raios cosmicos

Raios Cósmicos: mensageiros do nosso Universo

Maria Luísa ArrudaLIP – Laboratório de Instrumentação e Física

Experimental de Partículasluisa@lip.pt

Conteúdos

O mundo das astropartículas Uma longa história de observações

Raios cósmicos O que são? De onde vêm? Como se propagam?

Como detectá-las?

21-11-2009 2L. Arruda (luisa@lip.pt)

Há 400 anos: Galileu Galilei

21-11-2009 3

Há 400 anos (Dez 1609), Galileu foi o primeiro a observar o céu com um telescópio. Em 1610 as suas observações são publicadas num livro: SIDEREUS NUNCIUS – o mensageiro das estrelas

Revolução na astronomia Revolução na física

Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros

• Fotões Fotões

• Neutrinos

• Raios cósmicos (p,e-,p,e+,...)

• Ondas gravitacionais21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) 4

Quase toda a informação que temos do nosso Universo foi obtida com fotões. Os grandes avanços em astrofísica coincidiram com a extensão da gama de comprimentos de onda observados.

Mensageiros por excelência! Mas agora não os únicos...

• Fotões

• NeutrinosNeutrinos

• Raios cósmicos (p,e-,p,e+,...)

• Ondas gravitacionais

21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) 5

Um novo mensageiro com propriedades diferentes que nos permitirá observar o Universo de uma forma profundamente diferente.

• Fotões

• Neutrinos

• Raios cósmicos (RC) (p,eRaios cósmicos (RC) (p,e--,p,e,p,e++,...),...)

• Ondas gravitacionais

Mensageiros do Universo “violento”...

[Ainda não detectadas]

Há 100 anos... raios cósmicos?• O físico Theodor Wulf aperfeiçoa o

electroscópio e de 1909 a 1911 tenta medir a radioactividade terrestre a diferentes altitudes com experiências da Holanda à Suiça e até mesmo no topo da Torre Eiffel.

• Constata que a ionização não diminui drasticamente com a altitude como seria de esperar (a radioactividade devia ser absorvida pela atmosfera). Nalgumas medidas esta ionização aumentava…– Hipóteses: Outra fonte adicional de

radiação vinda do topo da atmosfera… ou… a absorção não é o que se julgava.

325 m: fluxo/15 =>0.4 iões/cm3 esperados

80 m: fluxo/2

3.5 iões/cm3

1911-1913: Os voos de Hess

O austríaco Victor Hess decidiu medir a radiação fazendo 10 voos num balão de ar quente a altitudes de cerca de 5 km. A radiação diminui ligeiramente até um altitude de 700 m, aumentando depois a partir de 1.5 km até duplicar a 5 km. A taxa de ionização é similar de dia e de noite. A radiação não deve provir do Sol uma vez que não houve alterações da ionização durante o eclipse de 12 de Abril de 1912.

Conclusão: A radiação deve provir do exterior da Terra e não do seu interior!!

Câmara de nuvens – câmara de Wilson

21-11-2009 9

1927 – Wilson, juntamente com Compton, recebe o prémio Nobel pela invenção da câmara de nuvens.

Dispositivo fechado contendo vapor de água ou álcool. Quando uma partícula carregada a atravessa ioniza a mistura. Os iões resultantes actuam como núcleos de condensação. Para o mesmo momento, partículas mais pesadas têm maior poder ionizante dando origem a traços mais densos. Um campo magnético pode ser aplicado.

Uma partícula carregada na presença de um campo magnético B sente uma força F = q v x B (F v)

A partículas sofre uma deflecção no campo magnéticoO raio de curvatura da partícula:

qBRpqVBR

• Raios cósmicos como laboratório para aRaios cósmicos como laboratório para a física de partículasfísica de partículas

Revolução na física de partículas:Revolução na física de partículas:

Nos anos 1930-1950 não existiam aceleradores na Terra

Os raios cósmicos eram a única fonte de partículas não existentes

na matéria vulgar !

1932, descoberta do positrão (e+)

21-11-2009 11

Carl Anderson, supervisionado por Millikan, constrói uma câmara de nuvens de maiores dimensões com um campo magnético mais forte. Descobre o positrão casualmente num traço deixado por raios cósmicos. O positrão já era previsto pela equação de Dirac em 1930 mas não fora percebido o seu significado. 1ª detecção de antimatéria!!!!

1937, descoberta do muão ()

Foram usadas emulsões fotográficas. O raio de curvatura das trajectórias depende da carga e da massa das partículas. Curvatura menor que o protão mas maior que o electrão (mesotrão). Partícula idêntica ao electrão em todos os aspectos mas 200x mais massiva! m = 106 MeV/c2

Muão!!

Anderson e Neddermeyer transportaram a câmara de nuvens para a montanha (Peak mountain)

1947, descoberta do pião ()

C. Powell

Emulsão fotográfica

Descoberto por C. Lattes, G. Occhialini e C. Powell em placas fotográficas expostas no Pic du Midi a 3000m de altitude (

1938, Pierre Auger descobre os chuveiros de partículas

1938: Pierre Auger, Raymond Maze, Roland Maze e Thérèse Grivet-Meyer posicionaram os seu detectores nos Alpes.

2 detectores distando muitos metros detectaram a chegada simultânea de partículas. Primeiro uso de circuitos de coincidências!!

Descobriram as cascatas de partículas secundárias e núcleos resultantes da colisão de primários com as moléculas de ar. Foram observadas partículas com energias 1015 eV (106 vezes mais energéticas do que as até então conhecidas).

Ainda hoje nas experiências de física de partículas...

• Os raios cósmicos são uma excelente fonte de partículas teste - Em cada minuto há cerca de 1000 (!) carregados (muões) que nos atravessam – são portanto usados para testar vários detectores de física de partículas: calibração, alinhamento…

Reconstrucção de traços de muões cósmicos no TILECAL de ATLAS

Reconstrucção de traços de muões no detector de traços de CMS

O que são então os raios cósmicos?

Raios cósmicos primários:

L. Arruda (luisa@lip.pt) 16

Protões ~95%

Hélios ~4%

Núcleos mais pesados ~1%

electrões <1%

positrões 0.1%

antiprotões 0.01%

Máxima energia detectada 3x1020 eV!!

[Neutrinos, raios gama]

Os raios cósmicos também são partículas ! ... e chegam-nos do cosmos

Raios cósmicos secundários

Os RC secundários são produzidos pela interacção dos RC primários com átomos de azoto e oxigénio (principalmente) da atmosfera.São essencialmente: e±,±,±

ee hadrões (π±,π0,K±, …, D±,…) núcleos

Os raios cósmicos são partículas que nos chegam do cosmos... e interagem na atmosfera

Composição nuclear dos RC na Galáxia e Sistema Solar

A composição em elementos dos RC é em boa aproximação similar à abundância dos elementos no Sistema Solar.

Mas... elementos como Li, Be e B são mais abundantes nos raios cósmicos bem como Sc, Ti, V, Cr e Mn conhecidos como sub-ferros!!

resultam da interacção com a matéria interestelar (espalhamento nos átomos de hidrogénio), os primeiros de núcleos de C e O e os outros de núcleos de Fe.

H e He são menos abundantes nos RC deve-se à sua maior energia de ionização=> mais difícil acelerá-los

Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico!

Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido

logloglog

GeVssrm

109 eV 1021 eV

Grande extensão em energia: 109 eV até 1021 eV

logloglog

GeVssrm

Grande extensão em energia: 109 eV até 1021 eV Grande extensão em fluxo: 32 ordens de grandeza

~104 partículas/m2/s a baixas energias até ~1 partícula/km2/século para as mais energéticas 109 eV 1021 eV

104 partículas/m2/s

1 partícula/km2/século

logloglog

GeVssrm

Uma visão antropomórfica do mesmo espectro

Acima do ankle R>Rgaláxia

RC escapam para o halo galáctico

As regiões de variação de declive (knee e ankle) correspondem a transições nos mecanismos de aceleração/propagação dos raios cósmicos.

Origem dos Raios cósmicos

EE logloglog 00

Origem galáctica

Origem extragaláctica

0.3kpc

Raios Cósmicos Galácticos

Acredita-se que os RC Galácticos (E<1018eV) sejam produzidos em Supernovas (SN). A explosão de uma supernova numa galáxia é um acontecimento raro (1 em cada 30 anos) mas com libertação de energia suficiente para acelerar partículas numa vasta gama de energias do espectro dos RC.

Supernova 1987A

Nebulosa do Caranguejo

Raios Cósmicos Extragalácticos RC de extrema energia (E>1019eV) devem ter origem em Núcleos Galácticos Activos (AGN). Um AGN é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética.

Propagação de RC

• O transporte de raios cósmicos é feito por um processo de difusão.– Evidência: dentro da nossa Galáxia os

raios cósmicos permanecem ~107 anos antes de escaparem para o espaço intergaláctico. Se se propagassem em linha recta este tempo seria somente ~103 anos.

Detecção de raios cósmicos• Experiências na Terra e no EspaçoExperiências na Terra e no Espaço

Observando o Céu das Altas Energias…

O nosso UniversoO nosso Universo

AMS na Estação Espacial Internacional2010

AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) é uma experiência que resulta de uma larga colaboração internacional e visa a detecção de raios cósmicos primários no espaço.

Objectivos da experiência AMS

– Estudo detalhado do espectro dos raios cósmicos primários até 1012 eV

• O volume de dados muito superior ao de qualquer experiência anterior.

– Pesquisa da existência de antinúcleos

• A sua presença nos raios cósmicos pode indicar a existência de regiões do Universo constituídas por antimatéria.

– Pesquisa de matéria escura• A detecção de eventuais anomalias nos

espectros de positrões e antiprotões pode contribuir para a identificação dos constituintes da matéria escura

AMS 01 a bordo do vaivém espacial, 1998

AMS 01

Voo de teste

10 dias

Detector AMS

Detecção raios cósmicos >1015 eV

Fluxos baixos de partículas.

Utilização da atmosfera para aumentar a aceitância (área x ângulo sólido) do detector

Cascata produzida por partícula de 1020 eV estende-se por alguns quilómetros.

Detecção à superfície da Terra das diferentes componentes da cascata

Partículas carregadas (e, )

Radiação de Čerenkov

Radiação de fluorescência

Cascata Atmosférica

21-11-2009 35

O raio cósmico de alta energia colide com um núcleo da atmosfera (N, O, Ar), produzindo maioritariamente piões () e kaões (K).Os piões neutros (0) decaem em dois fotões, produzindo a componente electromagnética da cascata. Estes por sua vez convertem-se em pares e+e-, que radiarão fotões de novo…

Detecção do chuveiro carregado

A densidade de partículas carregadas da cascata atmosférica é medida por um conjunto de detectores em terra.

Reconstrução da energia da partícula.

A medida do tempo de chegada das partículas permite calcular a direcção.

Detecção:

cintiladores: luz de cintilação emitida recolhida por

fotomultiplicadores (PMTs).

Tanques de água: luz de Čerenkov emitida na água e detectada em PMTs.

Observatório Pierre Auger

Mede raios cósmicos com E > 3 × 1018 eV através de uma técnica híbrida:

detectores de superfície: 1600 tanques de água (10 m2) espaçados de 1.5 km e distribuídos por 50x60 km2

fluorescência: 4 estações de fluorescência

3000 eventos/ano esperados (E>1019eV)

Um observatório, 2 estações: Hemisfério Sul:

• Malargüe, Argentina3000 km2 (completo)

Hemisfério Norte:• Lamar, EUA

21000 km2 (em estudo)

Malargüe, Argentina

Grupo Português em Auger

Telescópios de Čerenkov (IACTs)

21-11-2009 39

Telescópio GAW

Grupo Português em GAW

Conclusões

Descobertos há cerca de 100 anos, os raios cósmicos continuam a ser um grande mistério: Qual a sua origem? Quais os seus mecanismos de aceleração? Como se propagam?Actualmente, voltam a ser o laboratório para a física de partículas, nomeadamente na pesquisa de antimatéria.

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