Reunião Anual RENAFAE - Dec 2010

Observatório Pierre AugerResultados 2010

Carla Bonifazi

Detecção Híbrida Detector de Superfície

1660 detectores de efeito Cherenkov Área de 3000 km2 1500 m de espaçamento Tempo de funcionamento ~ 100%

Detector de Fluorescência Medição do perfil longitudinal 4 prédios com 6 telescópios cada um Tempo de funcionamento ~ 10%

Para medir raios cósmicos de ultra alta energia

Observatório Pierre Auger

Coletando dados desde 2004 Concluído em 2008

Extensão a baixa energia: HEAT & AMIGA

Observatório Pierre Auger

Evento 6622155

2009 – 2010

Não foi e não é fácil...

Resultados científicos confiáveis dependem fundamentalmente de: Um bom conhecimento do detector Estabilidade na aquisição de dados Monitoramento continuo do funcionamento do detector

Grupo Brasileiro Auger Participou ativamente da construção desde o começo Realiza turnos tanto para o SD como FD Estudos da estabilidade do detector Participação ativa na solução de problemas

Contribuição na infra-estrutura e tarefas de serviço do grupo brasileiro

Detector de Superfície

< 20 tanques inoperantes

Instrumentação e montagem Tanques, eletrônica e baterias

Presença em Malargüe: 7 pessoas Equipamento de teste das baterias

Medidas de sinal de microondas

Reparo de detectores

Determinação dos períodos de bom funcionamento do detector

Estudos de performance a longo prazo

Sistema de Potência do detector de Superfície

GAP_2007_022 / GAP_2008_043 / GAP_2009_156

Desenho e montagem de um sistema de teste e recarga de baterias no Observatório (8 estações em simultâneo)

Tempo médio de permanência das baterias no campo: 4-5 anos

Aprovação do Projeto Temático da FAPESP: ~ 3500 baterias (10/10)

Sistema de Potência do detector de Superfície

GAP_2007_022 / GAP_2008_043 / GAP_2009_156

Falha por anomalia na carga da baterias Falha repentina

Falhas devidas a um problema de desenho do sistema de potência Força-tarefa para o desenho de um novo sistema (2010 / 2011)

Estudo sistemático do comportamento das baterias a longo prazo

Crises de comunicaçõesGAP_2010_002

Falha no sistema de comunicações

Participação na busca do problema de comunicações

Implementação de um método para a recuperação dos bons eventos

0

20

40

60

80

100

Evolução da taxa de eventos em função do tempo

Detector de Fluorescência

Instrumentação e montagem Lentes corretoras Shutters Cortinas Câmera do telescópio

Turnos de fluorescência: 6 pessoas Aquisição de dados dos telescópios

Sistema de monitoramento atmosférico

Análise de efeitos atmosféricos para a reconstrução dos eventos

Análise com participação direta do Brasil

Espectro de EnergiaExiste ou não do corte de GZK ?A que energia se produz a transição galáctica a extra-galáctica?

Tevatron LHC AUGER

Extensão

Espectro de Energia Physics Letters B685 (2010) 239

arXiv:1002.1975v1 [astro-ph.HE]

Espectro combinado: SD + Híbrido

Comparação com HiRes: consistente com as incertezas na escala de energia

Espectro de Energia

Espectro combinado: 3 décadas de energia Apenas 2 anos de dados (2008-2010) ~ 500.000 eventos adquiridos Exposição ~ 22 km2 yr. sr.

PRELIM

INAR

AnisotropiaQuais são as fontes?Como elas estão distribuídas?São elas galácticas ou extra-galácticas?

Science, 318 (2007) 938-943

∞

- ∞

3

2

1

- 2

- 1

Astropart. Phys. 27 (2007) 244 -253

Fração de correlação 69+11-13 %

Atualização da correlação dos raios cósmicos de alta energias com a distribuição local de matéria no Universo

Astropart. Phys. 34 (2010) 314-326

Análise 1 Jan 2004 – 31 Dez 2009

E ≥ 55 EeV(*)

Exposição: (20370 ± 610) km2 yr sr

Catálogo Véron-Cetty and Véron

Distância máxima z = 0.018 (~ 75 Mpc)

Janela angular γ = 3.1º

Correlação 29 / 69 (14.5)

Fração de correlação 38+7-6 % (21%)

(*) 1 EeV = 1018 eV

Grado de Correlação

AutocorrelaçãoAstropart. Phys. 34 (2010) 314-326

69 eventos com E ≥ 55 EeV

Maior desvio a 11º

54 pares com separação < 11º (34.8)

Sobre densidade de eventos vindo perto de Cen A (l,b) = (-46.4º, 17.7º)

Janela de 13º

12 eventos (esperados 1.7)

Anisotropia e Composição química dos raios cósmicos de alta energia

∞

Tem-se observado um excesso para E > 55 EeV na direção de Cen A Estudos de composição dão indícios de que a componente a altas

energias é pesada

Se as partículas responsáveis pelo excesso são pesadas com carga Z a componente de prótons da fonte deve produzir um excesso a energias E/Z

Total spectrum

Artigo em preparação

Anisotropia e Composição química dos raios cósmicos de alta energia

∞

A ausência de excesso a baixas energias significa que a fração de prótons na fonte tem que ser pequena, senão, o excesso não pode ser

atribuído a uma composição pesada

EM

PREPARA

ÇÃO

Anisotropia intrínsecaArtigo em preparação

Desenvolvimento de métodos para a busca de anisotropia intrínseca, independente de catálogos

P- é a probabilidade de encontrar anisotropia quando a distribuição é isotrópica

Busca por modulações harmônicas em ascensão reta Artigo submetido

Busca de anisotropias em grande escala do tipo dipolo em diferentes intervalos de energia acima 0.25 EeV

Fundamental: efeitos locais Vários métodos de análises:

Rayleigh (E > 1 EeV) Leste-Oeste

Estudos para verificar a não existência de efeitos sistemáticos

Não se observou evidência de sinal no intervalo de energia

Campos Magnéticos Galácticos e Extragalácticos Desenvolver um observável para

caraterizar os campos magnéticos cósmicos e junto a isto a física dos aceleradores dos raios cósmicos, a sua composição, a distribuição da matéria, a propagação dos raios cósmicos

Artigo em preparação

Detector

Ωij =(Ei(αi)− Ei(αi)) · (Ej(αj)− Ej(αj))

Ei · Ej

ComposiçãoPrótons? núcleos pesados? Fótons? Neutrinos?

Medição da profundidade do máximo do chuveiro (Xmax)

Composição FD: medição do Xmax e RMS(Xmax)

Composição SD: estudo da forma da frente do chuveiro

Medição da profundidade do máximo do chuveiro

Physics Review Letters 104 (2010) 091101 arXiv:1002.0699v1 [astro-ph.HE]

Medição da profundidade do máximo do chuveiro

Physics Review Letters 104 (2010) 091101 arXiv:1002.0699v1 [astro-ph.HE]

Número de múons no solo

∞

Artigo em preparação

Auger ainda não pode medir de forma direta o número de múons no chuveiro, medições indiretas (ex. FD)

Interações hadrônicas

Limite: número de flutuações no chuveiro depois da primeira interaçãoσcr−air =

mRMS(X1)

>m

RMS(Xmax)

Artigo em preparação

Física Solar

Estudo da modulação dos raios cósmicos galácticos devido à atividade Solar

∞

Atividade da heliosfera pode ser determinada com alta acurácia graças à alta taxa de contagem

JINST (December 2010)

Futuro Auger NorteAuger Sul

Desenvolvimento de novas técnicas de detecção de chuveiros de raios cósmicos

∞

Detectores de Microondas

Detectores de Microondas

MIDASDetecção de chuveiros atmosféricos extensos utilizando sinal de radio de microondas

∞

Câmera com 53 feeds Feed central no foco Disco parabólico de ~ 4.5 m de diam.

Movimento: 90º zênite 100º azimute

MIDASDetecção de chuveiros atmosféricos extensos utilizando sinal de radio de microondas

∞

Código de simulação da antena (câmera + disco) Reprodução da passagem do SOL

3228 15

∞

3000 km2

2000 km2

Auger Norte Não será financiado nos Estados Unidos Não será construído em Colorado Busca de um novo sitio Continuar com desenvolvimento de nova

tecnologia: desenho detectores de superfície, sistema de comunicações, eletrônica, etc

Expansão de Auger Sul 2000 km2 disponíveis já > 4000 km2 possíveis Esforços do Brasil e Argentina Estudar Cen A (espectro da fonte)

> 4000 km2

Cen A

Conclusões

Resultados científicos confiáveis dependem fundamentalmente de: Um bom conhecimento do detector Estabilidade na aquisição de dados Monitoramento contínuo do funcionamento do detector

Grupo Brasileiro Auger Participou ativamente da construção desde o começo Realiza turnos tanto para o SD como FD Estudos da estabilidade do detector Participação ativa na solução de problemas

Resultados de Auger Observação inequívoca da supressão do fluxo de raios cósmicos de alta energia Limite no fluxo de fótons que desfavorece os modelos “top-downs” Evidência de anisotropia na esfera do GZK Evidência de composição química mista

Perguntas para os próximos 10 anos Energia máxima das fontes? Distribuição das fontes Como são os campos magnéticos galácticos e extra-galácticos Interações hadrônicas às mais altas energias ...