Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo

Transcrição

1 Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo Galáxia NGC Mly Fernando Barao, LIP/IST (Nasa)

2 Tópicos O mundo das partículas Um longo caminho de observações Como se obtêm as astropartículas? O que são? Donde vêem? Propagação Como se detectam? partículas com carga raios gamma neutrinos Resultados F. Barao (barao@lip.pt) 2

3 estructura do átomo escalas Composição da matéria F. Barao 3

4 Composição da matéria e: Thomson (1897) N: Rutherford (1909) J.J.Thomson 4 F. Barao (barao@lip.pt)

5 Estrutura do átomo Radioactividade Henri Becquerel (1896) Modelos atómicos: Thomson, Rutherford Cintilação F. Barao 5

6 Sondar a matéria com luz! Sondar a estructura da matéria implica Utilização de radiação de <10-10 m E = hc/ (p=h/ ) Comprimento de Onda 6 F. Barao (barao@lip.pt)

7 Escala de energias Unidade de electrão-volt Adaptada à escala de pequenas energias 1 ev = Joule + e - - Luz visível ~ ev Energia da maçã (Newton!): E~1 Joule 1 V Carro 100 Km/h E~10 5 Joule 7 F. Barao (barao@lip.pt)

8 Escala de energias Radiação de fundo ( microondas ) Luz visível Raios X Raios catódicos ( Cern ) Acelerador LEP ( Cern ) Acelerador LHC Raios Cósmicos de energia mais elevada ~3x10-4 ev ~ev ~10 3 ev ev ev ev 8 F. Barao (barao@lip.pt)

9 Escala de 10 Valor Nome Símbolo Energia 10 3 kilo K kev 10 6 mega M MeV 10 9 giga G GeV tera T TeV peta P PeV exa E EeV zetta Z ZeV yotta Y YeV F. Barao (barao@lip.pt) 9

10 Energia para ferver água A energia gasta para passar a temperatura de 1 litro de água de 20 C para 100 C: E ~ calorias E ~ 1000 Joule Quantos protões existem num litro de água? Qual a energia de cada protão? Joule (10-5 ev) F. Barao (barao@lip.pt) 10

11 Raios X 1895, Wilhelm Conrad Roentgen Radiação electromagnética com comprimento de onda λ = nm Produzidos pela colisão de electrões com átomos pesados (tungsténio) Terra 11 F. Barao (barao@lip.pt)

12 Milky Way F. Barao 12

13 Supernova Crab (caranguejo) Estrela que explodiu cerca de 1057; 2Kpc da Terra. Observação na Luz Visível Observação no Raio-X F. Barao 13

14 Escala de distâncias 1 a.u : distância média Terra-Sol 1 AU = km 1 ly : distância percorrida pela luz, 1 ano 1 l y = km/s X 1 ano = km T S D=1 pc 1 X 1 pc : distância de um objecto cuja paralaxe é um arco-segundo 1 pc = TS/tg(1 ) = 1 AU/1 1 = 1/3600 deg = 1/3600 (pi/180) rad 1 pc = AU = 3.26 ly F. Barao (barao@lip.pt) 14

15 Via láctea: dimensões Sistema solar 50,000 ly center to edge Sun A B C D E 100,000 ly edge to edge 30 kpc Crab nebula F. Barao (barao@lip.pt) 15

16 Observações de Hess, Millikan Composição e espectro Descoberta dos Raios Cósmicos 16 F. Barao (barao@lip.pt)

17 Electroscópio - ionização O electroscópio é um detector de partículas carregadas A parte metálica exterior à campânula fica carregada, bem como os eléctrodos interiores O grau de afastamento dos eléctrodos mede a ionização existente Ducretet (1880) 17 F. Barao (barao@lip.pt)

18 Raios Cósmicos a descoberta Theodore Wulf aperfeiçoa o electroscópio e decide testá-lo com a radiaoactividade natural do solo 325m Faz medições junto à base da Torre Eiffel e no topo, verificando que a ionização não diminui drasticamente como seria de esperar A atmosfera deveria absorver a radioactividade!!! F. Barao (barao@lip.pt) 18

19 Os voos de Hess Em 7 de Agosto de 1912 o austríaco Victor Hess decidiu medir a radiação fazendo 10 vôos num balão de ar quente a altitudes de cerca de 5km Victor Hess depois do vôo de 1912 Fonte: National Geographic F. Barao (barao@lip.pt) 19

20 Observações de Hess A radiação diminui ligeiramente até uma altitude de 700m, aumentando depois a partir de 1.5km até duplicar a 5km. A taxa de ionização era similar de dia e de noite A radiação não devia provir do Sol uma vez que não houve alteração da ionização durante o eclipse solar de 12 de Abril de Conclui que esta radiação deve provir do exterior da a Terra e não do seu interior como até então era admitido! F. Barao (barao@lip.pt) 20

21 As observações de Millikan... Em 1926 Millikan confirma obervações anteriores na Europa de Hess, Kolhorster, Bothe e Regener Sugere ser uma radiação neutra muito energética e extragaláctica (Raios gamma) interacção com a atmosfera produziria partículas carregadas Robert Millikan ( ) Prémio Nobel, 1923 Fernando Barao, IST/LIP (barao@lip.pt) IST, Outubro F. Barao (barao@lip.pt)

22 O que são então raios cósmicos? Raios cósmicos primários: Partículas carregadas que atravessam o Universo em todas as direcções. Protões ~95% hélios ~4% Núcleos mais pesados ~1% electrões <1% positrões 0.1% antiprotões 0.01% Neutrinos, gammas F. Barao (barao@lip.pt) 22

23 O Universo o maior acelerador O Universo - acelerador Energias até ev (100 J) p, e, N, n, g,... F. Barao (barao@lip.pt) 23

24 Descoberta do positrão Descoberta do muão Raios cósmicos Fonte de partículas 24 F. Barao

25 Interacção com a atmosfera Os raios primários interagem com os átomos de azoto e oxigénio (essencialmente) da atmosfera produzindo cascatas atmosféricas com muitas partículas p 0 (10-16 s) gg p +/- (10-8 s) m + n e + ne + nm m (10-6 s) Uma cascata transporta muitos electrões (+/-) e fotões F. Barao (barao@lip.pt) 25

26 Detecção de partículas Na experiência de Rutherford as partículas a incidiam num ecrã com sulfato de zinco a luz emitida era observada pelo olho Wilson inventou a câmara de nevoeiro em 1894, tornando possível a observação da trajectória de uma partícula (carregada) e a seu registo fotográfico Instrumento fundamental na observação de partículas até aos anos 60 F. Barao (barao@lip.pt) 26

27 Câmara de Wilson Vapor de água Patrick Blackett 27 F. Barao

28 Campo magnético: efeito Uma partícula carregada na presença de um campo magnético B sente uma força F = q v x B (F v) A partículas sofre uma deflecção no campo magnético O raio de curvatura da partícula: mv R 2 R[ cm] qvb p pc[ ev ] 300Z qbr F. Barao (barao@lip.pt) 28

29 Descoberta do positrão (e+), 1932 Carl Anderson, estudante de Millikan, constrói uma câmara de nevoeiro com grande campo magnético Antimatéria!!! Anderson (1932) F. Barao 29

30 Descoberta do muão (m), 1937 Anderson and Neddermeyer transportaram o detector para a montanha (Peak mountain) e µ t ~ 2.2 ms µ π e n n d = v t = 600 cm?!!! F. Barao (barao@lip.pt) 30

31 Partículas e astropartículas 1953 Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV F. Barao (barao@lip.pt) 31

32 Origem Aceleração Raios cósmicos Muitas questões??? 32 F. Barao

33 Mais conhecimento? Sim mas Até inícios do sec. XX (1912) o conhecimento do Universo (estrelas, galáxias, ) era baseado nas observações astronómicas Radiação electromagnética (luz) Desde então, os raios cósmicos são uma fonte adicional de informação do Universo p, He,, n, g F. Barao (barao@lip.pt) 33

34 Raios cósmicos: energia 0 E -a Modulação solar a ~ 2.7 Raios Cósmicos de origem extragaláctica Raios Cósmicos de origem galáctica a ~ 3.0 a ~ 2.8 F. Barao (barao@lip.pt) 34

35 Raios cósmicos Os raios cósmicos primários são essencialmente isotrópicos (todas as direcções são equiprováveis) Os raios cósmicos de muito baixa energia (E<1GeV) são suprimidos pelo vento solar O campo magnético terrestre afecta o espectro de energia As regiões de variação de declive (knee e ankle) correspondem a transições nos mecanismos de aceleração/propagação dos raios cósmicos De onde vêem? Como são acelerados? F. Barao (barao@lip.pt) 35

36 Origem dos raios cósmicos Acredita-se que a maior parte dos Raios Cósmicos (E<10 18 ev) tenham origem galáctica e sejam produzidos em Supernovas (SNR) Raios Cósmicos de extrema energia (E>10 19 ev): Active Galactic Nuclei (AGN),??? EGRET Visão da galáxia na região dos raios gamma (E > 100MeV) P+H p0+nucleons F. Barao (barao@lip.pt) 36

37 Supernova 1987A A ocurrência de supernovas numa dada galáxia é um acontecimento raro 1 em cada anos Em Fevereiro de 1987, uma estrela explodiu numa galáxia vizinha (Nuvem de magalhães) Neutrinos resultantes da explosão foram observados por experiências na Terra 1ª vez que neutrinos foram observados de uma SN experiências: -kamiokande (Japão) -IMB (Ohio, EUA) F. Barao (barao@lip.pt) 37

38 AGN-Núcleo Activo Galáctico Um AGN, é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética Existência de um buraco negro ou estrela de neutrões Proton induced Inverse Compton Blazar, Mark421 F. Barao 38

39 EGRET (20 MeV-30GeV) map F. Barao 39

40 Acelerador cósmico A aceleração de raios cósmicos de muito altas energias de ev é possível como? Confinamento numa região de campo magnético variável com campos eléctricos (induzidos) muito elevados Condição: a dimensão do acelerador deve ser superior ao raio de curvatura das particulas F. Barao (barao@lip.pt) 40

41 Condição de Hillas B(t) E aceleração dos RCs Lei da indução E - 1 c B t d B E. dl - dt 2 B E2pR pr t R 1 B E 2 c t B(t) Energia adquirida pelas partículas W R F. dl Ze E. dl Zep c 2 B t W max ( 0 EeV ) Z B( mg) R( kpc) Eficiência do acelerador (<1) F. Barao (barao@lip.pt) 41

42 Hillas plot Boratav et al AGN Hillas 1984 W max ( 0 EeV ) Z B( mg) R( kpc) F. Barao (barao@lip.pt) 42

43 Confinamento magnético Radiação de sincrotrão emitida por electrões que espiralam em torno das linhas de campo magnético, dá informação sobre o campo B na galáxia B ~ mg Raio de curvatura R( Kpc) E( EeV ZB( m G) 1 EeV = ev R(p)~1Kpc Disco galáctico+halo ) R 0.3 kpc F. Barao (barao@lip.pt) 43

44 Efeito GZK A propagação dos nucleões na galáxia é limitada pela interacção com a radiação de fundo (microondas) de 2.7K Greizen, Zatsepin e Kuzmin em 1966 previram esta limitação pouco após a descoberta da radiação de fundo (Penzias e Wilson) Um nucleão e um fotão (da radiação de fundo) interagem e produzem um nucleão e um pião p + g p +p 0 O limiar de energia para esta interacção é de cerca de 5x10 19 ev para os protões F. Barao (barao@lip.pt) 44

45 Comprimento de interacção p + g p +p Probabilidade de interacção por unidade de comprimento pint = s ng (s ng) -1 s max ~ 500 mb densidade de fotões do CMB ng ~ 410 /cm 3 ~ 10 Mpc 0 <E> ~ ev ~ 3 mm F. Barao (barao@lip.pt) 45

46 Horizonte dos fotões Os fotões interagem com a radiação electromagn de fundo g + gb e + + e - Fotões com energia de ev têm um horizonte limitado à galáxia F. Barao (barao@lip.pt) 46

47 Experiências no espaço Experiências em Terra Raios cósmicos Detecção 47 F. Barao

48 Detecção de raios cósmicos g P,,He, Atmosfera 42 m 39 m 10 5 m Antes Antes Agora F. Barao (barao@lip.pt) 48

49 A = S x (m 2.sr) Detecção raios cósmicos <10 15 ev A taxa de inicidência de raios cósmicos depende fortemente da energia (E) O número de raios cósmicos detectados depende da aceitância do detector: o produto da área exposta pelo ângulo sólido A detecção de Raios Cósmicos de alta energia exige detectores com: Grande tempo de exposição (T) Grande área (S) Grande ângulo sólido ( ) Área S (m 2 ) (sr) Aceitância do detector: A = S x (m 2.sr) F. Barao (barao@lip.pt) 49

50 Observing the High Energy Sky 10 9 ev ev ev ev ev ev 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 EeV Satélites e Balões (p, he, ) Satélites ( g s) IACTs (g s ) Air Showers arrays Auger F. Barao (barao@lip.pt) 50 NW AP, 8th Sep tem ber 200 9

51 A = S x (m 2.sr) Detector no espaço: AMS Permite a detecção dos raios cósmicos sem os efeitos da atmosfera terrestre Usa um detector de física de partículas que combina vários princípios de detecção Sistema de trigger Medida da velocidade Medida da carga eléctrica Medida do momento linear Implica a existência de um campo magnético para deflectir as partículas Medida da energia Limite no Peso e tamanho do detector a embarcar (AMS=6000t e 0.5 m 2.sr) F. Barao (barao@lip.pt) 51

52 Detector AMS de raios cósmicos na ISS 52

53 Detector MAS (Space Shuttle,1998) Detecção de raios cósmicos fora da atmosfera (E~GeV- TeV) F. Barao 53

54 Positrões: sinal anómalo? F. Barao 54

55 Balão: ATIC Vôos em balão a uma altitude de ~40 Km e durante ~20 dias F. Barao (barao@lip.pt) 55

56 Detecção raios cósmicos >10 15 ev Fluxos de partículas, pequenos Utilização da atmosfera para aumentar a aceitância (área x ângulo sólido) do detector cascata produzida por partícula de ev estende-se por alguns quilómetros Detecção à superfície da Terra das diferentes componentes da cascata partículas carregadas (e, m) radiação de Cerenkov radiação de fluorescência 56 F. Barao (barao@lip.pt)

57 Cascata atmosférica O raio cósmico de alta energia colide com um núcleo da atmosfera (N, O, Ar), produzindo maioritariamente piões (p) e kaões (k). Os piões neutros (p 0 ) decaiem em dois fotões, produzindo a componente electromagnética da cascata. Estes por sua vez, convertem-se em pares electrão-positrão, que radiarão fotões de novo 57 F. Barao (barao@lip.pt)

58 Cascata: distrib lateral E~10 20 ev 58 F. Barao

59 Detecção do chuveiro carregado A densidade de partículas carregadas da cascata atmosférica é medida por um conjunto de detectores em Terra Reconstrução da energia da partícula A medida do tempo de chegada das partículas permite calcular a direcção Detecção: cintiladores: luz de cintilação emitida colectada por fotomultiplicadores (PMT s) Tanques de água: luz de cerenkov emitida na água, colectada por PMT s F. Barao (barao@lip.pt) 59

60 Radiação da cascata A par da cascata de partículas que integram o chuveiro atmosférico existe também a emissão de radiação electromagnética: -Fluorescência, Cerenkov As partículas carregadas da cascata atmosférica excitam as moléculas de azoto do ar, e estas radiam na zona do UltraVioleta ~ nm Radiação isotrópica Detecção da radiação feita por câmaras equipadas com fotomultiplicadores 60 F. Barao (barao@lip.pt)

61 Radiação de Cerenkov As partículas carregadas da cascata atmosférica possuem uma velocidade próxima da velocidade da luz (c) Radiação de Cerenkov é emitida se a velocidade das partículas carregadas for superior à da luz no meio (ar) V > c/n O cone de radiação emitida possui uma abertura Cos(q) = c/vn ~ 1/n Os fotões de Cerenkov espalham-se num disco de raio R~100 m, sendo colectados por detectores possuindo fotomultiplicadores no plano focal 61 F. Barao (barao@lip.pt)

62 Observatório Pierre Auger (2004-) Mede raios cósmicos de energia extrema através das técnicas: amostragem da densidade de partículas na cascata fluorescência 1600 tanques de água (10m 2 ) espaçados de 1.5 km e espalhados por 50x60 km 2 4 estações de fluorescência 3000 evts/ano esperados (E>10 19 ev) F. Barao (barao@lip.pt) 62

63 Auger: espectro F. Barao 63

64 Auger: direcção dos raios cósm Centaurus-A Círculos: Direcções dos raios cósmicos de E>10 19 ev dentro de 3.1 º Asteriscos vermelhos: AGN s para distâncias menores que 75 Mpc Sombreado a azul: exposição Centaurus-A: AGN mais próximo F. Barao (barao@lip.pt) 64

65 Detecção de Raios Gamma (g) O fluxo de raios gamma é várias ordens de grandeza inferiores aos carregados A sua observação directa só é realizável até à ordem da centena de GeV g-> e + + e - Acc ~ m 2.sr A energias mais elevadas, a detecção de raios gamma fazse através de detecção de luz de Cerenkov emitida pela cascata atmosférica ou pelas partículas componentes Acc ~ 10 5 m 2.sr F. Barao (barao@lip.pt) 65