Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecçãomesonpi.cat.cbpf.br/escola2015/downloads/material/PG05_RaiosCosmic... · radiação Cherenkov no ar, concluindo que os chuveiros

Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção

Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ

X Escola do CBPF - 2015Aula 16/07

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

Continuação

!!

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

Medições indireta de raios cósmicos Chuveiros Atmosféricos Extensos

Arranjos de detectores

As excursões aventurosas dos observadores

Espectro de raios cósmicos

Ral

f Eng

el 2

013

Medição indireta

Raios cósmicos de alta energia Raios cósmicos de

ultra alta energia

Detecção indireta de raios cósmicosChuveiros Atmosféricos Extensos

Detecção indireta de raios cósmicosChuveiros Atmosféricos Extensos

Primeira Colisão

Partículas Secundarias

Eixo do Chuveiro

Dispersão lateral

Frente do Chuveiro

Momento transversal inicial e o espalhamento múltiplo na atmosfera faz com que as partículas se dispersem lateralmente para fora do eixo do chuveiro: distribuição lateral. A densidade de partículas é maior perto do eixo do chuveiro e diminui a medida que nos afastamos do eixo.Devido a diferentes comprimentos do caminho e velocidades, as partículas do chuveiro são distribuídas sobre uma grande área em um disco curvo fino

Desenvolvimento Longitudinal de um Chuveiro Atmosférico Extenso

Partículas do chuveiro atingem a energia crítica no ar ~ 84 MeV

# de partículas

profundidade (g/cm2)

Região dominada por Bremsstrahlung e produção de pares

Região dominada por Ionização

Profundidade: X =

Z⇢dl ; [X] = g/cm2 Nível do mar: X ⇠ 1000 g/cm2

✓dE

dx

◆

brems

=

✓dE

dx

◆

ion

Desenvolvimento Longitudinal de um Chuveiro Atmosférico Extenso

Bremsstrahlung

Radiação eletromagnética produzida pela desaceleração de uma partícula carregada quando defletida por uma outra partícula carregada, tipicamente um elétron e o núcleo atômico. A partícula em movimento perde energia cinética que se converte em um fóton.

Produção de pares

É a criação de uma partícula elementar e a sua antipartícula. Em particular o termo é utilizado para um fóton criando um elétron e pósitron. Para fótons de alta energia (MeV ou mais) a produção de pares é a forma dominante na que o fóton interage com a matéria. A probabilidade de produção de pares em interações de matéria fótons aumenta com a energia dos fótons e também aumenta aproximadamente com o quadrado de número atômico.

Chuveiro Atmosférico ExtensoCascatas Eletromagnéticas

Modelo de Heitler

Processo de divisões binárias

Sendo o comprimento de colisão, então depois de ramificações, o número de segmentos é:

n = X/�

N(X) = 2X/�

e a energia da partícula é:

E(X) = E0/N(X)

A produção de novas partículas continua até que (energia crítica). O número de partículas quando a cascata alcança seu máximo é:

E(X) = EC

N(Xmax

) = E0/EC

Xmax

= �ln(E0/EC

)

ln2� = 37g/cm2 para ar

Entretanto, , então:


Modelo de Superposição

Um núcleo de massa A e energia total E0 é equivalente a A nucleons independentes cada um com uma energia E0/A.

O principio de superposição assume que a distribuição da primeira interação é a mesma que se os nucleons entraram na atmosfera separadamente, ou seja:

...

dP1

dX

= exp [�X/�N ]

com N é o comprimento de interação do nucleon. Neste modelo, temos:

N(X) = A 2X/�N

N(Xmax

) = E0/EC

Xmax

=�N

ln2ln

✓E0

AEC

◆


Limitações do Modelo de Heitler

•Não incluí perdas de energia (por exemplo, ionização)

•Mesmo em cascatas puramente eletromagnéticas, o processo de produção de partículas não é totalmente binário (emissão de múltipla de fótons).

•Parte dos elétrons passam a fazer parte da atmosfera e parte dos pósitrons

se aniquilam

•No caso da cascada muônica, os múons de baixa energia decaem

produzindo neutrinos, que se desacoplan da cascata

As características principais são válidas para cascatas eletromagnéticas como hadrônicas, sendo:

Nmax

/ E0 Xmax

/ ln(E0)


Chuveiros iniciados por primários mais pesados se desenvolvem mais rápido

30 EeV

Chuveiros iniciados por primários mais pesados tem menos flutuações de Xmax


Diferentes emissões da cascata

Emissão isotrópica de fluorescência

Raio cósmico primário

Partículas eletromagnéticas

Radiação Cherenkov Emissão de rádio

Radiação Cherenkov: os elétrons e pósitrons do chuveiro viajam mais rápido que a velocidade da luz no ar e emitem a radiação Cherenkov, principalmente para a frente.

Emissão de rádio: os elétrons e pósitrons são defletidos pelos campos magnéticos terrestres. Devido a suas velocidades relativistas, estes emitem radiação de cíncrotron a frequências de radio menores a 100 MHz.

Radiação de fluorescência: a passagem das partículas EM do chuveiro na atmosfera resulta na excitação do gas de moléculas (principalmente N2). Parte da energia desta excitação é emitida na forma de radiação isotrópica ultravioleta.

Detectores CherenkovComo detectamos raios cósmicos ?

Quando uma partícula se move através de um meio a uma velocidade maior do que a luz nesse meio, emite radiação Cherenkov*

* Na Rússia, a radiação é chamada a radiação de Cherenkov-Vavilov (Vavilov foi diretor de Cherenkov)

Se ve << c Região perto do e-, no ponto P, o campo elétrico do e- vai distorcer os átomos e o meio fica polarizado nessa região. Quando o e- passa para outra região, P’, os átomos voltam a posição anterior. Devido à simetria do campo de polarização ao redor do e-, não haverá campo resultante nem radiação emitida.

Se ve ~ c O campo de polarização não é completamente simétrico. A simetria não é preservada ao longo do eixo, resultando em um campo dipolar que pode ser observado a grandes distâncias da trajetória do e-. Cada elemento vai irradiar um curto pulso eletromagnético. A radiação vai ser distribuída numa faixa de frequências de acordo com as componentes de Fourier do pulso.



Se ve ~ c General case: as ondaletas (wavelets) de radiação de todas as partes da trajetória vão interferir destrutivamente, e por tanto, a um ponto distante a intensidade do campo resultante seguirá sendo zero.

Mas...Se a velocidade da partícula é mas alta que a velocidade de fase da luz no meio, é possível que as ondaletas de todas as partes da trajetória estejam em fase. Neste caso, a um ponto distante haverá um campo resultante.A radiação será somente observada a um angulo q particular com respeito à trajetória da partícula, segundo:

✓C = cos

�1

✓1

�n

◆



Em 1948, Blackett foi o primeiro a discutir radiação Cherenkov no ar, concluindo que os chuveiros de raios cósmicos devem produzir um “flash” de luz.

Ele diz que se deitado e olhando para cima em condições de céu escuro seria capaz de ver aquela luz.

O resultado de sua "experiência" é desconhecido. Mas, logo depois que as fotomultiplicadoras foram inventadas a luz Cherenkov produzida por chuveiros atmosféricos foi detectada. (Galbraith e Kelley, 1952).

Experimento de detecção de luz Cherenkov numa lata de lixo.

Detectores de FluorescênciaComo detectamos raios cósmicos ?

As partículas carregadas do chuveiro interagem com as moléculas de nitrogênio no ar. Estas são excitadas e emitem (ao retornar ao seu estado fundamental) uma radiação

típica no comprimento de onda de 300-400 nm.

Espectro de fluorescência









O campo de fluorescência entre 300 e 400 nm é de ~ 4 fótons por partículas do chuveiro por metro percorrido na atmosfera.Esta radiação (comumente chamada de luz de fluorescência) é emitida isotropicamente. Ela pode viajar vários quilômetros através da atmosfera até ser detectada por um telescópio óptico (espelhos e PMT equipados com eletrônica de resposta rápida – detectores de fluorescência).Apenas 0,5% de dE / dX contribui para a fluorescência. Esta técnica pode ser explorada apenas para altas energias, acima de 1017 eV. Tem um ciclo de trabalho de baixo ~ 15% em noites sem nuvens e sem lua.




Fly’s Eye: Telescópios de fluorescência (nova técnica)USA – funcionou desde 1981 até 1993

HiRes: Telescópios de fluorescência de alta resoluçãoUSA – funcionou desde 1994 até 2000Mediu o evento mais energético: 3 1020 eV

Observatório Pierre AugerMesmo princípio que HiRes mais integrado ao detector de superfície - técnica híbrida27 telescópios em 6 prédios - 3 de alta elevação

Telescope Array12 telescópios novos distribuídos em 2 prédios + 12 telescópios de HiRes num tercer prédio

Emissão de rádioComo detectamos raios cósmicos ?

Efeito geomagnético:deflexão das partículas carregadas no campo magnético da Terra (B). A corrente elétrica se desenvolve quando o plasma se movimenta através de B (electron-positron pairs gyrating in the Earth’s magnetic field). A emissão é na faixa dos MHz e a sua duração é de uns poucos nanosegundos.

Efeito Askarian:emissão de rádio na forma de radiação Cherenkov. Fenômeno que acontece perto de partículas mais rápido que a velocidade de fase da luz em um dielétrico denso. Se produz um chuveiro de partículas secundárias que contem uma anisotropia de carga e então se emite um cone de radiação coerente em rádio ou microondas.

Detectores de rádioComo detectamos raios cósmicos ?

A medição do sinal de rádio requer um dispositivo de detecção, isto é, uma antena de rádio. Tipicamente, uma estação consiste em duas antenas que estão alinhadas perpendicularmente uma à outra para permitir uma medição do sinal nas duas polarizações (Leste-Oeste e Norte-Sul). As antenas podem ser gatilhadas externamente (detector de superfície tradicional) ou por elas mesmas (auto-gatilho)

Emissão de MicroondaComo detectamos raios cósmicos ?

Emissão de Bremsstrahlung MolecularAs partículas dos chuveiros atmosféricos extenso dissipam energia através de ionização. Isso produz um plasma com T (elétrons) ~ 104-105KOs elétrons livres de baixa energia produzem emissão de Bremsstrahlung na faixa das microondas pelo espalhamento com as moléculas neutras do ar.A emissão é não polarizada e isotrópica.Sendo assim, o desenvolvimento longitudinal do chuveiro poderia ser medido utilizando uma técnica de detecção similar à de fluorescência mas com quase 100% de ciclo útil.Fenômeno observado no laboratório (2007-2008)Primeira observação dos chuveiros também (2011) (??)

Espalhamento elétron-N2

Emissão de MicroondaComo detectamos raios cósmicos ?

∅ ~ 4.5 m

Campo de visão: 10º x 20º

10º

•MBR é isotrópica e não-polarizada, em contraste com a natureza altamente anisotrópica e polarizada da emissão síncrotron;

•Espectro de emissão contínuo e de banda-larga (1-10 GHz);

•Espalhamento Mie (aerosols) e absorção por núvens, grandes limitantes à técnica de fluorescência são desprezíveis na faixa de rádio/microondas.

•Grande potencial para uma detecção similar à da técnica de fluorescência feita pelo Auger/Hires/TA, mas com uma abertura muito maior.

CintiladoresComo detectamos raios cósmicos ?

Qualquer partícula ionizante vai gerar um pulso rápido de luz proporcional (de preferencia) à quantidade de energia depositada no material cintilador. A luz produzida será medida por um tubo fotomultiplicador.

A detecção da radiação ionizante mediante a luz de cintilação produzida em certos materiais é uma das técnicas mais antigas utilizadas. Rutherford utilizou um anteparo

de cintiladores de sulfato de zinco para contar partículas alfa. Os fótons eram contado ao olho (via microscópios em quartos escuros).Hoje, os olhos foram substituídos por arranjos de PMTs

CintiladoresComo detectamos raios cósmicos ?

Volcano Ranch: Arranjo de 3 m2 de cintiladores separados por 900 m em 8 km2

Primeiro evento com E ~ 1020 eV

Casa-mia: Detectores de superfície – cintiladoresUSA – começou em 1987 formado por ~ 1090 detetores

AGASA - Akeno Giant Air-Shower Array Arranjo de 2.2 m2 cintiladores cobrindo uma área de 100 km2Japão desde 1990 atee 2004

Telescope Array (TA)Arranjo com 507 cintiladores cobrindo ~ 760 km2, separados por 1200 mOperando desde Março

A abertura com cintiladores é restringida a 45ºA calibração de energia é baseada em simulações: maior

problema desta técnica

Detectores Cherenkov em águaComo detectamos raios cósmicos ?

Haverah Park Arranjo de detectores de efeito Cherenkov em água com 12 km2 Funcionou por 20 anos

Pierre Auger Observatory – Detector de Superfície10 m2 de detectores Cherenkov em água, separados por 1500 m cobrindo uma área de 3000 km2

Em funcionamento desde 2004 (completo desde 2008)

Sensível à componente eletromagnética como à muónica que deposita aproximadamente 10 vezes mais luz que um elétron típico de 20 MeV

Grande abertura, até quase 90º

Antena de GPS Antena de

Comunicações

Caxa de Baterias

Caixa de Eletrônica

Panel Solar Fotomultiplicadora

Bolsa de Tyvek®

Água Ultra-pura

Tanque de Polietileno Rotomoldado

Tubos fotomultiplicadores (PMTs)Como detectamos raios cósmicos ?

Eles consistem de um cátodo feito de material foto-sensível, seguido por um sistema de recolha de elétrons, uma seção multiplicador de elétrons (cadeia de dínodos) e, finalmente, um ânodo a partir do qual o sinal final possa ser medido. Todas as peças são geralmente alojados em um tubo de vidro com vácuo.Uma alta voltagem é aplicada ao cátodo, dínodos e ânodo. O ganho vai estar dado por o número de eletrons produzidos em cada etapa e o número total de etapas. Um valor típico é 510 ~ 107.

Dispositivos que convertem a luz em uma corrente elétrica mensurável.

A eleição da separação e a altitude do arranjo tem impacto no limiar de energia.A área total do arranjo limita a máxima energia de detecção

Detecção direta de raios cósmicosArranjos de detectores

1011–1013 eV (superposição com medições diretas)Os chuveiros são re-absorvidos na atmosfera: são necessário arranjos a muita alta altitude. As cascatas são pequenas: Pouquíssimo espaçamento entre detectores ou cobertura extensa Fluxos altos: pequenas áreas são suficientes

1014–1016 eV Os chuveiros ainda se desenvolvem altos na atmosfera: são necessário arranjos a alturas moderadas (montanhas).Espaçamento moderado entre detectores < 100 mFluxos um pouco baixos: são necessárias áreas ~ 0,1 km2

A eleição da separação e a altitude do arranjo tem impacto no limiar de energia.A área total do arranjo limita a máxima energia de detecção

Detecção direta de raios cósmicosArranjos de detectores

1017–1018 eV Os chuveiros se desenvolvem mais profundos na atmosfera (< 1000 m)Espaçamento entre detectores ~150 mFluxos baixos: áreas de ~ 1 km2

> 1018 eV Fluxos extremadamente baixos: são necessárias áreas > 1000 km2

Chuveiros atmosféricos extensos gigantes, espaçamento entre detectores > 1000 km

O detector ideal: Todas as componentes das cascatas devem ser medidasMedição com mais de um tipo de detector

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