Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo… Galáxia NGC 1097 50Mly (Nasa) Galáxia NGC 1097...

Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do

Universo…Galáxia

NGC 1097

50Mly

(Nasa)Fernando Barao, LIP/IST (barao@lip.pt)

Teachers Cern school (2010) F. Barao (barao@lip.pt)

TópicosO mundo das partículas

• Um longo caminho de observações…

Como se obtêm as astropartículas?• O que são?• Donde vêem?• Propagação…

Como se detectam?• partículas com carga• raios gamma• neutrinos

Resultados

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estrutura do átomo escalas

Composição da matéria

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Composição da matéria

e: Thomson

(1897)

N: Rutherford

(1909)

J.J.Thomson

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Radioactividade

Modelos atómicos: Thomson, Rutherford

Cintilação

Estrutura do átomo

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Henri Becquerel(1896)

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Sondar a matéria…com luz!

Comprimento de Onda

E = hc/λ (p=h/λ )

Sondar a estrutura da matéria implica…

Utilização de radiação de l<10-

10 m

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Milky Way

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Supernova Crab (caranguejo)

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Estrela que explodiu cerca de 1057; 2Kpc da Terra.

Observação na Luz Visível

Observação no Raio-X

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Observações de Hess, Millikan Composição e espectro

Descoberta dos Raios Cósmicos

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Electroscópio - ionização

O grau de afastamento dos eléctrodos mede a ionização existente

Ducretet (1880)

O electroscópio é um detector de partículas carregadas

A parte metálica exterior à campânula fica carregada, bem como os eléctrodos interiores

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Raios Cósmicos – a descoberta...

1907 - Theodore Wulf aperfeiçoa o electroscópio e decide testá-lo com a radiaoactividade natural do soloFaz medições junto à base da Torre Eiffel e no topo, verificando que a ionização não diminui drasticamente como seria de esperar

A atmosfera deveria absorver a radioactividade !!!

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325m

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Os voos de Hess

Victor Hess depois do vôo de 1912 Fonte: National Geographic

Em 7 de Agosto de 1912 o austríaco Victor Hess decidiu medir a radiação fazendo 10 vôos num balão de ar quente a altitudes de cerca de 5km

7 de Agosto de 1912

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Observações de HessA radiação diminui ligeiramente

até uma altitude de 700m, aumentando depois a partir de 1.5km até duplicar a 5km.

A taxa de ionização era similar de dia e de noite

A radiação não devia provir do Sol uma vez que não houve alteração da ionização durante o eclipse solar de 12 de Abril de 1912.Conclui que esta radiação deve provir do exterior da Terra…e não do seu interior como até então era admitido!

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As observações de Millikan...

Em 1926 Millikan confirma obervações anteriores na Europa de Hess, Kolhorster, Bothe e Regener

Sugere ser uma radiação neutra muito energética e extragaláctica (Raios gamma)

interacção com a atmosfera produziria partículas carregadas Robert Millikan (1868-1963)

Prémio Nobel , 1923

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O que são então raios cósmicos?

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Raios cósmicos primários:

Partículas carregadas que atravessam o Universo em todas as direcções.

Protões ~95%

hélios ~4%

Núcleos mais pesados

~1%

electrões <1%

positrões 0.1%

antiprotões 0.01%

Neutrinos, gammas …

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O Universo…o maior aceleradorEnergias até 1021 eV (100 J)

p, e, N, , , ...n g

O Universo - acelerador

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Descoberta do positrão Descoberta do muão

Raios cósmicos Fonte de partículas

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Interacção com a atmosfera

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Os raios primários interagem com os átomos de azoto e oxigénio (essencialmente) da atmosfera produzindo cascatas atmosféricas com muitas partículas

π0 (10-16 s)

π+/- (10-8 s)

e + νe + νμ

μ + ν

γγ

μ (10-6 s)

Uma cascata transporta muitos electrões (+/-) e fotões

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Detecção de partículas

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Na experiência de Rutherford as partículas α incidiam num ecrã com sulfato de zinco a luz emitida era observada pelo olho

Wilson inventou a câmara de nevoeiro em 1894, tornando possível a observação da trajectória de uma partícula (carregada) e a seu registo foto- gráfico

Instrumento fundamental na observação de partículas até aos anos 60

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Câmara de Wilson

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Vapor de água

Patrick Blackett

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Campo magnético: efeito

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qBRpqVBR

mV

2

Z

eVpccmR

300

][][

Uma partícula carregada na presença de um campo magnético B sente uma força F = q v x B (F v)

A partículas sofre uma deflecção no campo magnético

O raio de curvatura R da partí-cula de momento linear p:

⊥

R =p

qB

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Anderson (1932)

Carl Anderson, estudante de Millikan, constrói uma câmara de nevoeiro com grande campo magnético

Antimatéria!!!

Descoberta do positrão (e+), 1932

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νµ

eAnderson and Neddermeyer trans-portaram o detector para a monta-nha (Peak mountain)

µ

e

τ ~ 2.2 μsd = v t < 660 m ?!

Descoberta do muão (μ), 1937

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νν

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Partículas e astropartículas

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1953 Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV

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OrigemAceleração

Raios cósmicos Muitas questões???

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Mais conhecimento? Sim mas…

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Até inícios do sec. XX (1912) o conhe- cimento do Universo (estrelas, galáxias, …) era baseado nas observações astro- nómicas

Radiação electromagnética (luz)

Desde então, os raios cósmicos são uma fonte adicional de informação do Uni- verso

p, He,…, ν, γ

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α E0

Raios Cósmicos de origem galáctica

Raios Cósmicos de origem extra-galáctica

Modulação solar

Raios cósmicos: energia

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α ~ 2.7

α ~ 3.0

α~ 2.8

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Raios cósmicos

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Os raios cósmicos primários são “essencialmente” isotró- picos (todas as direcções são equiprováveis)

As regiões de variação de declive (knee e ankle) corres- pondem a transições nos mecanismos de aceleração/pro- pagação dos raios cósmicos

Os raios cósmicos de muito baixa energia (E<1GeV) são suprimidos pelo “vento solar”

O campo magnético terrestre afecta o espectro de energia

De onde vêem?Como são acelerados?

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Origem dos raios cósmicos

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Acredita-se que a maior parte dos Raios Cósmicos (E<1018

eV) tenham origem galáctica e sejam produzidos em Supernovas (SNR) Raios Cósmicos de extrema energia (E>1019 eV): Active

Galactic Nuclei (AGN), ???EGRET

Visão da galáxia na região dos raios gamma (E > 100MeV)

P+H π0+nucleões

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Supernova 1987A

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A ocurrência de supernovas numa dada galáxia é um acontecimento raro 1 em cada 50-100 anosEm Fevereiro de 1987, uma estrela explodiu numa galáxia vizinha (Nuvem de magalhães)Neutrinos resultantes da explosão foram observados por experiências na Terra 1ª vez que neutrinos foram observados provirem de uma SN experiências: -kamiokande (Japão) -IMB (Ohio, EUA)

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AGN-Núcleo Activo Galáctico

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Um AGN, é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética

Existência de um buraco negro ou estrela de neutrões

Blazar, Mark421

Inverse Compton

Proton induced

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EGRET (20 MeV-30GeV) map

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Acelerador cósmico

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A aceleração de raios cósmicos de muito altas energias (~1020 eV) é possível como?

Confinamento numa região de campo magnético variável com campos eléctricos (induzidos) muito elevados

Condição: a dimensão do acelerador deve ser superior ao raio de curvatura das partículas

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Condição de “Hillas”

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B(t) E aceleração dos RCs

B(t)

Lei da indução

t

B

cE

1

dt

ddlE B.

t

BRRE

22 ππ

t

B

c

RE

1

2

Energia adquirida pelas partículas

t

B

c

RZedlEZedlFW

2

.. π )()()( 0max kpcRGBZEeVW μ

Eficiência do acelerador (<1)

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Hillas plot

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Boratav et al. 2000

Hillas 1984

)()()( 0max kpcRGBZEeVW μ

AGN

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Confinamento magnético

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Radiação de sincrotrão emitida por electrões que espiralam em torno das linhas de campo magnético, dá informação sobre o campo B na galáxia

B ~ μG

R

Raio de curvatura

1 EeV = 1018 eV R(p)~1KpcDisco galáctico+Halo

)(

)()(

GZB

EeVEKpcR

μ

0.3 kpc

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Efeito GZK

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A propagação dos nucleões na galáxia é limitada pela interacção com a radiação de fundo (microondas) de 2.7K

Greizen, Zatsepin e Kuzmin em 1966 previram esta limitação pouco após a descoberta da radiação de fundo (Penzias e Wilson)

Um nucleão e um fotão (da radiação de fundo) interagem e produzem um nucleão e um pião

O limiar de energia para esta interacção é de cerca de 5x1019eV para os protões

0πγ pp

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Comprimento de interacção

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Probabilidade de interacção por unidade de comprimento

pint = σ nγ λ = (σ nγ)-1 σmax ~ 500 mb

densidade de fotões do CMB

nγ ~ 410 /cm3

0πγ pp

λ ~ 10 Mpc <E> ~ 6×10-4 eV λ ~ 3 mm

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Horizonte dos fotões

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Os fotões também interagem com a radiação cósmica de fundo

γ + γb e+ + e-

Fotões com energia de 1014 eV têm um horizonte limitado à galáxia

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Experiências no espaçoExperiências em Terra

Raios cósmicos Detecção

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Atmosfera

P, ,He,…

AntesAntes Agora

γ

39 m

42 m

5 m

10

Detecção de raios cósmicos

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Detecção raios cósmicos <1015 eV

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A taxa de inicidência de raios cósmicos depende fortemente da energia (E)

O número de raios cósmicos detectados depende da aceitância do detector: o produto da área exposta pelo ângulo sólido

A detecção de Raios Cósmicos de alta energia exige detectores com: Grande tempo de exposição (T) Grande área (S) Grande ângulo sólido (Ω)

Área S (m2)

Ω (sr)

Aceitância do detector:A = S x Ω (m2.sr)

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Observing the High Energy Sky

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1 GeV

1011 eV 1015 eV1013 eV 1017 eV 1019 eV109 eV

1 TeV 1 PeV 1 EeV

Satélites e Balões (p, he, …)

Satélites (γs)

IACTs (γs ) Air Showers arrays

Auger

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Detector no espaço: AMS

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Permite a detecção dos raios cósmicos sem os efeitos da atmosfera terrestre

Usa um detector de física de partículas que combina vários princípios de detecção Sistema de trigger Medida da velocidade Medida da carga eléctrica Medida do momento linear

Implica a existência de um campo magnético para deflectir as partículas

Medida da energia Limite no Peso e tamanho do

detector a embarcar (AMS=6000 kg e 0.5 m2.sr)

Detector AMS de raios cósmicos na ISS

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Detecção de raios cósmicos fora da atmosfera (E~GeV- TeV)

Detector MAS (Space Shuttle,1998)

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Positrões: sinal anómalo?

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Balão: ATIC

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Vôos em balão a uma altitude de ~40 Km e durante ~20 dias

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Detecção raios cósmicos >1015 eV

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Fluxos de partículas, pequenos Utilização da atmosfera para aumentar a

aceitância (área x ângulo sólido) do detector cascata produzida por partícula de 1020

eV estende-se por alguns quilómetros Detecção à superfície da Terra das

diferentes componentes da cascata partículas carregadas (e, μ) radiação de Cerenkov radiação de fluorescência

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Cascata atmosférica

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O raio cósmico de alta energia colide com um núcleo da atmosfera (N, O, Ar), produzindo maioritariamente piões (p) e kaões (k).

Os piões neutros (π0) decaiem em dois fotões, produzindo a componente electromagnética da cascata. Estes por sua vez, convertem-se em pares electrão-positrão, que radiarão fotões de novo…

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Cascata: distribuição lateral

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E~1020 eV

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Detecção do chuveiro carregado

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A densidade de partículas carregadas da cascata atmosférica é medida por um conjunto de detectores em Terra

Reconstrução da energia da partícula A medida do tempo de

chegada das partículas permite calcular a direcção

Detecção: cintiladores:

luz de cintilação emitida colectada por foto- multiplicadores (PMT’s)

Tanques de água: luz de cerenkov emitida na água, colectada por PMT’s

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As partículas carregadas da cascata atmosférica excitam as moléculas de azoto do ar, e estas radiam na zona do UltraVioleta

λ ≈ 350-450 nm

Radiação isotrópica

Detecção da radiação feita por câmaras equipadas com fotomultiplicadores

Radiação da cascata

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A par da cascata de partículas que integram o chuveiro atmosférico existe também a emissão de radiação electromagnética:- Fluorescência, Cerenkov

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Radiação de Cerenkov

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As partículas carregadas da cascata atmosférica possuem uma velocidade próxima da velocidade da luz (c)

Radiação de Cherenkov é emitida se a velocidade das partículas carregadas for superior à da luz no meio (ar)

V > c/n

O cone de radiação emitida possui uma abertura

Cos(α) = c/vn ~ 1/n

Os fotões de Cherenkov espalham-se num disco de raio R~100 m, sendo colectados por detectores possuindo fotomultiplicadores no plano focal

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Observatório Pierre Auger (2004-)

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Mede raios cósmicos de energia extrema através das técnicas: amostragem da

densidade de partículas na cascata

fluorescência

1600 tanques de água (10m2) espaçados de 1.5 km e espalhados por 50x60 km2

4 estações de fluores-cência

3000 evts/ano esperados (E>1019 eV)

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Auger: espectro

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Auger: direcção dos raios cósmicos

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Círculos: Direcções dos raios cósmicos de E>1019 eV dentro de 3.1º

Asteriscos vermelhos: AGN’s para distâncias menores que 75 MpcSombreado a azul: exposição Centaurus-A: AGN mais próximo

Centaurus-A

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Detecção de Raios Gamma (γ)

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O fluxo de raios gamma é várias ordens de grandeza inferiores aos carregados

A sua observação directa só é realizável até à ordem da centena de GeV

γ e+ + e-

Acc ~ m2.sr

A energias mais elevadas, a detecção de raios gamma faz-se através de detecção de luz de Cherenkov emitida pela cascata atmosférica ou pelas partículas componentes

Acc ~ 105 m2.sr

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Fermi

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Lançamento do KSC, 11 Junho, 2008Delta vehicleÓrbita: 565 km de altitude

Medida do fluxo de electrões (e positrões)

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Telescópios de Cerenkov

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GAW (0.7 TeV - )

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Mais Informação:- www.lip.pt- pdg.web.cern.ch/pdg/particleadventure/othersites.html