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 14/07 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) Raios cósmicos de ultra alta energia Experimentos atuais Detecção e reconstrução Futuro

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 Medições diretas de raios cósmicos Experimentos em balões e missões espaciais As excursões aventurosas dos observadores

5 Espectro de Energia Ralf Engel 2013

6 Espectro de raios cósmicos Ralf Engel 2013 Medição direta Medição indireta

7 Como detectamos raios cósmicos? Os raios cósmicos são partículas Os detectores de raios cósmicos são detectores de partículas Todos os detectores de partículas utilizam o mesmo princípio fundamental: a transferência de uma parte ou de toda a energia para a massa do detector, onde é convertida em alguma outra forma mais acessível para "percepção" humana. A forma na qual a energia é convertida vai depender do detector e o seu desenho. Por exemplo, a detecção de uma partícula pode ser realizada a partir da perda de energia no material que atravessa. Objetivo: Identificação de partículas (massa e carga) Energia (momento) Direção de chegada

8 Como detectamos raios cósmicos? Câmera de nuvens A câmera de Wilson foi o detector de traços mais amplamente usado em raios cósmicos e física nuclear. Quando o êmbolo é puxado para trás rapidamente, o gás e vapor na câmera se expandem. A resultante queda de temperatura é suficiente para a condensação do vapor em torno de quaisquer íons presentes no gás. As câmeras de nuvem foram combinadas com campos magnéticos para desviar as partículas (estudos de carga) Exemplo: a descoberta do pósitron por Anderson

9 Como detectamos raios cósmicos? Emulsões fotográficas e nucleares Quando a luz incide sobre uma emulsão fotográfica, produz alterações submicroscópicas que aparecem após o tratamento químico. Quando as partículas rápidas passar por uma emulsão fotográfica, eles produzem mudanças semelhantes. Emulsões fotográficas foram utilizados em 1930 e 1940, em altitudes de montanha ou na estratosfera em balões. Exemplo: a descoberta do pion por Lattes et al.

10 Como detectamos raios cósmicos? Detectores de Ionização Uma partícula que passa através de um contador cheios com gás vai ionizar o gás ao longo do seu caminho. A diferencia de potencial V aplicada vai fazer que as cargas positivas e negativas se movimentem em direção aos seus respectivos eletrodos causando uma carga Q no condensador. A carga Q coletada (amplitude do pulso) vai depender da diferencia de tensão V aplicada. Partículas com massa maior vão produzir mais pares de íons iniciais.

11 Como detectamos raios cósmicos? Calorímetro O calorímetro mede a energia perdida por uma partícula que passa nele. É geralmente concebido para parar completamente ou "absorver" a maior parte das partículas provenientes de uma colisão, forçando-as a depositar toda a sua energia dentro do detector. Os calorímetros tipicamente consistem de camadas de material de alta densidade "passivo" ou "absorvente" como por exemplo o chumbo. Eles estão intercalados com as camadas de material "ativo", como detectores cintiladores ou gasosos (calorímetro de amostragem) Os calorímetros electromagnéticos medem a energia das partículas de leves - elétrons e fótons - já que elas interagem com as partículas carregadas dentro da matéria. Calorímetros hadrônicos realizam uma amostragem da energia dos hádrons a partir da interação deles com os núcleos atômicos. Calorímetro utilizado no experimento Eas-Top

12 Como detectamos raios cósmicos? Detectores de radiação de transição A radiação de transição (na região dos raios-x) é produzida por uma partícula carregada rápida que atravessa a fronteira entre dois meios com diferentes índices de refração. O fenômeno está relacionado com a energia da partícula e distingue diferentes tipos de partículas. A probabilidade de radiação depende linearmente com. As partículas mais leves têm maiores probabilidades do que as mais pesadas. Os raios-x emitidos são então detectados, por exemplo, por detectores de ionização. Detector de radiação de transição do experimento PAMELA

13 Como detectamos raios cósmicos? Cintiladores A energia perdida de/dx é convertida em luz, detectada por um fotomultiplicador ou fotodiodo. Os cintiladores podem ser inorgânicos (iodeto, fluoreto, NaI, CsI, BaF2, gases nobres líquidos, Ar, Xe, etc.) ou orgânicos (componentes de hidrocarbono), líquidos ou plásticos. Propriedades: Conversão da K da partícula em luz com alta eficiência Conversão linear da emissão da luz, proporcional a energia total depositada, no maior intervalo possível Médio transparente à luz emitida (propagação) Tempo de decaimento da luminescência induzida pequeno para poder geral pulsos rápidos Boa qualidade ótica do material Índice de refração perto a do vidro (1,5) para que acoplamento com PMT seja bom

14 Como detectamos raios cósmicos? Detectores Cherenkov Quando uma partícula se move através de um meio a uma velocidade maior do que a da luz nesse meio, radiação Cherenkov é emitida. Este fenômeno pode ser utilizado para construir detector de "limiar", ou seja, apenas se a velocidade é suficientemente grande, será emitida radiação (e, consequentemente, um sinal). A luz total emitida é medida. Isto nos proporciona informação sobre a velocidade da partícula. A produção de luz é muito pequena. A luz é focalizada através de espelhos em direção das fotomultiplicadoras utilizadas para produzir um sinal detectável. C = cos 1 1 n

15 Como detectamos raios cósmicos? Tubos fotomultiplicadores Tubos fotomultiplicadores (PMTs) foram desenvolvidos em meados 40 (após a Segunda Guerra Mundial) Eles são dispositivos que convertem a luz em uma corrente elétrica mensurável. Eles consistem de um cátodo feito de material foto-sensível, seguido por um sistema de recolha de elétrons, uma seção multiplicador de elétrons (cadeia de dínodos) e, finalmente, um ânodo a partir do qual o sinal final possa ser medido. Todas as peças são geralmente alojados em um tubo de vidro com vácuo. Uma alta voltagem é aplicada ao cátodo, dínodos e ânodo. O ganho vai estar dado por o número de eletrons produzidos em cada etapa e o número total de etapas. Um valor típico é 5 10 ~ 10 7.

16 Ralf Engel 2013 Detecção direta de raios cósmicos Experimentos em balões e espaciais Medição direta

17 Detecção direta de raios cósmicos Voos em balões No começo, os raios cósmicos foram estudados só com voos em balões tripulados. As medições eram feitas por electroscópios ou câmeras de ionização que eram instrumentos pouco refinados: os observadores precisavam estar a bordo. Um passo à frente foi dado quando os balões puderam alcançar a estratosfera. Voos tripulados até m (cabinas pressurizadas). Para maiores alturas, até m, utilizaram-se sondas (dispositivos de transmissão de rádio). Contadores Geiger-Müller eram utilizados (simples, em coincidência e/ou com placas de chumbo) para detecção de ionização e emulsões fotográficas para a determinação do traço. Os primeiros laboratórios espaciais nasciam... Piccard, 1931 (at ~16 km)

18 Graças ao desenvolvimento das técnicas espaciais (que começaram pelos finais dos anos 50) surgiu a possibilidade de lançar satélites pesados com equipamento científico (que pesavam algumas toneladas). Primeiros experimentos em satélite: Detecção direta de raios cósmicos De balões a satélites Vernon et al (URSS) colocaram o primeiro experimento no Second Soviet Satellite em 1957 Van Allen et al (US) lançaram o satélite Explorer I, instrumentado com um contador Geiger-Müller simples. Descobriram o cinturão de radiação da Terra. Satelite proton-4 ( ) Grigorov e Vernov Uma serie de satélites transportando experimentos de raios cósmicos foram chamados de Proton ( ) O instrumento principal foi um calorímetro de ionização

19 Detecção direta de raios cósmicos Medições diretas Para a identificação de partículas deve se combinar vários detectores Detectores de ionização (D1, D2) na parte superior para registrar a passagem da partícula, para dar a "geometria" do detector, e para medir de / dx) O calorímetro (D3). A soma dos sinais registrados em D1, D2, D3 dar a energia cinética total da partícula Dado DE / dx e K, a carga pode ser determinada. Também a massa pode ser derivado: não de / dx não depende da massa, mas K sim.

20 Detecção direta de raios cósmicos PAMELA PAMELA (Payload for Antimatter-Matter Exploration and Light Nuclei Astrophysics) está tomando dados a bordo do satélite "Resurs-DK1". O instrumento foi concebido para medir com precisão os espectros de partículas carregadas (incluindo núcleos leves) na radiação cósmica, ao longo de um intervalo de energia que variam de dezenas de MeV até várias centenas de GeV. Em particular, é otimizado para identificar a pequeno componente de anti-partículas nos raios cósmicos. Foi lançado no 15 de Junho de 2006

21 Detecção direta de raios cósmicos PAMELA Medição da massa e carga: tempo de voo (cintiladores) Medição do signo da carga e seu valor: Espectrometro. Sistema de Si para o traço e magneto permanente. Medição de energia: calorímetro eletromagnético. Sensores de Si alternados com absorvente de Tungsteno Discriminação entre cascadas EM/ hadrônicas: detector de neutrons

22 Detecção direta de raios cósmicos Detector fica em órbita elíptica entre 350 e 610 km Resolução da medida calorimétrica dos chuveiros eletromagnéticos ~ 5,5% PAMELA e - e + p + 16,3 X0 Maior fonte de sistemáticos: contaminação de prótons na amostra de pósitrons.

23 Nature 458 (2009) 608 Detecção direta de raios cósmicos PAMELA Aumento monótono do fluxo de pósitrons acima de 5 GeV Inconsistente com fontes secundárias

24 Detecção direta de raios cósmicos AMS O AMS-02 (Alpha Magnetic Sprectrometer) foi desenhado para operar como um módulo externo da estação espacial internacional. Seu objetivo principal é a busca de anti-matéria, mas também realiza medições de alta precisão da composição dos raios cósmicos e seu fluxo. Foi lançado no 19 de Maio de 2011

25 Detecção direta de raios cósmicos AMS Medição do fator de Lorentz: Detetor de transição de radiação Medição da velocidade e carga: tempo de voo (cintiladores) Medição do signo da carga e seu valor: Espectrómetro com traçadores de silicio Medição da velocidade: Ring Cherenkov detectors (RICH) Peso total: 8500 kg Medição de energia: calorímetro eletromagnético. Fibras cintiladoras alternadas com absorvente de chumbo

26 ICRC2013 Detecção direta de raios cósmicos AMS Se o excesso tem origem de física de partículas, então tem que ser isotrópico As flutuações da fração e + /e - são isotrópicas

27 Fluxo individual dos elementos

28 Ralf Engel 2013 Detecção direta de raios cósmicos Experimentos em balões e espaciais Medição direta

29 Medições indireta de raios cósmicos Chuveiros Atmosféricos Extensos Arranjos de detectores As excursões aventurosas dos observadores

30 Espectro de raios cósmicos Ralf Engel 2013 Medição direta Medição indireta

31 Espectro de raios cósmicos Raios cósmicos de alta energia Raios cósmicos de ultra alta energia Medição indireta Ralf Engel 2013

32 Como detectamos raios cósmicos? Os raios cósmicos são partículas Os detectores de raios cósmicos são detectores de partículas Não há nenhuma maneira de estudar a região de alta energia do espectro de raios cósmicos que não seja através da observação chuveiros atmosféricos. A atmosfera é usado como um calorímetro. Os chuveiros atmosféricos extensos podem ser detectados por uma área extensa. Grande área efetiva de detecção compensa a pequenez do fluxo Vamos medir as partículas secundarias do chuveiro atmosférico extenso para inferir sobre a partícula primária Objetivo: Identificação de partículas (massa e carga) Energia (momento) Direção de chegada

33 Detecção direta de raios cósmicos Chuveiros Atmosféricos Extensos

34 Detecção direta de raios cósmicos Arranjos de detectores A eleição da separação e a altitude do arranjo tem impacto no limiar de energia. A área total do arranjo limita a máxima energia de detecção ev (superposição com medições diretas) Os chuveiros são re-absorvidos na atmosfera: são necessário arranjos a muita alta altitude. As cascatas são pequenas: Pouquíssimo espaçamento entre detectores ou cobertura extensa Fluxos altos: pequenas áreas são suficientes ev Os chuveiros ainda se desenvolvem altos na atmosfera: são necessário arranjos a alturas moderadas (montanhas). Espaçamento moderado entre detectores < 100 m Fluxos um pouco baixos: são necessárias áreas ~ 0,1 km 2

35 Detecção direta de raios cósmicos Arranjos de detectores A eleição da separação e a altitude do arranjo tem impacto no limiar de energia. A área total do arranjo limita a máxima energia de detecção ev Os chuveiros se desenvolvem mais profundos na atmosfera (< 1000 m) Espaçamento entre detectores ~150 m Fluxos baixos: áreas de ~ 1 km 2 > ev Fluxos extremadamente baixos: são necessárias áreas > 1000 km 2 Chuveiros atmosféricos extensos gigantes, espaçamento entre detectores > 1000 km O detector ideal: Todas as componentes das cascatas devem ser medidas Medição com mais de um tipo de detector

36 Detecção direta de raios cósmicos Arranjos de detectores Continua na quinta...