A gura 7 mostra o comportamento geral do espectro diferencial do uxo de raios cósmicos observado na Terra. Por quase sete décadas de energia (por partícula), no intervalo (10−1− 106) GeV, o uxo possui uma forma que segue aproximadamente a
potência negativa Φ (E) ∝ E−2.7. As características mais proeminentes do espectro
nas altas energias são mostradas na gura 6. Em torno de 5 × 1015 eV a tendência do
uxo muda para ∝ E−3.0, formando um desvio chamado de primeiro joelho (referido
na literatura como rst knee), cuja causa especula-se ocorrer devido a uma variação na composição química primária (ref. [46]) e ao limite de aceleração de núcleos em ondas de choque das supernovas (discutido na seção 4.3). O cálculo do uxo nessa região é baseado na observação de chuveiros cujo Xmax ocorre próximo à profundidade
atmosférica da primeira interação, levando a utuações das medidas que diferem por fatores de até dois, indicativo de incertezas sistemáticas na interpretação dos dados (ref. [20]). Acima de 1017 eV, a técnica da uorescência é particularmente útil por
permitir a associação do depósito de energia na atmosfera às partículas primárias através da observação do desenvolvimento longitudinal dos EAS, e portanto independentemente de modelos de interação hadrônica, como foi discutido na sub-seção 1.3.1.
O segundo joelho (ou second knee), aproximadamente em 2.5 × 1017eV, marca
a segunda posição do espectro a partir da qual o declive no uxo de raios cósmicos é novamente acentuado. Acredita-se que esse efeito decorra do limite de con namento magnético da radiação cósmica na Via Láctea, estimado como uma equivalência entre o raio de Larmor da trajetória de um próton no campo médio do disco galáctico e o raio da galáxia.
A característica descrita acima segue até ∼ 5 × 1018 eV. A partir dessa ener-
gia, há um recobramento do uxo formando o tornozelo (ou ankle) do espectro, um efeito possivelmente transitório associado a uma população de partículas com energias ultra-altas dominando sobre a população de baixas energias. Essas naturezas distintas sugerem origens diferentes, como um uxo extragaláctico sobressaindo em relação ao uxo galáctico.
Supondo que partículas não sejam aceleradas além de 1018 eV na Via Láctea,
o mínimo local de Φ (E) próximo de 5 × 1018 eV poderia decorrer da degradação da
energia de prótons através da reação
γ + p → p + e+ + e−
desde que a radiação cósmica extragaláctica seja estritamente composta por núcleos leves. Dados do experimento HiRes apontam para uma composição química predom- inantemente leve nas energias acima de 1018 eV (ref. [47]), enquanto dados do Obser-
vatório Auger vêm demonstrado uma tendência oposta (ref. [29]). O chuveiro extenso mais energético já observado equivale a uma partícula primária com energia reconstruída
uorescência atmosférica (ref. [48]). Risse et al. (ref. [49]) usaram o código CORSIKA com os modelos de interação hadrônica QGSJET 01 e SIBYLL 2.1 a m de simular o per l do desenvolvimento longitudinal desse evento e estimar a faixa de composição química da partícula primária. Apesar dos resultados não excluírem prótons, os núcleos de carbono e ferro foram mais favorecidos.
O corte de GZK é atribuído à supressão progressiva do uxo de raios cósmicos a partir de ∼ 5 × 1019 eV, como foi citado no nal da seção anterior. Todos os exper-
imentos de observação dos EAS detectaram partículas com energia acima de 1020 eV,
um indicativo de que algumas fontes da radiação podem estar contidas dentro da esfera GZK (ref. [50]). Caso isso seja verdade, também deve ser considerada a hipótese de que os processos de aceleração atingem um limite energético máximo próximo a algumas unidades de 1020eV. Grigorov JACEE MGU TienShan Tibet07 Akeno CASA/MIA Hegra Flys Eye Agasa HiRes1 HiRes2 Auger SD Auger hybrid Kascade E [eV] E 2.7 F (E ) [GeV 1.7 m − 2 s − 1 sr − 1] Ankle Knee 2nd Knee 104 105 103 1014 1015 1013 1016 1017 1018 1019 1020
Figura 6: Detalhe do espectro diferencial do uxo de raios cósmicos em relação às energias das partículas primárias, compilada em 2008 e revisada em 2009 por Gaisser e Stanev (ref. [20]). Note a supressão do uxo na região da energia esperada, segundo os experimentos HiRes e Auger.
Figura 7: Espectro diferencial do uxo de raios cósmicos na posição da Terra, com os principais experimentos responsáveis pela detecção em cada faixa de energia (ref. [51]).
com energia ultra-alta (1019 ≤ E
EeV . 1021) é consistente. A análise se baseou em
objetos astrofísicos com grande conteúdo de energia magnética e com a produção de núcleos seguindo o espectro da composição química observada na radiação primária de baixa energia (. 1015 eV). Atualmente, há evidências de que núcleos ativos de galáxias
estão correlacionados a uma fração das direções celestes em que a radiação cósmica de energia ultra-alta é observada, como será discutido na seção 3.9, mas é desconhecido se essas regiões são aceleradores ou se apenas traçam a origem das partículas. A evolução estelar é caracterizada pelas reações nucleares decorrentes da massa inicial de nuvens de hidrogênio, independentemente da galáxia hospedeira. Assim, a Via Láctea deve possuir membros das mesmas famílias de objetos estelares contidos em outras galáxias envolvendo, possivelmente, os mesmos processos nucleares responsáveis por produzir e injetar núcleos primários no meio interestelar.
2 O Observatório Pierre Auger
Inaugurado em 14 de novembro de 2008, o Observatório Pierre Auger, localizado na região do Pampa Amarilla (coordenadas 35.1° − 35.5° S e 69.0° − 69.6° W, altitude 1400 m acima do nível do mar) na Província de Mendoza, Argentina, é um experi- mento de raios cósmicos que contou com a participação de 18 países para a construção de um arranjo de superfície de 3000 km2, composto por 1673 detectores de radiação
erenkov dispostos em uma rede triangular com separação de 1.5 km, cuja função é medir as distribuições lateral e temporal de partículas dos chuveiros no nível do solo, e 24telescópios distribuídos por quatro prédios na periferia do arranjo de superfície, ded- icados à observação da uorescência do ar para registrar o desenvolvimento longitudinal das cascatas acima do arranjo (veja gura 8). Ambos os tipos de detectores também medem a deposição de energia das partículas que constituem os chuveiros por métodos independentes. Hoje, os países envolvidos na concepção e construção do observatório trabalham em colaboração na calibração dos instrumentos e na análise dos dados.
Devido ao fato dos telescópios de uorescência operarem apenas em noites escuras com céu limpo, aproximadamente 10% das observações são feitas simultaneamente pelas duas técnicas. Os eventos assim registrados são considerados especiais porque as in- certezas envolvidas em suas reconstruções são menores do que as incertezas relacionadas aos eventos detectados exclusivamente por uma ou outra técnica. A resolução angular no modo híbrido é extraída de chuveiros arti ciais gerados por disparos verticais de luz laser a partir do Central Laser Facility, localizado no centro do arranjo, a cerca de 30 km de cada prédio dos telescópios. No momento do disparo, um pulso de luz é criado dentro de uma das estações de superfície para simular um evento híbrido. A reconstrução é então feita com o mesmo algoritmo empregado em eventos reais. De nindo a resolução híbrida como a separação angular que contém 68% dos chuveiros provenientes de uma determinada fonte pontual, o resultado é uma resolução angular de ∼ 0.6° (ref. [52]). Esse valor nunca foi atingido por experimentos anteriores e representa um avanço impor- tante na análise direcional referente à busca por fontes astrofísicas de radiação cósmica de energia ultra-alta.
Ambos os métodos empregados no Observatório Auger são bem estabelecidos pe- los experimentos precursores dedicados aos eventos com energia acima de 1 EeV: um arranjo de detectores de superfície de 12 km2 foi utilizado com sucesso pelo grupo
Figura 8: O Observatório Pierre Auger Sul como em 25 de março de 2010. Os pontos vermelhos representam detectores erenkov do arranjo de superfície e cada espaço entre as linhas radiais verdes equivale à baia de operação de um telescópio de uorescência. Os conjuntos de seis telescópios estão separados em quatro prédios: Los Leones, Los Morados, Loma Amarilla e Coihueco. A cidade de Malargüe pode ser vista a sudoeste. uorescência foram desenvolvidos a partir de uma pesquisa pioneira realizada na Uni- versidade de Utah, dando origem ao HiRes (do inglês High Resolution Fly's Eye; 1985, ref. [54]).
As seções 2.3, 2.2 e 2.4 apresentam uma descrição básica sobre como a detecção e a análise de dados são feitas no Observatório Pierre Auger. Uma explicação complementar a respeito de todos os passos envolvidos da metodologia de interpretação dos dados pode ser encontrada na referência [55].
2.1 Sistema de referência local
Para lidar com distâncias locais de uma maneira usual, dadas as dimensões espaciais do Observatório Auger, era necessário escolher uma representação da superfície da Terra
cilíndrica cuja vantagem é o mapeamento conformal, ou seja, a preservação dos ângulos de uma superfície para outra, propriedade que equivale ao mapeamento de qualquer curva loxodrômica23 como uma linha reta no plano projetivo.
Um cilindro imaginário que envolve a superfície da Terra pode ter qualquer ori- entação em relação ao eixo do planeta. Regiões estreitadas24 pela latitude, como o
Pampa Amarilla, são projetadas com bastante precisão na situação transversa. Essa geometria, portanto, foi adotada para o Projeto Auger e recebe o nome de Projeção Transversa de Mercator, abreviada por UTM25. Em longitude, o globo terrestre é divi-
dido em 60 zonas de 6°, enumeradas a leste a partir do meridiano de Greenwich. Para a latitude, cada divisão de 8° recebe letras do alfabeto começando por `C' até `W' (com a omissão I e O para evitar confusões com números), partindo de 80° S até 72° N totalizando 19 zonas. Na latitude norte, uma zona adicional de 12° recebe a letra `X'. As regiões polares são divididas em apenas duas zonas de longitude separadas ao meio pelo meridiano de Greenwich: `X' e `Y' para a calota norte, `A' e `B' para a calota sul. Assim, cada zona dessa projeção é de nida por um número seguido de uma letra.
O procedimento consiste em imaginar o plano projetivo curvado de forma a tan- genciar a superfície da Terra ao longo do meridiano central de uma região de interesse. A gura 9(a) mostra a origem das linhas de projeção como 3/4 do diâmetro da Terra. As distâncias relativas ao percurso no sentido leste, ou easting (E), são contadas a partir desse meridiano, ao qual é atribuído o valor E0 = 500 000 m. Para o sentido
norte, ou northing (N), o equador é a referência e recebe o valor N0 = 0 m para
posições medidas no hemisfério norte, ou analogamente N0 = 10 000 000 m no hem-
isfério sul. Essas quantidades são arbitrárias, tendo sido escolhidas unicamente para evitar números negativos. Altitudes são dadas pela variável A em relação à altitude local A0. As coordenadas cartesianas locais (x, y, z) do centro de uma zona UTM são,
portanto, de nidas como
x = (1 + β) (E − E0) + α (N − N0), (19)
23Curva que cruza todos os meridianos a um mesmo ângulo. Apesar de não descrever a menor distância entre dois pontos sobre uma esfera, foi muito utilizada como rota de navegação orientada por bússola.
24No sentido de que, sobre um determinado paralelo, dois pontos de longitudes diferentes e constantes aproximam-se espacialmente para valores progressivamente maiores do módulo da latitude.
25Do inglês Universal Transverse Mercator; o caso transverso também é conhecido como projeção de Gauss-Krüger.
(a)
(b)
Figura 9: Esquema de construção da Projeção Transversa de Mercator. Em (a), a origem das linhas projetivas é estabelecida como 3/4 do diâmetro da Terra para mini- mizar distorções; (b) mostra a abertura angular de ±3° em torno do meridiano central, de forma exagerada, correspondente à região onde o raio do cilindro pode ser variado. Figura adaptada da referência [56].
y = (1 + β) (N − N0) − α (E − E0) (20) e z = A − A0− (E − E0) 2 + (N − N0) 2 2R , (21)
onde R é o raio da Terra. Os parâmetros α e β são obtidos diferentemente em cada problema mas, em geral, o raio do cilindro projetivo é variado no intervalo em que essa superfície toca o meridiano central até onde ela toca as bordas externas da zona equivalente, como mostrado a gura 9(b), até a obtenção de um valor que minimiza
Em 2001, Revenu e Billoir (ref. [57]), membros da Colaboração Auger, apresen- taram um estudo baseado na transformação de coordenadas descrita acima em que obtiveram, através da relação entre parametrização e distorção, desvios nas medidas de posição dentro de ±40 cm para a área coberta pelo arranjo de superfície e telescópios de uorescência. Esse trabalho foi decisivo na escolha da Projeção Transversa de Mercator para o projeto. O Observatório Auger está localizado na zona UTM 19H. Foi conven- cionado que o centro da região do Pampa Amarilla corresponde à longitude 69.25° W (E0 = 477 256.66m), latitude 35.25° S (N0 = 6 099 203.68m) e altitude A0 = 1 400m.