Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção

Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção

Carla Bonifazi

Instituto de Física - UFRJ

X Escola do CBPF - 2015

Aula 20/07

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

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

Conhecimento atual

Ralf Engel 2013

Lei de potência E

Um pouco de historia...

1896 Descoberta da radioatividade (Becquerel, Marie e Pierre Curie) 1909 Theodor Wulf publica um artigo: “Sobre a origem da radiação gama na atmosfera”, Physikalische Zeitschrift, 10 (1909) 997; no qual diz que a radiação vem principalmente do solo, talvez exista

uma pequena contribuição da atmosfera

1910 Wulf: Medições na torre Eiffel em Paris não conclusivas

1912 Viktor Franz Hess descobre os raios cósmicos e publica um artigo: “Sobre a observação da radiação penetrante

durante 7 campanhas de balão”,

Physikalische Zeitschrift, 14 (1912) 1084,

na qual diz que a radiação com alta penetração entra na atmosfera desde acima. Também não observou mudança entre as medidas feitas durante o eclipse solar sem ter sido detectado nada. O Sol foi excluído como possível fonte.

Entendendo os raios cósmicos ...

1938 Descobrimento dos Chuveiros Atmosféricos Extensos por W. Kolhörster e P. Auger utilizando contadores Geiger-Müller em coincidência

Primeiro raio cósmico medido indiretamente E ~ 10¹⁵ eV

Detecção indireta de raios cósmicos

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Ralf Engel 2013

Medição direta

Detecção direta de raios cósmicos

Experimentos em balões e espaciais

Fluxo individual dos elementos

Espectro de raios cósmicos

Ralf Engel 2013

Medição indireta Raios cósmicos

de alta energia Raios cósmicos de

ultra alta energia

Detecção de chuveiros atmosféricos extensos

Se Pesc é a probabilidade que a cada encontro a partícula tem de escapar da região, então a probabilidade de permanecer até alcançar a energia En é:

Portanto, o número de partículas aceleradas a uma energia maior que En é:

com

Mecanismos de aceleração de raios cósmicos

como transferir eficientemente uma quantidade de energia macroscópica – da ordem de 20 J – a partículas microscópicas

A partícula aumenta a sua energia a cada encontro com a região de aceleração proporcionalmente a sua energia

E = ⇠ E

(1 P_esc)ⁿ

N(> E_n) = N₀ X1

n

(1 P_esc)^m / A

✓E_n E₀

◆

' P_esc/⇠

Mecanismos de aceleração de raios cósmicos

Mecanismo de Fermi de 2º ordem

Mecanismo de Fermi de 1º ordem Mecanismo de Fermi de 2º ordem

frente de choque

médio interestelar (upstream)

matéria expulsada (downstream)

E

E ' 4 3

2

E

E ' 4 3

Grafico de Hillas (Hillas Plot)

Hillas argumentou que para acelerar raios cósmicos às mais altas energias, o tamanho da região de aceleração deve ser pelo menos duas vezes o tamanho do radio de Larmor.

E_max = Ze

✓ B 1µG

◆ ✓ R 1kpc

◆

EeV

Propagação

de raios cósmicos

Uma vez acelerados, os raios cósmicos têm que se

propagar no médio interestelar até nós.

Propagação de raios cósmicos

Médio interestelar: matéria, campos magnéticos e de radiação, alvo para interações de raios cósmicos.

Prótons espalham nos campos magnéticos y lentamente difundem. Quando alcançam o sistema solar as partículas não guardam a memória da posição da suas fontes.

Observações na Terra mostram que a distribuição de direções de chegada de raios cósmicos é isotrópica, salvo, talvez, para os raios cósmicos de ultra alta energia.

Propagação de raios cósmicos

Campos Magnéticos

Propagação de raios cósmicos

Campos Magnéticos

J. Cronin

Propagação de raios cósmicos

Médio interestelar: matéria, campos magnéticos e de radiação, alvo para interações de raios cósmicos.

Prótons espalham nos campos magnéticos y lentamente difundem. Quando alcançam o sistema solar as partículas não guardam a memória da posição da suas fontes.

Observações na Terra mostram que a distribuição de direções de chegada de raios cósmicos é isotrópica, salvo, talvez, para os raios cósmicos de ultra alta energia.

Nucleons interagem principalmente com a matéria produzindo todo tipo de partículas secundárias

Elétrons interagem com os campos magnéticos e de radiação, mas também com a matéria. Da interação com campos magnéticos temos radiação de síncrotron e Compton inverso.

Propagação de raios cósmicos

Matéria luminosa distribuída nos braços espirais que se juntam no origem da Galáxia

Galáxia

8,5 kpc

1 pc = 3 10¹⁸ cm

latitude galáctica b = ângulo ao qual um objeto está

acima do plano galáctico

Matéria formada por estrelas, planetas, átomos neutros de hidrogênio (HI) e hidrogênio molecular (H2). Apenas o 10% da matéria é He e núcleos pesados.

longitude galáctica l = é medida no sentido anti- horário a partir da direção do centro galáctico

Propagação de raios cósmicos

Átomos neutros de hidrogênio (HI) tem uma densidade de 1/cm³ ao redor do plano galáctico e a uma escala de 100-150 pc na vertical. Encontra-se

concentrado nos braços da galáxia onde é 2-3 vezes maior que nas regiões entre braços.

Galáxia

As nuvens de higrogênio molecular (H2) existem mais perto do centro da galáxia e também nos seus braços. O H2 total dentro do círculo solar é 10⁹ Msol (1 Msol = 2 10³³ g), ou seja a uma

densidade de 1 nucleao por cm³ para uma escala vertical de 200 pc.

As densidades locais são:

HI = 0.45 1/cm³ H2 = 0.2 1/cm³

Propagação de raios cósmicos

São difíceis de estudar. A maioria dos dados vem pelos estudos de rotação de Faraday das sinais de rádio provenientes de pulsares. Também podem ser

estudados a partir da polarização da luz das estrelas, divisão por efeito Zeeman e radiação de síncrotron.

Campos magnéticos galácticos

Dados de polarização dão informação do campo magnético transversal enquanto os outros estão relacionados com a componente do campo magnético longitudinal.

O campo magnético regular segue a distribuição de matéria, ou seja, tem forma espiral com

simetria de  (BSS - bisymmetric) ou de 2 (ASS - axisymmetric). Os BSS são mais favoráveis.

B(r, ) = B₀ cos

✓

ln r r₀

◆

Propagação de raios cósmicos

Quando saímos do centro galáctico, o campo magnético médio diminui.

Muito difícil estimar o campo magnético no halo da galáxia

Os raios cósmicos, mesmo que acelerados no plano galáctico, difundem longe dele e levam com eles o campo magnético. A maioria dos modelos preferem uma dependência exponencial com um exponente entre 0,5-1 kpc.

Campos magnéticos galácticos

8,5 kpc HALO

Propagação de raios cósmicos

A propagação dos raios cósmicos pode ser dada em função de 5 processos:

1) Difusão de raios cósmicos. Coeficiente 2) Convecção de raios cósmicos

3) Taxa de mudança da energia da partícula . Pode ser negativa (perda) ou positiva (re-aceleração)

4) Termo de perda de energia por interação ou decaimento. Pode ser expressado em função da velocidade da partícula, comprimento de

interação, densidade do alvo e tempo de vida média no caso de decaimento.

5) Termo de ganho (para todas as interações e decaimentos)

Princípios básicos

D = c 3

dE

dt

Propagação de raios cósmicos

A propagação dos raios cósmicos pode ser dada em função de 5 processos:

1) Difusão de raios cósmicos. Coeficiente 2) Convecção de raios cósmicos

3) Taxa de mudança da energia da partícula . Pode ser negativa (perda) ou positiva (re-aceleração)

4) Termo de perda de energia por interação ou decaimento. Pode ser expressado em função da velocidade da partícula, comprimento de

interação, densidade do alvo e tempo de vida média no caso de decaimento.

5) Termo de ganho (para todas as interações e decaimentos)

Princípios básicos

D = c 3

dE

dt

Propagação de raios cósmicos

Princípios básicos

@ N

@ t = r · (D

r N

) @

@ E [b

(E )N

(E )] r · ! u N

(E ) +Q

(E, t) p

N

+ v⇢

m

X

k i

Z d

, k (E, E

)

dE N

(E

)dE

Difusão

3 ^Dv

Perda de energia ou aceleração

b_i(E) = dE dt

Convecção com velocidade ! u

Fonte

Perdas dos núcleos por colisão ou decaimento p

= v ⇢

m + 1

⌧

= v ⇢

i

+ 1

⌧

Termo da cascata – raios cósmicos de alta energia

Dilatação do tempo de vida média de Lorentz

Propagação de raios cósmicos

Radiação cósmica de fundo

Propagação de prótons e núcleos:

1966 Greisen (USA) e Zatsepin e Kuzmin (Rússia)

Corte de GZK: a quantidade de energia dissipada aumenta com a energia do raio cósmico. Impõe um limite superior à possível energia de chegada dos raios

cósmicos proveniente de alguma fonte longe.

Radiação cósmica de fundo (CMB):

remanescente da radiação que existia no Universo quando formaram os átomos

1964 Penzias e Wilson descobriram (em forma acidental) o CMB com um espectro de corpo negro de 2,7 K, universal e quase isotrópica.

2,7 K ⟶ 411 fótons/cm³ ⟶ 0,26 eV/cm³ ⟶ 0,26 eV/cm³ ⟶ 0,26 eV/cm³ ⟶ 0,26 eVcm³ ⟶ E média = 6,34 10^-4 eV

Raios cósmicos de ultra alta energia

Volcano Ranch

1963 Primeiro raio cósmico de ultra alta energia é observado de ~ 10²⁰ eV !!!

Phys. Rev. Lett. 10 (1963)

Na colisão de dos partículas com massas m1 e m2, a energia total do centro de massa pode ser expressada como invariante de Lorentz.

Considerando a interação No limiar

para

Então para que a interação aconteça tem que estudar ( )

Propagação de raios cósmicos

Propagação de prótons

p + _{CM B} ! ⁺(1232) ! p + ⇡⁰ ou ! p + pi⁺

E_CM = ⇥

(E₁ + E₂)² (p1 +p2)²⇤1/2

ECM = ⇥

m²₁ + m²₂ + 2E1E2(1 1 2cos✓)⇤1/2

✓ = ⇡

E_p

E_p E_th = M² M_p² 4w M_CM = M = ⇥

M_p² + 2E_thw(1 cos✓)⇤1/2

A reação pode acontecer para E

~10

eV

Mecanismos de perda de energia para prótons

Propagação de raios cósmicos

Propagação de prótons

Produção de pares

- caminho livre médio  ~ 1 Mpc - Eth ~ 10¹⁸ e V

- E ~ 0,1% por interação

p +

! p + e

+ e

E

~ 1MeV

Propagação de raios cósmicos

Propagação de prótons

Foto produção de píons

- caminho livre médio  ~ 6 Mpc - Eth ~ 10^19,6 e V

- E ~ 20% por interação

p +

!

(1232) ! p + ⇡

ou ! n + ⇡

E

~ 140 MeV

Mecanismos de perda de energia para prótons

Propagação de raios cósmicos

Evolução da energia do próton ao se propagar a

través da radiação cósmica de fundo

Mecanismos de perda de energia para prótons

Propagação de raios cósmicos

Propagação de núcleos

Fragmentação do núcleo

E

~ 1MeV A +

! (A 1) + N

! (A 2) + 2N

Dominante ^{( , n)}

( , p)

Uma ordem de grandeza menor

( ,2n) ( ,2p) ( , np)

para E_(A,Z) < 10^19.7eV e E_(A,Z) < 10^19.7eV

Mecanismos de perda de energia para prótons

Propagação de raios cósmicos

Propagação de prótons

Produção de pares

E

~ 1MeV A +

! A + e

+ e

para 10^19.7eV < E_(A,Z) < 10^20.2eV

Propagação de raios cósmicos

Comprimento de perda de energia L para prótons e

núcleos de Fe a través da radiação cósmica de fundo

Mecanismos de perda de energia

dependendo da energia do UHE

pode interagir com o fundo de radiação infravermelha (IR) e fundo universal de radio (URB).

Universo opaco para gUHE entre 10¹⁴ e 10¹⁸ eV

Propagação de raios cósmicos

Propagação de fótons

U HE

+

! e

+ e

Comprimento de perda de energia para fótons

Comprimento da perda de energia para prótons, núcleos e gamas. A perda adiabática de energia devido à

expansão do Universo não está incluída.

Propagação de raios cósmicos

Comprimento de perda de energia em função da energia

Comprimento de perda de energia em função da energia

As predições sobre a forma do espectro requer muito mais informação que a perda de energia pela propagação. As informações astrofísicas necessárias são:

•Distribuição das fontes de raios cósmicos

•Emissividade das fontes de raios cósmicos

•Espectro de injeção (aceleração) dos raios cósmicos

•Energia máxima de aceleração (Emax)

•Composição química dos raios cósmicos

•Evolução cosmológica das fontes

os que não são necessariamente um independente do outro.

Exemplo: formação do espectro de prótons

Formação do espectro em

energia dos raios cósmicos

Formação do espectro em energia dos raios cósmicos

Fontes isotrópica e homogeneamente distribuídas a diferentes deslocamentos para o vermelho (redshifts) com um espectro de injeção E^-2 com um corte exponencial a 10^21.5 eV

Formação do espectro em

energia dos raios cósmicos