Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção

Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ

X Escola do CBPF - 2015Aula 23/07

Conteúdo do Curso

✓ Introdução: historia e primeiros detectores

✓ Medições diretas e indiretas

✓ Chuveiros atmosféricos extensos

✓ Mecanismos de aceleração (conceitos básicos)

✓ Propagação (conceitos básicos)

✓ Detecção e de reconstrução de chuveiros atmosféricos extensos

Raios cósmicos de alta energia

Raios cósmicos de ultra alta energia

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

Espectro de raios cósmicos

Tom

Gai

sser

201

3

Joelho

Tornozelo

GZK

Espectro de raios cósmicos

Ral

f Eng

el 2

013

Medição direta de Raios Cósmicos

Espectro de raios cósmicos

Espectro de elétrons (e pósitrons)O fluxo de elétrons no topo da atmosfera vem sido estudado desde principio dos 60s. Acredita-se que os elétrons sejam partículas primárias e que os pósitrons são gerados pela propagação dos elétrons e os núcleos primários na Galáxia.

Espectro com ~ 3,3, consistente comuma maior inclinação do espectro de aceleração de elétrons esperado na propagação devido à perda por radiação.

ruptura espectral

Razão de pósitrons

ICRC 2013

�(e+)

�(e+) + �(e�) A razão para E ≳ 1010 eV cresce continuamente

Razão de Pósitrons

�(e+)

�(e+) + �(e�)

Razão de pósitrons preditas a partir dos modelos de propagação usualmente utilizados

O espectro de todos os elétrons está formado por dois componentes: elétrons primários acelerados em choques astrofísicos e os elétron e pósitrons secundários, que são produzidos durante a propagação em quantidades iguais.

Diferença entre dados e predições:

1) Novas fontes de pósitrons- Aniquilação ou decaimento de matéria escura

Razão de Pósitrons�(e+)

�(e+) + �(e�)

Potenciais descobertas de nova física além do Modelo Padrão

Tais buscas complementariam eficazmente as tentativas de detecção direta de matéria escura usando detectores de recúo nuclear subterrâneos.

Mas..., têm enfrentado desafios intrínsecos, por exemplo, a seção transversal (velocidade média) de aniquilação de matéria escura tem que ser muito maior do que o valor típico que produz a abundância de matéria escura observada para uma relíquia térmica. Além disso, os antiprótons esperados não são vistos de modo que as aniquilações ou decaimentos devem ser apenas em léptons o que não é bastante natural.

Diferença entre dados e predições:

1) Novas fontes de pósitrons- Aniquilação ou decaimento de matéria escura- Produção e aceleração de pósitrons em pulsares próximos

Razão de Pósitrons�(e+)

�(e+) + �(e�)

• Altamente magnetizado• Estrelas de nêutrons com rotação rápida• Os raios e os e± são produzidos• ao longo do eixo magnético• O espectro esperado é mais duro que o devido

ao à propagação

No entanto ~ 40% da energia rotacional deve ser transmitida como energia aos como e enérgico e±

Plausível ?

Diferença entre dados e predições:

1) Novas fontes de pósitrons- Aniquilação ou decaimento de matéria escura- Produção e aceleração de pósitrons em pulsares próximos

2) Modificação dos modelos de propagação na Galáxia

Razão de Pósitrons�(e+)

�(e+) + �(e�)

Ahlers, Mertsch & Sarkar,PRD80:123017,2009

Fluxo de Anti-próton

Aparentemente não há fontes externasDescarta ou limita fortemente vários modelos de matéria escura

Razão de Anti-prótons/Prótons

Baixas energias: modulação solarAltas energias: consistente com os modelos

Fluxo de Prótons

Fluxo de Helio

Rigidez = R =pc

Ze

Razão de Boro - CarbonoComo os núcleos são acelerados nas mesmas fontes, a razão de secundários (Li, Be, B) com respeito aos primários (C, N, O) tem que aumentar para energias da ordem de 100 GeV/n

?Se o incremento na razão é observado, então os modelos de matéria

escura e pulsares deverão ser descartados

Mais dados são necessários...

Medição indireta de Raios Cósmicos1013-1017 eV

Região do JoelhoMudança do índice espectral para ~ 4 1015 eV

Possíveis explicações:• Emax durante a aceleração em supernovas• Re-aceleração em ventos galácticos• Aceleração em pulsares• Perdida de partículas na Galáxia durante a propagação• Aceleração de raios cósmicos em surtos de raios gama• Interação com campos de fótons densos perto das fontes • Interação com neutrinos do fundo• Novo processo de interação de partículas na atmosfera que transmite energia a

canais não observados

Entender a mudança do índice espectral vai nos permitir obter informação crucial sobre as possíveis fontes de raios cósmicos

Informação experimentalraios cósmicos de partículas carregadas e experimentos de detecção de raios

gama na atmosfera.

dE/dt / E�

Região do JoelhoO que sabemos:

• Medições de raios- @ TeV: estrutura da casca do remanescente e o espectro de energia estão em acordo com a idéia de aceleração no frente de choque

• Mesmo que sendo difícil tracejar a origem os raios cósmicos carregados, não tem se encontrado nos experimento evidencias de nenhuma fonte pontual para energias de 3 1014 a 1017 eV

• As investigações sobre a abundância de nuclídeos refractários revelam que a sua abundância nas fontes é extremamente semelhante ao observado em abundância do sistema solar. Isto indica que os raios cósmicos são acelerados em amostras bem misturadas de matéria interestelar contemporânea

• Medições de amplitudes de anisotropias dão informação do processo de propagação dos raios cósmicos, que para estas energias são pequenas, compatível com processos de difusão

/ E�2,2

Estudo do espectro de energia e composição dos raios cósmicos

Experimento: KASCADE-Grande Medições de chuveiros atmosféricos extensos com energias de 1014

eV até 1018 eVCombinação de vários detectores:

Arranjo Grande de 700 x 700 m2 (sensível a partículas carregadas)Detectores de Kascade de 200 x 200 m (sensível à separação da componente muonica da eletromagnética - detectores blindados e não resp.) Grande Calorímetro HadrônicoSistema de traços de múons

Determinação:Ponto de impacto do chuveiro e direção (arranjo grande)Tamanho do chuveiro: identificação das partículas carregadasNúmero de múons (detectores de Kascade)Densidade local de múons (detectores de Kascade)Densidade local de partículas carregadas S(500)Energia do primário: espectro 2-dim, separação “electron-rich” e “electron-poor”

Experimento: KASCADE-Grande

Medições de chuveiros atmosféricos extensos com energias de 1014 eV até 1018 eV

A estratégia da análises de dados para reconstruir o espectro de energia e com posição elementar dos raios cósmicos é usar os múltiplos detectores e aplicar diferentes métodos de análise para a mesma amostra de dados. Esperam-se os mesmos resultados por todos os métodos quando:

as medições são precisas o suficienteas reconstruções trabalhar sem falhasas simulações Monte-Carlo descrever corretamente e de forma consistente o desenvolvimento chuveiro e a resposta do detector

Espectro de Energia

~ 15% de incerteza sistemática no fluxo(independente da energia)

Queda abrupta (~ 2.1)Mudança do índice espectral

Objetivo: Determinar a composição química do primário para energias entre 1016 e 1018 eV reconstruindo os espectros de diferentes grupos de massaPrincipais observáveis: = tamanho do chuveiro

= tamanho do chuveiro de múons

Usando a correlação destes parâmetros na reconstrução do espectro de energia evento a evento, a sensibilidade à massa do primário é minimizada através do parâmetro k

Desta forma podemos separar o espectro pelo menos nas componentes leve, media e pesada.

Composição

log10(E) = [ap + (aFe � ap)k] log10(Nch) + bp + (bFe � bp)k

k =

log10(Nch/Nµ)� log10(Nch/Nµ)p

log10(Nch/Nµ)Fe � log10(Nch/Nµ)p

Nch

Nµ

Composição

Fatias das distribuições de tamanho de chuveiro para o número de partículas carregadas e o número de múons. A distribuição prevista é comparada com a distribuição medida mostrando que há diferencias entre o número de múons predito e medido que podem ser explicadas por um excesso estatístico presente nos dados. Mas isto não implica de que o modelo de interação hadrônica utilizado tem problemas.

Composição

k =

log10(Nch/Nµ)� log10(Nch/Nµ)p

log10(Nch/Nµ)Fe � log10(Nch/Nµ)p

Por definição, k = 0 para prótons e k = 1 para Fe

Composição

k =

log10(Nch/Nµ)� log10(Nch/Nµ)p

log10(Nch/Nµ)Fe � log10(Nch/Nµ)p

Por definição, k = 0 para prótons e k = 1 para Fe

A forma do espectro de energia é muito parecida mas existe uma diferença clara no fluxo

Espectro de Energia

arXiv:1306.6283

Espectro de Energia

Primário leve, joelho E ~ 3 1015 eV

Primário médio, joelho E ~ 1016 eV

Primário pesado, joelho E ~ 9 1016 eV

Posição do Joelho proporcional a ZComposição mista para 1015 a 8 1017 eV

Primário leve+médio, tornozelo E ~ 1-2 1017 eV

QuestõesQual é o cenário astrofísico que descreve os dados?Qual é a energia exata e a escala de massa?

Qual é a forma espectral?

AnisotropiaFonte pontual Limite superior (90%) do fluxo

Grande escala Limite superior (95%) para amplitude dipolar

Mas sobre anisotropia na sexta junto com raios cósmicos de ultra alta energia ...