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Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo… Galáxia NGC 1097 50Mly (Nasa) Galáxia NGC 1097 50Mly (Nasa) Fernando Barao, LIP/IST

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Apresentação em tema: "Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo… Galáxia NGC 1097 50Mly (Nasa) Galáxia NGC 1097 50Mly (Nasa) Fernando Barao, LIP/IST"— Transcrição da apresentação:

1 Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo… Galáxia NGC Mly (Nasa) Galáxia NGC Mly (Nasa) Fernando Barao, LIP/IST

2 Teachers Cern school (2010) F. Barao Tópicos O mundo das partículas Um longo caminho de observações… Como se obtêm as astropartículas? O que são? Donde vêem? Propagação… Como se detectam? partículas com carga raios gamma neutrinos Resultados O mundo das partículas Um longo caminho de observações… Como se obtêm as astropartículas? O que são? Donde vêem? Propagação… Como se detectam? partículas com carga raios gamma neutrinos Resultados 2

3 Teachers Cern school (2010) F. Barao estrutura do átomo escalas Composição da matéria estrutura do átomo escalas Composição da matéria 3

4 Teachers Cern school (2010) F. Barao Composição da matéria e: Thomson (1897) N: Rutherford (1909) J.J.Thomson 4

5 Teachers Cern school (2010) F. Barao Radioactividade Modelos atómicos: Thomson, Rutherford Cintilação Estrutura do átomo 5 Henri Becquerel (1896)

6 Teachers Cern school (2010) F. Barao Sondar a matéria…com luz! Comprimento de Onda E = hc/ λ p=h/ λ Sondar a estrutura da matéria implica… Utilização de radiação de< m 6

7 Teachers Cern school (2010) F. Barao Milky Way 7

8 Teachers Cern school (2010) F. Barao Supernova Crab (caranguejo) 8 Estrela que explodiu cerca de 1057; 2Kpc da Terra. Observação na Luz Visível Observação no Raio-X

9 Teachers Cern school (2010) F. Barao Observações de Hess, Millikan Composição e espectro Descoberta dos Raios Cósmicos Observações de Hess, Millikan Composição e espectro Descoberta dos Raios Cósmicos 9

10 Teachers Cern school (2010) F. Barao Electroscópio - ionização O grau de afastamento dos eléctrodos mede a ionização existente Ducretet (1880) O electroscópio é um detector de partículas carregadas A parte metálica exterior à campânula fica carregada, bem como os eléctrodos interiores 10

11 Teachers Cern school (2010) F. Barao Raios Cósmicos – a descoberta Theodore Wulf aperfeiçoa o electroscópio e decide testá-lo com a radiaoactividade natural do solo Faz medições junto à base da Torre Eiffel e no topo, verificando que a ionização não diminui drasticamente como seria de esperar A atmosfera deveria absorver a radioactividade !!! m

12 Teachers Cern school (2010) F. Barao Os voos de Hess Victor Hess depois do vôo de 1912 Fonte: National Geographic Em 7 de Agosto de 1912 o austríaco Victor Hess decidiu medir a radiação fazendo 10 vôos num balão de ar quente a altitudes de cerca de 5km 7 de Agosto de

13 Teachers Cern school (2010) F. Barao Observações de Hess A radiação diminui ligeiramente até uma altitude de 700m, aumentando depois a partir de 1.5km até duplicar a 5km. A taxa de ionização era similar de dia e de noite A radiação não devia provir do Sol uma vez que não houve alteração da ionização durante o eclipse solar de 12 de Abril de Conclui que esta radiação deve provir do exterior da Terra…e não do seu interior como até então era admitido ! 13

14 Teachers Cern school (2010) F. Barao As observações de Millikan Em 1926 Millikan confirma obervações anteriores na Europa de Hess, Kolhorster, Bothe e Regener Sugere ser uma radiação neutra muito energética e extragaláctica (Raios gamma) interacção com a atmosfera produziria partículas carregadas Robert Millikan ( ) Prémio Nobel, 1923

15 Teachers Cern school (2010) F. Barao O que são então raios cósmicos? O que são então raios cósmicos? 15 Raios cósmicos primários: Partículas carregadas que atravessam o Universo em todas as direcções. Protões~95% hélios~4% Núcleos mais pesados~1% electrões<1% positrões0.1% antiprotões0.01% Neutrinos, gammas…

16 Teachers Cern school (2010) F. Barao O Universo…o maior acelerador Energias até eV (100 J) p, e, N, O Universo - acelerador 16

17 Teachers Cern school (2010) F. Barao Descoberta do positrão Descoberta do muão Raios cósmicos Fonte de partículas Descoberta do positrão Descoberta do muão Raios cósmicos Fonte de partículas 17

18 Teachers Cern school (2010) F. Barao Interacção com a atmosfera 18 Os raios primários interagem com os átomos de azoto e oxigénio (essencialmente) da atmosfera produzindo cascatas atmosféricas com muitas partículas ss e e e e s s Uma cascata transporta muitos electrões (+/-) e fotões

19 Teachers Cern school (2010) F. Barao Detecção de partículas 19 Na experiência de Rutherford as partículas Na experiência de Rutherford as partículas incidiam num ecrã com sulfato de zinco incidiam num ecrã com sulfato de zinco a luz emitida era observada pelo olho a luz emitida era observada pelo olho Wilson inventou a câmara de nevoeiro em 1894, Wilson inventou a câmara de nevoeiro em 1894, tornando possível a observação da trajectória de tornando possível a observação da trajectória de uma partícula (carregada) e a seu registo foto- uma partícula (carregada) e a seu registo foto- gráfico gráfico Instrumento fundamental na observação de partículas até aos anos 60

20 Teachers Cern school (2010) F. Barao Câmara de Wilson Câmara de Wilson 20 Vapor de água Patrick Blackett

21 Teachers Cern school (2010) F. Barao Campo magnético: efeito 21 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 magnético O raio de curvatura R da partí- cula de momento linear p:

22 Teachers Cern school (2010) F. Barao Anderson (1932) Carl Anderson, estudante de Millikan, constrói uma câmara de nevoeiro com grande campo magnético Antimatéria!!! Descoberta do positrão (e+),

23 Teachers Cern school (2010) F. Barao ν µ e Anderson and Neddermeyer trans- portaram o detector para a monta- nha (Peak mountain) µ e τ ~ 2.2 s d = v t < 660 m ?! Descoberta do muão (),

24 Teachers Cern school (2010) F. Barao Partículas e astropartículas Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV

25 Teachers Cern school (2010) F. Barao Origem Aceleração Raios cósmicos Muitas questões??? Origem Aceleração Raios cósmicos Muitas questões??? 25

26 Teachers Cern school (2010) F. Barao Mais conhecimento? Sim mas… 26 Até inícios do sec. XX (1912) o conhe- Até inícios do sec. XX (1912) o conhe- cimento do Universo (estrelas, galáxias, cimento do Universo (estrelas, galáxias, …) era baseado nas observações astro- …) era baseado nas observações astro- nómicas nómicas Radiação electromagnética (luz) Radiação electromagnética (luz) Desde então, os raios cósmicos são uma Desde então, os raios cósmicos são uma fonte adicional de informação do Uni- fonte adicional de informação do Uni- verso verso p, He,…, p, He,…,

27 Teachers Cern school (2010) F. Barao Raios Cósmicos de origem galáctica Raios Cósmicos de origem extra- galáctica Modulação solar Raios cósmicos: energia 27

28 Teachers Cern school (2010) F. Barao Raios cósmicos 28 Os raios cósmicos primários são essencialmente isotró- Os raios cósmicos primários são essencialmente isotró- picos (todas as direcções são equiprováveis) picos (todas as direcções são equiprováveis) As regiões de variação de declive (knee e ankle) corres- As regiões de variação de declive (knee e ankle) corres- pondem a transições nos mecanismos de aceleração/pro- pondem a transições nos mecanismos de aceleração/pro- pagação dos raios cósmicos pagação dos raios cósmicos Os raios cósmicos de muito baixa energia (E<1GeV) são Os raios cósmicos de muito baixa energia (E<1GeV) são suprimidos pelo vento solar suprimidos pelo vento solar O campo magnético terrestre afecta o espectro de energia O campo magnético terrestre afecta o espectro de energia De onde vêem? Como são acelerados?

29 Teachers Cern school (2010) F. Barao Origem dos raios cósmicos 29 Acredita-se que a maior parte dos Raios Cósmicos (E<10 18 eV) tenham origem galáctica e sejam produzidos em Supernovas (SNR) Raios Cósmicos de extrema energia (E>10 19 eV): Active Galactic Nuclei (AGN), ??? EGRET Visão da galáxia na região dos raios gamma (E > 100MeV) P+H +nucleões

30 Teachers Cern school (2010) F. Barao Supernova 1987A 30 A ocurrência de supernovas numa dada galáxia é um acontecimento raro 1 em cada anos Em Fevereiro de 1987, uma estrela explodiu numa galáxia vizinha (Nuvem de magalhães) Neutrinos resultantes da explosão foram observados por experiências na Terra 1ª vez que neutrinos foram observados provirem de uma SN experiências: experiências: -kamiokande (Japão) -kamiokande (Japão) -IMB (Ohio, EUA) -IMB (Ohio, EUA)

31 Teachers Cern school (2010) F. Barao AGN-Núcleo Activo Galáctico 31 Um AGN, é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética Existência de um buraco negro ou estrela de neutrões Blazar, Mark421 Inverse Compton Proton induced

32 Teachers Cern school (2010) F. Barao EGRET (20 MeV-30GeV) map 32

33 Teachers Cern school (2010) F. Barao Acelerador cósmico 33 A aceleração de raios cósmicos de muito altas energias (~10 20 eV) é possível como? Confinamento numa região de campo magnético variável com campos eléctricos (induzidos) muito elevados Condição: a dimensão do acelerador deve ser superior ao raio de curvatura das partículas

34 Teachers Cern school (2010) F. Barao Condição de Hillas 34 B(t) E aceleração dos RCs B(t) Lei da indução Energia adquirida pelas partículas Eficiência do acelerador (<1)

35 Teachers Cern school (2010) F. Barao Hillas plot 35 Boratav et al Hillas 1984 AGN

36 Teachers Cern school (2010) F. Barao Confinamento magnético 36 Radiação de sincrotrão emitida por electrões Radiação de sincrotrão emitida por electrões que espiralam em torno das linhas de campo que espiralam em torno das linhas de campo magnético, dá informação sobre o campo B magnético, dá informação sobre o campo B na galáxia na galáxia B ~ G B ~ G R Raio de curvatura Raio de curvatura 1 EeV = eV R(p)~1Kpc Disco galáctico+Halo 0.3 kpc

37 Teachers Cern school (2010) F. Barao Efeito GZK 37 A propagação dos nucleões na galáxia é limitada pela interacção com a radiação de fundo (microondas) de 2.7K Greizen, Zatsepin e Kuzmin em 1966 previram esta limitação pouco após a descoberta da radiação de fundo (Penzias e Wilson) Um nucleão e um fotão (da radiação de fundo) interagem e produzem um nucleão e um pião O limiar de energia para esta interacção é de cerca de 5x10 19 eV para os protões

38 Teachers Cern school (2010) F. Barao Comprimento de interacção 38 Probabilidade de interacção por unidade de Probabilidade de interacção por unidade de comprimento comprimento p int = nn p int = nn max ~ 500 b densidade de fotões do CMB densidade de fotões do CMB n ncm 3 Mpc ~ 6×10 -4 eV ~ 3 mm

39 Teachers Cern school (2010) F. Barao Horizonte dos fotões 39 Os fotões também interagem com a radiação cósmica de fundo + b e + + e - Fotões com energia de eV têm um horizonte limitado à galáxia

40 Teachers Cern school (2010) F. Barao Experiências no espaço Experiências em Terra Raios cósmicos Detecção 40

41 Teachers Cern school (2010) F. Barao Atmosfera P,,He,… Antes Agora 39 m 42 m 5 m 10 Detecção de raios cósmicos 41

42 Teachers Cern school (2010) F. Barao Detecção raios cósmicos <10 15 eV 42 A taxa de inicidência de raios cósmicos depende fortemente da energia (E) O número de raios cósmicos detectados depende da aceitância do detector: o produto da área exposta pelo ângulo sólido A detecção de Raios Cósmicos de alta energia exige detectores com: Grande tempo de exposição (T) Grande área (S) Grande ângulo sólido ( ) Área S (m 2 ) sr Aceitância do detector: A = S x Ω (m 2.sr)

43 Teachers Cern school (2010) F. Barao Observing the High Energy Sky 43 1 GeV eV10 15 eV10 13 eV10 17 eV10 19 eV10 9 eV 1 TeV1 PeV1 EeV Satélites e Balões (p, he, …) Satélites ( s ) IACTs ( s ) Air Showers arrays Auger

44 Teachers Cern school (2010) F. Barao Detector no espaço: AMS 44 Permite a detecção dos raios cósmicos sem os efeitos da atmosfera terrestre Usa um detector de física de partículas que combina vários princípios de detecção Sistema de trigger Medida da velocidade Medida da carga eléctrica Medida do momento linear Implica a existência de um campo magnético para deflectir as partículas Medida da energia Limite no Peso e tamanho do detector a embarcar (AMS=6000 kg e 0.5 m 2.sr)

45 Detector AMS de raios cósmicos na ISS 45

46 Teachers Cern school (2010) F. Barao Detecção de raios cósmicos fora da atmosfera (E~GeV- TeV) Detector MAS (Space Shuttle,1998) 46

47 Teachers Cern school (2010) F. Barao Positrões: sinal anómalo? 47

48 Teachers Cern school (2010) F. Barao Balão: ATIC 48 Vôos em balão a uma altitude de ~40 Km e durante ~20 dias

49 Teachers Cern school (2010) F. Barao Detecção raios cósmicos >10 15 eV 49 Fluxos de partículas, pequenos Utilização da atmosfera para aumentar a aceitância (área x ângulo sólido) do detector cascata produzida por partícula de eV estende-se por alguns quilómetros Detecção à superfície da Terra das diferentes componentes da cascata partículas carregadas (e, ) radiação de Cerenkov radiação de fluorescência

50 Teachers Cern school (2010) F. Barao Cascata atmosférica 50 O raio cósmico de alta energia colide com um núcleo da atmosfera (N, O, Ar), produzindo maioritariamente piões () e kaões (k). Os piões neutros (decaiem em dois fotões, produzindo a componente electromagnética da cascata. Estes por sua vez, convertem-se em pares electrão-positrão, que radiarão fotões de novo…

51 Teachers Cern school (2010) F. Barao Cascata: distribuição lateral 51 E~10 20 eV

52 Teachers Cern school (2010) F. Barao Detecção do chuveiro carregado 52 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 colectada por foto- multiplicadores (PMTs) Tanques de água: luz de cerenkov emitida na água, colectada por PMTs

53 Teachers Cern school (2010) F. Barao As partículas carregadas da cascata atmosférica excitam as moléculas de azoto do ar, e estas radiam na zona do UltraVioleta λ nm Radiação isotrópica Detecção da radiação feita por câmaras equipadas com fotomultiplicadores Radiação da cascata 53 A par da cascata de partículas que integram o chuveiro atmosférico existe também a emissão de radiação electromagnética: -Fluorescência, Cerenkov

54 Teachers Cern school (2010) F. Barao Radiação de Cerenkov 54 As partículas carregadas da cascata atmosférica possuem uma velocidade próxima da velocidade da luz (c) Radiação de Cherenkov é emitida se a velocidade das partículas carregadas for superior à da luz no meio (ar) V > c/n O cone de radiação emitida possui uma abertura Cos() = c/vn ~ 1/n Os fotões de Cherenkov espalham-se num disco de raio R~100 m, sendo colectados por detectores possuindo fotomultiplicadores no plano focal

55 Teachers Cern school (2010) F. Barao Observatório Pierre Auger (2004-) 55 Mede raios cósmicos de energia extrema através das técnicas: amostragem da densidade de partículas na cascata fluorescência 1600 tanques de água (10m 2 ) espaçados de 1.5 km e espalhados por 50x60 km 2 4 estações de fluores- cência 3000 evts/ano esperados (E>10 19 eV)

56 Teachers Cern school (2010) F. Barao Auger: espectro 56

57 Teachers Cern school F. Barao Auger: direcção dos raios cósmicos 57 Círculos: Direcções dos raios cósmicos de E>10 19 eV dentro de 3.1 º Asteriscos vermelhos: AGNs para distâncias menores que 75 Mpc Sombreado a azul: exposição Centaurus-A: AGN mais próximo Centaurus-A

58 Teachers Cern school (2010) F. Barao Detecção de Raios Gamma () 58 O fluxo de raios gamma é várias ordens de grandeza inferiores aos carregados A sua observação directa só é realizável até à ordem da centena de GeV γ e + + e - Acc ~ m 2.sr A energias mais elevadas, a detecção de raios gamma faz- se através de detecção de luz de Cherenkov emitida pela cascata atmosférica ou pelas partículas componentes Acc ~ 10 5 m 2.sr

59 Teachers Cern school (2010) F. Barao Fermi 59 Lançamento do KSC, 11 Junho, 2008 Delta vehicle Órbita: 565 km de altitude Medida do fluxo de electrões (e positrões)

60 Teachers Cern school (2010) F. Barao Telescópios de Cerenkov 60

61 Teachers Cern school (2010) F. Barao GAW (0.7 TeV - ) 61

62 Teachers Cern school (2010) F. Barao 62 Mais Informação: -www.lip.ptwww.lip.pt -pdg.web.cern.ch/pdg/particleadventure/othersites.html


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