 (N ch /N µ ) p Por definição, k = 0 para prótons e k = 1 para Fe A forma do espectro de energia é muito parecida mas existe uma diferença clara no fluxo

31 Espectro de Energia arxiv:

32 Espectro de Energia Primário médio, joelho E ~ ev Primário leve, joelho E ~ ev Primário pesado, joelho E ~ ev Primário leve+médio, tornozelo E ~ ev Posição do Joelho proporcional a Z Composição mista para a ev

33 Questões Qual é o cenário astrofísico que descreve os dados? Qual é a energia exata e a escala de massa? Qual é a forma espectral?

34 Anisotropia Fonte pontual Limite superior (90%) do fluxo Grande escala Limite superior (95%) para amplitude dipolar Mas sobre anisotropia na sexta junto com raios cósmicos de ultra alta energia...