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 20/07 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 Conhecimento atual Lei de potência E - Ralf Engel 2013

5 Um pouco de historia Descoberta da radioatividade (Becquerel, Marie e Pierre Curie) 1909 Theodor Wulf publica um artigo: Sobre a origem da radiação gama na atmosfera, Physikalische Zeitschrift, 10 (1909) 997; no qual diz que a radiação vem principalmente do solo, talvez exista uma pequena contribuição da atmosfera 1910 Wulf: Medições na torre Eiffel em Paris não conclusivas 1912 Viktor Franz Hess descobre os raios cósmicos e publica um artigo: Sobre a observação da radiação penetrante durante 7 campanhas de balão, Physikalische Zeitschrift, 14 (1912) 1084, na qual diz que a radiação com alta penetração entra na atmosfera desde acima. Também não observou mudança entre as medidas feitas durante o eclipse solar sem ter sido detectado nada. O Sol foi excluído como possível fonte.

6 Entendendo os raios cósmicos Descobrimento dos Chuveiros Atmosféricos Extensos por W. Kolhörster e P. Auger utilizando contadores Geiger-Müller em coincidência Primeiro raio cósmico medido indiretamente E ~ ev

7 Detecção indireta de raios cósmicos Chuveiros Atmosféricos Extensos

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

9 Fluxo individual dos elementos

10 Espectro de raios cósmicos Detecção de chuveiros atmosféricos extensos Raios cósmicos de alta energia Raios cósmicos de ultra alta energia Medição indireta Ralf Engel 2013

11 Se Pesc é a probabilidade que a cada encontro a partícula tem de escapar da região, então a probabilidade de permanecer até alcançar a energia En é: Portanto, o número de partículas aceleradas a uma energia maior que E n é: com Mecanismos de aceleração de raios cósmicos como transferir eficientemente uma quantidade de energia macroscópica da ordem de 20 J a partículas microscópicas A partícula aumenta a sua energia a cada encontro com a região de aceleração proporcionalmente a sua energia ' P esc / E = E N(> E n )=N 0 (1 P esc ) n 1 X n (1 P esc ) m / A E n = E 0 (1 + ) n En E 0

12 Mecanismos de aceleração de raios cósmicos Mecanismo de Fermi de 2º ordem E E ' Mecanismo de Fermi de 1º ordem frente de choque E E ' 4 3 matéria expulsada (downstream) médio interestelar (upstream)

13 Grafico de Hillas (Hillas Plot) Hillas argumentou que para acelerar raios cósmicos às mais altas energias, o tamanho da região de aceleração deve ser pelo menos duas vezes o tamanho do radio de Larmor. E max = Ze B R EeV 1µG 1kpc

14 Propagação de raios cósmicos Uma vez acelerados, os raios cósmicos têm que se propagar no médio interestelar até nós.

15 Médio interestelar: matéria, campos magnéticos e de radiação, alvo para interações de raios cósmicos. Prótons espalham nos campos magnéticos y lentamente difundem. Quando alcançam o sistema solar as partículas não guardam a memória da posição da suas fontes. Observações na Terra mostram que a distribuição de direções de chegada de raios cósmicos é isotrópica, salvo, talvez, para os raios cósmicos de ultra alta energia.

16 Campos Magnéticos

17 Campos Magnéticos J. Cronin

18 Médio interestelar: matéria, campos magnéticos e de radiação, alvo para interações de raios cósmicos. Prótons espalham nos campos magnéticos y lentamente difundem. Quando alcançam o sistema solar as partículas não guardam a memória da posição da suas fontes. Observações na Terra mostram que a distribuição de direções de chegada de raios cósmicos é isotrópica, salvo, talvez, para os raios cósmicos de ultra alta energia. Nucleons interagem principalmente com a matéria produzindo todo tipo de partículas secundárias Elétrons interagem com os campos magnéticos e de radiação, mas também com a matéria. Da interação com campos magnéticos temos radiação de síncrotron e Compton inverso.

19 Galáxia 8,5 kpc 1 pc = cm latitude galáctica b = ângulo ao qual um objeto está acima do plano galáctico Matéria luminosa distribuída nos braços espirais que se juntam no origem da Galáxia Matéria formada por estrelas, planetas, átomos neutros de hidrogênio (HI) e hidrogênio molecular (H 2 ). Apenas o 10% da matéria é He e núcleos pesados. longitude galáctica l = é medida no sentido antihorário a partir da direção do centro galáctico

20 Galáxia Átomos neutros de hidrogênio (HI) tem uma densidade de 1/cm 3 ao redor do plano galáctico e a uma escala de pc na vertical. Encontra-se concentrado nos braços da galáxia onde é 2-3 vezes maior que nas regiões entre braços. As nuvens de higrogênio molecular (H 2 ) existem mais perto do centro da galáxia e também nos seus braços. O H 2 total dentro do círculo solar é 10 9 M sol (1 M sol = g), ou seja a uma densidade de 1 nucleao por cm 3 para uma escala vertical de 200 pc. As densidades locais são: HI = /cm 3 H 2 = 0.2 1/cm 3

21 Campos magnéticos galácticos São difíceis de estudar. A maioria dos dados vem pelos estudos de rotação de Faraday das sinais de rádio provenientes de pulsares. Também podem ser estudados a partir da polarização da luz das estrelas, divisão por efeito Zeeman e radiação de síncrotron. Dados de polarização dão informação do campo magnético transversal enquanto os outros estão relacionados com a componente do campo magnético longitudinal. O campo magnético regular segue a distribuição de matéria, ou seja, tem forma espiral com simetria de (BSS - bisymmetric) ou de 2 (ASS - axisymmetric). Os BSS são mais favoráveis. B(r, )=B 0 cos ln r r 0

22 Campos magnéticos galácticos 8,5 kpc HALO Quando saímos do centro galáctico, o campo magnético médio diminui. Muito difícil estimar o campo magnético no halo da galáxia Os raios cósmicos, mesmo que acelerados no plano galáctico, difundem longe dele e levam com eles o campo magnético. A maioria dos modelos preferem uma dependência exponencial com um exponente entre 0,5-1 kpc.

23 Princípios básicos A propagação dos raios cósmicos pode ser dada em função de 5 processos: 1) Difusão de raios cósmicos. Coeficiente D = c 3 2) Convecção de raios cósmicos de 3) Taxa de mudança da energia da partícula. Pode ser negativa (perda) ou positiva (re-aceleração) dt 4) Termo de perda de energia por interação ou decaimento. Pode ser expressado em função da velocidade da partícula, comprimento de interação, densidade do alvo e tempo de vida média no caso de decaimento. 5) Termo de ganho (para todas as interações e decaimentos)

24 Princípios básicos A propagação dos raios cósmicos pode ser dada em função de 5 processos: 1) Difusão de raios cósmicos. Coeficiente D = c 3 2) Convecção de raios cósmicos de 3) Taxa de mudança da energia da partícula. Pode ser negativa (perda) ou positiva (re-aceleração) dt 4) Termo de perda de energia por interação ou decaimento. Pode ser expressado em função da velocidade da partícula, comprimento de interação, densidade do alvo e tempo de vida média no caso de decaimento. 5) Termo de ganho (para todas as interações e decaimentos)

25 = r irn i [b i(e)n i (E)] r!un i (E) +Q i (E,t) p i N i + v X Z d i,k(e,e 0 ) N k (E 0 )de 0 m de Fonte Difusão D = 1 3 D v Perdas dos núcleos por colisão ou decaimento p i = v i m + 1 i = v i + 1 i k Perda de energia ou aceleração b i (E) = de dt i Convecção com velocidade! u Termo da cascata raios cósmicos de alta energia Dilatação do tempo de vida média de Lorentz

26 Radiação cósmica de fundo Radiação cósmica de fundo (CMB): remanescente da radiação que existia no Universo quando formaram os átomos 1964 Penzias e Wilson descobriram (em forma acidental) o CMB com um espectro de corpo negro de 2,7 K, universal e quase isotrópica. 2,7 K 411 fótons/cm 3 0,26 ev/cm 3 0,26 ev/cm 3 0,26 ev/cm 3 0,26 evcm 3 E média = 6, ev Propagação de prótons e núcleos: 1966 Greisen (USA) e Zatsepin e Kuzmin (Rússia) Corte de GZK: a quantidade de energia dissipada aumenta com a energia do raio cósmico. Impõe um limite superior à possível energia de chegada dos raios cósmicos proveniente de alguma fonte longe.

27 Raios cósmicos de ultra alta energia Volcano Ranch 1963 Primeiro raio cósmico de ultra alta energia é observado de ~ ev!!! Phys. Rev. Lett. 10 (1963)

28 Propagação de prótons Na colisão de dos partículas com massas m1 e m2, a energia total do centro de massa pode ser expressada como invariante de Lorentz. Considerando a interação No limiar E CM = (E 1 + E 2 ) 2 (p1+p2) 2 1/2 E CM = m m E 1 E 2 (1 1 2cos ) 1/2 p + CMB! + (1232) ou M CM = M = Mp 2 +2E th w(1 cos ) 1/2 para = M 2 = M 2 p +4E th w Então para que a interação aconteça tem que estudar ( ) E p E p E th = M 2 M 2 p 4w A reação pode acontecer para E P ~10 20 ev

29 Propagação de prótons Mecanismos de perda de energia para prótons p + 2,7K Produção de pares - caminho livre médio ~ 1 Mpc - E th ~ e V - E ~ 0,1% por interação! p + e + + e E th ~ 1MeV

30 Propagação de prótons Mecanismos de perda de energia para prótons Foto produção de píons p + 2,7K! + (1232)! p + 0 ou! n caminho livre médio ~ 6 Mpc - E th ~ 10 19,6 e V - E ~ 20% por interação E th ~ 140 MeV

31 Evolução da energia do próton ao se propagar a través da radiação cósmica de fundo

32 Propagação de núcleos Mecanismos de perda de energia para prótons Fragmentação do núcleo A + IR! (A 1) + N! (A 2) + 2N Dominante Uma ordem de grandeza menor (,n) (,p) (, 2n) (, 2p) (,np) para E (A,Z) < ev e E (A,Z) < ev E th ~ 1MeV

33 Propagação de prótons Mecanismos de perda de energia para prótons Produção de pares A + IR! A + e + + e para ev < E (A,Z) < ev E th ~ 1MeV

34 Comprimento de perda de energia L para prótons e núcleos de Fe a través da radiação cósmica de fundo

35 Propagação de fótons Mecanismos de perda de energia UHE + 2,7K! e + + e dependendo da energia do UHE pode interagir com o fundo de radiação infravermelha (IR) e fundo universal de radio (URB). Universo opaco para guhe entre e ev Comprimento de perda de energia para fótons

36 Comprimento de perda de energia em função da energia Comprimento da perda de energia para prótons, núcleos e gamas. A perda adiabática de energia devido à expansão do Universo não está incluída. Comprimento de perda de energia em função da energia

37 Formação do espectro em energia dos raios cósmicos As predições sobre a forma do espectro requer muito mais informação que a perda de energia pela propagação. As informações astrofísicas necessárias são: Distribuição das fontes de raios cósmicos Emissividade das fontes de raios cósmicos Espectro de injeção (aceleração) dos raios cósmicos Energia máxima de aceleração (E max ) Composição química dos raios cósmicos Evolução cosmológica das fontes os que não são necessariamente um independente do outro. Exemplo: formação do espectro de prótons

38 Formação do espectro em energia dos raios cósmicos Fontes isotrópica e homogeneamente distribuídas a diferentes deslocamentos para o vermelho (redshifts) com um espectro de injeção E -2 com um corte exponencial a ev

39 Formação do espectro em energia dos raios cósmicos