3.3 Radiac~ao Cerenkov
3.4.3 Nova Gerac~ao de Telescopios
Atualmente encontra-se em construc~ao a nova gerac~ao de telescopios de luz Cerenkov, que pretende ampliar o intervalo de observac~ao dos emissores de raios gamas.
CAP ITULO 3. T ECNICA DE OBSERVAC ~ AO 29
Figura 3.5: Ilustrac~ao da geometria de re ex~ao de um telescopio com arranjo Davies-Cotton (Di^ametro = 10 m e Foco = 12 m). A gura mostra raios incidentes a 1:5 em relac~ao ao eixo do espelho e suas respectivas re ex~oes incidindo sob o
mesmo ponto na c^amara de fotomultiplicadoras.
Focal Plano
Espelho esférico 61 cm
7.3 m 7.3 m
Raio incidente paralelo ao eixo
Eixo do espelho Raio refletido
Eixo da face espelhada
Face Espelhada
CAP ITULO 3. T ECNICA DE OBSERVAC ~ AO 30
Figura 3.7: Re etividade dos espelhos no telescopio Whipple. Dados medidos por G. Sembroski para a colaborac~ao Whipple/VERITAS.
Os principais avancos a serem alcancados s~ao:
Maior sensibilidade de uxo:
O intuito e construir aparelhos sensveis a fontes mais fracas de raios gama. O objetivo e medir fontes que emitam 1 % do uxo da Nebulosa de Caranguejo em 50 horas de observac~ao;Reduc~ao do limiar de energia:
Estender o limite inferior de energia ate o limite superior de operac~ao dos satelites (GLAST), para cobrir o intervalo entre 30 - 100 GeV ainda n~ao explorado;Determinac~ao da energia:
Melhorar a reconstruc~ao da energia do primario para permitir analises espectrais mais precisas, ajudando a resolver os modelos de emiss~ao das partculas;Resoluc~ao angular:
A resoluc~ao angular de um evento deve ser menor que 0:05 e a da fonte menor que 0:005. Isto sera particularmente impor-tante para as observac~oes de remanescentes de supernova e fontes n~ao identi cadas pelo EGRET.
CAP ITULO 3. T ECNICA DE OBSERVAC ~ AO 31
Figura 3.8: E ci^encia qu^antica das fotomultiplicadoras utilizadas no Observatorio Whipple (Hamamatsu R1398HA com janela UV). Medidas realizadas por G. Sem- broski para a colaborac~ao Whipple/VERITAS.
s~ao os observatorios VERITAS, HESS e MAGIC. Cada grupo pretende al- cancar os objetivos descritos acima de diferentes maneiras.
O Observatorio VERITAS sera constitudo por 9 telescopios de luz Ce- renkov com arranjo geometrico de Davies-Cotton de di^ametro igual a 12 m. A utilizac~ao de um conjunto de telescopios e o desenvolvimento logico do uso de dois telescopios primeiramente proposto pela Colaborac~ao Whipple em 1972 [43]. Seu uso, que tambem foi adotado pela Colaborac~ao HESS, permite grande melhoria na determinac~ao do ponto de impacto do chuveiro, que e um fator de extrema import^ancia para as reconstruc~oes da energia e direc~ao de chegada do primario (veja as guras 3.9 e 3.10).
O telescopio MAGIC, por outro lado, aposta na ampliac~ao da abertura do espelho como alternativa ao uso de um conjunto de telescopios. A Cola- borac~ao MAGIC pretende construir um unico telescopio parabolico com 17 m de abertura.
Alem das con gurac~oes dos espelhos, grande esforco tem sido feito para a optimizac~ao das c^amaras de fotomultiplicadoras. O maior avanco esperado e devido ao uso das FADCs, que permitir~ao a medida do tempo de chegada com precis~ao menor que 1 ns.
CAP ITULO 3. T ECNICA DE OBSERVAC ~ AO 32 Observatorio n
Area Abertura C. de Vis~ao Limiar Espelho
VERITAS 974 m 2 12 m >3 50 GeV Davies-Cotton MAGIC 1236 m 2 17 m 3.6 30 GeV Parabolico HESS 1680 m 2 12-15 m 4 100 GeV Davies-Cotton
Tabela 3.2: Principais caractersticas dos telescopios de luz Cerenkov em cons- truc~ao.
A tabela 3.2 mostra as principais caractersticas dos tr^es novos obser- vatorios.
Com a entrada em operac~ao desses tr^es observatorios, medidas mais pre- cisas das fontes emissoras em energia TeV ser~ao realizadas e poder~ao resolver os enigmas nos processos de acelerac~ao de partculas em remanescentes de supernova e nucleos ativos de galaxias. Tambem e esperada a descoberta de varias outras fontes, pois a ampliac~ao do campo de vis~ao contribui para observac~oes de procura por novos objetos.
Juntamente ao avanco tecnologico que sera utilizado nos novos obser- vatorios, est~ao surgindo inovadores metodos de reconstruc~ao de energia e direc~ao de chegada, posic~ao do ponto de impacto e rejeic~ao de chuveiros hadr^onicos.
A utilizac~ao dos recursos tecnicos atuais e novos metodos de reconstruc~ao e distinc~ao de primarios sera, sem duvida, o impulso necessario para intri- gantes descobertas e a soluc~ao de antigas perguntas em astronomia gama e raios cosmicos.
CAP ITULO 3. T ECNICA DE OBSERVAC ~ AO 33
Figura 3.9: Exemplo da reconstruc~ao do ponto de impacto utilizando o sinal registrado por 7 telescopios de luz Cerenkov [9].
Figura 3.10: Exemplo da reconstruc~ao da direc~ao de chegada utilizando o sinal registrado por 7 telescopios de luz Cerenkov [9].
Captulo 4
Simulac~ao de Chuveiros
Atmosfericos
Os experimentos terrestres de raios cosmicos utilizam o fator multiplicativo de um chuveiro atmosferico para realizarem medidas de partculas primarias com altas energias. Nessa regi~ao (acima de 10
10 eV) o uxo e baixo para
que experimentos de detecc~ao direta (bal~oes e satelites) obtenham numero su ciente de eventos no intervalo de tempo em que eles operam.
Esse mesmo fator, que possibilita o estudo de eventos com baixo uxo, acrescenta grande di culdade na caracterizac~ao da partcula primaria, pois as informac~oes s~ao diludas em milhares de partculas lhas, produzidas no desenvolvimento do chuveiro. Os uxos tpicos de raios cosmicos s~ao, por exemplo, uma partcula por m2 por ano no joelho (
10
15 eV) do espectro
de raios cosmicos e uma partcula porkm2 por ano no tornozelo do espectro
(10
19 eV).
Os principais par^ametros da partcula primaria que desejamos reconstruir s~ao: a energia, a massa e a direc~ao de chegada. Cada tipo de experimento utiliza diferentes metodos de reconstruc~ao, de acordo com a qualidade das informac~oes disponibilizadas por cada tecnica.
No entanto, independentemente da tecnica de medida utilizada, a unica maneira de estabelecer metodos de reconstruc~ao e atraves da comparac~ao dos dados medidos com predic~oes teoricas. Todavia, calculos teoricos detalhados de cada interac~ao s~ao inviaveis devido ao numero de partculas geradas e ao numero de graus de liberdade envolvidos.
Assim, adota-se uma descric~ao teorica geral do desenvolvimento do chu- veiro baseada em simulac~oes de Monte Carlo. Alguns programas de computa-
CAP ITULO 4. SIMULAC ~ AO DE CHUVEIROS ATMOSF ERICOS 35
dor foram desenvolvidos nas ultimas decadas para atender tais necessidades, entre eles os mais representativos s~ao o MOCCA1 [44] e o CORSIKA2 [45].
Normalmente, as simulac~oes dividem o tratamento do chuveiro em suas duas principais componentes: eletromagnetica e hadr^onica. As interac~oes eletromagneticas s~ao precisamente calculadas em QED, mas imprecis~oes s~ao introduzidas na modelagem das interac~oes hadr^onicas.
Os modelos de interac~oes hadr^onicas s~ao baseados nos dados dep;p,e;p
eons pesados de aceleradores de partculas. Entretanto, os limites de energia e impossibilidade de medir as partculas produzidas na mesma direc~ao do jato incidente dos aceleradores constituem as di culdades na transponibilidade dos dados para chuveiros de raios cosmicos.
Para baixas energias, as sec~oes de choque s~ao bem determinadas pelas medidas nos aceleradores. O programa computacional GHEISHA, criado pelo CERN, faz uso desses dados para calcular a sec~ao de choque elastica e inelastica de hadrons em suas interac~oes e produc~oes de partculas. Esse programa e a rotina mais utilizada pelos programas de simulac~ao de chuveiros e sua e ci^encia tem sido testada e comprovada para energias abaixo de 80 GeV.
Entretanto, para energias acima de algumas centenas de GeV, extrapo- lac~oes teoricas s~ao necessarias, levando as simulac~oes de Monte Carlo a erros e imprecis~oes que representam grandes complicac~oes nos processos de re- construc~ao e determinac~ao da composic~ao em massa e energia das partculas primarias.
Atualmente, os mais utilizados programas de interac~oes hadr^onicas s~ao VENUS[46], QGSJET[47] e DPMJET[48], baseados na teoria de Gribov- Regge, SIBYLL[49], baseado no modelo de minijatos da QCD e o HDPM[50], que e uma extrapolac~ao fenomenologica de dados de colis~oes p;p.
Varios testes foram realizados comparando os modelos de interac~ao com os dados observados. Recentemente, alguns dados experimentais t^em mostra- do uma maior concord^ancia com os eventos simulados utilizando o programa QGSJET, como pode ser visto em [51, 52, 53].
Outros fen^omenos levados em considerac~ao pelos programas de simulac~ao s~ao os processos de dissipac~ao de energia devido a interac~ao das partculas com a atmosfera. A perda mais importante, para a maioria das partculas, e devido a ionizac~ao das moleculas no ar, mas e essa mesma interac~ao que
1MOnte Carlo CAscade
CAP ITULO 4. SIMULAC ~ AO DE CHUVEIROS ATMOSF ERICOS 36
provoca a emiss~ao de fotons Cerenkov, de acordo com o que foi descrito no captulo anterior.
4.1 Simulac~ao da luz Cerenkov
Concentrarei a discuss~ao sobre a emiss~ao da luz Cerenkov no programa de simulac~ao CORSIKA [45].
Em um chuveiro atmosferico, a grande maioria da luz Cerenkov gerada provem de eletrons e muons. Muons s~ao criados pelas interac~oes hadr^onicas no incio do desenvolvimento do chuveiro. Os modelos de interac~ao hadr^onica descrevem razoavelmente bem o numero de muons gerados para primarios com energia abaixo de 1015 eV [54]. Acima dessa energia, os modelos co-
mecam a falhar, e mesmo o pacote QGSJET superestima a densidade de muons quando comparado com dados experimentais [51].
No CORSIKA, as interac~oes eletromagneticas que geram eletrons podem ser simuladas segundo dois procedimentos: EGS4 [55] e as equac~oes NKG3
[56, 57]. O programa EGS4 realiza todas as interac~oes segundo a QED e oferece uma descric~ao muito mais precisa do que o procedimento NKG, no qual e considerado apenas um comportamento medio das partculas no chu- veiro. Como grande parte da luz Cerenkov e produzida por eletrons, a opc~ao que ativa a emiss~ao de fotons Cerenkov tambem estabelece o uso do modelo EGS4.
Para todas as partculas carregadas geradas no desenvolvimento dos chu- veiros pelas sub-rotinas de interac~ao hadr^onica ou eletromagnetica veri ca-se se a velocidade e maior que c/n, onde n e o ndice de refrac~ao do meio na altitude em que a partcula se encontra.
Se a partcula provocar a emiss~ao de fotons Cerenkov, o programa trans- fere a posic~ao e momento inicial e nal4 da partcula para um conjunto de
sub-rotinas que d~ao sequ^encia aos calculos de emiss~ao.
Notamos que a perda de energia por radiac~ao Cerenkov e desprezada pela simulac~ao, dado que o momento nal da partcula e calculado antes da gerac~ao da luz Cerenkov. Isso e justi cavel se considerarmos a equac~ao 3.6. Para um eletron com velocidade aproximadamente c podemos mostrar que
3Nishimura-Kamata-Greisen
4Inicial refere-se ao momento em que a partcula foi criada e nal o momento que ela
CAP ITULO 4. SIMULAC ~ AO DE CHUVEIROS ATMOSF ERICOS 37
a perda de energia por emiss~ao de luz Cerenkov e menor que 0.1 % da perda por ionizac~ao.
Em seguida, utilizando a equac~ao 3.5, o programa divide o trajeto da partcula em intervalos menores, tal que o numero de fotons emitidos nes- ses subintervalos seja menor que um valor CSIZ, de nido pelo usuario da simulac~ao no arquivo de entrada.
Alem de CSIZ, o usuario tambem precisa de nir outros valores como entrada do programa referentes a emiss~ao Cerenkov, tais como o intervalo
f 1;2
g de comprimentos de onda no qual os fotons Cerenkov devem ser
gerados (utilizado em 3.5) e a posic~ao dos telescopios no nvel de detecc~ao. O proximo passo na produc~ao de fotons Cerenkov e o calculo do ^angulo de emiss~ao. O ^angulo dado pela equac~ao 3.4 e o ^angulo entre o foton emitido e a partcula que provoca sua emiss~ao, que posteriormente e transformado para o sistema de refer^encia global da simulac~ao. Assim, a emiss~ao efetiva e processada considerando o ponto no meio de cada subintervalo como sendo o local da emiss~ao.
Calculada a geometria de emiss~ao, os fotons s~ao propagados ate o nvel de detecc~ao, onde o usuario delimita a area ocupada por cada telescopio. Todo foton incidente sobre essas areas pre-estabelecidas pelo usuario e considerado detectavel.