Uma breve visão da Física dos raios cósmicos.

Em junho de 1911, o físico italiano Domenico Pacini introduziu um eletroscópio nas águas do Golfo de Gênova para medir a condutividade residual do ar dentro do aparelho e acabou concluindo que resultados diferentes dos esperados, com base nas informações da época, devem vir de um agente extraterrestre [8, 25]. Neste capítulo, apresentamos o desenvolvimento histórico da ciência, especialmente sobre o problema da ionização do ar atmosférico, e como as diversas contribuições de cientistas de diferentes nacionalidades ajudaram na descoberta experimental dos raios cósmicos por parte desses dois cientistas.

Desenvolvimento científico prévio

Assim, foi possível medir a taxa de descarga com maior precisão, o que permitiu medições mais precisas da ionização do ar atmosférico. Para isso, ele levou um de seus aparelhos até a Torre Eiffel e mediu a ionização do ar tanto no topo da torre (a 300m de altura) quanto na base.

A disputa pela primazia da descoberta

A contribuição de Pacini

Um ano depois do trabalho de Pacini, resultados mais precisos sobre a origem da radiação ionizante foram obtidos a partir de medições em grandes altitudes feitas com subidas em balões. Experimentos desse tipo foram realizados pela primeira vez pelo físico alemão Albert Gockel e tinham a mesma motivação de Wulf: proteger seus equipamentos dos efeitos da radiação terrestre.

A contribuição de Hess

No entanto, esse resultado de Pacini, embora relevante para o entendimento da origem da radiação ionizante, ainda não pode ser considerado definitivo, uma vez que a técnica utilizada não excluiu completamente a origem atmosférica da radiação [4]. Ao analisar os dados, sua primeira conclusão foi que, para alturas da ordem de 1000 𝑚, haveria uma diminuição na medida da radiação devido ao fato de que os raios 𝛾 vindos da superfície da Terra seriam absorvidos pelo ar, conforme previsto por ele.

Polêmicas e o Prêmio Nobel

O nascimento de uma nova área da Física

Para entender a provável origem dessas partículas, é necessário conhecer a natureza dos raios cósmicos: sua composição química, seu espectro de energia observado na superfície da Terra e sua distribuição de energia. Os dados obtidos dos raios cósmicos abrangem uma grande quantidade de áreas do conhecimento, podendo ser aplicados na Astrofísica, para o estudo do ambiente interplanetário, ou na Cosmologia, devido aos isótopos cosmogênicos produzidos por eles.

Conclusão

O mecanismo de aceleração desses raios cósmicos é a aceleração estatística, geralmente essa aceleração é chamada de mecanismo de Fermi. Portanto, temos uma expressão para caracterizar as possíveis fontes de raios cósmicos pela máxima energia de aceleração possível.

Propagação

Interações Fóton-Núcleo(raio cósmico)

Como a interação está na referência do laboratório e a massa do fóton é 𝑚𝛾 = 0, a expressão para esse processo fica na Ref. A diferença Δ𝑚 para este processo é dada por. onde a massa do núcleo 𝑚𝐴 é dada por 𝑚𝐴≈𝐴𝑚𝑝. Para o exemplo que A é um núcleo pesado como o ferro 𝐹 𝑒,𝐴= 26 e a energia mínima é.

Corte GZK

Onde, a proposta apresenta prótons com energia da ordem de 5×1019eV colidindo inelasticamente com fótons10 da radiação cósmica de fundo (CMB) com densidade de 500 fótons/c𝑚3 e o produto dessas colisões será uma ressonância que decairá em um próton de menor energia p e um próton neutro de energia p. Essa previsão é usada para explicar por que os raios cósmicos com ordens de energia superiores a 1020eV não são detectados.

Conclusão

Como o nome do modelo sugere, Top-Down refere-se ao fato de que o modelo descreve a possibilidade de que os raios cósmicos se originem do decaimento de partículas energéticas. A literatura sobre o modelo top-down sugere um cenário onde a aceleração/origem do raio cósmico se dá sem a ação de um mecanismo acelerador, onde os raios cósmicos aparecem em estágios intermediários ou resultam do decaimento de partículas de alta energia, partículas que possuem um caráter exótico: as partículas-X.

Hoje sabe-se que a maioria dos raios cósmicos é de origem recente, após a formação das galáxias, e não cosmológica. Para distâncias maiores, os raios cósmicos em decaimento interagirão com a radiação cósmica de fundo (CMB), perdendo sua energia e, portanto, não serão uma energia de raios cósmicos. ii).

Modelo Bottom-Up

Aceleração direta

Embora apenas os campos elétricos possam acelerar os raios cósmicos, se nos voltarmos para o eletromagnetismo, mais precisamente para uma das equações de Maxwell em sua forma integral, teremos que campos magnéticos variantes no tempo induzem campos elétricos. Apesar de não existir campo elétrico no referencial de repouso do condutor, 𝐸⃗′ = 0, existe um campo elétrico capaz de acelerar as partículas, cujo campo advém do movimento do condutor. Para um observador na Terra, ao medir o campo elétrico induzido, o campo é assim representado por (3.11), tendo em conta que o campo elétrico no referencial local é zero, 𝐸′ = 0, temos.

O movimento rotacional do pulsar cria um campo elétrico induzido dado por [26]. O resultado tem essas dimensões porque o deslocamento total da partícula sob o campo elétrico não foi assumido.

Aceleração estatística ou estocástica

A expressão (3.72) representa a taxa adimensional de aumento de energia para uma colisão com uma dada nuvem. Voltando à Eq. (3.73), temos que a variação relativa média da energia ganha pela partícula em uma colisão é dada por Podemos calcular a variação de energia da partícula quando ela colide, passa de uma área para outra, ou seja, colide com a frente de choque.

A expressão (3.112) representa a taxa relativa de aumento de energia para uma colisão com a onda de choque, pois pode-se observar que (3.112) tem uma dependência do ângulo de incidência da partícula na frente, 𝜃, idêntico ao mecanismo de Fermi. Os cenários físicos em que os mecanismos estão envolvidos tornam-se matematicamente diferentes quando se calcula o valor médio da taxa adimensional de ganho de energia.

Conclusão

A detecção de raios cósmicos pode ser feita diretamente, assim como era feita nos primórdios da física de raios cósmicos com Hess, mas para que isso aconteça, deve haver um grande fluxo de raios cósmicos com uma certa energia. O estudo dos raios cósmicos com energia pouco acima de 1015eV deve ser indireto devido ao baixo fluxo envolvido. O resultado desse modelo é o confinamento dos prótons no halo, o que torna a composição dos raios cósmicos nessa faixa de energia mais voltada para núcleos pesados ​​[27].

Para valores baixos na abcissa, temos que o fluxo de raios cósmicos é grande a ponto de ser diretamente observável. Podemos nos perguntar: como são detectados os raios cósmicos de baixo fluxo, mas de alta energia?

EAS - Extensive Air Shower

Cascata eletromagnética

Imagine um fóton incidente com energia 𝐸0, percorrendo uma distância 𝑑 antes de criar um par elétron-pósitron. Uma vez produzidos, os elétrons percorrerão outra distância, 𝑅, onde cada elétron sofrerá um efeito de frenagem, bremsstrahlung, 𝑒±→𝑒±+𝛾, e produzirá um fóton com energia média de 𝐸0. Esse processo de multiplicação continua até que a energia média das partículas caia abaixo de uma certa energia 𝜉𝑐𝑒.𝑚., chamada de energia crítica.

Para raios 𝛾, a energia crítica corresponde ao ponto onde o espalhamento Compton começa a se tornar mais importante do que a produção de pares, portanto os processos de perda de energia começam a se sobrepor aos processos de produção de partículas. Chamamos de aproximação A se todos os processos, exceto bremsstrahlung e produção de pares, forem negligenciados.

Cascata Hadrônica

Como você pode ver na Tabela 4.1, os píons neutros têm um tempo de decaimento muito curto, então eles são considerados para decair imediatamente em fótons, gerando uma cascata eletromagnética. Abaixo desse limiar, o píon produz múons, 𝜈𝜇, por decaimento, como pode ser visto na Tabela 4.1. Como assumimos que a energia primária em cada interação será compartilhada igualmente entre as partículas secundárias, os píons carregados têm uma energia de (𝑟)𝑛𝐸0, devido ao fato de que os píons neutros decaem na cascata eletromagnética.

Ao atingir esse limiar, os píons carregados decaem e, como visto na Tabela 4.1, decairão em múons10. Em segundo lugar, suponha que a razão 𝑐entre o número de píons neutros e o número total de partículas secundárias, para o caso em que existam apenas píons, .

Conclusão

O cálculo desta seção de choque e a simulação da interação são feitos a partir de um gerador de eventos Monte Carlo previamente escolhido. A seção transversal fornecida pelo programa é definida automaticamente durante a extração pelo código FRO-TRAN usado no CORSIKA. O FLUKA é implementado no CORSIKA para calcular as seções de choque hadrônicas com os componentes do ar e realizar suas interações rastreando as partículas secundárias na interação [17].

Uma vez feito isso, a simulação pode começar, começando com um arquivo de entrada que consiste em vários parâmetros de chuveiro que podem ser variados para fornecer diferentes perfis atmosféricos de chuveiro. Após a simulação, três arquivos de saída são gerados para este tipo de arquivo de entrada.

Desenvolvimento longitudinal

A partir das interações simuladas, podemos gerar um gráfico representando o perfil longitudinal dessa interação e, a partir disso, fazer um ajuste usando a curva de Hillas (5.6), Fig.5.2, que mostra os dados obtidos da simulação de um fóton incidente com energia 1014eV. Para o caso de um próton entrando na atmosfera terrestre com uma energia da ordem de 1014eV e gerando uma grande chuva atmosférica de forma simulada, a Fig. 5.3 mostra a trilha criada por essa chuva. Podemos gerar um gráfico representando o perfil longitudinal dessa interação e, a partir disso, fazer um ajuste usando a curva de Hillas (5.6), Fig.5.4, que mostra os dados obtidos da simulação de um próton incidente de energia 1014eV.

A curva de Hillas, (5.6), se ajusta com grande precisão aos dados obtidos na simulação, onde podemos gerar o valor máximo do dump, que é 𝑁max≈ 643,35 [︁g/cmpart.2. Podemos gerar um gráfico representando o perfil longitudinal dessa interação, e a partir disso fazemos um ajuste pela curva de Hillas (5.6), Fig.5.6, que mostra os dados obtidos na simulação de um núcleo de ferro incidente com energia de 1014eV.

Conclusão

Justificamos essa escolha porque ela nos permite apresentar conceitos mais próximos dos alunos de graduação, tratados nas disciplinas de Teoria Eletromagnética (ou mesmo Física III), permitindo maior contato com a nomenclatura e processos aplicados, a fim de iniciar o aluno na Física dos Raios Cósmicos. Para isso, partimos de um contexto histórico, que nos permitiu traçar paralelos com o desenvolvimento do Eletromagnetismo, e na sequência apresentamos uma compilação de fontes sobre a produção, propagação e aceleração desses raios cósmicos. Os materiais radioativos da terra e do ar como origem da radiação penetrante na atmosfera.

Olhando para (A.2), podemos definir as quantidades certas: 𝐸, que representa a energia neste referencial, e ⃗𝑝, que representa o momento linear. Usando relações relativísticas de energia e momento, veremos como determinar a energia das partículas geradas a partir do decaimento.