ESTUDO DA CAPACIDADE DE DETECÇÃO DE UMA ANISOTROPIA DIPOLAR PELO OBSERVATÓRIO PIERRE AUGER DEPARTAMENTO DE RAIOS CÓSMICOS E CRONOLOGIA, INSTITUTO DE FÍSICA.

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1 ESTUDO DA CAPACIDADE DE DETECÇÃO DE UMA ANISOTROPIA DIPOLAR PELO OBSERVATÓRIO PIERRE AUGER DEPARTAMENTO DE RAIOS CÓSMICOS E CRONOLOGIA, INSTITUTO DE FÍSICA GLEB WATAGHIN, UNICAMP Aluna: Marina Trad Nery, Orientadora: Carola Dobrigkeit Chinellato, Agência Financiadora: PIBIC/SAE Palavras chave: raios cósmicos – anisotropia dipolar  original dd (graus) 10,07510,2 10,0822,6 10,0418,9 0,50,0674,5 0,50,21913,2 0,50,1616,0 0,10,42171,7 0,10,30529,3  original dd (graus) 0,10,28039,4 0,053,18544,7 0,053,10730,7 0,050,14863,7 0,018,22832,3 0,0113,59161,0 0,018,423140,6 – Reconstrução do dipolo: Os eventos restantes ao corte do método da rejeição foram utilizados para a reconstrução do dipolo, nos permitindo obter a amplitude e direção do dipolo reconstruídos. Os valores obtidos pela reconstrução foram comparados aos utilizados na simulação e pudemos observar que, quanto menor a amplitude do dipolo, maior o desvio entre esses valores, como mostram as tabelas abaixo: Tabela 1: comparação entre os valores obtidos pela reconstrução e os valores utilizados na simulação (originais). Nela d  é o desvio entre as amplitudes reconstruídas e originais, e  é o ângulo entre o dipolo reconstruído e o original – Tempo de observação: A exposição total (área efetiva de coleção integrada em unidade de ângulo sólido) do OPA é calculada em  7000 km 2 sr. A quantidade N de eventos necessária para detecção de uma anisotropia dipolar com amplitude  e com um sinal de n  desvios padrão é calculada a partir de: Estima-se que o fluxo de raios cósmicos com energia maior do que 10 18,5 eV seja de F(> 10 18,5 eV) = 5 eventos/(km 2.ano.sr). Sendo assim, o número de eventos coletados pelo OPA nesta faixa de energia será de: Desta maneira, o tempo necessário para que o OPA detecte uma anisotropia dipolar, apontando na direção do centro galáctico, de raios cósmicos com energias acima de 10 18,5 eV e amplitude  pode ser calculado a partir de: Calculamos o tempo de observação necessário para diferentes amplitudes e com um sinal de 5 desvios padrão. Os resultados se encontram na tabela 2: Os resultados nos mostram que se houvesse uma anisotropia dipolar com amplitude maior do que 7%, esta já teria sido detectada pelo OPA, pois o tempo necessário para observação é compatível com o tempo de operação do OPA completo. Este valor seria, então, uma estimativa para um limite máximo da amplitude da anisotropia dipolar apontando em direção ao centro galáctico. O estudo das direções de chegada dos raios cósmicos à Terra é uma maneira promissora para obter informação sobre a sua origem e propagação pelo espaço. O centro galáctico é uma região atraente no estudo de raios cósmicos por conter objetos que são fortes candidatos a aceleradores de partículas como buracos negros e remanescentes de supernovas. Por esta razão, desconfia-se que o fluxo de raios cósmicos a altas energias (maior ou igual a 10 18 eV) é maior vindo da direção do centro galáctico do que da direção do anti-centro, o que resultaria em uma anisotropia dipolar apontando em direção ao centro galáctico. O Observatório Pierre Auger (OPA) se presta particularmente para esses estudos. Em particular, o centro galáctico esta dentro do seu campo de observação, por ele estar situado no hemisfério sul terrestre. Neste projeto estimamos a sensibilidade do OPA para detectar um excesso dipolar apontando para o centro galáctico. - Simulação da anisotropia apontando em direção ao centro da galáxia: O fluxo de raios cósmicos que seguem uma anisotropia dipolar pode ser escrito como: Onde D é o vetor de dipolo apontando para o sentido de onde o fluxo é máximo, û é uma direção arbitrária no céu, e  é a amplitude do dipolo (varia de 0 a 1). Através do método de simulação de Monte Carlo, foi possível simular a distribuição acima com o vetor de dipolo apontando em direção ao centro da galáxia: – Eventos detectados pelo Observatório Pierre Auger: Como a eficiência dos detectores do OPA é limitada por fatores geométricos, como a localização geográfica do detector e sua abertura angular, introduzimos o conceito de exposição relativa: área efetiva de coleção do observatório integrada no tempo, em unidades de Km 2.ano. O gráfico da exposição relativa em função da declinação (figura 2) nos mostra que o observatório não enxerga com mesma probabilidade todas as direções. Sendo assim, para simular as direções coletadas pelo OPA, utilizamos o método da rejeição que seleciona as direções com base na exposição relativa. A figura 3 mostra a simulação dos eventos detectados pelo OPA. Introdução Metodologia Conclusão  T (anos) 0,80,01 0,50,023 0,10,66 0,071,33 0,052,62 0,0165,6 Figura 2: gráfico da exposição relativa do OPA em função da declinação Figura 3: simulação dos eventos detectados pelo OPA, através do método da rejeição Figura 1: simulação de direções que seguem uma anisotropia dipolar apontando em direção ao centro galáctico, com amplitude de dipolo  =1 (15000 direções) Tabela 2: tempo de observação necessário para detecção de diferentes amplitudes de dipolo