Anisotropias nas Direções de Chegada dos Eventos Mais Energéticos do Observatório Pierre Auger

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1 Anisotropias nas Direções de Chegada dos Eventos Mais Energéticos do Observatório Pierre Auger Projeto de Iniciação Científica para o Edital UFABC/Propes 01/2017 Resumo A determinação da origem dos Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia (RCUAEs) é uma tarefa difícil, devido ao seu baixíssimo fluxo na Terra, juntamente com o fato de que eles sofrem deflexões magnéticas durante suas propagações. No entanto, a distribuição de suas direções de chegada podem conter informações cruciais sobre as fontes de raios cósmicos, desde que tais distribuições não sejam isotrópicas e que as deflexões sejam suficientemente pequenas. Tais condições podem ser satisfeitas por RCUAEs com energias acima de 40 EeV: a supressão do fluxo observado no espectro de energia é compatível com o mecanismo GZK que limita potencialmente a distância a partir da qual uma fonte pode contribuir para o fluxo. E, independentemente da origem dessa supressão de fluxo, as medidas recentes do Observatório Pierre Auger impõem limites superiores no fluxo primário de fótons de raios cósmicos que restringem severamente os assim chamados modelos top-down, favorecendo uma origem astrofísica para as fontes dos RCUAEs. Neste trabalho de iniciação científica, utilizaremos os dados do Observatório Pierre Auger para estudar as distribuições de direções de chegada dos eventos com energias acima de 40 EeV na busca por anisotropias (excessos ou déficits) através diferentes tipos de testes. Palavras-chave: Raios Cósmicos, Anisotropia, Observatório Pierre Auger. Área e sub-área de conhecimento: Física (Física de Partículas Elementares e Campos). 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 correspondente a 16J. 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 [2] [3], que limita a distância das potenciais fontes astrofísicas em até 100 Mpc, uma vez que o livre caminho médio destas interações é de alguns Mpc [4]. O fluxo de RCUAEs é muito baixo e cai abruptamente com a energia, na forma de uma lei de potência (E γ ), diminuindo por um fator de 500 para cada década de energia. Apenas 1 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 dos RCUAEs. Localizado na Argentina, na cidade de Malargüe (69,3 W, 35,3 S, 1400 m), o Observatório Pierre Auger [5] é um detector constituído por várias técnicas experimentais com a finalidade de captar os sinais produzidos pelos RCUAEs. O observatório constitui-se por um arranjo de superfície, com mais de 1660 tanques Cherenkov cobrindo uma área maior que 3000 km 2 (numa grade triangular com espaçamento de 1, 5 km), por 27 telescópios de grande abertura, que captam a luz de fluorescência gerada na atmosfera pela excitação e ionização das moléculas do nitrogênio, antenas de rádio, de micro-ondas e detectores de múons baseados em cintiladores plásticos. Cada um dos tanques do detector de superfície contém 12 mil litros de água purificada, onde é produzida radiação Cherenkov quando uma partícula carregada ultra-relativística atravessa a água. A luz Cherenkov é convertida em um sinal eletrônico por 3 fotomultiplicadoras no topo do tanque, enviado subsequentemente a uma estação central de coleta de dados. Cada tanque é equipado com a eletrônica da aquisição, 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. 1

2 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. Têm abertura bem definida acima de 10 18,5 ev [6], mas a reconstrução dos eventos depende de simulações e de modelos das interações hadrônicos nas mais altas energias. Já o detector de fluorescência [7] consiste em quatro sítios localizados nas periferias do arranjo de superfície. Os quatro sítios (Los Leones, Coihueco, Loma Amarilla e Los Morados) possuem, cada um, 6 espelhos esféricos com 13m 2 de área e 3, 40m de raio de curvatura (vide figura 1, à direita). A abertura é limitada por um diafragma de 2, 20 m de diâmetro e, atuando como janela da baia, há um filtro de banda larga que transmite na região do ultravioleta próximo (300 nm < λ < 410 nm), selecionando as principais emissões de fluorescência e reduzindo o ruído de fundo. Os raios mais afastados do eixo óptico são corrigidos por lentes [8] que mantêm as imagens resultantes menores que 0, 5 na superfície focal. A luz é captada 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 destes, há outros 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 modelos. 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. II. METODOLOGIA A colaboração do Observatório Pierre Auger reportou evidências de anisotropia na distribuição de direções de chegada dos Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia (RCUAEs) [9] [10]. 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. Uma busca exploratória, para minimizar a probabilidade que a correlação resultasse de flutuações de um fundo isotrópico, forneceu: o limiar de energia (E ev), a separação angular máxima (Ψ 3, 1 ) e a máxima distância das GNAs (d 75 Mpc). E com os eventos seguintes estabeleceu-se, em um nível de confiança de 99%, a rejeição da hipótese do fluxo ser isotrópico. Na figura 2, à esquerda, vemos o mapa, em coordenadas galácticas, dos eventos observados (pontos pretos) e das GNAs (círculos azuis, onde a cor mais escura indica maior exposição relativa do observatório). O maior excesso ocorre na vizinhança da radiogaláxia Centauro A (próxima às coodenadas -60 de longitude e 30 de latitude galácticas). Para este conjunto de dados, mostramos, à direita da figura 2, o número de eventos correlacionados (pontos pretos) em função do número total de eventos ordenados no tempo, as faixas coloridas correspondentes aos intervalos de confiança e o corte correspondente ao fluxo isotrópico (linha vermelha). Note que a correlação está acima do corte esperado para o fluxo isotrópico em pelo menos 95% de nível de confiança. 1 High Elevation Auger Telescopes. 2

3 Figura 2: À esquerda: mapa, em coordenadas galácticas, da correlação dos eventos observados pelo observatório Auger e a posição dos GNAs; à direita: evolução do fator de correlação. No entanto, resultados mais recentes da colaboração, com uma estatística maior de eventos, não vieram a confirmar a hipótese de anisotropia [11]. 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 [12] [13] [14] 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 3. 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 3: 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. III. OBJETIVOS E METAS Como atividade principal do projeto, faremos a leitura e a análise dos dados do Observatório Pierre Auger 2. O objetivo é obter dos eventos as direções de chegada reconstruídas e estudar suas relações com as posições das possíveis fontes (as GNAs). Faremos os mapas em coordenadas galácticas dos eventos com energias acima de dados limiares. Em seguida, selecionaremos os eventos dentro de janelas angulares centradas nas GNAs mais próximas à Via-Láctea e contaremos o número de eventos encontrados. Então, simularemos vários mapas de eventos com distribuição isotrópica e contaremos quantos destes mapas possuem um número de eventos menores que o obtido experimentalmente no Auger esta quantidade é um indicador da anisotropia. É importante ressaltar que a aluna está concluindo um projeto de PDPD, no qual deu todos os passos necessários para estudar anisotropias em larga escala com 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 [15]. No entanto, para dar continuidade em suas pesquisas, alguns passos farão-se necessários no atual projeto de IC, a saber: 1. Estudar Linux, aprendendo a compilar e rodar programas em C++ neste sistema operacional; 2 Os dados da colaboração Auger estão disponíveis aos seus membros, como é o caso do orientador do projeto. 3

4 2. Instalar e utilizar o pacote Offline da colaboração Auger [16]; 3. Aprofundar-se na utilização do pacote de análise de dados ROOT; 4. Ler os dados do Observatório Pierre Auger, obtendo parâmetros dos eventos como as energias e as direções de chegada (ângulo zenital e azimutal e suas transformações para coordenadas galácticas); 5. Montar os mapas dos eventos em coordenadas galácticas, selecionando os eventos nas regiões em torno das GNAs próximas; 6. Estudar o método de Monte Carlo e simular diversos mapas de eventos em conformidade com distribuições isotrópicas; 7. Contar os mapas simulados cujo número de eventos dentro das janelas angulares é menor que o obtido experimentalmente; 8. Aplicar testes estatísticos para verificar a hipótese da isotropia ou da anisotropia; 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, incluindo-se os estudos sobre o sistema operacional Linux, linguagem de programação C++ e o software ROOT (2 meses); Revisão bibliográfica sobre a origem e anisotropia de RCUAEs / Início das análises de dados (2 meses); Estudos teóricos acerca do método de Monte Carlo / Continuação das análises de dados (1 mês); Elaboração do relatório parcial (1 mês); Simulação de vários conjuntos de eventos (mapas) com distribuição isotrópica serão necessários cerca de 10 3 mapas (2 meses); Seleção das fontes nos catálogos de GNAs (1 mês); Aplicação dos métodos estatísticos para a comparação e confronto dos resultados (2 meses); Elaboração do relatório final (1 mês). V. CONCLUSÃO Os RCUAEs constituem um dos grandes problemas científicos da 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 se pode ser reproduzido em laboratório. Neste projeto de iniciação científica, apresentamos uma proposta de pesquisa o estudo das anisotropias nas direções de chegada de RCUAEs e suas possíveis relações com as GNAs próximas à Via Láctea. Seus estudos fornecerão a base adequada para a estudante interessada em prosseguir na área. Além disso, temos como objetivo geral a formação de recursos humanos, através do treinamento da candidata em métodos avançados de simulação e de análise de dados. Aproveitando-nos dos vários anos de experiência profissional do orientador nesta área de pesquisa, bem como de sua participação em importantes colaborações científicas (como a do Observatório Pierre Auger), temos plena capacidade de realizar com êxito a orientação proposta no âmbito do programa de Iniciação Científica da UFABC. 4

5 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] The Pierre Auger Collaboration, The Pierre Auger Cosmic Ray Observatory, Nucl. Inst. and Meth. in Phys. Res. A 798 (2015) [6] 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), [7] 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]). [8] 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) [9] J. Abraham et al.[pierre Auger Collaboration], Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects, Science (2007) 938. [10] 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. [11] 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] [12] W.H. Baumgartner et al., Astrophys. J. Supp. 207 (2013) 19. [13] J.P. Huchra et al., Astrophys. J. Supp. 199 (2012) 26. [14] S. van Velzen et al., Astron. Astrophys. 544 (2012) A18. [15] [16] J. Allen et al.the Pierre Auger Observatory Offline software. J. Phys.: Conf. Ser. 119 (2008) doi: / /119/3/