Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de...
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Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção
Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ
X Escola do CBPF - 2015Aula 16/07
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
Continuação
!!
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
Medições indireta de raios cósmicos Chuveiros Atmosféricos Extensos
Arranjos de detectores
As excursões aventurosas dos observadores
Espectro de raios cósmicos
Ral
f Eng
el 2
013
Medição indireta
Raios cósmicos de alta energia Raios cósmicos de
ultra alta energia
Detecção indireta de raios cósmicosChuveiros Atmosféricos Extensos
Detecção indireta de raios cósmicosChuveiros Atmosféricos Extensos
Primeira Colisão
Partículas Secundarias
Eixo do Chuveiro
Dispersão lateral
Frente do Chuveiro
Momento transversal inicial e o espalhamento múltiplo na atmosfera faz com que as partículas se dispersem lateralmente para fora do eixo do chuveiro: distribuição lateral. A densidade de partículas é maior perto do eixo do chuveiro e diminui a medida que nos afastamos do eixo.Devido a diferentes comprimentos do caminho e velocidades, as partículas do chuveiro são distribuídas sobre uma grande área em um disco curvo fino
Desenvolvimento Longitudinal de um Chuveiro Atmosférico Extenso
Partículas do chuveiro atingem a energia crítica no ar ~ 84 MeV
# de partículas
profundidade (g/cm2)
Região dominada por Bremsstrahlung e produção de pares
Região dominada por Ionização
Profundidade: X =
Z⇢dl ; [X] = g/cm2 Nível do mar: X ⇠ 1000 g/cm2
✓dE
dx
◆
brems
=
✓dE
dx
◆
ion
Desenvolvimento Longitudinal de um Chuveiro Atmosférico Extenso
Bremsstrahlung
Radiação eletromagnética produzida pela desaceleração de uma partícula carregada quando defletida por uma outra partícula carregada, tipicamente um elétron e o núcleo atômico. A partícula em movimento perde energia cinética que se converte em um fóton.
Produção de pares
É a criação de uma partícula elementar e a sua antipartícula. Em particular o termo é utilizado para um fóton criando um elétron e pósitron. Para fótons de alta energia (MeV ou mais) a produção de pares é a forma dominante na que o fóton interage com a matéria. A probabilidade de produção de pares em interações de matéria fótons aumenta com a energia dos fótons e também aumenta aproximadamente com o quadrado de número atômico.
Chuveiro Atmosférico ExtensoCascatas Eletromagnéticas
Modelo de Heitler
Processo de divisões binárias
Sendo o comprimento de colisão, então depois de ramificações, o número de segmentos é:
n = X/�
N(X) = 2X/�
e a energia da partícula é:
E(X) = E0/N(X)
A produção de novas partículas continua até que (energia crítica). O número de partículas quando a cascata alcança seu máximo é:
E(X) = EC
N(Xmax
) = E0/EC
Xmax
= �ln(E0/EC
)
ln2� = 37g/cm2 para ar
Entretanto, , então:
Chuveiro Atmosférico ExtensoCascatas Eletromagnéticas
Modelo de Superposição
Um núcleo de massa A e energia total E0 é equivalente a A nucleons independentes cada um com uma energia E0/A.
O principio de superposição assume que a distribuição da primeira interação é a mesma que se os nucleons entraram na atmosfera separadamente, ou seja:
...
dP1
dX
= exp [�X/�N ]
com N é o comprimento de interação do nucleon. Neste modelo, temos:
N(X) = A 2X/�N
N(Xmax
) = E0/EC
Xmax
=�N
ln2ln
✓E0
AEC
◆
Chuveiro Atmosférico ExtensoCascatas Eletromagnéticas
Limitações do Modelo de Heitler
•Não incluí perdas de energia (por exemplo, ionização)
•Mesmo em cascatas puramente eletromagnéticas, o processo de produção de partículas não é totalmente binário (emissão de múltipla de fótons).
•Parte dos elétrons passam a fazer parte da atmosfera e parte dos pósitrons
se aniquilam
•No caso da cascada muônica, os múons de baixa energia decaem
produzindo neutrinos, que se desacoplan da cascata
As características principais são válidas para cascatas eletromagnéticas como hadrônicas, sendo:
Nmax
/ E0 Xmax
/ ln(E0)
Chuveiro Atmosférico ExtensoCascatas Eletromagnéticas
Chuveiros iniciados por primários mais pesados se desenvolvem mais rápido
30 EeV
Chuveiros iniciados por primários mais pesados tem menos flutuações de Xmax
Chuveiro Atmosférico ExtensoCascatas Eletromagnéticas
Diferentes emissões da cascata
Emissão isotrópica de fluorescência
Raio cósmico primário
Partículas eletromagnéticas
Radiação Cherenkov Emissão de rádio
Radiação Cherenkov: os elétrons e pósitrons do chuveiro viajam mais rápido que a velocidade da luz no ar e emitem a radiação Cherenkov, principalmente para a frente.
Emissão de rádio: os elétrons e pósitrons são defletidos pelos campos magnéticos terrestres. Devido a suas velocidades relativistas, estes emitem radiação de cíncrotron a frequências de radio menores a 100 MHz.
Radiação de fluorescência: a passagem das partículas EM do chuveiro na atmosfera resulta na excitação do gas de moléculas (principalmente N2). Parte da energia desta excitação é emitida na forma de radiação isotrópica ultravioleta.
Detectores CherenkovComo detectamos raios cósmicos ?
Quando uma partícula se move através de um meio a uma velocidade maior do que a luz nesse meio, emite radiação Cherenkov*
* Na Rússia, a radiação é chamada a radiação de Cherenkov-Vavilov (Vavilov foi diretor de Cherenkov)
Se ve << c Região perto do e-, no ponto P, o campo elétrico do e- vai distorcer os átomos e o meio fica polarizado nessa região. Quando o e- passa para outra região, P’, os átomos voltam a posição anterior. Devido à simetria do campo de polarização ao redor do e-, não haverá campo resultante nem radiação emitida.
Se ve ~ c O campo de polarização não é completamente simétrico. A simetria não é preservada ao longo do eixo, resultando em um campo dipolar que pode ser observado a grandes distâncias da trajetória do e-. Cada elemento vai irradiar um curto pulso eletromagnético. A radiação vai ser distribuída numa faixa de frequências de acordo com as componentes de Fourier do pulso.
Detectores CherenkovComo detectamos raios cósmicos ?
Quando uma partícula se move através de um meio a uma velocidade maior do que a luz nesse meio, emite radiação Cherenkov*
Se ve ~ c General case: as ondaletas (wavelets) de radiação de todas as partes da trajetória vão interferir destrutivamente, e por tanto, a um ponto distante a intensidade do campo resultante seguirá sendo zero.
Mas...Se a velocidade da partícula é mas alta que a velocidade de fase da luz no meio, é possível que as ondaletas de todas as partes da trajetória estejam em fase. Neste caso, a um ponto distante haverá um campo resultante.A radiação será somente observada a um angulo q particular com respeito à trajetória da partícula, segundo:
✓C = cos
�1
✓1
�n
◆
Detectores CherenkovComo detectamos raios cósmicos ?
Quando uma partícula se move através de um meio a uma velocidade maior do que a luz nesse meio, emite radiação Cherenkov*
Em 1948, Blackett foi o primeiro a discutir radiação Cherenkov no ar, concluindo que os chuveiros de raios cósmicos devem produzir um “flash” de luz.
Ele diz que se deitado e olhando para cima em condições de céu escuro seria capaz de ver aquela luz.
O resultado de sua "experiência" é desconhecido. Mas, logo depois que as fotomultiplicadoras foram inventadas a luz Cherenkov produzida por chuveiros atmosféricos foi detectada. (Galbraith e Kelley, 1952).
Experimento de detecção de luz Cherenkov numa lata de lixo.
Detectores de FluorescênciaComo detectamos raios cósmicos ?
As partículas carregadas do chuveiro interagem com as moléculas de nitrogênio no ar. Estas são excitadas e emitem (ao retornar ao seu estado fundamental) uma radiação
típica no comprimento de onda de 300-400 nm.
Espectro de fluorescência
Detectores de FluorescênciaComo detectamos raios cósmicos ?
As partículas carregadas do chuveiro interagem com as moléculas de nitrogênio no ar. Estas são excitadas e emitem (ao retornar ao seu estado fundamental) uma radiação
típica no comprimento de onda de 300-400 nm.
Espectro de fluorescência
Detectores de FluorescênciaComo detectamos raios cósmicos ?
As partículas carregadas do chuveiro interagem com as moléculas de nitrogênio no ar. Estas são excitadas e emitem (ao retornar ao seu estado fundamental) uma radiação
típica no comprimento de onda de 300-400 nm.
Espectro de fluorescência
O campo de fluorescência entre 300 e 400 nm é de ~ 4 fótons por partículas do chuveiro por metro percorrido na atmosfera.Esta radiação (comumente chamada de luz de fluorescência) é emitida isotropicamente. Ela pode viajar vários quilômetros através da atmosfera até ser detectada por um telescópio óptico (espelhos e PMT equipados com eletrônica de resposta rápida – detectores de fluorescência).Apenas 0,5% de dE / dX contribui para a fluorescência. Esta técnica pode ser explorada apenas para altas energias, acima de 1017 eV. Tem um ciclo de trabalho de baixo ~ 15% em noites sem nuvens e sem lua.
Detectores de FluorescênciaComo detectamos raios cósmicos ?
As partículas carregadas do chuveiro interagem com as moléculas de nitrogênio no ar. Estas são excitadas e emitem (ao retornar ao seu estado fundamental) uma radiação
típica no comprimento de onda de 300-400 nm.
Fly’s Eye: Telescópios de fluorescência (nova técnica)USA – funcionou desde 1981 até 1993
HiRes: Telescópios de fluorescência de alta resoluçãoUSA – funcionou desde 1994 até 2000Mediu o evento mais energético: 3 1020 eV
Observatório Pierre AugerMesmo princípio que HiRes mais integrado ao detector de superfície - técnica híbrida27 telescópios em 6 prédios - 3 de alta elevação
Telescope Array12 telescópios novos distribuídos em 2 prédios + 12 telescópios de HiRes num tercer prédio
Emissão de rádioComo detectamos raios cósmicos ?
Efeito geomagnético:deflexão das partículas carregadas no campo magnético da Terra (B). A corrente elétrica se desenvolve quando o plasma se movimenta através de B (electron-positron pairs gyrating in the Earth’s magnetic field). A emissão é na faixa dos MHz e a sua duração é de uns poucos nanosegundos.
Efeito Askarian:emissão de rádio na forma de radiação Cherenkov. Fenômeno que acontece perto de partículas mais rápido que a velocidade de fase da luz em um dielétrico denso. Se produz um chuveiro de partículas secundárias que contem uma anisotropia de carga e então se emite um cone de radiação coerente em rádio ou microondas.
Detectores de rádioComo detectamos raios cósmicos ?
A medição do sinal de rádio requer um dispositivo de detecção, isto é, uma antena de rádio. Tipicamente, uma estação consiste em duas antenas que estão alinhadas perpendicularmente uma à outra para permitir uma medição do sinal nas duas polarizações (Leste-Oeste e Norte-Sul). As antenas podem ser gatilhadas externamente (detector de superfície tradicional) ou por elas mesmas (auto-gatilho)
Emissão de MicroondaComo detectamos raios cósmicos ?
Emissão de Bremsstrahlung MolecularAs partículas dos chuveiros atmosféricos extenso dissipam energia através de ionização. Isso produz um plasma com T (elétrons) ~ 104-105KOs elétrons livres de baixa energia produzem emissão de Bremsstrahlung na faixa das microondas pelo espalhamento com as moléculas neutras do ar.A emissão é não polarizada e isotrópica.Sendo assim, o desenvolvimento longitudinal do chuveiro poderia ser medido utilizando uma técnica de detecção similar à de fluorescência mas com quase 100% de ciclo útil.Fenômeno observado no laboratório (2007-2008)Primeira observação dos chuveiros também (2011) (??)
Espalhamento elétron-N2
Emissão de MicroondaComo detectamos raios cósmicos ?
∅ ~ 4.5 m
Campo de visão: 10º x 20º
10º
•MBR é isotrópica e não-polarizada, em contraste com a natureza altamente anisotrópica e polarizada da emissão síncrotron;
•Espectro de emissão contínuo e de banda-larga (1-10 GHz);
•Espalhamento Mie (aerosols) e absorção por núvens, grandes limitantes à técnica de fluorescência são desprezíveis na faixa de rádio/microondas.
•Grande potencial para uma detecção similar à da técnica de fluorescência feita pelo Auger/Hires/TA, mas com uma abertura muito maior.
CintiladoresComo detectamos raios cósmicos ?
Qualquer partícula ionizante vai gerar um pulso rápido de luz proporcional (de preferencia) à quantidade de energia depositada no material cintilador. A luz produzida será medida por um tubo fotomultiplicador.
A detecção da radiação ionizante mediante a luz de cintilação produzida em certos materiais é uma das técnicas mais antigas utilizadas. Rutherford utilizou um anteparo
de cintiladores de sulfato de zinco para contar partículas alfa. Os fótons eram contado ao olho (via microscópios em quartos escuros).Hoje, os olhos foram substituídos por arranjos de PMTs
CintiladoresComo detectamos raios cósmicos ?
Volcano Ranch: Arranjo de 3 m2 de cintiladores separados por 900 m em 8 km2
Primeiro evento com E ~ 1020 eV
Casa-mia: Detectores de superfície – cintiladoresUSA – começou em 1987 formado por ~ 1090 detetores
AGASA - Akeno Giant Air-Shower Array Arranjo de 2.2 m2 cintiladores cobrindo uma área de 100 km2Japão desde 1990 atee 2004
Telescope Array (TA)Arranjo com 507 cintiladores cobrindo ~ 760 km2, separados por 1200 mOperando desde Março
A abertura com cintiladores é restringida a 45ºA calibração de energia é baseada em simulações: maior
problema desta técnica
Detectores Cherenkov em águaComo detectamos raios cósmicos ?
Haverah Park Arranjo de detectores de efeito Cherenkov em água com 12 km2 Funcionou por 20 anos
Pierre Auger Observatory – Detector de Superfície10 m2 de detectores Cherenkov em água, separados por 1500 m cobrindo uma área de 3000 km2
Em funcionamento desde 2004 (completo desde 2008)
Sensível à componente eletromagnética como à muónica que deposita aproximadamente 10 vezes mais luz que um elétron típico de 20 MeV
Grande abertura, até quase 90º
Antena de GPS Antena de
Comunicações
Caxa de Baterias
Caixa de Eletrônica
Panel Solar Fotomultiplicadora
Bolsa de Tyvek®
Água Ultra-pura
Tanque de Polietileno Rotomoldado
Tubos fotomultiplicadores (PMTs)Como detectamos raios cósmicos ?
Eles consistem de um cátodo feito de material foto-sensível, seguido por um sistema de recolha de elétrons, uma seção multiplicador de elétrons (cadeia de dínodos) e, finalmente, um ânodo a partir do qual o sinal final possa ser medido. Todas as peças são geralmente alojados em um tubo de vidro com vácuo.Uma alta voltagem é aplicada ao cátodo, dínodos e ânodo. O ganho vai estar dado por o número de eletrons produzidos em cada etapa e o número total de etapas. Um valor típico é 510 ~ 107.
Dispositivos que convertem a luz em uma corrente elétrica mensurável.
A eleição da separação e a altitude do arranjo tem impacto no limiar de energia.A área total do arranjo limita a máxima energia de detecção
Detecção direta de raios cósmicosArranjos de detectores
1011–1013 eV (superposição com medições diretas)Os chuveiros são re-absorvidos na atmosfera: são necessário arranjos a muita alta altitude. As cascatas são pequenas: Pouquíssimo espaçamento entre detectores ou cobertura extensa Fluxos altos: pequenas áreas são suficientes
1014–1016 eV Os chuveiros ainda se desenvolvem altos na atmosfera: são necessário arranjos a alturas moderadas (montanhas).Espaçamento moderado entre detectores < 100 mFluxos um pouco baixos: são necessárias áreas ~ 0,1 km2
A eleição da separação e a altitude do arranjo tem impacto no limiar de energia.A área total do arranjo limita a máxima energia de detecção
Detecção direta de raios cósmicosArranjos de detectores
1017–1018 eV Os chuveiros se desenvolvem mais profundos na atmosfera (< 1000 m)Espaçamento entre detectores ~150 mFluxos baixos: áreas de ~ 1 km2
> 1018 eV Fluxos extremadamente baixos: são necessárias áreas > 1000 km2
Chuveiros atmosféricos extensos gigantes, espaçamento entre detectores > 1000 km
O detector ideal: Todas as componentes das cascatas devem ser medidasMedição com mais de um tipo de detector