Estudo do Sinal de Detectores Cherenkov e a Determinação da Direção de Chegada de Chuveiros Atmosféricos Extensos

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1 Estudo do Sinal de Detectores Cherenkov e a Determinação da Direção de Chegada de Chuveiros Atmosféricos Extensos Projeto de iniciação científica para o Edital UFABC/Propes 01/2017 Resumo Tanques Cherenkov são largamente utilizados como as unidades básicas de detecção ao nível do solo em importantes experimentos de raios cósmicos, como o Observatório Pierre Auger [1]. Amostragens da densidade e o tempo de diparo são obtidos a partir da luz Cherenkov gerada na água pelas partículas ultra-relativísiticas carregadas das cascatas. É possível, então, inferir a energia e a direção de chegada do raio cósmico primário que iniciou o chuveiro atmosférico extenso. Além disso, usando análises sofisticadas que exploram a resposta de diferentes componentes do chuveiro, também é possível avaliar seu conteúdo muônico. Neste trabalho de iniciação científica, serão estudadas as técnicas de reconstrução de sinais de detectores Cherenkov, tanto do Observatório Pierre Auger quanto do arranjo LIDRAE, em operação na UFABC, com o intuito de obter a energia e a direção de chegada dos primários de raios cósmicos. Palavras-chave: Raios Cósmicos, Chuveiros Atmosféricos Extensos, Detectores Cherenkov. Área e sub-área de conhecimento: Física (Física de Partículas Elementares e Campos). I. INTRODUÇÃO A observação de Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia (RCUAEs), partículas de origem cósmica com energias excedendo ev [2], estimulou muitos trabalhos experimentais e teóricos no campo da Física de Astropartículas. Entretanto, muitas questões ainda permanecem sem solução, como as origens, os processos de aceleração e a composição dos RCUAEs. A falta de identificação inequívoca para as fontes é, de fato, um dos problemas mais desafiadores: se as fontes forem potentes objetos astrofísicos, esperar-se-ia, nas energias mais altas, anisotropia nas direções de chegada correlacionada com as direções das fontes. Evidências de tal anisotropia e sua correlação com as posições de núcleos ativos de galáxias foram apontadas pela colaboração Pierre Auger [3], contudo, tais resultados não foram confirmados por medidas mais recentes, tornando a hipótese para fontes astrofísicas ainda inconclusiva. Sabemos que a componente dominante dos raios cósmicos observados na Terra tem origem na Via Láctea [4], sendo estes originados em remanescentes de supernovas, e que uma transição para a componente extragaláctica deve ocorrer entre ev e ev. Na figura 1, apresentamos um modelo no qual a componente galáctica de composição mixta estende-se desde as energias menores até limites variados (dependentes da composição, pois núcleos pesados têm maiores confinamentos magnéticos na Galáxia) e a componente extragaláctica, supostamente protônica, dominante na faixa das mais altas energias. A posição do tornozelo do espectro é, portanto, o ponto no qual os dois fluxos se igualam. O Observatório Pierre Auger [1] é um detector híbrido concebido para detectar e estudar os RCUEAs. Localiza-se na cidade argentina de Malargüe (69,3 W, 35,3 S, 1400 m) e é constituído 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 de superfície. Os tanques do Detector de Superfície (SD, na sigla em inglês) são constituídos por 12 mil litros de água destilada, que medem a radiação Cherenkov gerada na água pela passagem de secundários relativísticos. A radiação é captada por 3 fotomultiplicadoras de grande área de coleção (8 de diâmetro) e cada estação é equipada com a eletrônica necessária, além de baterias, painéis solares, gps e antena de comunicação (vide figura 2(a)). Os detectores de superfície operam continuamente em quaisquer condições atmosféricas ou meteorológicas. A abertura do SD é bem definida acima de 10 18,5 ev [5]. Entretanto, a reconstrução de energia depende de modelos hadrônicos, 1

2 Figura 1: Modelo para a explicação do tornozelo do espectro de raios cósmicos: transição de origem galáctica para a extragaláctica [4]. (a) Componentes de um detector Cherenkov (uma partícula secundária e os fótons emitidos estão representados na figura). (b) Esquema de um telescópio do detector de fluorescência com seus componentes. Figura 2: Detalhe dos detectores do Auger. uma vez que deve-se levar em conta simulações de chuveiros de ultra-alta energia para a análise dos dados coletados. O Detector de Fluorescência (FD, na sigla em inglês) consiste de 4 sítios, com pelo menos 6 telescópios cada, localizados na periferia do arranjo de superfície [6]. Os 4 sítios (Los Leones, Coihueco, Loma Amarilla e Los Morados) possuem, cada um, 6 espelhos esféricos com 3, 40 m de raio de curvatura e 13 m 2 de área (vide figura 2(b)). A luz captada pelos espelhos é convertida em pulsos eletrônicos por uma câmera de 440 tubos fotomultiplicadores posicionados nos focos dos espelhos. A abertura é limitada por um diafragma de 2, 20 m de diâmetro e, na janela das baias, há filtros de banda larga que transmitem na região do ultravioleta próximo (300nm < λ < 410nm), selecionando os fótons de fluorescência e reduzindo o ruído de fundo. Para corrigir os raios longe do eixo óptico são instaladas lentes corretoras [7] que mantêm as imagens no foco menores que 0, 5. 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 destes, há 3 telescópios adicionais em Coihueco com elevação entre 30 e 60, totalizando 27 espelhos. O FD 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. A técnica híbrida de detecção utilização do SD e do FD simutaneamente permite à colaboração Auger chegar a importantes resultados. Além do cruzamento das informações de ambos os detectores, pode-se aproveitar o melhor de cada técnica. O espectro energético de eventos combinados é um exemplo: o SD é 100% 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, uma mudança no índice espectral que ocorre na energia de ev, que pode indicar a transição dos raios cósmicos galácticos para os extragalácticos. Ademais, uma significativa supressão no fluxo dos RCUAEs foi observada acima de ev, 2

3 compatível com a previsão do corte GZK. O espectro dos eventos combinados é apresentado na figura 3. Figura 3: Espectro de energia dos RCUAEs conforme os experimentos Auger e HiRes [8]. O erro sistemático na escala da energia é de 22%. Outro importante resultado do Auger foi a determinação de uma possível anisotropia nas direções de chegada dos RCUAEs encontrada em energias acima de ev [3] [9]. A energias acima de 55 EeV, os eventos têm possível correlação com as posições de Galáxias com Núcleos Ativos (GNAs) em nossa vizinhança cósmica a mais próxima delas é a radiogaláxia Centauro A (NGC 5128), que dista cerca de 4 Mpc da Via-Láctea. No entanto, resultados mais recentes da colaboração, com uma estatística maior de eventos, não vieram a confirmar a hipótese de anisotropia [10]. A análise feita é a da correlação cruzada e consiste em contar o número de pares de uma determinada separação angular entre eventos de raios cósmicos e objetos em um catálogo de fontes. Para encontrar um excesso, compara-se o número de pares com a expectativa de uma simulação isotrópica. Foram analisados vários limiares de energia entre 40 EeV até 80 EeV e em escala angular entre 1 e 30. Para as fontes (GNAs) dos catálogos [11] [12] [13] foram impostos cortes de distância máxima, podendo variar de 10 Mpc até 200 Mpc em passos de 10 Mpc. Alguns destes resultados estão apresentados na figura 4. Note que, para o gráfico da direita, os dados de separação angular até Centauro A (histograma em preto) se desviam muito pouco, em geral com um nível de confiança menor que 2σ, da distribuição esperada para isotropia. Figura 4: À esquerda: mapa em coordenadas galácticas mostrando os eventos (pontos pretos) com E > 58 EeV juntamente com as GNAs mais brilhantes (> erg/s) e mais próximas que 130 Mpc (centradas nos círculos vermelhos de 18 de raio). À direita: número acumulado de eventos ao redor da rádiogaláxia Centauro A, para o limiar de energia E th = 58 EeV, explorando toda a faixa angular indicada no gráfico. II. METODOLOGIA O Laboratório para Instrumentação de Detectores de Radiações de Altas Energias (LIDRAE) consite em um arranjo de tanques Cherenkov que tem por finalidade a detecção de secundários da radiação cósmica. O sistema é formado por 3 tanques Cherenkov, utilizando 3 caixas d água de 1000 litros com uma fotomultiplicadora de grande área de coleção (Hamamatsu R5912) em seu topo. Os tanques são preenchidos com água destilada, visando manter a qualidade óptica e a garantia de uma longa operação sem que haja necessidade de manutenção. Para favorecer a difusão dos fótons gerados pelo efeito Cherenkov na água, o tanque escolhido é pintado internamente de branco a radiação Cherenkov é emitida na direção frontal dentro de um cone de 3

4 aproximadamente 40, assim, a luz gerada no tanque reflete nas superfícies brancas e é difundida até a fotomultiplicadora. Na figura 5, apresentamos o conceito dos tanques, sendo ilustrada a fotomultiplicadora no seu topo e fotografias de suas instalações em um jardim da universidade. Figura 5: Modelo computacional dos tanques do experimento LIDRAE (à esquerda e ao centro). Três fotografias das instalações dos tanques na UFABC (à direita). Os tanques foram enterrados para evitar a entrada de luz externa. Eles são conectados por cabos coaxiais, por conduítes que passam por baixo da terra até um abrigo central, onde está instalada a eletrônica do experimento (vide figura 6). O sinal gerado pela fotomultiplicadora é divididos em dois: um deles alimenta módulos ADCs (Conversores Analógico Digital, na sigla em inglês) que dão informações sobre a carga dos pulsos e o outro alimenta módulos discriminadores, cujas saídas alimentam um módulo de coincidência tripla, que dispara o sistema de aquisição de dados. A aquisição de dados se dá por um módulo ADC e um TDC (Conversor Tempo para Digital, na sigla em inglês). Os TDCs, por sua vez, dão informações sobre os intervalos de tempo entre os pulsos. Os sinais digitalizados são, então, enviados a um computador, via porta USB, através de um módulo gerenciador, que coleta os dados dos ADCs e TDCs. Figura 6: Diagrama esquemático da eletrônica de aquisição de dados do LIDRAE (à esquerda); Fotografia da eletrônica instalada (à direita). 4

5 III. OBJETIVOS E METAS Como atividade principal do projeto, faremos a leitura e a análise dos dados dos tanques do Observatório Pierre Auger e do arranjo LIDRAE. O objetivo é obter dos eventos a direção de chegada e a energia. Será aplicado o método do tempo de vôo para a obtenção da direção de chegada e a calibração do sinal de múons isolados para a reconstrução de energia. É importante ressaltar que a aluna está concluindo um projeto de PDPD, no qual deu todos os passos necessários para analisar os dados do Observatório Pierre Auger e domina as técnicas para leitura, seleção de eventos e construção de histogramas utilizando a plataforma de análise de dados ROOT [14]. No entanto, para dar continuidade em suas pesquisas, alguns passos far-se-ão necessários no atual projeto de IC, a saber: 1. Estudar Linux, aprendendo a compilar e rodar programas em C++ neste sistema operacional; 2. Instalar e utilizar o pacote Offline da colaboração Auger [16]; 3. Instalar e utilizar o código de simulação de chuveiros CORSIKA [15]; 4. Ler os dados do Observatório Pierre Auger, obtendo os valores de tempo de disparo e densidade de partículas nos tanques com sinal; 5. Estudar o método de reconstrução de direção de chegada por tempo de vôo; 6. Estudar o método de reconstrução de energia pelo ajuste de uma função de distribuição lateral; 7. Aplicar os métodos estudados no Observatório Pierre Auger nos tanques do LIDRAE; Além das atividades de pesquisa citadas, a aluna deverá participar de reuniões periódicas do Grupo de Raios Cósmicos (GRC) com o orientador em que serão discutidos aspectos técnicos (teóricos ou experimentais) das pesquisas na área. Temos também como metas as apresentações dos resultados deste trabalho no Simpósio de Iniciação Científica da UFABC, bem como em encontros nacionais e/ou internacionais de Física de Astropartículas. IV. CRONOGRAMA DE ATIVIDADES O cronograma das atividades a serem realizadas no decorrer do presente projeto resume-se às seguintes etapas básicas: Instalação e utilização do pacote Offline do Auger e do simulador CORSIKA, incluindo-se os estudos sobre o sistema operacional Linux, linguagem de programação C++ e o software ROOT (2 meses); Revisão bibliográfica sobre os métodos de reconstrução de direção de chegada e de energia(2 meses); Desenvolvmento de uma rotina para a obtenção da direção de chegada (1 mês); Elaboração do relatório parcial (1 mês); Simulação de chuveiros de altas energias com o código CORSIKA serão necessários cerca de 10 3 chuveiros com energias acima de ev (2 meses); Desenvolvimento de métodos de ajuste da função de distribuição lateral (1 mês); Aplicação dos métodos aos dados do experimento LIDRAE (2 meses); Elaboração do relatório final (1 mês). 5

6 V. CONCLUSÃO Os RCUAEs constituem um dos grandes problemas científicos em aberto na atualidade: sua existência e seus mecanismos de produção permanecem como mistérios a serem elucidados. São importantes fontes de informação para a astrofísica e para a física de partículas, permitindo testar os modelos físicos para condições extremas, muito além do que pode ser reproduzido em laboratório. Neste projeto de iniciação científica, apresentamos uma proposta para a inserção da aluna em trabalhos relacionados aos RCUAEs. A ênfase está no estudo das propriedades e métodos de reconstrução dos chuveiros atmosféricos extensos. Aproveitando-nos dos vários anos de experiência profissional do orientador na área e de sua participação na colaboração do Observatório Pierre Auger, temos plena capacidade de desenvolver os trabalhos com êxito na UFABC. VI. REFERÊNCIAS [1] The Pierre Auger Collaboration, The Pierre Auger Cosmic Ray Observatory, Nucl. Inst. and Meth. in Phys. Res. A 798 (2015) [2] M. Nagano and A. A. Watson, Rev. of Modern Phys., Vol. 72, No. 3, July (2000) 689. [3] J. Abraham et al.[pierre Auger Collaboration], Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects, Science (2007) 938. [4] A. M. Hillas, in Conf. on Cosmology Galaxy Formation and Astroparticle Physics on the Pathway to the SKA, Oxford, UK (2006); astro-ph/ [5] 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), [6] 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]). [7] 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) [8] 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]). [9] 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. [10] J. Aublin for the Pierre Auger Collaboration, Arrival directions of the highest-energy cosmic rays detected with the Pierre Auger Observatory, Proc. of 34th ICRC (2015); arxiv: v1 [astro-ph.he] [11] W.H. Baumgartner et al., Astrophys. J. Supp. 207 (2013) 19. [12] J.P. Huchra et al., Astrophys. J. Supp. 199 (2012) 26. [13] S. van Velzen et al., Astron. Astrophys. 544 (2012) A18. [14] [15] D. Heck, J. Knapp, J. N. Capdevielle, G. Schatz, and T. Thouw, Report FZKA 6019 (1998), Forschungzentrum Karlsruhe; heck/publications/fzka6019.pdf [16] J. Allen et al.the Pierre Auger Observatory offline software. J. Phys.: Conf. Ser. 119 (2008) doi: / /119/3/