Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de ... - MESONPI

(1)

Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção

Carla Bonifazi

Instituto de Física - UFRJ

X Escola do CBPF - 2015

Aula 21/07

(2)

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

(3)

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

(4)

Espectro de raios cósmicos

Ralf Engel 2013

Medição indireta

Detecção de chuveiros atmosféricos extensos

(5)

Detecção indireta de raios cósmicos

Chuveiros Atmosféricos Extensos

(6)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Reconstrução do evento com um detector de superfície

“pegada” do chuveiro no solo

Para cada i-ésima estação:

t

i

= tempo de disparo

S

i

= sinal

(7)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

eixo do chuveiro

ponto de impacto do chuveiro

(xC, yC)

estação i (xi, yi)

Reconstrução geométrica

Frente plano:

tempo de disparo da i-ésima estação na posição (x

i

, y

i

) com respeito à posição do ponto de impacto do chuveiro (x

C

, y

C

)

t

_i

= T

₀

p ~

_i

· ~ g c

cossenos diretores

t

_i

= T

₀

x

_i

u + y

_i

v c

u = sin✓ cos

v = sin✓ sin

r

_i²

= | p

_i

|

²

| p ~

_i

· ~ g |

²

(8)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Reconstrução geométrica

Frente plano:

Minimização de chi2:

² ⁼

XN i=1

✓t^m_i ti i

◆2

t

_i

= T

₀

(x

_i

x

_C

)u + (y

_i

y

_C

)v c

w

_i

= 1/

_i²

= ) @

²

@ T

₀

= @

²

@ u = @

²

@ v = 0

^(u⁰^{, v}⁰^{) = (} ^{u/c, v/c)}

0

@

P

i w_i P

i w_ix¯_i P

i w_iy¯_i P

i w_ix¯_i P

i w_ix¯_i² P

i w_ix¯_iy¯_i P

i w_iy¯_i P

i w_ix¯_iy¯_i P

i w_iy¯_i² 1 A

0 @

P

i

w

_i

t

^m_i

P

i

w

_i

x ¯

_i

t

^m_i

P

i

w

i

y ¯

i

t

^m_i

1 A 0

@ T

₀

u

⁰

v

⁰

1 A =

A x b

Resolver o sistema: Ax = b invertendo a matriz A (x = A

^-1

b). As estações não

podem estar alinhadas pois neste caso o det(A) = 0 (sistema singular)

(9)

frente curvo

frente plano

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Reconstrução geométrica

eixo do chuveiro frente do chuveiro

aproximação plana

ponto de impacto

t

curvo

t

plano

T

0

t

_i

= T

₀

p ~

_i

· ~ g

c + r

_i

c

t

_i

= T

₀

x

_i

u + y

_i

v

c + r

_i²

2Rc

Frente curvo:

modelização mais realista da frente do chuveiro.

r

i

= R r

_i⁰

= R

q

R

²

r

_i²

= R 1

r

1 r

_i²

R

²

!

= ) r

_i

' r

_i²

2R

r²_i

R² ⌧ 1

(10)

frente curvo

frente plano

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Reconstrução geométrica

eixo do chuveiro frente do chuveiro

aproximação plana

ponto de impacto

t

curvo

t

plano

T

0

t

_i

= T

₀

p ~

_i

· ~ g

c + r

_i

c t

_i

= T

₀

x

_i

u + y

_i

v

c + r

_i²

2Rc r

_i

=

q

x

²_i

+ y

_i²

( x

_i

u + y

_i

v)

²

Frente curvo:

modelização mais realista da frente do chuveiro.

com

Para ajustar R precisamos de um

mínimo de 4 estações disparadas

Ao final do processo, teremos os

seguintes parâmetros, T0, ,  e R

Posição do ponto de impacto

determinado pelo baricentro

(11)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Distribuição lateral de partículas da cascata

(12)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Distribuição lateral (LDF)

Função de distribuição lateral:

definida empiricamente, depende das caraterísticas do detector de superfície utilizado

1) Tipo NKG (Volcano Ranch, Yakutsk, AGASA)

baseada na solução das equações de difusão das partículas nos chuveiros atmosféricos extensos.

⇢(r) = C

✓ r R_M

◆ 1,2 ✓

1 + r R_M

◆ ⌘+1,2"

1 +

✓r(m) 1000

◆2# 0,6 C = constante

⌘ = ⌘(cos✓)

R_M = radio de Moliere

(13)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Distribuição lateral (LDF)

2) Utilizada em Haverah Park

k = par´ametro de normaliza¸c˜ao

⌘ = pendente, onde ⌘(cos✓)

r = distˆancia ao eixo do chuveiro

⇢(r) = k r (

^⌘+^r(m)4000

)

3) Log-Log (Auger)

S(r) = S_ref

✓ r r_ref

◆ + log⇣

r rref

⌘

S_ref = normaliza¸c˜ao

r_ref = distˆancia de referˆencia

Função de distribuição lateral:

definida empiricamente, depende das caraterísticas do detector de superfície utilizado

Minimização de chi2:

2sinal

=

X

m

j=1

(S

_i^m

S

_i

)

²

sinal2

Ao final do processo, teremos os seguintes

parâmetros, (x

C

,y

C

), Sref e a pendente se possível

(14)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Reconstrução geométrica híbrida

Tempo de disparo do i-ésimo pixel da câmera do telescópio

t

_i

= t

₀

+ R

_p

c tan

✓

0 i

2

◆

t_SD = ux_SD + vy_SD c

Informação do desenvolvimento do chuveiro + estação do detector de superfície

u = sin✓ cos v = sin✓ sin

Ótima resolução na posição do

ponto de impacto do chuveiro

(15)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Perfil longitudinal híbrido

Uma reconstrução geométrica precisa permite que o perfil longitudinal também seja obtido com boa precisão!

N

_e

(X ) = N

_e_max

✓ X X

₀

X

_max

X

₀

◆

^{Xmax X0}

e

^{Xmax X0}

Perfil de Gaisser-Hillas

X0 = profundidade da primeira intera¸c˜ao Ne_max = # de e no m´aximo do chuveiro

= escala t´ıpica de perda de energia na cascata

E = (7,1 ± 0,2) 10

¹⁹

eV

X

max

= (752 ± 7) g/cm

²

(16)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Perfil longitudinal híbrido

Todas as contribuições

(17)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

Perfil longitudinal híbrido

Mas a vida não é tão fácil assim ... (EMS)

Efeito de nuvens

(18)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

~ 100 m

~ 5 km

Raio gama de 1 TeV (= 10

¹²

eV)

1º Interação:

X

0

~ 40 g/cm

²



par

~ 50 g/cm

²

Cascata:

Para E = 1 TeV (E

C

~ 80 MeV) X

max

~ X

0

ln ( E/E

C

) / ln 2 h

max

= h

0

ln(X

A

/X

max

) ~ 5 km Cherenkov light:



C

(max) = acos (1/n) ~ 1.4º

r

l

~ 

C

(max) h

max

~ 100 m

(19)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

~ 100 m

~ 5 km

Raio gama de 1 TeV (= 10

¹²

eV)

Imagem do chuveiro

Duração do pulso ~ 20 µs

Plano focal

(20)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

~ 100 m

~ 5 km

Raio gama de 1 TeV (= 10

¹²

eV)

Estéreo

Direção do primário

Melhora a rejeição do fundo

Plano focal

(21)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

400 m

Raio cósmico (hadrônico) Raio gama

Distribuição de fótons no chão

(22)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

Próton Gama

Identificando o ruído de fundo

(23)

Chuveiros Atmosféricos Extensos

A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

Reconstrução

Caminho tradicional - Parâmetros de Hillas

- Interseção dos eixos das imagens Caminho padrão moderno

- Modelos e máxima verossimilhança

Parâmetros de Hillas

- comprimento L e largura w da elipse - Tamanho: amplitude total da imagem - d = distância angular entre o centro

da câmera e o centro de gravidade da imagem

-  = ângulo azimutal do eixo principal da imagem

- ângulo de orientação  Modelo 3D

- Altitude média - ponto de impacto - direção

- largura e

comprimento 3D

- luminosidade

(24)

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

Raios cósmicos de baixa energia

(25)

Detecção de chuveiros atmosféricos extensos

Detectores de superfície (recentes e atuais)

AGASA [Akeno Giant Air Shower Array]

ARGO-YBJ: in Tibet

BAKSAN (Mt. Caucasus, Russia)

Buckland Park Extensive Air Shower Array (Australia) (operational 1971-1998) CASA [Chicago Air Shower Array] (operational 1990-1998)

EAS-TOP (Italy, above the Gran Sasso laboratory, 1990-2000) Haverah Park (Leeds University, operational until 1993)

GRAND [Gamma Ray Astrophysics at Notre Dame] (an array of tracking detectors) GRAPES, India

HEGRA (operational 1988-2002) ICETOP (South Pole, over ICECUBE)

KASCADE [KArlsruhe Shower Core and Array DEtector]

KASCADE-GRANDE

MILAGRO (Water Cherenkov experiment near Los Alamos) Mt. Norikura Observatory in Japan

Pierre Auger Observatory

SPASE 2 [South Pole Air Shower Array]

SUGAR [Sydney University Giant Air shower Recorder] (operational from 1968 to 1979) Telescope Array

Tian-Shan Mountain Cosmic Ray Station

Tibet AS-gamma experiment: scintillation counter array

Yakutsk (Russia) clique nos nomes para acessar a página web

(26)

Detecção de chuveiros atmosféricos extensos

Detectores de radiação (recentes e atuais)

AIROBICC (non-imaging counters in the HEGRA array)

ASHRA [All-sky Survey High Resolution Air-shower detector]

BLANCA [Broad LAteral Non-imaging C(h)erenkov Array] (at CASA)) H.E.S.S. [High Energy Stereoscopic System]

HiRes The High Resolution - Fly's Eye Cosmic Ray Detector

MACE [Major Atmospheric Cerenkov Telescope Experiment] (India)

MAGIC (a 17 m telescope on La Palma, Canary Islands, operational since 2003)

Narrabri, Australia: Mark 6 telescopes of the University of Durham (operational until March 2000) PACT [Pachmarhi Array of C(h)erenkov telescopes] at the High Energy Gamma Ray Observatory at Pachmarhi, India.

Pierre Auger Observatory Telescope Array

TUNKA (array of non-imaging counters near Lake Baikal)

VERITAS [Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System] (operational since 2007) Whipple Gamma-Ray Telescope on Mt. Hopkins, Arizona (operational 1968-2008)

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