Edital XX/2015. Palavras-chave do projeto: Raios cósmicos, Chuveiros Atmosféricos Extensos, Telescópios de Fluorescência.

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1 Ficha de Inscrição para o programa Pesquisando Desde o Primeiro Dia (PDPD) Edital XX/2015 Título do projeto: Instrumentação de Fotomultiplicadora Multianódica para Telescópio de Raios Cósmicos Nome do(a) aluno(a): RA do(a) aluno(a): do(a) Nome do Orientador: Marcelo Augusto Leigui de Oliveira do orientador: leigui@ufabc.edu.br Palavras-chave do projeto: Raios cósmicos, Chuveiros Atmosféricos Extensos, Telescópios de Fluorescência. Área de conhecimento do projeto: Física; Física das Partículas Elementares e Campos. Declaração de Interesse por Bolsa Declaro que o aluno Renan Morais Furlaneto, nos termos do edital UFABC/Propes-01/2015, deseja participar do programa de Iniciação Científica como bolsista. Abril de 2015

2 Resumo O Monitor de Radiação Atmosférica (MonRAt) é um experimento em desenvolvimento na UFABC com a finalidade de medir a radiação de fluorescência gerada na atmosfera por raios cósmicos de energias entre 100 PeV e 100 EeV. Composto por um espelho, uma fotomultiplicadora multianódica, filtros ópticos e o sistema de aquisição de dados o MonRAt fornecerá dados para um estudo detalhado da emissão da radiação de fluorescência em função dos parâmetros da atmosfera como temperatura, pressão, umidade e concentração de aerossóis. No presente projeto, apresentamos uma proposta para a continuidade dos trabalhos desenvolvidos pelo candidato no desenvolvimento dos sistemas para o MonRAt. Palavras-chave: Raios Cósmicos, Chuveiros Atmosféricos Extensos, Telescópios de Fluorescência. I. INTRODUÇÃO Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia (RCUAEs, na sigla em inglês UHECRs) são partículas de origem cósmica que possuem energias maiores do que 1 EeV (10 18 ev). Duas questões centrais servem de base à maioria dos estudos atuais de RCUAEs. A primeira questão resulta do fato de que raios cósmicos têm sido observados com energias de até 300 EeV, evidenciando suas acelerações nas fontes produtoras, tanto em nossa galáxia como em outras galáxias. As partículas são, então, produzidas com energias variando em 20 ordens de magnitude, sendo, nas energias mais altas, os objetos com as maiores energias observadas na natureza. Assim, são levantadas dúvidas sobre a natureza desses mecanismos altamente eficientes de aceleração necessários para a produção dos RCUAEs. Ou seja, procura-se elucidar os mecanismos de aceleração e, por conseguinte, a origem dos RCUAEs. A segunda questão decorre do fato de que a densidade de energia dos raios cósmicos representa uma parcela significativa da densidade de energia do Universo: os raios cósmicos possuem a mesma densidade de energia que a emitida pelas estrelas na forma de luz, e a mesma contida nos campos magnéticos interestelares. Portanto, os raios cósmicos desempenham um importante papel no balanço energético do Universo. O maior experimento para a detecção de RCUAEs do mundo, o Observatório Pierre Auger [1], combina em larga escala duas técnicas de detecção, por esta razão é dito ser um experimento híbrido (vide figura 1). Um conjunto de 1640 tanques Cherenkov formam o Detector de Superfície (SD, na sigla em inglês) e um conjunto de 27 telescópios de fluorescência o Detector de Fluorescência (FD, na sigla em inglês), além de outros sistemas recém-instalados como o de detecção por ondas de rádio. No SD, os tanques estão separados por 1.5 km numa grade cobrindo 3000 km 2, fazendo a amostragem da distribuição lateral dos chuveiros. No FD, 27 telescópios estão dispostos em olhos, apontados na atmosfera acima dos tanques, captando os traços deixados pelas partículas carregadas na atmosfera. Os telescópios de fluorescência formam estações conhecidas como olhos na periferia do arranjo de tanques. Em 4 dos olhos (Leones, Morados, Loma Amarilla e Coihueco), 6 telescópios cobrem 180 em azimute e o intervalo 0 30 em elevação. Há ainda um conjunto de 3 telescópios adicionais, instalados em Cohiueco, cobrindo 90 em azimute e o intervalo em elevação. Cada telescópio consiste de um espelho esférico de 340 cm de raio de curvatura, cuja abertura é limitada por um diafragma de 220 cm de diâmetro no plano do centro de curvatura do espelho (vide figura 2). Em frente ao centro de curvatura dos espelhos, atuando como uma janela da baia, há um filtro de banda larga que transmite eficientemente luz na região do ultravioleta próximo (300 nm < λ < 410 nm), selecionando os principais picos de emissão de fluorescência do N 2 e atenuanado a luz visível, reduzindo o ruído de fundo. Para corrigir os raios longe do eixo óptico principal, um anel de lentes corretoras de 25 cm de largura é instalado [?]. A luz é capturada na superfície focal por uma câmera de 440 fotomultiplicadoras num arranjo de tubos. A imagem resultante é de cerca de 0.5 o ou um terço da abertura angular dos fototubos. Os candidatos a eventos de raios cósmicos são selecionados por um poderoso sistema de reconhecimento de padrões que emite à central de aquisição de dados uma ordem de iniciar a leitura dos tanques concomitantemente, gerando assim os eventos híbridos. Estes eventos são muito importantes para o confronto dos resultados de cada técnica e para a calibração em energia nos detectores do SD. O Auger tem produzido resultados importantes nos últimos anos. O detector de superfície possui eficiência máxima acima de ev, mas, incluindo-se os eventos híbridos, é possível reduzir o limiar de energia para ev e observar-se o tornozelo do espectro. Na figura 3, vemos, à esqueda as exposições do observatório para eventos de superfície e para os eventos híbridos (ambos os métodos têm incerteza sistemática na escala de energia de 22%). Nota-se no espectro energético (figura 3, à 2

3 Figura 1: À esquerda: representação esquemática da técnica híbrida de detecção. À direita: mapa do Observatório Pierre Auger (em Malargüe, na Argentina) indicando os 1640 tanques instalados (pontos escuros) e o campo de visão dos telescópios (linhas azuis). Figura 2: Detalhamento dos detectores utilizados no Auger: tanque Cherenkov (à esquerda) e telescópio de fluorescência (à direita). direita) duas claras mudanças de inclinação: a primeira (em 4, 1 EeV) é o tornozelo que pode indicar a transição dos raios cósmicos galácticos para os extragalácticos e a segunda (em 26 EeV) é uma supressão compatível o corte GZK. Caso o tornozelo seja, de fato, ocasionado pela transição (da origem galáctica para a extragaláctica) é esperada, nestas energias, uma anisotropia nas direções de chegada na forma de um dipolo. A distribuição em ascenção reta pode ser caracterizada por amplitudes e fases de suas expansões de Fourier. Análises do primeiro harmônico foram realizadas na busca por modulações dipolares em ascenção reta [2] [3], mas nenhuma amplitude significativa foi detectada. Os limites superiores, com nível de confiança de 99%, são mostrados à esquerda da figura 4, juntamente com as previsões de modelos: de campos magnéticos galácticos anti-simétricos (A) e simétricos (S), para origem puramente galáctica (Gal) e para origem extragaláctica combinada com o efeito Compton-Getting (C-G XGal). Nota-se que o modelo para o campo magnético anti-simétrico foi excluído pelos limites superiores, acima de ev. À direita da figura 4, temos os resultados para a fase da análise harmônica em função da energia. O resultado mostra um padrão de mudança suave de 270, compatível com a ascenção reta do centro galáctico, para 90, compatível com a ascenção reta do anticentro galáctico, acima de ev. Foi determinada, ainda, uma possível correlação nas direções de chegada dos RCUAEs com as posições de Núcleos Ativos de Galáxias (AGNs, na sigla em inglês) [4] [5]. Uma busca exploratória, para minimizar a probabilidade que a correlação resultasse de flutuações de um fundo isotrópico, forneceu: o limiar de energia (E ev), a separação angular máxima 3

4 Figura 3: À esquerda: exposição do observatório Auger para o SD isolado e para o modo híbrido; à direita: espectro energético dos eventos obtido pelo observatório Auger. Figura 4: À esquerda: limites superiores na anisotropia do primeiro harmônico em função da energia; à direita: fase do primeiro harmônico em função da energia. (Ψ 3, 1 ) e a máxima distância dos AGNs (d 75 Mpc). E com os eventos seguintes estabeleceu-se, em um nível de confiança de 99%, a rejeição da hipótese do fluxo ser isotrópico. Na figura 5, à esquerda, vemos o mapa dos eventos (pontos pretos) e destas galáxias (círculos azuis, onde a cor mais escura indica maior exposição relativa do observatório) em coordenadas galácticas. O maior excesso ocorre na vizinhança da rádiogaláxia Centauro A. Para este conjunto de dados, mostramos, à direita da figura 5, o número de eventos correlacionados (pontos pretos) em função do número total de eventos ordenados no tempo, as faixas coloridas correspondentes aos intervalos de confiança e o corte correspondente ao fluxo isotrópico (linha vermelha). Note que a correlação está acima do esperado para o fluxo isotrópico em pelo menos 95% de nível de confiança. Figura 5: À esquerda: mapa, em coordenadas galácticas, da correlação dos eventos observados pelo observatório Auger e a posição dos AGNs; à direita: evolução do fator de correlação. Medidas da composição mássica dos RCUAEs são essenciais para a imposição de limites nos modelos para a aceleração nas fontes e a propagação destas partículas pelo espaço galáctico e extragaláctico. A reconstrução do perfil longitudinal dos chuveiros permite estimativas da composição do primário: sabe-se que os chuveiros protônicos têm a profundidade do máximo (X max ) cerca de 100 g/cm 2 mais profundos que os iniciados por um núcleo de ferro, por exemplo. Analogamente, as flutuações deste parâmetro (RMS(X max )) são cerca de 40 g/cm 2 maiores nos chuveiros protônicos. Na figura 6, vemos os resultados para a profundidade do máximo e suas flutuações em função da energia [6]. Os gráficos ilustram a tendência dos dados de aproximarem- 4

5 se de núcleos pesados (linhas do ferro) para as energias mais altas, em aparente contradição com os resultados da anisotropia, uma vez que ali espera-se composição protônica nas mais altas energias. Figura 6: Profundidade do máximo e suas flutuações para chuveiros iniciados por próton (em vermelho) ou por ferro (em azul), comparando-se os resultados de simulações (linhas) com os dados do Auger (pontos). II. METODOLOGIA O Monitor de Radiação Atmosférica (MonRAt) [7] é um telescópio de fluorescência compacto (vide figura 7), pioneiro no Brasil. Tem como finalidade medir os fótons da radiação de fluorescência atmosférica gerada por Chuveiros Atmosféricos Extensos (CAEs) com energias entre 100 PeV e 100 EeV [8]. O MonRAt é composto por uma Fotomultiplicadora Multianódica (MAPMT, na sigla em inglês) de 64 canais posicionada no foco de um espelho parabólico em montagem newtoniana, filtros ultravioleta para selecionar os fótons com comprimento de onda entre 300 nm e 450 nm e o sistema de aquisição de dados. O sistema de aquisição de dados, por sua vez, é composto por um conjunto de pré-amplificadores e por placas eletrônicas baseadas em FPGA que formam os Módulos de Processamento de Dados (MPDs), capazes de registrar os tempos de disparo e as formas de onda para cada canal da MAPMT. O MonRAt passa atualmente por desenvolvimentos decisivos, quais sejam, as montagens dos últimos circuitos pré-amplificadores e MPDs, devendo estes serem finalizados ainda este ano e o experimento, como um todo, entrar em funcionamento. O Monitor de Radiação Atmosférica (MonRAt) [7] se caraterizará pelo fato de ser um experimento compacto, cujos componentes poderão ser variados e estudados em detalhes. Figura 7: Diagrama esquemático do MonRAt. Na figura 8, vemos a estrutura mecânica que foi projetada e montada para o experimento. O posicionamento da MAPMT, no foco de um espelho parabólico, e suas dimensões diâmetro e parâmetro de concavidade foram projetadas através de uma rotina de ray tracing. A abertura do espelho limitará a aberração no foco, que não pode ser maior que o pixel da fotomultiplicadora: 2 2 mm 2. Devido ao fato do telescópio ter pequena abertura, seu alinhamento ótimo é dependente da energia, pois varia a profundidade do máximo (X max ) do CAE na atmosfera. Simulações foram feitas para algumas geometrias escolhidas do espelho com o objetivo de determinar tais alinhamentos [8]. Estas simulações demonstraram também que o limiar de energia para a detecção de CAEs é de ev e que o alcance do telescópio é de até 40 km. Estes resultados determinam a faixa dinâmica do experimento e foram utilizados no projeto para a eletrônica de aquisição de dados. 5

6 Figura 8: À esquerda: estrutura mecânica do MonRAt. À direita: MPDs e pré-amplificadores de 16 canais do MonRAt em aquisição de dados. A determinação do crosstalk entre os pixels será feita através de uma máscara que irá cobrir todos menos 1 pixel da MAPMT. Iluminando-se com um led o pixel descoberto, faremos a medida da altura e do formato do pulso gerado neste canal, bem como dos seus vizinhos, obtendo-se a relação entre eles. De acordo com o fabricante, esta relação deve ser menor que 2%. O Teste de Onda Plana, por sua vez, deverá ser feito com 2 espelhos: um primeiro gerador de uma frente plana de luz que incidirá sobre o espelho a ser utilizado no telescópio, que focalizará a imagem sobre o fotocátodo da MAPMT. Mediremos, assim, a aberração formada pelo segundo espelho, que servirá para determinar experimentalmente a resolução do telescópio, confrontando-se com as previsões da simulação (ray tracing). III. CRONOGRAMA Os objetivos gerais deste projeto de pesquisa são a instrumentação e a calibração da fotomultiplicadora multianódica utilizada no MonRAt. As metas a serem atingidas no presente período de atividades do bolsista serão: 1. Montagem de um sistema para a determinação do crosstalk entre os pixels da MAPMT; 2. Realização do Teste de Onda Plana; 3. Montagem e integração final do MonRAt; 4. Desenvolvimento dos softwares para a aquisição e análise dos dados. O cronograma das atividades a serem realizadas no presente projeto resume-se às seguintes etapas básicas: Medida do crosstalk entre os pixels da MAPMT (2 meses); Teste de Onda Plana (3 meses); Elaboração do relatório parcial (1 mês); Testes em laboratório com o MonRAt: tiros de laser e determinação da reconstrução geométrica do traço (1 mês); Medidas de campo com o MonRAt, a serem feitas em noites favoráveis de céu limpo e sem nuvens (2 meses); Análise dos dados colhidos (2 meses); Elaboração do relatório final (1 mês). Vale ressaltar que as últimas etapas, na verdade, deverão se estender por um longo período (de vários anos), tendo em vista a obtenção de uma grande estatística de eventos e que algumas etapas não se separam temporalmente, podendo ocorrer concomitantemente. Eventuais viagens com os equipamentos para aquisições em campo estão previstas. 6

7 IV. CONCLUSÃO Os RCUAEs são um dos grandes problemas em aberto na física da atualidade: sua existência e mecanismos de produção e aceleração às ultra-altas energias permanecem como mistérios a serem elucidados, importantes para pesquisas que envolvem astrofísica e física de partículas elementares. A medida de fluorescência atmosférica é uma técnica que muito bem consolidada e que vem sendo empregada nos grandes experimentos de raios cósmicos. O MonRAt, dada sua portabilidade e versatilidade, contribuirá com a produção de dados sob diferentes condições atmosféricas, geomagnéticas e de luminosidade. No presente projeto de pesquisa, apresentamos a proposta para o desenvolvimento de atividades experimentais com o bolsista nos laboratórios da UFABC. Tais atividades incluem o desenvolvimento de instrumentos e métodos para o Monitor de Radiação Atmosférica (MonRAt). Os trabalhos servirão para a formação de recursos humanos, através do treinamento do estudande em técnicas experimentais da Física de Altas Energias. Seus resultados serão apresentados em encontros especializados no Simpósio de Inciação Científica da UFABC. Aproveitando dos vários anos de experiência profissional do orientador na área, da sua participação na colaboração do Observatório Pierre Auger, da cooperação com grupos de outras instituições brasileiras e, finalmente, de bem sucedidas orientações anteriores, temos total capacidade de desenvolver o projeto na UFABC com êxito. V. REFERÊNCIAS [1] J. Abraham et al., Nucl. Instr. and Meth. in Phys. Res.: A523 (2004) 50; Pierre Auger Design Report, Fermilab (1997), [2] The Pierre Auger Collaboration, Large scale distribution of arrival directions of cosmic rays detected above ev at the Pierre Auger Observatory, Astrop. J. Suppl., 203 (2012) 34; [3] H. Lyberis for the Pierre Auger Collaboration, Analysis of the modulation in the first harmonic of the right ascension distribution of cosmic rays detected at the Pierre Auger Observatory, in: Proc. 32nd ICRC, Beijing, China (2011) (arxiv: ). [4] J. Abraham et al.(auger Collaboration), Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects, Science (2007) 938; [5] J. Abraham et al.(auger Collaboration), Correlation of the highest-energy cosmic rays with the positions of nearby active galactic nuclei, Astropart. Phys. 29(2008) 188. [6] J. Abraham et al. [Pierre Auger Collaboration], Measurement of the Depth of Maximum of Extensive Air Showers above ev, Physical Review Letters 104 (2010) (arxiv: v1 [astro-ph.he]). [7] M. A. Leigui de Oliveira et al., Atmospheric Radiation Monitor (MonRAt), Proc. of the 31st ICRC, Łódź (2009), Session HE 2.4, id=97. [8] M. S. A. B. Leão, Estudo das Medidas da Componete de Fluorescência de Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia na Determinação de Parâmetros dos Chuveiros Atmosféricos Extensos, Dissertação de Mestrado, UFABC/CCNH (2009). [9] M. A. Leigui de Oliveira, Instrumentação de um Laboratório de Altas Energias e Análise de Dados do Observatório Pierre Auger, Auxílio à Pesquisa Jovem Pesquisador, Processo FAPESP: 2008/