Busca de UHECRs em Regiões com Excesso de Emissão de Raios γ

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Walter Franco
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1 Regiões com Excesso de, Ernesto Kemp, Rogério Menezes de Almeida, Bruno Daniel Instituto de Física Gleb Wataghin 10 de outubro de 2008

2 Em 1992 a colaboração do experimento JANZOS reportou a existência de 7 regiões do céu com excesso de emissão de raios γ. Raios γ podem ser produzidos pela interação de UHECRs (Ultra-High Energy Cosmic Rays) com a radiação cósmica de fundo. Além disso, alguns modelos prevêem que raios γ e UHECRs podem ser produzidos, simultaneamente, em objetos astrofísicos.

3 As 7 regiões com excesso de emissão de raios γ são indicadas na tabela. # Ascensão Reta Declinação Excesso(σ) 1 01h , 00 o 4, h , 25 o 4, h , 25 o 4, h , 50 o 4, h , 75 o 4, h , 75 o 4, h , 25 o 4, 05

4 Raios cósmicos ultra-energéticos (UHECRs) são partículas que vêm do espaço, cuja energia é superior a ev (1 EeV). Seu fluxo é baixíssimo, cerca de 1 partícula por km 2 por ano, como mostra a figura.

5 Raios cósmicos ultra-energéticos (UHECRs) são partículas que vêm do espaço, cuja energia é superior a ev (1 EeV). Seu fluxo é baixíssimo, cerca de 1 partícula por km 2 por ano, como mostra a figura.

6 O Observatório de Pierre é uma colaboração de 17 países para estudo de UHECRs, as mais energéticas e raras partículas do universo. Com ineditismo no uso de uma técnica híbrida de detecção (detectores de fluorescência+detectores de superfície), o observatório opera de maneira estável desde 2004.

8 Detectores de Superfície

9 Detectores de Fluorescência

10 Técnica de Detecção

11 Período: 01/01/2004 até 15/02/2008 Corte em energia: 1.12 EeV Ângulo zenital θ < 60 o eventos Filtro gaussiano: 2 o

13 Obtido utilizando o método semi-anaĺıtico. Aceitância (cobertura) obtido através da seguinte integração numérica: C(δ) = 24h 0 a[θ(α, δ)]dα (1)

14 Obtido utilizando o método semi-anaĺıtico. Aceitância (cobertura) obtido através da seguinte integração numérica: C(δ) = 24h 0 a[θ(α, δ)]dα (1)

16 A significância foi calculada utilizando o método estatístico de Li e Ma, muito utilizado em astronomia de raios γ. A significância é dada por: S = 2[N on ln[ 1 + κ κ ( N on N off )] + N off ln[(1 + κ)( )]] 1/2 N on + N off N on + N off N on : número de eventos observados no pixel da região candidata à fonte N off : número de eventos provenientes do fundo κ: constante de normalização dada por: κ = ton t off (2)

17 Mapa das Significâncias

18 Distribuição das Significâncias

19 Utilizando para a contagem de eventos a aproximação gaussiana: N(n bg + µ s β, n bg /2 + 2µ s β /3) o número máximo de eventos µ s β vindos da fonte, com um nível de confiança β pode ser extraído da equação: n obs (n bg + µ β nbg s ) = C β 2 + 2µ s 3 Para um nível de confiança de 95%, C β =1,64. β (3)

20 Se a forma do fluxo da fonte é a mesma do fluxo geral de raios cósmicos na faixa de energia na qual deseja-se estabelecer o limite superior de fluxo então a abertura é a mesma no cálculo de ambos os fluxos. Assim, pode-se relacionar o limite superior de fluxo da fonte através da razão entre µ s β e o fundo esperado. Desta forma, para um filtro gaussiano de parâmetro σ: Φ β s = 4πµ s β Φ CR σ 2 n bg (4) Para energias acima de 1.12 EeV, o fluxo total de raios cósmicos é Φ CR = km 2.sr 1.yr 1

21 # Significância(σ) Fluxo (km 2.yr 1 )

22 Não foram encontrados excessos de UHECRs em nenhuma das 7 regiões consideradas. Foi possível estimar a significância estatística e obter o limite superior de fluxo, com 95% de confiança, para os possíveis excessos de UHECRs.

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