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Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção
Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ
X Escola do CBPF - 2015Aula 20/07
Conteúdo do Curso
✓ Introdução: historia e primeiros detectores
✓ Medições diretas e indiretas
✓ Chuveiros atmosféricos extensos
✓ Mecanismos de aceleração (conceitos básicos)
Propagação (conceitos básicos)
Raios cósmicos de ultra alta energia
Experimentos atuais
Detecção e reconstrução
Futuro
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
Conhecimento atual
Ral
f Eng
el 2
013
Lei de potência E-
Um pouco de historia...1896 Descoberta da radioatividade (Becquerel, Marie e Pierre Curie)
1909 Theodor Wulf publica um artigo: “Sobre a origem da radiação gama na atmosfera”, Physikalische Zeitschrift, 10 (1909) 997; no qual diz que a radiação vem principalmente do solo, talvez exista uma pequena contribuição da atmosfera1910 Wulf: Medições na torre Eiffel em Paris não conclusivas
1912 Viktor Franz Hess descobre os raios cósmicos e publica um artigo: “Sobre a observação da radiação penetrantedurante 7 campanhas de balão”, Physikalische Zeitschrift, 14 (1912) 1084, na qual diz que a radiação com alta penetração entra na atmosfera desde acima. Também não observou mudança entre as medidas feitas durante o eclipse solar sem ter sido detectado nada. O Sol foi excluído como possível fonte.
Entendendo os raios cósmicos ...1938 Descobrimento dos Chuveiros Atmosféricos Extensos por W. Kolhörster e P. Auger utilizando contadores Geiger-Müller em coincidência
Primeiro raio cósmico medido indiretamente E ~ 1015 eV
Detecção indireta de raios cósmicosChuveiros Atmosféricos Extensos
Ral
f Eng
el 2
013
Medição direta
Detecção direta de raios cósmicosExperimentos em balões e espaciais
Fluxo individual dos elementos
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
Se Pesc é a probabilidade que a cada encontro a partícula tem de escapar da região, então a probabilidade de permanecer até alcançar a energia En é:
Portanto, o número de partículas aceleradas a uma energia maior que En é:
com
Mecanismos de aceleraçãode raios cósmicos
como transferir eficientemente uma quantidade de energia macroscópica – da ordem de 20 J – a partículas microscópicas
A partícula aumenta a sua energia a cada encontro com a região de aceleração proporcionalmente a sua energia
�E = ⇠E En = E0(1 + ⇠)n
(1� Pesc)n
N(> En) = N0
1X
n
(1� Pesc)m / A
✓En
E0
◆��
� ' Pesc/⇠
Mecanismos de aceleraçãode raios cósmicos
Mecanismo de Fermi de 2º ordem
Mecanismo de Fermi de 1º ordem
Mecanismo de Fermi de 2º ordem
frente de choque
médio interestelar (upstream)
matéria expulsada (downstream)
�E
E' 4
3�2
�E
E' 4
3�
Grafico de Hillas (Hillas Plot)
Hillas argumentou que para acelerar raios cósmicos às mais altas energias, o tamanho da região de aceleração deve ser pelo menos duas vezes o tamanho do radio de Larmor.
Emax
= �Ze
✓B
1µG
◆✓R
1kpc
◆EeV
Propagaçãode raios cósmicos
Uma vez acelerados, os raios cósmicos têm que se propagar no médio interestelar até nós.
Propagação de raios cósmicosMédio interestelar: matéria, campos magnéticos e de radiação, alvo para interações de raios cósmicos.
Prótons espalham nos campos magnéticos y lentamente difundem. Quando alcançam o sistema solar as partículas não guardam a memória da posição dasuas fontes.
Observações na Terra mostram que a distribuição de direções de chegada de raios cósmicos é isotrópica, salvo, talvez, para os raios cósmicos de ultra alta energia.
Propagação de raios cósmicosCampos Magnéticos
Propagação de raios cósmicosCampos Magnéticos
J. Cronin
Propagação de raios cósmicosMédio interestelar: matéria, campos magnéticos e de radiação, alvo para interações de raios cósmicos.
Prótons espalham nos campos magnéticos y lentamente difundem. Quando alcançam o sistema solar as partículas não guardam a memória da posição dasuas fontes.
Observações na Terra mostram que a distribuição de direções de chegada de raios cósmicos é isotrópica, salvo, talvez, para os raios cósmicos de ultra alta energia.
Nucleons interagem principalmente com a matéria produzindo todo tipo de partículas secundárias
Elétrons interagem com os campos magnéticos e de radiação, mas também com a matéria. Da interação com campos magnéticos temos radiação de síncrotron e Compton inverso.
Propagação de raios cósmicos
Matéria luminosa distribuída nos braços espirais que se juntam no origem da Galáxia
Galáxia
8,5 kpc
1 pc = 3 1018 cm
latitude galáctica b = ângulo ao qual um objeto está acima do plano galáctico
Matéria formada por estrelas, planetas, átomos neutros de hidrogênio (HI) e hidrogênio molecular (H2). Apenas o 10% da matéria é He e núcleos pesados.
longitude galáctica l = é medida no sentido anti-horário a partir da direção do centro galáctico
Propagação de raios cósmicos
Átomos neutros de hidrogênio (HI) tem uma densidade de 1/cm3 ao redor do plano galáctico e a uma escala de 100-150 pc na vertical. Encontra-se concentrado nos braços da galáxia onde é 2-3 vezes maior que nas regiões entre braços.
Galáxia
As nuvens de higrogênio molecular (H2) existem mais perto do centro da galáxia e também nos seus braços. O H2 total dentro do círculo solar é 109 Msol (1 Msol = 2 1033 g), ou seja a uma densidade de 1 nucleao por cm3 para uma escala vertical de 200 pc.
As densidades locais são:HI = 0.45 1/cm3
H2 = 0.2 1/cm3
Propagação de raios cósmicos
São difíceis de estudar. A maioria dos dados vem pelos estudos de rotação de Faraday das sinais de rádio provenientes de pulsares. Também podem ser estudados a partir da polarização da luz das estrelas, divisão por efeito Zeeman e radiação de síncrotron.
Campos magnéticos galácticos
Dados de polarização dão informação do campo magnético transversal enquanto os outros estão relacionados com a componente do campo magnético longitudinal.
O campo magnético regular segue a distribuição de matéria, ou seja, tem forma espiral com simetria de (BSS - bisymmetric) ou de 2 (ASS -axisymmetric). Os BSS são mais favoráveis.
B(r,�) = B0 cos
✓�� � ln
r
r0
◆
Propagação de raios cósmicos
Quando saímos do centro galáctico, o campo magnético médio diminui.Muito difícil estimar o campo magnético no halo da galáxiaOs raios cósmicos, mesmo que acelerados no plano galáctico, difundem longe dele e levam com eles o campo magnético. A maioria dos modelos preferem uma dependência exponencial com um exponente entre 0,5-1 kpc.
Campos magnéticos galácticos
8,5 kpc HALO
Propagação de raios cósmicos
A propagação dos raios cósmicos pode ser dada em função de 5 processos:
1) Difusão de raios cósmicos. Coeficiente
2) Convecção de raios cósmicos
3) Taxa de mudança da energia da partícula . Pode ser negativa (perda) ou positiva (re-aceleração)
4) Termo de perda de energia por interação ou decaimento. Pode ser expressado em função da velocidade da partícula, comprimento de interação, densidade do alvo e tempo de vida média no caso de decaimento.
5) Termo de ganho (para todas as interações e decaimentos)
Princípios básicos
D =c��
3
dE
dt
Propagação de raios cósmicos
A propagação dos raios cósmicos pode ser dada em função de 5 processos:
1) Difusão de raios cósmicos. Coeficiente
2) Convecção de raios cósmicos
3) Taxa de mudança da energia da partícula . Pode ser negativa (perda) ou positiva (re-aceleração)
4) Termo de perda de energia por interação ou decaimento. Pode ser expressado em função da velocidade da partícula, comprimento de interação, densidade do alvo e tempo de vida média no caso de decaimento.
5) Termo de ganho (para todas as interações e decaimentos)
Princípios básicos
D =c��
3
dE
dt
Propagação de raios cósmicosPrincípios básicos
@N
@t= r · (DirNi)�
@
@E[bi(E)Ni(E)]�r ·�!u Ni(E)
+Qi(E, t)� piNi +v⇢
m
X
k�i
Zd�i, k(E,E0)
dENk(E
0)dE0
Difusão D =1
3�Dv
Perda de energia ou aceleração
bi(E) =dE
dt
Convecção com velocidade �!u
FontePerdas dos núcleos
por colisão ou decaimento
pi =v⇢�i
m+
1
�⌧i=
v⇢
�i+
1
�⌧i
Termo da cascata – raios cósmicos de alta energia
Dilatação do tempo de vida média de Lorentz
Propagação de raios cósmicosRadiação cósmica de fundo
Propagação de prótons e núcleos: 1966 Greisen (USA) e Zatsepin e Kuzmin (Rússia) Corte de GZK: a quantidade de energia dissipada aumenta com a energia do raio cósmico. Impõe um limite superior à possível energia de chegada dos raios cósmicos proveniente de alguma fonte longe.
Radiação cósmica de fundo (CMB): remanescente da radiação que existia no Universo quando formaram os átomos 1964 Penzias e Wilson descobriram (em forma acidental) o CMB com um espectro de corpo negro de 2,7 K, universal e quase isotrópica.
2,7 K ⟶ 411 fótons/cm3 ⟶ 0,26 eV/cm3 ⟶ 0,26 eV/cm3 ⟶ 0,26 eV/cm3 ⟶ 0,26 eVcm3 ⟶ E média = 6,34 10-4 eV
Raios cósmicos de ultra alta energia
Volcano Ranch
1963 Primeiro raio cósmico de ultra alta energia é observado de ~ 1020 eV !!! Phys. Rev. Lett. 10 (1963)
Na colisão de dos partículas com massas m1 e m2, a energia total do centro de massa pode ser expressada como invariante de Lorentz.
Considerando a interação
No limiar
para
Então para que a interação aconteça tem que estudar ( )
Propagação de raios cósmicosPropagação de prótons
p+ �CMB �! �
+(1232) �! p+ ⇡0
ou �! p+ pi+
ECM =⇥(E1 + E2)
2 � (p1 + p2)2⇤1/2
ECM =⇥m
21 +m
22 + 2E1E2(1� �1�2cos✓)
⇤1/2
✓ = ⇡ M2� = M2
p + 4Ethw
Ep
Ep � Eth =M2
� �M2p
4w
MCM = M� =
⇥M2
p + 2Ethw(1� cos ✓)⇤1/2
A reação pode acontecer para EP ~1020 eV
Mecanismos de perda de energia para prótons
Propagação de raios cósmicosPropagação de prótons
Produção de pares - caminho livre médio ~ 1 Mpc - Eth ~ 1018 e V - E ~ 0,1% por interação
p+ �2,7K �! p+ e+ + e�
Eth ~ 1MeV
Propagação de raios cósmicosPropagação de prótons
Foto produção de píons
- caminho livre médio ~ 6 Mpc - Eth ~ 1019,6 e V - E ~ 20% por interação
p+ �2,7K �! �
+(1232) �! p+ ⇡0
ou �! n+ ⇡+
Eth ~ 140 MeV
Mecanismos de perda de energia para prótons
Propagação de raios cósmicosEvolução da energia do próton ao se propagar a través da radiação cósmica de fundo
Mecanismos de perda de energia para prótons
Propagação de raios cósmicosPropagação de núcleos
Fragmentação do núcleo
Eth ~ 1MeV
A+ �IR �! (A� 1) +N
�! (A� 2) + 2N
Dominante (�, n)
(�, p)
Uma ordem de grandeza menor
(�, 2n)
(�, 2p)
(�, np)
para E(A,Z) < 1019.7eV e E(A,Z) < 1019.7eV
Mecanismos de perda de energia para prótons
Propagação de raios cósmicosPropagação de prótons
Produção de pares
Eth ~ 1MeV
A+ �IR �! A+ e+ + e�
para 1019.7eV < E(A,Z) < 1020.2eV
Propagação de raios cósmicosComprimento de perda de energia L para prótons e núcleos de Fe a través da radiação cósmica de fundo
Mecanismos de perda de energia
dependendo da energia do UHE pode interagir com o fundo de radiação infravermelha (IR) e fundo universal de radio (URB).Universo opaco para gUHE entre 1014 e 1018 eV
Propagação de raios cósmicosPropagação de fótons
�UHE + �2,7K �! e+ + e�
Comprimento de perda de energia para fótons
Comprimento da perda de energia para prótons, núcleos e gamas. A perda adiabática de energia devido à expansão do Universo não está incluída.
Propagação de raios cósmicosComprimento de perda de energia em função da energia
Comprimento de perda de energia em função da
energia
As predições sobre a forma do espectro requer muito mais informação que a perda de energia pela propagação. As informações astrofísicas necessárias são:
•Distribuição das fontes de raios cósmicos•Emissividade das fontes de raios cósmicos•Espectro de injeção (aceleração) dos raios cósmicos•Energia máxima de aceleração (Emax)•Composição química dos raios cósmicos•Evolução cosmológica das fontes
os que não são necessariamente um independente do outro.
Exemplo: formação do espectro de prótons
Formação do espectro em energia dos raios cósmicos
Formação do espectro em energia dos raios cósmicos
Fontes isotrópica e homogeneamente distribuídas a diferentes deslocamentos para o vermelho (redshifts) com um espectro de injeção E-2 com um corte exponencial a 1021.5 eV
Formação do espectro em energia dos raios cósmicos