Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção

Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ

X Escola do CBPF - 2015Aula 21/07

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

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

Espectro de raios cósmicos

Ral

f Eng

el 2

013

Medição indireta

Detecção de chuveiros atmosféricos extensos

Detecção indireta de raios cósmicosChuveiros Atmosféricos Extensos

Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução do evento com um detector de superfície

“pegada” do chuveiro no solo

Para cada i-ésima estação:ti = tempo de disparo

Si = sinal

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 (xi, yi) com respeito à posição do ponto de impacto do chuveiro (xC, yC)

ti = T0 �~pi · ~gc

cossenos diretores

ti = T0 ��xiu+�yiv

c

u = sin✓ cos�

v = sin✓ sin�

r2i =| pi |2 � | ~pi · ~g |2

Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução geométrica

Frente plano:

Minimização de chi2: �2 =NX

i=1

✓tmi � ti

�i

◆2

ti = T0 �(xi � xC)u+ (yi � yC)v

c

wi = 1/�2i

=) @�2

@T0=

@�2

@u=

@�2

@v= 0 (u0, v0) = (�u/c,�v/c)

0

@

Pi wi

Pi wixi

Pi wiyiP

i wixiP

i wixi2

Pi wixiyiP

i wiyiP

i wixiyiP

i wiyi2

1

A

0

@

Pi wit

miP

i wixitmiP

i wiyitmi

1

A

0

@T0

u0

v0

1

A =

A x b

Resolver o sistema: Ax = b invertendo a matriz A (x = A-1b). As estações não podem estar alinhadas pois neste caso o det(A) = 0 (sistema singular)

frente curvo

frente plano

Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução geométricaeixo do chuveiro

frente do chuveiro

aproximação plana

ponto de impacto tcurvotplano

T0

ti = T0 �~pi · ~gc

+�ric

ti = T0 ��xiu+�yiv

c

+r

2i

2Rc

Frente curvo:modelização mais realista da frente do chuveiro.

�ri = R� r0i = R�qR2 � r2i = R

1�

r1� r2i

R2

!

=) �ri 'r2i2R

r2iR2

⌧ 1

frente curvo

frente plano

Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução geométricaeixo do chuveiro

frente do chuveiro

aproximação plana

ponto de impacto tcurvotplano

T0

ti = T0 �~pi · ~gc

+�ric

ti = T0 ��xiu+�yiv

c

+r

2i

2Rc

ri =q�x

2i +�y

2i � (�xiu+�yiv)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

Chuveiros Atmosféricos Extensos Distribuição lateral de partículas da cascata

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

RM

◆�1,2 ✓1 +

r

RM

◆�⌘+1,2"1 +

✓r(m)

1000

◆2#�0,6 C = constante

⌘ = ⌘(cos✓)

RM = radio de Moliere

Chuveiros Atmosféricos Extensos Distribuição lateral (LDF)

2) Utilizada em Haverah Park

k = parametro de normalizacao

⌘ = pendente, onde ⌘(cos✓)

r = distancia ao eixo do chuveiro

⇢(r) = k r�(⌘+r(m)4000 )

3) Log-Log (Auger)

S(r) = Sref

✓r

rref

◆�+� log

⇣r

rref

⌘

Sref = normalizacao

rref = distancia de referencia

Função de distribuição lateral: definida empiricamente, depende das caraterísticas do detector de superfície utilizado

Minimização de chi2:

�2sinal =

mX

j=1

(Smi � Si)2

�2sinal

Ao final do processo, teremos os seguintes parâmetros, (xC,yC), Sref e a pendente se possível

Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução geométrica híbrida

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

ti = t0 +Rp

ctan

✓�0 � �i

2

◆

tSD =uxSD + vySD

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

Chuveiros Atmosféricos Extensos Perfil longitudinal híbrido

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

Ne

(X) = Ne

max

✓X �X0

Xmax

�X0

◆X

max

�X0�

eX

max

�X0�Perfil de Gaisser-Hillas

X0 = profundidade da primeira interacao

Nemax

= # de e� no maximo do chuveiro

� = escala tıpica de perda de energia na cascata

E = (7,1 ± 0,2) 1019 eV

Xmax = (752 ± 7) g/cm2

Chuveiros Atmosféricos Extensos Perfil longitudinal híbrido

Todas as contribuições

Chuveiros Atmosféricos Extensos Perfil longitudinal híbrido

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

Efeito de nuvens

Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

~ 100 m

~ 5 km

Raio gama de1 TeV (= 1012 eV)

1º Interação:X0 ~ 40 g/cm2

par ~ 50 g/cm2

Cascata:Para E = 1 TeV (EC ~ 80 MeV)Xmax ~ X0 ln ( E/EC ) / ln 2 hmax = h0 ln(XA/Xmax) ~ 5 km

Cherenkov light:C(max) = acos (1/n) ~ 1.4º rl ~ C(max) hmax ~ 100 m

Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

~ 100 m

~ 5 km

Raio gama de1 TeV (= 1012 eV)

Imagem do chuveiroDuração do pulso ~ 20 µs

Plano focal

Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

~ 100 m

~ 5 km

Raio gama de1 TeV (= 1012 eV)

Estéreo Direção do primárioMelhora a rejeição do fundo

Plano focal

Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

400

m

Raio cósmico (hadrônico) Raio gama

Distribuição de fótons no chão

Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov

Próton

Gama

Identificando o ruído de fundo

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

Espectro de raios cósmicos

Ral

f Eng

el 2

013

Medição indireta

Raios cósmicos de alta energia Raios cósmicos de

ultra alta energia

Detecção de chuveiros atmosféricos extensos

Raios cósmicos de baixa energia

Detecção de chuveiros atmosféricos extensosDetectores de superfície (recentes e atuais)

AGASA [Akeno Giant Air Shower Array]ARGO-YBJ: in TibetBAKSAN (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, IndiaHEGRA (operational 1988-2002)ICETOP (South Pole, over ICECUBE)KASCADE [KArlsruhe Shower Core and Array DEtector]KASCADE-GRANDEMILAGRO (Water Cherenkov experiment near Los Alamos)Mt. Norikura Observatory in JapanPierre Auger ObservatorySPASE 2 [South Pole Air Shower Array]SUGAR [Sydney University Giant Air shower Recorder] (operational from 1968 to 1979) Telescope ArrayTian-Shan Mountain Cosmic Ray StationTibet AS-gamma experiment: scintillation counter arrayYakutsk (Russia) clique nos nomes para acessar a página web

Detecção de chuveiros atmosféricos extensosDetectores 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 DetectorMACE [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 ObservatoryTelescope ArrayTUNKA (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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