Revisão dos resultados experimentais e dos modelos de geração de UHECR
2.1.4 Distribuição das fontes
O desvio da trajetória de um partícula em um campo magnético é inversamente pro- porcional à energia cinética da mesma e diretamente proporcional à intensidade do campo
magnético. Até o presente momento, não temos instrumentos capazes de medir a estrutura do campo magnético extragaláctico com a precisão desejada. Modelos teóricos (35) sugerem que o campo magnético extragaláctico é organizado em células de comprimento de coerência da ordem de ∼ 100 kpc. (36) A orientação do campo dentro de uma célula é uniforme, porém a direção muda aleatoriamente de uma célula para a outra. Partículas carregadas com energia E, propagando-se através do campo magnético extragaláctico por uma distância D, sofrerão uma deflexão (δ) devido ao campo extragaláctico, dada por: (35)
δ ≈ 0.53◦Z D 100Mpc ! 100EeV E ! B 10−2nG ! , (2.2)
onde Z é a carga da partícula. Campos magnéticos extragalácticos, em grandes escalas, são da ordem de 1 - 10 nG. (37) Consequentemente, os UHECRs não sofrem grandes desvios da sua trajetória devido aos campos magnéticos extragalácticos.
A interação destas partículas com a radiação cósmica de fundo leva-nos também a consi- derar um horizonte de propagação devido à supressão GZK. Para energias superiores a 6×1019
eV, a interação dos raios cósmicos com os fótons da radiação cósmica de fundo, provoca a perda de energia destes raios cósmicos pela produção de píons. Isto impõe uma supressão no espectro de energia, de tal forma que partículas provenientes de fontes que distam apro- ximadamente 200 Mpc da Terra, com energia superior a 6 × 1019 eV, não seriam capazes de
atingir a Terra. No entanto, o experimento Volcano Ranch, em 1962, detectou um evento com energia de 1020 eV, superior à energia prevista pela supressão GZK. (7) Após 40 anos da
previsão da supressão GZK, já foram detectadas centenas de eventos com energias maiores que 1019 eV, indicando que as fontes destas partículas devem estar a uma distância próxima
de até 175 Mpc da Terra.
Com desvios de poucos graus e considerando o horizonte GZK, espera-se encontrar uma correlação entre as direções de chegada dos UHECRs e uma distribuição de fontes de raios cósmicos. (38) O aumento no número de eventos melhora a precisão dos resultados e auxilia na detecção de algum sinal fraco de anisotropia, embora a distribuição fique mais isotrópica com a diminuição da energia. Para energias ainda mais baixas, os campos magnéticos alteram totalmente a direção original em um percurso relativamente pequeno. Assim, espera-se uma maior isotropia para energias mais baixas.
As distribuições de fontes também são afetadas pela composição dos raios cósmicos. Considerando que UHECR são primários de prótons, como sugerido pela composição medida pelos experimentos HiRes e TA , (27, 39) a propagação é quase-linear e as deflexões por campos magnéticos extragalácticos e galácticos pequenas. Neste caso, uma distribuição de
2.1 Revisão de Resultados Experimentais 47
fontes anisotrópica deve ser esperada independentemente da densidade de fontes de UHECR. Ao contrário, se a composição em altíssimas energias é pesada ou predominantemente mais pesada, a propagação quase-linear não é mais esperada. Dessa forma, distribuições de fontes anisotrópicas em grandes ângulos podem surgir se os campos extragalácticos forem pequenos. (40) Os principais Observatórios de raios cósmicos em operação: Observatório Pierre Auger e Telescope Array buscam uma correlação entre as direções de chegada dos raios cósmicos com as AGNs (Núcleos Ativos de Galáxias) mais próximas. As direções de chegada de UHECRs e possíveis correlações com AGNs, medidos pelos Observatório Pierre Auger e Telescope Array são mostradas na figura 2.6.
Na figura 2.7(a), os círculos de raio 3.1◦ mostram as direções de chegada de 27 UHECR,
com energia (E > 55 EeV), medidos pelo Observatório Pierre Auger. Os asteriscos em verme- lho mostram as posições das 472 AGN, das quais 318 estão no campo de visão do Observatório, com redshift z ≤ 0.018 (75 Mpc) da 12th edição do catálogo Véron-Cetty & Véron (catálogo VCV), catálogo de quasares e AGNs. (41) A linha sólida representa o campo de visão. As diferentes tonalidades em azul mostram a exposição relativa do Observatório. A linha ponti- lhada é o plano supergaláctico. Nesta análise, o número de eventos correlacionados foi 9 no total de 13 medidos, o que corresponde a 69% dos eventos medidos. (38)
A figura 2.7(b) mostra em círculos cheios e pretos as 69 direções de chegada dos raios cósmicos com energia (E > 55 EeV) detectados também pelo Observatório Pierre Auger até 31 de Dezembro de 2009. A linha sólida representa o limite do campo de visão do Observatório. Os círculos azuis de raio 3.1◦ estão centrados nas posições das 318 AGNs do catálogo VCV
que se encontram dentro de 75 Mpc e que estão dentro do campo de visão do Observatório. Azul escuro na figura indica maior exposição do Observatório. Neste caso, dos 55 eventos com energia (E > 55 EeV), 21 eventos correlacionam com AGNs, o que corresponde a uma fração de eventos correlacionados de 38%. A probabilidade de isotropia esperada era de 21%. (42)
A figura 2.7(c) mostra as direções de chegada dos raios cósmicos com energia (E > 57 EeV) medidos pelo Telescope Array e as AGNs vizinhas. Os eventos correlacionados e não- correlacionados são mostrados pelos círculos vermelhos fechados e os círculos abertos azuis, respectivamente. As AGNs estão representadas pelos pontos pretos. A linha pontilhada mostra o limite da exposição do TA. Devido à baixa estatística, o Telescope Array não encontrou correlação dos eventos com energia (E > 57 EeV) com as posições das AGNs vizinhas do catálogo VCV, fazendo uso dos mesmos parâmetros utilizados pelo Observatório Pierre Auger. (40)
as direções de chegada dos raios cósmicos ultra energéticos são distribuições de fontes aniso- trópicas, mas sem afirmar quem seriam suas verdadeiras fontes, pois a distribuição espacial de AGNs segue a distribuição de matéria do Universo e, consequentemente, qualquer objeto que se correlacione com a distribuição de matéria local poderia ser um candidato a fonte de UHECRs.
2.1 Revisão de Resultados Experimentais 49
Figura 2.5 – Valores de hXmaxi em função da energia para vários experimentos.
Log(E/eV) 15 16 17 18 19 20 ) 2 >(g/cm max <X 450 500 550 600 650 700 750 800 CASA-BLANCAHiRes HiRes/MIA TUNKA Telescope Array Yakutsk Auger QGSJetII Sibyll2.1 EPOS-LHC proton ferro (a) 1015 - 1020 eV Log(E/eV) 18 18.5 19 19.5 20 ) 2 >(g/cm max <X 620 640 660 680 700 720 740 760 780 800 820 840 HiRes Telescope Array Yakutski Auger QGSJetII Sibyll2.1 EPOS-LHC proton ferro (b) 1017.8 - 1020 eV
Figura 2.6 – Projeção de Hammer-Aitoff da esfera celeste em coordenadas galácticas. Veja no texto explicações detalhadas de cada gráfico.
(a) Observatório Pierre Auger - 2007
(b) Observatório Pierre Auger - 2010
0 180
360
(c) Telescope Array
2.2 Revisão de Modelos Teóricos 51
2.2
Revisão de Modelos Teóricos
Nesta seção, apresentaremos os principais modelos teóricos que buscam explicar os dados medidos pelos diferentes observatórios de raios cósmicos. Modelos para os mecanismos de aceleração, a forma do espectro de energia, sua composição química e a distribuição de fontes de raios cósmicos serão abordados.