Modulação de raios cósmicos em diferentes escalas temporais e sua variação com eventos transientes solares

(1)

Universidade Presbiteriana Mackenzie Escola de Engenharia

Programa de Pós-Graduação em Ciências e Aplicações Geoespaciais

Edith Tueros Cuadros

Modulação de Raios Cósmicos em Diferentes

Escalas Temporais e sua Variação com Eventos

Transientes Solares

(2)

Edith Tueros Cuadros

Modulação de Raios Cósmicos em Diferentes Escalas

Temporais e sua Variação com Eventos Transientes

Solares

Dissertação apresentada ao Programa de Pós-Graduação em Ciências e Aplicações Geoespaciais da Universidade Presbiteriana Mackenzie, como requisito parcial à obtenção do título de Mestre em Ciências e Aplicações Geoespaciais

Orientadora: Profa. Dra. Emilia Correia

(3)

T913m Tueros, Edith Cuadros

Modulação de Raios Cósmicos em Diferentes Escalas Temporais e sua Variação com Eventos Transientes Solares/ Edith Tueros Cuadros- 2016

66f. : il.; 30 cm.

Dissertação (Mestrado em Ciências e Aplicações Geoespaciais) Ű Universidade Presbiteriana Mackenzie, São Paulo, 2016.

Orientadora: Profa. Dra. Emilia Correia

BibliograĄa: f. 54-56

1. Raios cósmicos. 2. Correção atmosférica. 3. Temperatura ponderada pela massa. 4. Ejeção de massa coronal (CME). 5. Decréscimo Forbush. I. Título

(4)

(5)

(6)

Agradecimentos

Primeiramente, agradeço a Deus por tudo que ele deu nesta vida para mim e para minha família, mas peço-lhe para me dar sabedoria e continuar sucedendo, se ele me permite.

A realização deste trabalho não teria sido possível sem a ajuda de muitas pessoas, para eles toda a minha mais profunda gratidão.

A minha orientadora, Dra. Emilia Correia pelas conversas,conselhos e observações sempre pertinentes.

Ao Dr. R.S de Mendonça por sua apoio brindado durante a realização de meu mestrado.

A minha família, em especial meus pais e irmãos, pelo apoio e pela compreensão durante todo este tempo.

A todos meu professores do curso de Ciências e Aplicações Geoespaciais da Uni-versidade Presbiteriana Mackenzie por todos os ensinamentos para minha formação e a0 professor Marcelo Magalhães Fares Saba do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais.

Aos meus colegas e amigos do curso, Ray, Liliana, José, Jordi, Fernando, Amauri, Raissa, Carol, Luis, Yuri, Odilon, Alberto, Gilmar, Douglas, Fabian, Deysi, André, Ale-xandre, Ricardo, Rodney, Sara, Aefe, e a todos amigos antigos e recentes, pelas conversas engraçadas e piadas.

À Lucíola, Carol, Valdomiro, Conceição e Aurélio, por ajudarem em todos os trâ-mites burocráticos.

Ao Walter, meu professor e amigo, minha gratidão pela conĄança e motivação brindada.

A meus amigos que sempre estão presentes apesar da distância Riano, Karlita, Cristian, Mariela, July, Betania.

Aos membros da banca examinadora deste trabalho que contribuíram com valiosas sugestões

(7)

"Deve-se aprender sempre, até mesmo com um inimigo."

(8)

Resumo

Os raios cósmicos são fortemente inĆuenciados pelos fenômenos solares, ge-omagnéticos e atmosféricos. O detector CARPET, concebido para a observação dos raios cósmicos com energias na faixa compreendida entre 105 e 1012 eV, é uma ferramenta importante para o estudo desses fenômenos. As condições da nossa at-mosfera são também afetadas pelas variações no Ćuxo de raios cósmicos que chegam a Terra, portanto sua caracterização é importante para se deĄnir as condições físi-cas e químifísi-cas da mesma. Para caracterizar as variações do Ćuxo de raios cósmicos a partir de observações no solo é necessário a eliminação prévia da inĆuência dos efeitos da pressão e temperatura atmosférica na superfície, para tal foram utilizados dados meteorológicos obtidos no CASLEO. Para a eliminação do efeito da tempe-ratura ao longo de toda atmosfera foram utilizados o método integral e o método de temperatura ponderada pela massa que utilizam perĄs verticais de temperatura. Os dois métodos foram testados para o ano de 2009 com os dados do canal TEL do CARPET previamente corrigidos pela pressão, sendo que o método de tempe-ratura ponderada pela massa apresentou uma resposta melhor ao se comparar os dados corrigidos com os dados observados com monitores de nêutrons. A análise de todos os dados do Ćuxo raios cósmicos do canal TEL do CARPET (1/04/2006 a 30/06/2014) corrigidos pelo método integral, mostra a anti-correlação com o nú-mero de manchas solares, e uma variação sazonal pronunciada após 2008. Foram detectados dois decréscimos Forbush (FD) produzidos por CMEs geo-efetivos. O início de ambos FD coincidiu com o instante do choque interplanetário, que ante-cedeu tempestades geomagnéticas intensas. Com estes resultados reforçamos que o CARPET é uma ferramenta importante para estudo das modulações de raios cós-micos de longo e curto prazo porque apresenta uma resposta semelhante com os experimentos que fazem observações em outras faixas de energia.

(9)

Abstract

Cosmic rays are strongly inĆuenced by solar, geomagnetic and atmospheric phenomena. CARPET detector, conceived for cosmic rays observation with ener-gies in the range between 105 - 1012 eV, is an important tool for the study of these phenomena. The EarthŠs atmosphere conditions are also afected by changes in the cosmic rays Ćux, therefore, cosmic rays characterization is important to deĄne phys-ical and chemphys-ical conditions of our atmosphere. To characterize the cosmic rays Ćux variations, detected on the ground, prior elimination of atmospheric pressure and temperature efects on ground level is needed, thus, data recorded by meteorological instruments on CASLEO were used for that corrections. To eliminate the efect of temperature through the whole vertical atmosphere it was applied the integral and the mass-average temperature method by using vertical temperature proĄles. Both methods were tested using CARPET-TEL data for the year 2009, this data were previously corrected by pressure inĆuences. The mass-average temperature method shows a better response when comparing the corrected CARPET date with neutron monitor observations .The whole cosmic rays Ćux data analysis, for CARPET-TEL data corrected by integral method (for the period 2006/04/01 - 2014/06/30), shows an anti-correlation with sunspot number and a clear seasonal variation after 2008. Two Forbush decreases (FD), were detected by CARPET which were produced by geo-efective CMEs. Both FD onsets coincided with the interplanetary shock instant, which preceded intense geomagnetic storms. With these results, we can re-inforce that CARPET is an important tool to study long and short term cosmic rays behavior, because it has a similar response to experiments that operates at atmosphere particle energy ranges.

(10)

Lista de ilustrações

Figura 1 Ű Representação esquemática do chuveiro de partículas quando um PCR penetra na atmosfera. ModiĄcado de Grieder (2001) . . . 16

Figura 2 Ű Curva de Pfotzer, mostrando a variação da intensidade dos raios cós-micos secundarios em função da altitude. ModiĄcado de Ziegler (1998) 17

Figura 3 Ű Espectro de raios cósmicos medidas obtidas por diferentes experimentos e em faixas de energia de valores de 109 _{eV e 10}21 _{eV ( Fonte Alves,}

Eboli e Rivelles (2002)). . . 18

Figura 4 Ű Simulação do espectro de energia das partículas cósmicas obtida com GEANT4 usando o código PLANETOCOSMICS para o local onde está instalado o detector CARPET. FONTE: Instituto de Física P. N. Lebedev.. . . 19

Figura 5 Ű Detector CARPET composto por 240 contadores Geiger-Muller dividi-dos em 24 blocos de 10. Em cada grupo de 10 tubos (contador Geiger-Muller) têm uma placa de alumínio de 0,7 cm que separa 5 tubos na

parte superior e 5 na parte inferior como se pode visualizar. . . 27

Figura 6 Ű Dados brutos da intensidade raios cósmicos (curva preta) observados pelo CARPET e dados corrigidos após das quedas (curva vermelha). . 31

Figura 7 Ű PerĄl temporal de cada bloco (canal UP) que mostra detalhes dentro do período de manutenção na data 03/03/2012. . . 32

Figura 8 Ű PerĄl temporal de cada bloco (canal LOW) que mostra detalhes dentro do período de manutenção na data 03/03/2012. . . 32

Figura 9 Ű PerĄl temporal de cada bloco (canal TEL) que mostra detalhes dentro do período de manutenção na data 03/03/2012. . . 33

Figura 10 Ű PerĄl temporal de cada bloco (canal UP) que mostra detalhes na 17/05/2015 33

Figura 11 Ű PerĄl temporal de cada bloco (canal LOW) que mostra detalhes na 17/05/2015 . . . 34

Figura 12 Ű PerĄl temporal de cada bloco (canal TEL) que mostra detalhes na 17/05/2015 . . . 34

(11)

Figura 14 Ű Correlação entre a variação relativa da intensidade de raios cósmicos (para cada um dos três sinais do CARPET) e a variação relativa da pressão calculado para setembro de 2009. . . 38

Figura 15 Ű Correlação entre a variação relativa da intensidade de raios cósmicos (para cada um dos três sinais do CARPET) e a variação relativa da temperatura calculado para dezembro de 2009 . . . 39

Figura 16 Ű Variação dos coeĄcientes barométricos calculados em intervalos de um mês para o período entre os anos de abril de 2006 a dezembro de 2014, para os três sinais do CARPET. . . 40

Figura 17 Ű Variação dos coeĄcientes de correlação Rβ calculados em intervalos de

um mês para o período entre os anos de abril de 2006 a dezembro de 2014, para os três sinais do CARPET. . . 40

Figura 18 Ű Variação dos coeĄcientes barométricos calculados em intervalos de um mês para o período entre os anos de abril de 2006 a dezembro 2014, para os três sinais do CARPET. Considerando-se apenas os valores de

♣RTEL♣ ⊙0,78. . . 41

Figura 19 Ű Variação dos coeĄcientes de temperatura de superfície calculados em intervalos de um mês para o período entre os anos 2006 a dezembro 2014, para os três sinais do CARPET . . . 41

Figura 20 Ű Variação dos coeĄcientes de correlação R calculados em intervalos de um mês para o período entre os anos de abril de 2006 a dezembro de 2014, para os três sinais do CARPET. . . 42

Figura 21 Ű Variação dos coeĄcientes de temperatura α calculados em intervalos

de um mês para o período entre os anos abril de 2006 a dezembro de 2014, para os três sinais do CARPET, considerando os coeĄcientes de anti-correlação ♣RTEL♣ ⊙0,78. . . 43

Figura 22 Ű Comparação entre o Ćuxo de raios cósmicos corrigidos pelo método in-tegral (curva preta) e o não corrigido (curva vermelha), para os três sinais do CARPET no período de 01/01//2012 até 01/07/2014, inte-grados a cada 12 horas. . . 46

Figura 23 Ű Comparação entre o Ćuxo de raios cósmicos não corrigidos para o sinal TEL (curva vermelha) e o Ćuxo de raios cósmicos do monitor de nêu-trons de Roma (curva azul) no período de 01/01//2012 até 01/07/2014. 47

Figura 24 Ű Comparação entre o Ćuxo de raios cósmicos corrigido pelo método in-tegral (curva preta) e o Ćuxo de raios cósmicos do monitor de nêutrons (curva ) para o período de 01/01/2012 até 01/07/2014. . . 47

(12)

Figura 26 Ű Correlação entre a variação relativa da intensidade de raios cósmicos corrigida pela pressão (para cada um dos três sinais do CARPET) e a variação relativa da temperatura ponderada pela massa . . . 48

Figura 27 Ű Comparação da intensidade de raios cósmicos corrigidos pelo método integral (curva preta) e monitor de nêutrons de Roma (curva vermelha). 49

Figura 28 Ű Comparação da intensidade de raios cósmicos corrigidos pelo método de temperatura pondera pela massa (curva azul) e monitor de nêutrons de Roma (curva vermelha). . . 49

Figura 29 Ű De acima para abaixo: Comparação entre os perĄs temporais da va-riação da intensidade de raios cósmicos do CARPET corregidos pelo método do integral (a curva vermelha representa intensidade integrada a 12 horas) e monitor de nêutrons (curva ), campo magnético interpla-netário (curva azul), índice KP (curva preta) e Dst (curva vermelha) durante o Decréscimo Forbush ocorrido entre os dias 8 e 10 de março de 2012. . . 50

(13)

Lista de tabelas

Tabela 1 Ű Mostra os três canais do CARPET, que podem registar as partículas mostradas com essas faixas. . . 27

Tabela 2 Ű CoeĄcientes barométricos (β) e coeĄcientes de correlação (R)

calcula-dos em períocalcula-dos de 6 meses entre as datas 01/01/2007 e 12/07/2011. . 58

Tabela 3 Ű CoeĄcientes barométricos e coeĄcientes de correlação calculados em períodos de um mês entre as datas 01/01/2012 até 31/12/2014. . . 61

Tabela 4 Ű CoeĄcientes barométricos e coeĄcientes de correlação calculados em períodos de um ano entre as datas 2007 e 2014. . . 61

Tabela 5 Ű CoeĄcientes de temperatura coeĄcientes de correlação calculados em períodos de um mês entre as datas de abril de 2006 até 31/12/2014. . . 65

(14)

Sumário

1 Introdução. . . 15

1.1 Espectro do raios cósmicos . . . 16

1.2 Objetivos . . . 17

2 Raios Cósmicos . . . 20

2.1 Modulação dos raios cósmicos . . . 20

2.2 Efeitos atmosféricos . . . 21

2.2.1 Efeito da pressão atmosférica . . . 21

2.2.2 Efeito da temperatura . . . 23

3 Descrição dos Instrumentos e Dados Utilizados . . . 26

3.1 Detector de raios cósmicos CARPET . . . 26

3.2 Instrumento SABER . . . 27

3.3 ACE . . . 28

3.4 Índice Dst . . . 28

3.5 Banco de dados do detector de múons da Rússia . . . 28

3.6 Monitor de nêutrons da Roma . . . 29

4 Metodologia . . . 30

4.1 Teste do CARPET . . . 30

4.2 Correção da intensidade de raios cósmicos pelas modulações atmosféricas . 31 4.3 Correção aplicada para os Eventos Forbush . . . 35

5 Análise e Resultados . . . 36

5.1 Correção usando o Método Integral . . . 41

5.1.1 Modulações de Raios Cósmicos de Longo Prazo . . . 43

5.2 Correção usando o Método da Temperatura Ponderada pela Massa . . . . 43

5.3 Variações da Intensidade de Raios Cósmicos durante eventos Forbush . . . 44

5.3.1 Evento do 8 de Março de 2012 . . . 44

5.3.2 Evento Forbush Observado 22 de Junho de 2015 . . . 45

6 Conclusões . . . 52

(15)

Apêndices

57

APÊNDICE A CoeĄcientes barométricos . . . 58

APÊNDICE B CoeĄcientes de Temperatura de Superfície . . . 62

(16)

15

1 Introdução

Os raios cósmicos foram descobertos por Victor Franz Hess em 1912, mediante experimentos em globos aerostáticos. Hess encontrou que a taxa de ionização aumentava com a altitude, assim, demonstrou a existência de uma radiação muito energética em (≍ 5300 m). Posteriormente, esta descoberta foi conĄrmada por Werner Kolhörster em

1913 e 1914, e por Robert Millikan em 1920. Os raios cósmicos são partículas carregadas de alta energia provenientes principalmente de fora do Sistema Solar (mas podem ser também de origem solar). O espectro de energia dos raios cósmicos cobre uma extensa faixa desde 105 _{eV para partículas do vento solar até ao redor de 10}21 _{eV para partículas} extragalácticas. Eles podem produzir chuveiros de partículas secundárias que penetram a atmosfera terrestre e algumas vezes atingem a superfície. Os raios cósmicos são compostos basicamente de prótons e núcleos atômicos.

Por sua origem, os raios cósmicos são tipicamente classiĄcados como raios cósmicos galácticos (GCR), solares e anômalos (ACR). Os GCR são as partículas mais energéti-cas (≍1021 _{eV) compostos de prótons (}_≍_{90%), núcleos de hélio (9%) e núcleos pesados} (≍1%), como Ferro, Lítio e Boro, e são modulados pela atividade solar. Os raios cósmicos solares também conhecidos como partículas energéticas solares (SEP) são originados prin-cipalmente durante explosões solares intensas, ou por ejeções de massa coronal devido às ondas de choques geradas no meio interplanetário, os raios cósmicos solares têm energias típicas de centenas de MeV a GeV, e seu Ćuxo na Terra pode aumentar em períodos de horas ou dias. Por último, os raios cósmicos anômalos (ACR) são originados no espaço interestelar fora da heliopausa (Gaisser; Stanev; Tilav, 2013).

Os raios cósmicos "primários"(PCR) são partículas aceleradas em fontes astrofísi-cas, que atingem o topo da atmosfera terrestre, e após interagirem com os núcleos dos átomos e moléculas constituintes do ar geram os raios cósmicos "secundários"(SCR). Os SCR são partículas subatômicas que continuam interagindo, e cada partícula secundária produz mais partículas, este processo é denominado chuveiro de partículas (Figura 1). O chuveiro se divide em três componentes: eletromagnética, muónica e hadrônica. A evo-lução do chuveiro de partículas depende das características do PCR (natureza química, energia inicial, ângulo de incidência) e das condições atmosféricas do local de observação. A componente muónica sofre poucas interações na atmosfera e está diretamente relaci-onada aos PCR, por esta razão a componente muónica é importante para este estudo (Gaisser, 1990; Bertou; Boratav; Letessier-Selvon, 2000; Grieder, 2001).

(17)

Capítulo 1. Introdução 16

Figura 1: Representação esquemática do chuveiro de partículas quando um PCR penetra na atmosfera. ModiĄcado de Grieder(2001)

sintetizadas na curva de Pfotzer. A Figura 2 (curva de Pfotzer) mostra a dependência da intensidade das partículas secundárias com a altitude, onde se veriĄca que a intensidade aumenta com a altura atingindo um valor máximo numa altitude de aproximadamente 15⊗16 km para depois decrescer.

1.1 Espectro do raios cósmicos

(18)

Figura 2: Curva de Pfotzer, mostrando a variação da intensidade dos raios cósmicos secundarios em função da altitude. ModiĄcado de Ziegler(1998)

bastante estudados para energias abaixo de 1018_{eV, em primeira aproximação o espectro} cai rapidamente com a lei de potênciadN/dE ∝E⊗_γ, onde

γé o índice espectral que varia

entre -3,0 e -2,7 e E a energia da partícula eN o número de partículas. As mudanças no

espectro (índice espectral) e suas características são causadas pela propagação e produção de partículas em função de seu energias. Uma forma de inferir a origem dos raios cósmicos é analisar seu espectro de energia. Um dos mecanismos de aceleração das partículas no espaço é a interação com o campo magnético, primeiramente sugerido por Fermi.

A Figura 4 mostra o espectro calculado usando a simulação GEANT4, baseado no código PLANETOCOSMICS (Desorgher et al., 2003). Foram utilizadas as condições de pressão atmosférica e rigidez geomagnética no local onde o detector CARPET está instalado. Na faixa de energia entre 0,2 e 30 MeV predominam os elétrons e pósitrons,

enquanto que para energias maiores a 30 MeV predominam os múons.

1.2 Objetivos

Principal

∙ Caracterizar a modulação dos raios cósmicos a longo prazo associada com o ciclo

(19)

Figura 3: Espectro de raios cósmicos medidas obtidas por diferentes experimentos e em faixas de energia de valores de 109

eV e 1021

eV ( FonteAlves, Eboli e Rivelles(2002)).

EspecíĄcos

∙ Corrigir o Ćuxo de raios cósmicos secundários com respeito aos efeitos atmosféricos

para poder caraterizar as modulações de raios cósmicos galácticos . Os dados do detector CARPET devem ser corrigidos porque são inĆuenciados signiĄcativamente pelas variações da pressão e temperatura da atmosfera.

∙ Avaliar e identiĄcar o melhor método de eliminação dos efeitos de temperatura no

Ćuxo dos raios cósmicos detectado na superfície. Para esta avaliação será aplicado o método integral e o de temperatura ponderada pela massa.

∙ Avaliar a potencialidade do CARPET para estudar os decréscimos Forbush, que

(20)

Figura 4: Simulação do espectro de energia das partículas cósmicas obtida com GEANT4 usando o código PLANETOCOSMICS para o local onde está instalado o detector CARPET. FONTE: Instituto de Física P. N. Lebedev.

(21)

20

2 Raios Cósmicos

2.1 Modulação dos raios cósmicos

Os raios cósmicos são partículas carregadas, originadas dentro e fora da nossa ga-láxia. Por serem partículas carregadas ao entrar num campo magnético em movimento começa a difundir-se pelo espalhamento provocado nas irregularidades deste campo. O Ćuxo de raios cósmicos sem qualquer tipo de inĆuência seria constante e isotrópico, no entanto, devido às interações dessas partículas com campos magnéticos, fenômenos e pro-cessos ocorridos no exterior e interior da heliosfera, na magnetosfera e atmosfera terrestre, ele apresenta variações temporais e espaciais (por exemplo ver De Mendonça, 2011).

Um parâmetro importante para a detecção de partículas em solo é a rigidez geo-magnética de corte (Rc). Rc corresponde a menor rigidez geo-magnética (R) que uma partícula deve possuir para atingir o solo sem ser desviada pelo campo geomagnético. A rigidez mag-nética é proporcional a razão entre a energia cimag-nética e a carga da partícula. A rigidez magnética R é dada em GV e é deĄnida como

R = pc

Ze (2.1)

sendopo momento da partícula,ca velocidade da luz (o produtopccorresponde à energia mínima que a partícula deve possuir para atravessar o potencial do campo magnético),

Z o número atômico ee a carga eletrônica. No caso do CARPET, instalado no CASLEO

onde Rc = 9,64 GV, coordenadas geográĄcas 69◇18ŠO 31◇47ŠS e coordenadas magnéticas

64◇95ŠN 125◇49ŠE, somente as partículas (prótons e elétrons) com energias que satisfaçam

E >≍10 GeV podem chegar até o solo.

As medições em solo apresentam modulações mais longas(com período de 11 anos) relacionadas a mudanças nas condições magnéticas na heliosfera, que inĆuenciam a pe-netração a mudanças nas condições dos raios cósmicos galácticos de baixa energia. Estas variações da intensidade de CR são anti-correlacionadas com ciclo de atividade solar.

O Ćuxo de raios cósmicos apresentam anomalias com periodicidade de 27 dias que estão associadas com a rotação do Sol. Esses fenômenos estão possivelmente relacionados com a atividade de manchas solares, vento solar, buracos coronais e regiões de interação co-rotantes (CIR) (Grieder,2001).

(22)

Capítulo 2. Raios Cósmicos 21

as primeiras evidências concretas que os Decréscimos de Forbush e as tempestades geo-magnéticas eram, na verdade, fenômenos independentes causados por uma mesma fonte: a passagem de uma estrutura interplanetária pela Terra. Embora os detalhes não sejam bem conhecidos, é provável que o mecanismo principal responsável pelo FD seja a pas-sagem de uma Ejeção de Massa Coronal(CME) pelo meio interplanetário. Quando uma nuvem de plasma é ejetada do Sol, ela gera uma barreira magnética que deĆete os raios cósmicos galácticos produzindo assim uma queda no Ćuxo observado na Terra (Grieder,

2001;Cane, 2000).

Outro tipo de variação transitória no Ćuxo de raios cósmicos é associada as Par-tículas Energéticas Solares (SEP). Estas parPar-tículas são aceleradas durante as explosões solares, e por ondas de choque na coroa e no meio interplanetário, cujas energias podem atingir desde alguns keV até GeV (Schwenn, 2006).

O Ćuxo de raios cósmicos detectado no solo é também afetado pelas condições meteorológicas, pressão e temperatura da atmosfera. Estas variações podem ser de longa escala como sazonais com máximo no verão, ou de curta escala como as variações diurnas com máximo em torno do meio dia local.

2.2 Efeitos atmosféricos

As variações da pressão e da temperatura atmosférica causam mudanças na con-tagem de raios cósmicos nos detectores em solo. A concon-tagem varia de modo inversamente proporcional à pressão, enquanto que para a temperatura a variação é mais complexa (Wada, 1962).

2.2.1 Efeito da pressão atmosférica

Os raios cósmicos secundários produzidos na atmosfera estão fortemente relacio-nados com a espessura de matéria atravessada, chamada profundidade atmosférica (ex-pressada em g/cm2_{). A profundidade atmosférica} _χ₍_h_{) se deĄne como a massa de ar por} unidade de área que atravessa uma partícula ao longo da atmosfera desde o inĄnito até a posição h. Em outras palavras, a profundidade atmosférica χ(h) está relacionada com o

perĄl da densidade da atmosfera segundo a Equação (Gaisser, 1990):

χ(h) =

︁ ∞

h ρ(h

′

)dh′

(2.2) sendo ρ(h) a densidade do ar. A densidade está determinada pela Equação barométrica:

ρ(h) = ρ0e

(23)

sendo ρ0 a densidade no nível de observação e H a escala de altura. Assim é possível expressar a profundidade atmosférica como

χ(h) = χ0e

⊗_h/H

(2.4) onde χ0 = 1030 g/cm2 é a profundidade atmosférica ao nível do mar.

Para grandes altitudes a densidade do ar sobre o detector é pequena, então a probabilidade que os raios cósmicos interajam com outras partículas é baixa, ou seja, não haverá uma grande absorção dos raios cósmicos. Enquanto que para baixas altitudes a densidade é alta (pressão atmosférica alta), portanto a absorção dos raios cósmicos será maior. Assim, quanto maior a pressão atmosférica, menor será a contagem dos raios cósmicos registrados nos detectores em solo.

Devido a Variação da pressão atmosférica ao longo do tempo no local do detector, a contagem de raios cósmicos também acompanhará está variação de forma inversamente proporcional. No entanto, existem estudos que indicam que a relação entre a pressão atmosférica e a contagem de raios cósmicos ocorre de forma mais complexa, de modo que um alto valor da pressão acarreta um aumento da probabilidade de ocorrência de interação da partícula (Duperier, 1949; Sagisaka, 1986).

Considerando apenas o efeito da absorção, experimentalmente a variação da in-tensidade de raios cósmicos depende da própria inin-tensidadeI, pressão atmosféricap e do

coeĄciente de absorção µ, conforme mostra a Equação

dI

dp =⊗µI (2.5)

Resolvendo a equação diferencial temos

I =I0e

⊗_µ(p⊗_p0) (2.6)

Para pequenas variações de pressão, o fator exponencial na Equação2.6 pode ser aproximado ao termo da primeira ordem da expansão em série de Taylor. Assim, variação relativa do Ćuxo de raios cósmicos ΔIR = (I⊗I0)/I0 pode ser aproximada como

△IR=

I ⊗I0

I0

=β(p⊗p0) +α (2.7)

sendo β o coeĄciente barométrico, este coeĄciente é negativo quando indica uma

anti-correlação entre o Ćuxo observado e a pressão atmosférica. Esta relação indica que qual-quer componente de raios cósmicos secundários varia com pequenas alterações na pressão,

(24)

2.2.2 Efeito da temperatura

A intensidade dos raios cósmicos registrados em solo é altamente dependente da temperatura. Mais ainda, a temperatura pode produzir um efeito negativo e positivo, na intensidade de raios cósmicos. O aquecimento da atmosfera faz com que ela se expanda, assim, o caminho percorrido pelos raios cósmicos aumenta, crescendo a probabilidade de serem absorvidos. Em consequência a intensidade de múons diminui, este efeito é conhecido como efeito negativo da temperatura. Por outro lado, também é observado um aumento da intensidade de múons devido ao decaimento adicional de píons, este fenômeno é conhecido como efeito positivo de temperatura. Para detetores em solo o efeito negativo de temperatura tem maior importância (Blackett, 1938; Sagisaka, 1986; Dorman, 2004;

Berkova et al.,2011; De Mendonça,2011).

Por conseguinte, a anti-correlação observada entre as variações da temperatura na superfície e a intensidade de raios cósmicos, em longos períodos, pode ser explicada de maneira simples pelo processo de expansão da atmosfera.

O efeito da temperatura (Dorman (2004) e denominado ET em De Mendonça

(2011)) pode ser descrito por quatro maneiras distintas: (a) em relação à variação de temperatura na superfície (Equação 2.8), (b) em relação à variação de temperatura na altura média da máxima produção de raios cósmicos (Equação 2.9 ), (c) em relação à temperatura na superfície e na altura média da máxima produção juntas (Equação 2.10) e (d) em relação à integral do desvio de temperatura para uma dada altura ao longo de toda a atmosfera (Equação 2.11). Neste trabalho são usadas a primeira (a), devido a ser mais simples e mais usada na eliminação do efeito da temperatura, e a última (d) que é baseada no modelo teórico do decaimento de píons (método integral).

ET ⊕α≤ΔT(h0) (2.8)

ET ⊕φ≤ΔT(hg) (2.9)

ET ⊕Ω≤ΔT(h0) +φ≤ΔT(hg) (2.10)

ET ⊕

︁ h0

hf

λ(h′)

≤ΔT(h′)

dh′ (2.11)

onde h0 é a altitude em que se encontra o detector (altitude de observação), φ é um coeĄciente dado em %/◇C,

hg é a altura média da máxima produção de raios cósmicos (≍ 16,5 km), Ω é um coeĄciente dado em %/◇C,

λ(h′) é o coeĄciente dado em %/km◇C para

a altitude h′ e

(25)

O método integral (Equação 2.12), desenvolvido para suprimir o efeito de tem-peratura, necessita dados de pressão na superfície e do perĄl vertical de temperatura. Frequentemente, não é possível contar com esses dados.

δIT =

︁ h0

0 α(h)≤δT(h)≤dh (2.12) Existem também dois métodos empíricos alternativos, um destes é o método do nível efetivo de geração que foi um dos primeiros desenvolvidos e ainda está em uso. Neste método se considera que os múons são gerados principalmente em um nível isobárico, tipicamente de 100 mb, e a altura deste nível varia com a temperatura. A variação na componente muónica está correlacionada com a variação no nível da altura de geração

δH e com a temperatura do ar δT neste nível (Blackett, 1938; Duperier, 1944; Duperier,

1949):

δIT =αHδH+αTδT (2.13)

onde αH (em %/km) é o fator de decaimento (efeito negativo) e αT (% ◇C) é o coeĄciente de temperatura, (efeito positivo).

Uma simpliĄcação do método integral (método teórico) é o chamado método de temperatura ponderada pela massa (Yanchukovsky; Filimonov; Hisamov,2007;Berkova et al., 2011;De Mendonça,2015), onde os coeĄcientes de temperatura α(h) para detectores em solo não mudam muito com a profundidade atmosférica h, e a média α(h) pode ser

colocada para fora da integral da Equação2.12de acordo com (Berkova et al.,2012). Neste método, a variação da intensidade dos raios cósmicos, principalmente múons, é dada por:

δIT =α

︁ h0

0 δT(h)≤dh =αM SS

L︁skin

n=1

W(hn)≤Tn

=αM SS≤ΔTM SS

(2.14)

sendo

ΔTM SS = L︁skin

n=1

W(hn)≤Tn

W(hn) = χ(hn)⊗χ(hn+1)

χ(h0)

(2.15)

(26)

Os dados ΔTM SS utilizados aqui foram obtidos no sitehttp://cr20.izmiran.ru/

mddb/onde foram calculados usando a Equação2.15, considerando-se queχ(hLskin+1) = 0,

com a profundidade atmosférica deĄnida na Equação 2.2, e os valores χ(hn) calculados

(27)

26

3 Descrição dos Instrumentos e Dados

Utili-zados

O estudo apresentado neste trabalho utiliza dados do Ćuxo de raios cósmicos detectados pelo instrumento CARPET localizado no Complexo Astronômico "El Leon-cito"(CASLEO). Para corrigir os efeitos atmosféricos foram utilizados dados de pressão e temperatura ao nível do solo fornecidos pela estação meteorológica localizada no próprio CASLEO, e dados de perĄs verticais de temperatura nas coordenadas geográĄcas do local do CARPET fornecidos pelo instrumento SABER. Dados do satélite ACE foram utili-zados para monitorar o campo magnético interplanetário (IMF), enquanto que dados de magnetômetros em terra fornecem os índices geomagnéticos Dst e kp. Alternativamente, foram usados dados do monitor de nêutrons da Roma. Além disso, foram utilizados dados fornecidos pelo monitor de campo elétrico atmosférico EFM-100 instalados em CASLEO.

3.1 Detector de raios cósmicos CARPET

O detector CARPET esta operando no Complexo Astronômico ŞEl LeoncitoŤ (CASLEO) nos Andes Argentinos (69◇18Š O 31◇47Š S), desde Abril de 2006, mediante

uma colaboração entre o Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM), o Instituto de Física Lebedev (LPI) da Rússia e o próprio CASLEO (De Mendonça, R. R. S. et al.,2013).

A Figura5, mostra o detector CARPET composto por 240 contadores tipo Geiger-Muller divididos em 24 blocos de 10. Em cada grupo de 10 tubos (contador Geiger-Geiger-Muller) uma placa de alumínio de 0,7 cm separa 5 tubos na parte superior e 5 na parte inferior. Assim, o detector completo tem 120 tubos na parte superior (modo UP) e 120 tubos na parte inferior (modo LOW). Devido a esta conĄguração dos detectores Geiger-Muller, CARPET fornece três sinais diferentes, denominados:

∙ UP eLOW- sinais compostos pela soma da contagem dos raios cósmicos que

atra-vessaram os contadores dispostos na parte superior e inferior da placa de alumínio, respectivamente;

∙ TELESCOPE- sinal composto pela contagem dos raios cósmicos que atravessaram

(28)

Capítulo 3. Descrição dos Instrumentos e Dados Utilizados 27

UP e LOW TELESCOPE

(MeV) (MeV)

Eléctrons E >0,2 E> 5

Pósitrons E >0,2

Prótons E >5 E> 30 Múons E >1,5 E> 15,5

Raios gama E >0,02

Tabela 1: Mostra os três canais do CARPET, que podem registar as partículas mostradas com essas faixas.

Sendo os canais UP e LOW mais sensíveis à componente eletromagnética do chu-veiro de raios cósmicos, enquanto o canal TELESCOPE é sensível à componente muónica.

Figura 5: Detector CARPET composto por 240 contadores Geiger-Muller divididos em 24 blocos de 10. Em cada grupo de 10 tubos (contador Geiger-Muller) têm uma placa de alumínio de 0,7 cm que separa 5 tubos na parte superior e 5 na parte inferior como se pode visualizar.

Usando o espectro de energia de partículas cósmicas mostrado na Figura 4 foi calculada a rigidez geomagnética de 9,8 GV e a pressão atmosférica média de 800 g/cm2_, onde CARPET está instalado, mediante da simulação GEANT4 baseada no método de Monte Carlo (Metropolis; Ulam, 1949).

3.2 Instrumento SABER

O experimento denominado SABER1 _{é um dos quatro instrumentos abordo do} satélite TIMED2 _{lançado em Maio do 2000. O principal objetivo do SABER é alcançar} uma melhor compreensão dos processos energéticos, químicos, a estrutura e a dinâmica da região atmosférica compreendida entre 60 e 180 km de altitude. SABER consiste de 1

SABERSounding of the Atmosphere using Broadband Emission Radiometry

2

(29)

um radiômetro que pode inferir a temperatura da alta e meia atmosfera observando a emissão em infravermelho do dióxido de carbono e óxido nítrico, assim realiza medições dos perĄs verticais da temperatura (Russell et al., 1999).

3.3 ACE

O satélite ACE3 _{orbita no ponto de equilíbrio gravitacional, L1, entre o Sol e a} Terra a aproximadamente 1,5 milhões de quilômetros do Sol. Alguns dos instrumentos abordo do ACE são utilizados nesta pesquisa. O detector ACE-MAG4 _{fornece informação} da intensidade do campo magnético interplanetário (IMF), enquanto o detector ACE-SWEPAM 5 _{fornece dados relacionados ao vento solar, tais como a velocidade, densidade,} energia de partículas (elétrons, prótons e partículas alfa). Esses dados são usados como indicadores da chegada de plasmas magnetizados e eventos de partículas energéticas so-lares (Stone et al., 1998), e estão disponíveis em http://legacy-www.swpc.noaa.gov/ ftpmenu/lists/ace2.html.

3.4 Índice Dst

O índice Dst6 _{é um indicador da atividade geomagnética na região equatorial. Este} índice é baseado no valor médio da componente horizontal do campo magnético da Terra, registrado por observatórios em baixas latitudes. O uso do DST como um índice da inten-sidade de uma tempestade geomagnética é possível devido a inteninten-sidade do campo magné-tico na superfície, em baixas latitudes, ser inversamente proporcional à energia contida na corrente de anel, que aumenta durante tempestades geomagnéticas. Uma tempestade ge-omagnética é caracterizada tipicamente por três fases: início súbito da tempestade (SSC), fase principal e recuperação. Tipicamente, uma tempestade geomagnética pode ser classiĄ-cada como moderada (-100 < Dst < -50), intensa (-250 < Dst < -100) ou super-tempestade (Dst < -250) (Gonzalez et al., 1994). Os dados são fornecidos pelo WDCG de Kyoto7_{, e} podem ser obtidos no site http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstae/index.html.

3.5 Banco de dados do detector de múons da Rússia

Dados de temperatura ponderada pela massa foram obtidos do banco de dados do detector de múons da Russia fornecido pelo IZMIRAN (Nikolay Pushkov Institute of 3

ACEAdvanced Composition Explorer 4

ACE-MAGMagnetic Field Experiment 5

ACE-SWEPAMSolar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor 6

DstDisturbance Storm Time 7

(30)

Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation of the Russian Academy of Sciences), no site http://cr20.izmiran.ru/MDDB/#.

3.6 Monitor de nêutrons da Roma

(31)

30

4 Metodologia

O primeiro passo foi realizar as atualizações da base de dados dos instrumentos CARPET, estação meteorológica CASLEO, SABER, ACE, índices DST e KP, detector de campo elétrico EFM-CASLEO e EFM-SAVNET, desde 2012 até 2015. Foi feita uma análise dos dados brutos do CARPET para o período de 2006 até a atualidade (Seção

4.1). Em seguida os dados foram corrigidos pelo efeito barométrico e depois pelo efeito da temperatura (Seção 4.2). Para corrigir a modulação da temperatura foram utilizados o método da temperatura de superfície, o método integral e o método da temperatura ponderada pela massa, mencionados no Capítulo 2. O método integral foi aplicado à toda base de dados do CARPET de 2006 até 2015, enquanto a método temperatura ponderada pela massa para 2009.

4.1 Teste do CARPET

Uma análise dos dados brutos do CARPET obtidos nos seus 9 anos de operação apresentou 2 quedas no Ćuxo detectado nos três canais como se mostra na Figura 6(curva preta). A primeira queda ocorreu no dia 21/12/2007 quando o nível do Ćuxo caiu 4%, a outra queda foi observada no dia 1/11/2011 (linhas verticais azuis) quando o nível do Ćuxo caiu ≍ 13%, simultaneamente nos três canais. Após cada queda o nível do Ćuxo

de raios cósmicos permaneceu estável, o que permitiu se aplicar um fator de correção em cada período. No período de 21/12/2007 a 1/11/2011 o fator de correção do Ćuxo obtido foi 1,043; e para o período após 1/11/2011 até a atualidade o fator de correção obtido foi 1,09. Após essa correção os dados brutos do CARPET resultam numa série temporal de dados contínuos cobrindo o período de 2006 a 2015 Figura 6 (curva vermelha).

Essas quedas podem ser explicadas através da degradação da eĄciência de alguns blocos no decorrer do tempo como evidenciado da análise do Ćuxo detectado por cada bloco em duas manutenções realizadas no detetor CARPET. A primeira manutenção foi feita no período entre 28/02/2012 e 06/03/2012, quando se veriĄcou a queda da eĄciência de alguns dos blocos (Figuras 7,8e 9). Os blocos que apresentaram queda no seu desem-penho no canal UP foram os 7, 8, 10, 11, 20 e 22, no canal LOW foram os 7,13,18 e 20, e no canal TEL foram os 7, 8, 11, 13, 18, 20 e 22. Nesta manutenção foram trocados só alguns dos blocos degradados, por isso o nível de contagem não voltou ao nível original.

(32)

Capítulo 4. Metodologia 31

canal UP nos blocos 03, 08, 11, 18, 20 e 22, no canal LOW nos blocos 01, 13, 14, 20 e 21 ; e no canal TEL nos blocos 03, 11, 20 e 22.

Figura 6: Dados brutos da intensidade raios cósmicos (curva preta) observados pelo CARPET e dados corrigidos após das quedas (curva vermelha).

4.2 Correção da intensidade de raios cósmicos pelas modulações

atmosféricas

(33)

Figura 7: PerĄl temporal de cada bloco (canal UP) que mostra detalhes dentro do período de manutenção na data 03/03/2012.

Figura 8: PerĄl temporal de cada bloco (canal LOW) que mostra detalhes dentro do período de manu-tenção na data 03/03/2012.

raios cósmicos varia com pequenas alterações na pressão no nível de observação, foram calculados os coeĄcientes barométricosβ usando a Equação2.7(Famoso; La Rocca; Riggi,

2005; Dorman, 2004). O valor de β foi calculado para diferentes períodos considerando

(34)

Figura 9: PerĄl temporal de cada bloco (canal TEL) que mostra detalhes dentro do período de manutenção na data 03/03/2012.

Figura 10: PerĄl temporal de cada bloco (canal UP) que mostra detalhes na 17/05/2015

foram calculados os coeĄcientes de temperatura na superfície αpara alguns períodos com

a Ąnalidade de corrigir os dados usando o método de temperatura de superfície (Equação

2.8). Usando dados de pressão e temperatura ao nível do solo fornecidos pela estação meteorológica localizada no CASLEO.

(35)

Figura 11: PerĄl temporal de cada bloco (canal LOW) que mostra detalhes na 17/05/2015

Figura 12: PerĄl temporal de cada bloco (canal TEL) que mostra detalhes na 17/05/2015

(36)

de machas solares.

Também foi considerado o método de correção de temperatura ponderada pela massa. Para aplicar este método foram utilizados os dados do canal corrigidos pelo efeito da pressão, usando o coeĄciente barométrico calculado. Na sequência, foram calculados os coeĄcientes de temperatura ponderada pela massa αT M SS. Para calcular esses coeĄcientes

foi utilizada a temperatura ponderada pela massa calculada para o local onde está insta-lado o CARPET, para o período de 2009, obtida do banco de dados do detector de múons da Rússia. Para validar esses coeĄcientes nos três sinais do CARPET, se considerou um período curto de um mês, um período com baixa atividade solar e geomagnética conferida com o índice Dst e KP.

4.3 Correção aplicada para os Eventos Forbush

Neste trabalho foram analisados dois eventos de decréscimos de Forbush associados à passagem de estruturas interplanetárias.

(37)

36

5 Análise e Resultados

Após corrigir os dados brutos devido a queda de eĄciência de alguns blocos do CARPET, foram aplicados os métodos de correção devidos aos efeitos atmosféricos, só então foi realizado o estudo das variações de longo prazo e transientes do Ćuxo de raios cósmicos.

A variação do Ćuxo de raios cósmicos secundários detetados em solo é causada por dois principais parâmetros atmosféricos: (1) a pressão e (2) a temperatura (Dorman,2004;

Famoso; La Rocca; Riggi,2005). A Figura13mostra a comparação entre a variação a longo prazo da contagem de raios cósmicos brutos detectados pelo canal TEL do CARPET com as variações de pressão e temperatura durante o período compreendido entre 01/04/2006 e 01/01/2015. É possível observar que existe uma clara correlação entre a contagem de raios cósmicos e a pressão atmosférica entre os anos 2006 até 2009, enquanto que no período após 2009 é observada uma anti-correlação, mas vale notar que amplitude da variação diminui . Na mesma Ągura, a contagem de raios cósmicos é comparada com a variação da temperatura na superfície, onde é observada uma anti-correlação entre estas grandezas durante todo o período.

Os coeĄcientes barométricosβ, foram calculados considerando que o Ćuxo de raios

cósmicos varia com pequenas alterações na pressão ao nível de observação, descrita pela a Equação 2.7. Devido ao efeito de absorção da atmosfera o valor de β deveria ser negativo,

indicando uma anti-correlação entre o Ćuxo observado e a pressão atmosférica de acordo com Famoso, La Rocca e Riggi (2005), Dorman (2004). A Figura14 mostra um exemplo de como foram obtidos os coeĄcientes barométricos para setembro de 2009, considerando-se a variação relativa da intensidade de raios cósmicos e a variação de pressão para cada um dos três canais do CARPET, bem como seus respectivos coeĄcientes de correlação. Similarmente foram calculados os coeĄcientes de temperatura na superfícieα, a Figura15

(38)

Capítulo 5. Análise e Resultados 37

Figura 13: Comparação entre a variação da contagem de raios cósmicos sem remoção das variações atmosféricas e a variação da pressão e temperatura atmosféricas na superfície, no período compreendido entre os anos 2006 e 2015. As curvas continuas de cor azul representam a media corrida de 30 dias da pressão e temperatura.

A Figura 16 mostra os coeĄcientes barométricos calculados em intervalos de um mês para o período compreendido entre os anos 2006 a 2015, e a Figura 17 mostra os respectivos coeĄcientes de correlação Rβ para os três canais do CARPET. Aqui conside-ramos os parâmetros cujos valores de coeĄciente de correlação são ♣RTEL♣ ⊙ 0,78 pois representam uma correlação forte (linha tracejada azul na Figura ). A Figura 18 mos-tra os coeĄcientes barométricos considerando apenas os valores de β que apresentaram

correlação considerada forte para o canal de TEL do CARPET. Nestas condições os co-eĄcientes barométricos (β) calculados para TEL variam entre os valores de ⊗0,24%/hPa

(39)

Y_UP = - 0.1188*x + 0.00010

-10 -5 0 5 10

Var Pressure (hPa) -6 -4 -2 0 2 4 6 V a r R e la ti v a U P

Y_LOW = - 0.1069*x + 0.00004

-10 -5 0 5 10

Var Pressure (hPa) -6 -4 -2 0 2 4 6 V a r R e la ti v a LO W

Y_TEL = - 0.2953*x + 0.00015

-10 -5 0 5 10

Var Pressure (hPa) -6 -4 -2 0 2 4 6 V a r R e la ti v a T E L

RUP=-0.38

RLOW=-0.35

RTEL=-0.73

Figura 14: Correlação entre a variação relativa da intensidade de raios cósmicos (para cada um dos três sinais do CARPET) e a variação relativa da pressão calculado para setembro de 2009.

Similarmente, foram calculados os coeĄcientes de temperatura α na superfície em intervalos de um mês para o período compreendido entre os anos de 2006 a 2015 ( Figura

19). A Figura20mostra os respectivos coeĄcientes de correlaçãoRα para os três canais do CARPET. Considerando-se apenas os coeĄcientes com correlação forte (♣RTEL♣ ⊙ 0,78) obtemos a Figura 21 que mostra os coeĄcientes de temperatura para o canal de TEL do CARPET variando entre os valores de ⊗0,31%/◇C a

(40)

-15 -10 -5 0 5 10 15

Var Temperature (oC) -10 -5 0 5 10 V a r R e la ti v a U P

-15 -10 -5 0 5 10 15

Var Temperature (oC) -10 -5 0 5 10 V a r R e la ti v a LO W

-15 -10 -5 0 5 10 15

Var Temperature (oC) -10 -5 0 5 10 V a r R e la ti v a T E L

R_UP=-0.83

RLOW=-0.38

R_TEL=-0.88

Y_UP=-0.2728*X + 0.0212

Y_LOW=-0.1733*X + 0.0134

Y_TEL = -0.4232*X + 0.0330

Figura 15: Correlação entre a variação relativa da intensidade de raios cósmicos (para cada um dos três sinais do CARPET) e a variação relativa da temperatura calculado para dezembro de 2009

⊗0,39%/◇C.

(41)

Figura 16: Variação dos coeĄcientes barométricos calculados em intervalos de um mês para o período entre os anos de abril de 2006 a dezembro de 2014, para os três sinais do CARPET.

Figura 17: Variação dos coeĄcientes de correlaçãoRβ calculados em intervalos de um mês para o período

(42)

Figura 18: Variação dos coeĄcientes barométricos calculados em intervalos de um mês para o período entre os anos de abril de 2006 a dezembro 2014, para os três sinais do CARPET. Considerando-se apenas os valores de♣RTEL♣ ⊙0,78.

Figura 19: Variação dos coeĄcientes de temperatura de superfície calculados em intervalos de um mês para o período entre os anos 2006 a dezembro 2014, para os três sinais do CARPET

5.1 Correção usando o Método Integral

(43)

Figura 20: Variação dos coeĄcientes de correlação R calculados em intervalos de um mês para o período entre os anos de abril de 2006 a dezembro de 2014, para os três sinais do CARPET.

da pressão foram utilizados os coeĄcientes barométricos calculados neste trabalho para os três canais do CARPET, ou seja β igual a -0,15, -0,16 e -0,37 %hP a, para UP, LOW e TEL respectivamente. Depois é aplicado o método integral que corrige as variações de temperatura em função da altura que inĆuenciam o Ćuxo de raios cósmicos, para isso foram utilizados os perĄs verticais de temperatura obtidos com satélite SABER, dando continuidade ao trabalho deDe Mendonça(2011). Devido à falta de dados do perĄl vertical de temperatura, não foram corrigidos os dados após julho de 2014.

Para avaliar os efeitos das correções aplicadas no Ćuxo de raios cósmicos, primeiro comparamos os Ćuxo de raios cósmicos bruto (curva vermelha) com o Ćuxo corrigido pelo método integral(curva preta)(Figura 22). Depois comparamos o Ćuxo de raios cósmicos do canal TEL do CARPET, bruto (curva vermelha) bem como o corrigido pelo método integral(curva preta), com o Ćuxo de monitor de nêutrons(curva azul) como é mostrado nas Figuras 23e 24, respectivamente.

(44)

Figura 21: Variação dos coeĄcientes de temperaturaαcalculados em intervalos de um mês para o período entre os anos abril de 2006 a dezembro de 2014, para os três sinais do CARPET, considerando os coeĄcientes de anti-correlação♣RTEL♣ ⊙0,78.

5.1.1 Modulações de Raios Cósmicos de Longo Prazo

Os raios cósmicos galáticos são espalhados pelas irregularidades do campo magné-tico interplanetário ao longo de sua passagem pela Heliosfera, as quais variam com o ciclo solar. O campo magnético na Heliosfera é altamente variável durante períodos de alta atividade solar, quando desvia os raios cósmicos mais eĄcientemente do que em períodos de baixa atividade. A Figura25mostra uma comparação entre a média diária do número de manchas solares e a variação da intensidade de raios cósmicos corrigidos pelo método integral do CARPET entre as datas 01/04/2006 e 30/06/2014. Nesta Ągura se observa a anti-correlação existente entre a atividade solar e a intensidade de raios cósmicos. Note-se também que o Ćuxo de raios cósmicos exibe uma variação sazonal mais pronunciada após 2008.

5.2 Correção usando o Método da Temperatura Ponderada pela

Massa

Este método consiste em uma simpliĄcação do método integral descrito na Se-ção 2.2.2. Para aplicar este método aos dados do canal TEL do CARPET, primeiro foi eliminado o efeito da pressão na superfície, para isto foi utilizado o coeĄciente baromé-trico médio β =⊗0,37%hPa obtido neste trabalho. Utilizando os dados de temperatura

(45)

CARPET e que estão disponíveis no sitehttp://cr20.izmiran.ru/mddb/, foram obtidos

os coeĄcientes de temperatura ponderada pela massa αT M SS, e em seguida foi aplicado o método usando a Equação 2.14.

O coeĄciente de temperatura ponderada pela massa foi calculado a cada mês para todo o ano de 2009, e apenas o mês do setembro apresentou um coeĄciente de correlação forte ( ♣RTEL♣ ⊙0,65, Figura 26)

As Figuras 27 e 28 mostram a comparação entre o Ćuxo de raios cósmicos cor-rigidos utilizando o método integral e o método da temperatura ponderada pela massa, respectivamente, para o ano 2009. A intensidade corrigida pelo método integral está re-presentada pela curva preta, a intensidade no monitor de nêutrons de Roma representado pela curva vermelha para as duas Ąguras e por último a curva de cor azul representa a intensidade corrigida pelo método de temperatura ponderada pela massa. A correção utilizando o método da temperatura ponderada pela massa acompanha melhor o perĄl do monitor de nêutrons da Roma.

5.3 Variações da Intensidade de Raios Cósmicos durante eventos

Forbush

5.3.1 Evento do 8 de Março de 2012

Para a análise deste evento, o Ćuxo de raios cósmicos do CARPET foi corrigido pelos efeitos atmosféricos e aplicado o método integral descrito na Seção 2.2.2 usando a Equação 2.11. Foi utilizado o coeĄciente médio de pressãoβ = -0,37%hPa.

A Figura29mostra o evento Forbush observado em 8 de março de 2012 que exibe uma queda de ≍ 4,9% no Ćuxo de raios cósmicos do CARPET no canal TEL e uma

queda de ≍8,5% no monitor de nêutrons da Roma. O inicio de evento Forbush coincide

com choque interplanetário que ocorreu 12:00 UT no dia 8 de março devido a passagem de uma CME. Esta CME foi lançada do Sol (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/),

(46)

5.3.2 Evento Forbush Observado 22 de Junho de 2015

Para análise deste evento foi feita a correção do efeito da pressão e temperatura de superfície descrito na Seção 2.2.2 de acordo com a Equação 2.8, porque não se tem dados do SABER e temperatura ponderada pela massa de perĄs verticais de temperatura. Foram considerados os coeĄcientes de pressão βTEL = ⊗0,0618 %/hPa e temperatura

αTEL=⊗0,0960%/◇C calculados para o mês de junho 2015.

A Figura 30 mostra o evento Forbush registrado pelo canal TEL do CARPET entre os dias 22 e 23 de junho que exibe uma queda de ≍3,4% (decréscimo de Forbush). O inicio de evento Forbush coincide com choque interplanetário que ocorreu 12:00 UT do dia 22 de junho devido a passagem de uma CME. Essa CME foi o produto de uma ruptura de um Ąlamento, no quadrante SSE do disco solar, no dia 19 de junho (http:// cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/), e que produziu uma tempestade geomagnética intensa

com índice Dst minimo de ≍ ⊗200 nT no inicio do dia 23 de junho. Além disso, para

(47)

Capítulo 5. Análise e Resultados 46 92 94 96 98 100 102 U P C O R ( c o u n ts /5 0 0 m s ) 92 94 96 98 100 102

12 13 14

92 94 96 98 100 102 LO W C O R ( c o u n ts /5 0 0 m s ) 92 94 96 98 100 102

12 13 14

29 30 31 32 T E L C O R ( c o u n ts /5 0 0 m s ) 29 30 31 32 Time (years)

(48)

Capítulo 5. Análise e Resultados 47 26 28 30 32 34 T E L (c o u n ts /5 0 0 m s )

12 13 14

94 102 R o m e N e u tr o n M o n it o r 94 96 98 100 Time (years)

Figura 23: Comparação entre o Ćuxo de raios cósmicos não corrigidos para o sinal TEL (curva vermelha) e o Ćuxo de raios cósmicos do monitor de nêutrons de Roma (curva azul) no período de 01/01//2012 até 01/07/2014. 26 28 30 32 34 T E L C O R R ( c o u n ts /5 0 0 m s )

12 13 14

94 102 R o m e N e u tr o n M o n it o r 94 96 98 100 Time (years)

(49)

Figura 25: Comparação entre a média diária número de manchas solares e a variação da intensidade de raios cósmicos do CARPET corrigida pelo método integral entre as datas 01/04/2006 e 30/06/2014.

-6 -4 -2 0 2 4 6

Var Temperature (o_K)

-6 -4 -2 0 2 4 6

V

a

r

R

e

la

ti

v

a

T

E

L RTEL=-0.63

Y_TEL=-0.3667*X + 0.0472

Figura 26: Correlação entre a variação relativa da intensidade de raios cósmicos corrigida pela pressão (para cada um dos três sinais do CARPET) e a variação relativa da temperatura ponderada pela massa

(50)

Figura 27: Comparação da intensidade de raios cósmicos corrigidos pelo método integral (curva preta) e monitor de nêutrons de Roma (curva vermelha).

(51)

(52)

(53)

52

6 Conclusões

O detector CARPET, concebido para a observação dos raios cósmicos secundários com energias na faixa de 105_-1012 _{eV, tem se mostrado uma ferramenta importante para} o estudo de fenômenos solares e da heliosfera, bem como para estudos sobre fenômenos atmosféricos, que são de interesse físico. A intensidade dos raios cósmicos medidos em solo é fortemente dependente das variações da pressão e temperatura atmosféricas, portanto, torna-se de fundamental importância a correção da intensidade dos raios cósmicos dos efeitos desses parâmetros antes do estudo da sua modulação devido a fenômenos solares ou interplanetários.

Considerando o efeito de absorção atmosférica e pequenas variações da pressão, a eliminação do efeito da pressão nos raios cósmicos registrados em solo foi realizada calcu-lando os coeĄcientes barométricos para cada um dos canais do CARPET. Os coeĄcientes barométricos β com correlação forte (♣RTEL♣ ⊙ 0,78) para o canal TEL do CARPET apresentaram valores entre -0,24%/hPa a -0,47%/hPa com valor médio de -0,37%/hPa. Os coeĄcientes de temperatura de superfície α obtidos para o canal TEL do CARPET,

também considerando apenas os valores de correlação forte (♣RTEL♣ ⊙ 0,78) variaram entre ⊗0,31%/◇C a

⊗0,55%/◇C, com valor médio de

⊗0,39%/◇C.

Antes de aplicar os métodos de correção de temperatura, os dados do canal TEL do CARPET foram corrigidos pelas variações da pressão usando βTEL = ⊗0,37 %hP a. Para a eliminação do efeito da temperatura foram usados os métodos de temperatura de superfície, integral e temperatura ponderada pela massa.

Primeiramente foi aplicado o método integral para período de 2012 ate dezembro 2014, dando continuidade ao trabalhoDe Mendonça(2011). Os dados corrigidos para este período apresentam uma boa correlação com Ćuxo observado pelo monitor nêutrons de Roma. O método de temperatura ponderada pela massa foi aplicado apenas para o ano de 2009 que tinha os dados de temperatura ponderada pela massa (TM SS) disponíveis no banco dados do detector de múons da Rússia. Os dados do canal TEL do CARPET de 2009 corrigidos por este método e pelo método integral foram comparados com o Ćuxo de monitor de nêutrons de Roma, veriĄcando-se uma melhor correlação deste último com o Ćuxo do CARPET corrigido pelo método da temperatura ponderada pela massa. Para avaliar o melhor método de correção de temperatura é necessário se aplicar ambos os métodos para outros períodos.

(54)

Capítulo 6. Conclusões 53

é observada uma variação sazonal pronunciada após de 2008.

São apresentados dois eventos detectados pelo CARPET e identiĄcados como de-créscimos Forbush. Estes evento aprestaram perĄl temporal bem correlacionado com o Ćuxo de monitores nêutrons. Ambos os eventos tiveram seu início coincidindo com o ins-tante do choque interplanetário, e foram produzidos por CMEs se propagando na direção da Terra.

Este estudo reforça a potencialidade do CARPET para estudos da modulação do Ćuxo de raios cósmicos de curta e longa duração.

Para a deĄnição do melhor método de correção dos efeitos atmosféricos é necessária a aplicação dos diferentes métodos para todo o período de dados.

(55)

54

Referências

Alves, G.; Eboli, O.; Rivelles, V. Particles and Fields. [s.n.], 2002. ISBN 9789814488426. Disponível em: <https://books.google.com.br/books?id=CMvUCgAAQBAJ>. Citado

2 vezes nas páginas 9e 18.

Berkova, M. et al. Temperature efect of muon component and practical questions of how to take into account in real time. Astrophysics and Space Sciences Transactions, v. 8, p. 41Ű44, dez. 2012. Citado na página 24.

Berkova, M. D. et al. Temperature efect of the muon component and practical questions for considering it in real time. Bulletin of the Russian Academy of Science, Phys., v. 75, p. 820Ű824, jun. 2011. Citado 2 vezes nas páginas 23 e24.

Bertou, X.; Boratav, M.; Letessier-Selvon, A. Physics of extremely high energy cosmic rays. International Journal of Modern Physics A, v. 15, n. 15, p. 2181Ű 2224, 2000. Disponível em: <

http://www.worldscientiĄc.com/doi/abs/10.1142-/S0217751X00000902>. Citado na página 15.

Blackett, P. M. On the Instability of the Barytron and the Temperature Efect of Cosmic Rays. Physical Review, v. 54, p. 973Ű974, dez. 1938. Citado 2 vezes nas páginas 23e 24. Cane, H. V. Coronal Mass Ejections and Forbush Decreases. , v. 93, p. 55Ű77, jul. 2000. Citado na página 21.

De Mendonça, R. R. S. InĆuência das variabilidades solar, geomagnética e atmosférica na modulação da intensidade de raios cósmicos.INPE, São Jose dos Campos, SP, Brazil, 2011. Citado 4 vezes nas páginas 23,39, 42e 52.

De Mendonça, R. R. S. Análise em uma e duas dimensões de precursores de tempestades geomagnéticas através de dados da rede global de detectores de múons (gmdn). INPE, São Jose dos Campos, SP, Brazil, 2015. Citado na página24.

De Mendonça, R. R. S. et al. Analysis of atmospheric pressure and temperature efects on cosmic ray measurements. Journal of Geophysical Research: Space Physics, v. 118, n. 4, p. 1403Ű1409, 2013. ISSN 2169-9402. Disponível em: <

http://dx.doi.org/10.1029-/2012JA018026>. Citado na página 26.

Desorgher, L. et al. Geant4 Application for Simulating the Propagation of Cosmic Rays through the EarthŠs Magnetosphere.International Cosmic Ray Conference, v. 7, p. 4281, jul. 2003. Citado na página 17.

Dorman, L. I. (Ed.). Cosmic Rays in the Earth’s Atmosphere and Underground, v. 303 de Astrophysics and Space Science Library, (Astrophysics and Space Science Library, v. 303). [S.l.: s.n.], 2004. Citado 4 vezes nas páginas 22,23, 32e 36.

(56)

Referências 55

Duperier, A. The Meson Intensity at the Surface of the Earth and the Temperature at the Production Level.Proceedings of the Physical Society A, v. 62, p. 684Ű696, nov. 1949. Citado 2 vezes nas páginas 22 e24.

Famoso, B.; La Rocca, P.; Riggi, F. An educational study of the barometric efect of cosmic rays with a geiger counter. Physics Education, v. 40, n. 5, p. 461, 2005. Disponível em: <http://stacks.iop.org/0031-9120/40/i=5/a=007>. Citado 3 vezes nas páginas 22,

32 e 36.

Forbush, S. E. On the Efects in Cosmic-Ray Intensity Observed During the Recent Magnetic Storm. Physical Review, v. 51, p. 1108Ű1109, jun. 1937. Citado na página 20. Gaisser, T. K. Cosmic Rays and Particle Physics. [S.l.]: Cambridge University Press, 1990. 279 p. Citado 2 vezes nas páginas 15e 21.

Gaisser, T. K.; Stanev, T.; Tilav, S. Cosmic ray energy spectrum from measurements of air showers. Frontiers of Physics, v. 8, p. 748Ű758, dez. 2013. Citado na página 15. Gonzalez, W. D. et al. What is a geomagnetic storm? Journal of Geophysical Research: Space Physics, v. 99, n. A4, p. 5771Ű5792, 1994. ISSN 2156-2202. Disponível em: <http://dx.doi.org/10.1029/93JA02867>. Citado na página 28.

Grieder, P. K. F. Cosmic Rays at Earth: researcher’s reference manual and data book. Amsterdam: Elsevier, 2001. 1193 p. Citado 5 vezes nas páginas 9, 15,16, 20e 21. Metropolis, N.; Ulam, S. The monte carlo method. Journal of the American statistical association, Taylor & Francis Group, v. 44, n. 247, p. 335Ű341, 1949. Citado na página

27.

Russell, J. M. et al. Overview of the SABER experiment and preliminary calibration results. In: Larar, A. M. (Ed.). Optical Spectroscopic Techniques and Instrumentation for Atmospheric and Space Research III. [S.l.: s.n.], 1999. (Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, v. 3756), p. 277Ű288. Citado na página 28.

Sagisaka, S. Atmospheric efects on cosmic-ray muon intensities at deep underground depths. Nuovo Cimento C Geophysics Space Physics C, v. 9, p. 809Ű828, ago. 1986. Citado 2 vezes nas páginas 22 e23.

Schwenn, R. Space weather: The solar perspective. Living Reviews in Solar Physics, v. 3, n. 2, 2006. Disponível em: <http://www.livingreviews.org/lrsp-2006-2>. Citado na página 21.

Simpson, J. A. Cosmic-Radiation Intensity-Time Variations and Their Origin. III. The Origin of 27-Day Variations. Physical Review, v. 94, p. 426Ű440, abr. 1954. Citado na página 20.

Stone, E. C. et al. The Advanced Composition Explorer. Space Science Reviews, v. 86, p. 1Ű22, jul. 1998. Citado na página 28.

(57)

Referências 56

Yanchukovsky, V. L.; Filimonov, G. Y.; Hisamov, R. Z. Atmospheric variations in muon intensity for diferent zenith angles. Bulletin of the Russian Academy of Sciences, Physics, v. 71, p. 1038Ű1040, jul. 2007. Citado na página 24.

(58)

(59)

58

APÊNDICE A Ű CoeĄcientes barométricos

Foram calculados os coeĄcientes barométricos usando a Equação 2.7. O cálculo foi feito utilizando os dados com uma integração de 6 meses. A Tabela 2 mostra os coeĄcientes barométricos β e coeĄcientes de correlação calculados para cada canal (UP,

LOW, TEL) entre as datas 01/01/2007 e 12/07/2011. A Tabela 3 mostra os coeĄcientes barométricos e coeĄcientes de correlação, calculados fazendo uma integração de um mês entre as datas de abril de 2006 até dezembro de 2014. Por último, a Tabela 4 mostra os coeĄcientes barométricos e coeĄcientes de correlação que foram calculados utilizando dados com integração de um ano entre as datas 2007 e 2014.

Data βUP βLOW βTEL RUP RLOW RTEL

Janeiro-Julho de 2007 0.1441 0.0794 0.1440 0.48 0.41 0.38 Julho-Dezembro de 2007 0.0882 0.0550 0.0944 0.30 0.30 0.38 Janeiro-Julho de 2008 0.0663 0.0388 0.0833 0.17 0.16 0.21 Julho-Dezembro de 2008 0.0736 0.0174 0.0674 0.18 0.08 0.22 Janeiro-Julho de 2009 0.1248 0.0188 0.0498 0.20 0.05 0.07 Julho-Dezembro de 2009 -0.0943 -0.111 -0.2690 -0.14 -0.22 -0.30

Janeiro-Julho de 2010 -0.0240 - -0.2451 -0.01 - -0.25 Julho-Dezembro de 2010 -0.0685 -0.1003 -0.2466 -0.09 -0.19 -0.28 Janeiro-Julho de 2011 0.0275 -0.0776 -0.1600 0.34 -0.14 -0.21 Julho-Dezembro de 2011 -0.1604 -0.1194 -0.3908 -0.12 -0.10 -0.30 Tabela 2: CoeĄcientes barométricos (β) e coeĄcientes de correlação (R) calculados em períodos de 6 meses entre as datas 01/01/2007 e 12/07/2011.

Data βUP βLOW βTEL RUP RLOW RTEL