Edital XX/2015. Declaração de Interesse por Bolsa. A aluna deseja obter bolsa institucional de iniciação científica nos termos do edital 04/2012.

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1 Ficha de Inscrição para o programa Pesquisando Desde o Primeiro Dia (PDPD) Edital XX/2015 Título do projeto: Estudo da Composição de Primários da Radiação Cósmica com o Detector de Superfície do Observatório Pierre Auger 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 Declaração de Interesse por Bolsa A aluna deseja obter bolsa institucional de iniciação científica nos termos do edital 04/2012. Palavras-chave do projeto: Raios Cósmicos, Campos Magnéticos, Astropartículas. Área de conhecimento do projeto: Física de Partículas Elementares e de Campos. Julho de 2015

2 Resumo A Física de Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia é um ramo de pesquisa situado entre a Física de Partículas Elementares e a Astrofísica. Trata-se de uma área que apresentou importantes avanços nos últimas décadas, contudo diversas questões ainda permanecem em aberto, como as explicações para as origens dos Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia (RCUAEs) e para seus mecanismos de produção e aceleração. A assinatura da passagem de um raio cósmico na atmosfera terrestre é a geração de um chuveiro de partículas secundárias que podem ser detectadas por diversas técnicas. O Observatório Pierre Auger utiliza duas principais formas de detecção: tanques Cherenkov e telescópios de fluorescência, que se combinam na reconstrução e análise dos dados, fornecendo informações sobre os chuveiros como sua direção de chegada, energia e composição do primário. Nesse projeto de iniciação científica, utilizaremos os dados do arranjo de superfície (de tanques Cherenkov) do Auger para fazer as reconstruções dos eventos e determinar a curvatura da frente do chuveiro, que está correlacionada com a composição química do primário. Como há resultados inesperados com relação à composição dos RCUAEs nas mais altas energias, estudos detalhados das técnicas de reconstrução se fazem necessários. Palavras-chave: Raios cósmicos, Chuveiros Atmosféricos Extensos, Composição. I. INTRODUÇÃO Os Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia (RCUAEs) são usualmente definidos como partículas de origem cósmica que atingem a atmosfera da Terra com energias maiores que ev [1]. Existem vários problemas em aberto no estudo dos RCUAEs. Um primeiro resulta da observação de eventos com energias superiores a ev energia correspondente a um objeto macroscópico com 16 J. Sabemos que os raios cósmicos atravessam campos magnéticos e interagem com o gás e a poeira interestelar, bem como com os fótons de várias faixas do espectro eletromagnético. Estas interações causam perdas de energia, deflexões e quebras de núcleos pesados. Núcleons acima de ev perdem drasticamente sua energia quando interagem com os fótons da radiação de fundo cósmica, basicamente, pela fotoprodução de píons resultante da interação. Este é o chamado efeito GZK (Greisen-Zatsepin-Kuzmin) [2] [3], que limita a distância de qualquer fonte em 100 Mpc, uma vez que o livre caminho médio dessas interações é de alguns Mpc [4]. Ou, se os RCUAEs forem núcleos pesados, seriam fotodesintegrados pelo fundo cósmico (e de infravermelho) dentro de distâncias similares [5] [6]. Assim, é improvável obter-se um fluxo significativo de núcleons ou núcleos pesados originários de galáxias distantes, mesmo se acelerados a energias da ordem de ev na fonte. Por outro lado, levanta-se a questão de quais são as fontes e a natureza dos mecanismos de aceleração que sejam eficientes para energias acima do corte GZK. O fluxo de RCUAEs é muito baixo, caindo abruptamente com a energia em quase três ordens de magnitude para cada década de energia. Apenas uma partícula por km 2 por ano chega ao topo da atmosfera terrestre com energia acima de ev e o fluxo é reduzido ainda a menos de uma partícula por km 2 por século acima de ev. Fica clara a necessidade de um observatório gigante com detectores espalhados por uma vasta área para uma bem-sucedida medida de RCUAEs. Localizado na Argentina, na cidade de Malargüe (69,3 W, 35,3 S, 1400 m), o Observatório Pierre Auger [7] é um detector híbrido construído com a finalidade de estudar os RCUEAs. O Auger é formado por um arranjo de superfície com mais de 1640 tanques Cherenkov cobrindo uma área maior que 3000 km 2 em uma grade triangular com espaçamento de 1, 5 km e por um conjunto de 27 telescópios que detectam a luz de fluorescência gerada, na atmosfera sobre o arranjo, pela excitação e ionização das moléculas do nitrogênio. Os tanques são constituídos por litros de água purificada, nos quais a radiação Cherenkov, gerada pela passagem de partículas relativísticas na água, é captada por 3 fotomultiplicadoras de grande área de coleção (18 de diâmetro) e cada estação é equipada com a eletrônica necessária, além de baterias, painéis solares, GPS e antena de comunicação (vide figura 1, à esquerda). Os detectores de superfície são autônomos e operam continuamente, independentemente das condições atmosféricas, e têm abertura bem definida acima de 10 18,5 ev [8]. Entretanto, a reconstrução de energia depende de modelos hadrônicos, com extrapolações de dados obtidos pelos aceleradores em energias menores. Por sua vez, o detector de fluorescência [9] consiste de quatro sítios localizados na periferia do arranjo de superfície. Os quatro sítios (Los Leones, Coihueco, Loma Amarilla e Los Morados) possuem, cada um, 6 espelhos esféricos com 13 m 2 de área e 3, 40 m de raio de curvatura (vide figura 1, à direita). A abertura é limitada por um diafragma de 2, 20 m de diâmetro e, 2

3 Figura 1: À esquerda: detector Cherenkov com seus componentes (uma partícula secundária junto com os fótons emitidos é representada na figura). À direita: esquema de um telescópio do detector de fluorescência com seus componentes. atuando como janela da baia, há um filtro de banda larga que transmite na região do ultravioleta próximo (300 nm < λ < 410 nm), selecionando os picos de emissão de fluorescência e reduzindo o ruído de fundo. Para corrigir os raios longe do eixo óptico é instalado um anel de lentes corretoras [10] que mantêm as imagens resultantes menores que 0, 5. A luz é captada na superfície focal por uma câmera de 440 fotomultiplicadoras num arranjo de tubos. O campo de visão dos telescópios é de : os 6 telescópios de cada sítio são alinhados com elevação no intervalo entre 2 e 32, mas além deles há 3 telescópios adicionais em Coihueco (HEAT 1 ) com elevação entre 30 e 60, totalizando 27 espelhos. O detector de fluorescência opera em noites em que há uma fração de luminosidade devido à Lua menor que 60%, resultando em um ciclo útil de cerca de 13%. Sua abertura é dependente da energia, mas a reconstrução de energia é calorimétrica, o que significa que, a parte de uma fração de aproximadamente 10% de energia perdida em partículas neutras, o processo de reconstrução é independente de modelo. Dessa forma, os eventos híbridos, aqueles que são detectados por ambos os detectores, são muito importantes para o confronto dos resultados de cada técnica e para a calibração em energia do arranjo de superfície (vide figura 2). Figura 2: Correlação entre o estimador de energia do detector de superfície (S 38 ) e do detector de fluorescência (E F D ) para os eventos híbridos. O Auger tem produzido importantes resultados nos últimos anos. O espectro de energia combinado, calculado dos dados de superfície e de híbridos, é apresentado na figura 3 [11]. O detector de superfície é eficiente acima de ev, mas com os eventos híbridos é possível medir o espectro acima de ev, tal diminuição no limiar permite a observação do tornozelo do espectro, a mudança no índice espectral que ocorre na energia de ev. O tornozelo pode indicar a transição dos raios cósmicos galácticos para os extragalácticos. Ademais, uma significativa supressão no fluxo dos RCUAEs é observada acima de ev, compatível com a prevista pelo efeito GZK. O desenvolvimento do chuveiro depende, de várias maneiras, do tipo do primário. A profundidade do máximo (X max ), a curvatura da frente e a distribuição lateral de múons são alguns exemplos de parâmetros de estudo para a composição dos RCUAEs. Na figura 4 são mostrados os resultados para a profundidade do máximo e suas flutuações em função da energia [12]. Os gráficos ilustram a tendência dos dados de se aproximarem de núcleos pesados (linhas do ferro), para as energias mais altas. Além disso, os fluxos de partículas neutras fótons [13] e netrinos tau [14] medidos pelo Auger foram muito baixos, tanto que excluíram 1 High Elevation Auger Telescopes 3

4 Figura 3: Espectro de energia dos RCUAEs conforme os experimentos Auger e HiRes. O erro sistemático na escala da energia é de 22%. diversos modelos exóticos para a origem dos RCUAEs. Figura 4: Profundidade média do máximo (à esquerda) e flutuações (à direita) em função da energia. Os dados são comparados com simulações de chuveiros iniciados por próton e por ferro, de acordo com diferentes modelos de interações hadrônicas. Uma anisotropia nas direções de chegada dos RCUAEs foi encontrada a energias acima de ev [15] [16]. Em particular, há uma correlação entre a direção dos eventos e das galáxias com núcleos ativos que distam de até 75 Mpc da Terra. Na figura 5 vemos o mapa dos eventos e destas galáxias em coordenadas galácticas. O maior excesso ocorre na vizinhança de Centauro A, a radiogaláxia mais próxima. Não foi encotrado nenhum excesso na região do centro galáctico [17] ou sinal de anisotropia de larga escala [18]. Figura 5: Direção de chegada de 69 eventos medidos pelo Auger com energia acima de ev (pontos pretos) e a de galáxias com núcleos ativos distantes em até 75 Mpc (círculos azuis, onde a cor mais escura indica maior exposição relativa do observatório). II. OBJETIVOS E METAS Como atividade principal, faremos a leitura e análise dos dados do detector de superfície do observatório. O objetivo é obter, a partir da reconstrução dos eventos, informações sobre a composição química dos primários com energias acima de ev (vide seção III). As metas a serem atingidas no projeto são: 1. Obter a reconstrução dos eventos de energia acima de ev através do detector de superfície; 4

5 2. Analisar, a partir das diferenças nos tempos de disparo de cada tanque, o atraso em relação a uma frente plana; 3. Determinar a curvatura da frente dos chuveiros; 4. Verificar a correlação da curvatura com a composição do primário. Além disso, temos como objetivo geral do projeto a formação de recursos humanos, através do treinamento da candidata em métodos avançados de análise de dados empregados na Física de Altas Energias. Outra meta a ser considerada é a apresentação e a publicação dos resultados em encontros nacionais ou internacionais da área e no Simpósio de Iniciação Científica da UFABC. III. METODOLOGIA Utilizando-se os dados dos eventos captados no arranjo de tanques, é possível fazer-se uma estimativa da composição química dos primários que geram os chuveiros na atmosfera. Sabe-se que os chuveiros se desenvolvem pela atmosfera, praticamente, à velocidade da luz. Então, supondo-se, inicialmente, uma frente plana atravessando e disparando os tanques, determina-se a direção do eixo do chuveiro (ou de propagação do primário). Como as primeiras partículas a chegarem ao solo são múons, que se propagam praticamente em linha reta, e, por causa da maioria deles serem produzidos cedo no chuveiro, podemos imaginar as frentes reais dos chuveiros como esferas formadas pelos caminhos geométricos dos múons produzidos num ponto. Assim que a produção de múons cessa, essas esferas se expandem, aumentando seus raios de curvatura, e tornando-se mais finas. Chuveiros que se iniciam profundamente têm raios de curvatura da frente R c menores. Estimamos R c pelas diferenças de tempo de disparo dos detectores com relação a uma frente plana hipotética, pois, quanto mais estes disparos se desviarem da frente plana, mais indicarão o abaolamento da calota do chuveiro. Esta é uma técnica difícil de ser implementada, pois, para isso, primeiro são necessários eventos com mais do que 3 detectores o ajuste da frente plana é feito sobre os 3 detectores de maior sinal, portanto jamais apresentarão os atrasos requeridos e, em segundo lugar, o modelo tem várias limitações: a frente do chuveiros é modelada por múons e por elétrons em diversos estágios de desenvolvimento, o espalhamento múltiplo produz um alargamento da frente para grandes distâncias do eixo, a produção de múons é suprimida nas primeiras interações hadrônicas, perdas de energia por ionização tendem a desacelerar os múons, etc. Assim, um conhecimento melhor da frente do chuveiro é necessário. A figura 6 ilustra a situação para chuveiros iniciados por prótons e por núcleos de ferro. Figura 6: Ilustração para a curvatura da frente de chuveiros iniciados por prótons (à esquerda) e por núcleos de ferro (à direita). 5

6 IV. CRONOGRAMA A candidata a bolsista já vem trabalhando em projetos de iniciação científica anteriores que envolvem a leitura e análise dos dados do detector de superfície do Auger. Ela tem feito um ótimo trabalho e tem contribuído significativamente nas atividade do grupo de pesquisa. Desta forma, algumas tarefas já lhe foram atribuídas e ela as tem realizado de forma muito competente. Por exemplo, a elaboração de programas para a leitura e seleção dos dados, tanto através dos softwares oficiais da colaboração, quanto através de suas próprias rotinas. Assim, teremos uma grande economia de etapas no cronograma de atividades para a realização do projeto. A. Cronograma de Atividades O cronograma das atividades a serem realizadas no presente projeto resume-se às seguintes etapas básicas: Seleção dos eventos de energia acima de ev (1 mês); Aplicação da frente plana sobre os eventos selecionados (2 meses); Determinação dos atrasos com relação à frente plana (2 meses); Elaboração do relatório parcial (1 mês); Classificação dos eventos de acordo com uma estimativa da composição química dos primários (1 mês); Simulação de chuveiros de composição conhecida para confronto com os resultados obtidos (3 meses); Elaboração do relatório final (1 mês). V. CONCLUSÃO A existência e a compreensão dos mecanismos de produção e aceleração dos RCUAEs permanecem como importantes mistérios a serem elucidados pela ciência nos dias de hoje. Assim, os RCUAEs são importantes fontes de informação para a Astrofísica e para a Física de Partículas Elementares. Através deles é possível testar modelos físicos sob condições extremas, muito além do que pode ser reproduzido em laboratório. Além disso, os resultados inesperados do Auger para a composição primária pesada nas mais altas energias sugerem uma nova física a ser implementada nos modelos de interações hadrônicas de altíssimas energias, para uma melhor descrição dos fenômenos na atmosfera. Neste projeto de inciação científica, apresentamos a proposta para a continuidade das pesquisas da candidata em trabalhos relacionados aos raios cósmicos na UFABC. A ênfase proposta neste período está no estudo da correlação da curvatura da frente com a composição dos primários. Seus resultados deverão ser apresentados em encontros nacionais ou internacionais de Física de Partículas e Campos e/ou Raios Cósmicos, bem como 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 (UNICAMP, USP, CBPF, entre outras) e, finalmente, das bem sucedidas orientações anteriores com a estudante, temos total capacidade de desenvolver com êxito o projeto na UFABC. VI. REFERÊNCIAS [1] M. Nagano and A. A. Watson, Rev. of Modern Phys., Vol. 72, No. 3, July (2000) 689. [2] K. Greisen, Phys. Rev. Letters, 16 (1966) 748. [3] G. T. Zatsepin and V. A. Kuz min, JETP Lett., 4 (1966) 78. [4] F. W. Stecker, Phys. Rev. Lett., 21(1968) 748. [5] F. W. Stecker, Phys. Rev., 180 (1969) [6] J. L. Puget, F. W. Stecker and J. H. Bredekamp, Astrophys. J., 441(1976) 638. [7] J. Abraham et al. [Pierre Auger Collaboration], Properties and performance of the prototype instrument for the Pierre Auger Observatory, Nuclear Instruments and Methods in Physics Research: A 523 (2004)

7 [8] J. Abraham et al., Trigger and Aperture of the Surface Detector Array of the Pierre Auger Observatory Nuclear Instruments and Methods in Physics Research A613 (2010), [9] J. Abraham et al. [The Pierre Auger Collaboration], The Fluorescence Detector of the Pierre Auger Observatory, Nuclear Instruments and Methods in Physics Research A620 (2010) 227 ( arxiv: v1 [astro-ph.im]). [10] M. A. L. de Oliveira, H. C. Reis, R. Sato and V. de Souza, Manufacturing the Schmidt corrector lens for the Pierre Auger Observatory, Nuclear Instruments and Methods in Physics Research: A 522 (2004) [11] J. Abraham et al. [The Pierre Auger Collaboration], Measurement of the energy spectrum of cosmic rays above ev using the Pierre Auger Observatory, Physics Lett. B 685 (2010) 239 (arxiv: v1 [astro-ph.he]). [12] 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]). [13] J. Abraham et al. [Pierre Auger Collaboration], Upper limit on the cosmic-ray photon fraction at EeV energies from the Pierre Auger Observatory, Astroparticle Physics 31 (2009) [14] J. Abraham et al. [Pierre Auger Collaboration], Limit on the diffuse flux of ultrahigh energy tau neutrinos with the surface detector of the Pierre Auger Observatory, Phys. Review D 79, (2009). [15] J. Abraham et al.[pierre Auger Collaboration], Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects, Science (2007) 938. [16] J. Abraham et al.[pierre Auger Collaboration], Correlation of the highest-energy cosmic rays with the positions of nearby active galactic nuclei, Astropart. Phys. 29(2008) 188. [17] J. Abraham et al.[pierre Auger Collaboration], Anisotropy studies around the galactic centre at EeV energies with the Auger Observatory, Astropart. Phys. 27 (2007) [18] P. Abreu et al.[pierre Auger Collaboration], Search for first harmonic modulation in the right ascention distribution of cosmic rays detected at the Pierre Auger Observatory, Astropart. Phys. 34 (2011)