Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo…

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

2 Tópicos O mundo das partículas Como se obtêm as astropartículas?
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

3 estrutura do átomo escalas Composição da matéria

4 Composição da matéria e: Thomson (1897) N: Rutherford (1909)
J.J.Thomson

5 Estrutura do átomo Radioactividade Henri Becquerel (1896) Cintilação
Modelos atómicos: Thomson, Rutherford Cintilação

6 Sondar a matéria…com luz!
Sondar a estrutura da matéria implica… E = hc/λ (p=h/λ ) Utilização de radiação de l<10-10 m Comprimento de Onda

7 Milky Way

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

9 Observações de Hess, Millikan Composição e espectro Descoberta dos Raios Cósmicos

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

11 Raios Cósmicos – a descoberta...
Theodore Wulf aperfeiçoa o electroscópio e decide testá-lo com a radiaoactividade natural do solo 325m 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 !!!

12 Os voos de Hess 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 1912 O nome raios cósmicos deve-se a Millikan que acreditava que estes eram raios Gamma muito penetrantes. Só em 1928 dois alemães, Bothe e Karlhoster usam Geiger counters e um bloco de ouro no meio, e percebem que é radiação carregada.  Victor Hess depois do vôo de 1912 Fonte: National Geographic

13 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 1912. Conclui que esta radiação deve provir do exterior da Terra…e não do seu interior como até então era admitido! 13

14 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 O que são então raios cósmicos?
Raios cósmicos primários: Partículas carregadas que atravessam o Universo em todas as direcções. Protões ~95% hélios ~4% Núcleos mais pesados ~1% electrões <1% positrões 0.1% antiprotões 0.01% Neutrinos, gammas …

16 O Universo - acelerador
O Universo…o maior acelerador Energias até 1021 eV (100 J) p, e,‏ N, n, g, ...

17 Descoberta do positrão Descoberta do muão Raios cósmicos Fonte de partículas

18 Interacção com a atmosfera
Os raios primários interagem com os átomos de azoto e oxigénio (essencialmente) da atmosfera produzindo cascatas atmosféricas com muitas partículas π0 (10-16 s) γγ π+/- (10-8 s) μ + ν e + νe + νμ μ (10-6 s) Uma cascata transporta muitos electrões (+/-) e fotões

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

20 Câmara de Wilson Vapor de água Patrick Blackett barao 17-03-2009
Na câmara de wilson (câmara de nevoeiro) baixa-se repentinamente a temperatura de um recipiente com ar (expansão), deixando mais água no estado vapor do que o ar pode suportar. A passagem de uma partícula carregada com colisões com as moléculas de ar, ioniza os átomos de oxigénio e azoto. O vapor de água (molécula polar) é atraída pelos iões formando assim minúsculas gotas de água. Cria-se assim um rasto da partícula que é visível se iluminarmos fortemente a câmara. Patrick Blackett adapted the Wilson Technique and devised a chamber that expanded automatically every 10, 15 seconds...

21 Campo magnético: efeito
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 Descoberta do positrão (e+), 1932
Carl Anderson, estudante de Millikan, constrói uma câmara de nevoeiro com grande campo magnético Antimatéria!!! Anderson (1932)

23 ν τ ~ 2.2 μs e µ Descoberta do muão (μ), 1937 µ ν e ν
Anderson and Neddermeyer trans-portaram o detector para a monta-nha (Peak mountain) e ν τ ~ 2.2 μs d = v t < 660 m ?! ν e ν

24 Partículas e astropartículas
1953 Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV

25 Origem Aceleração Raios cósmicos Muitas questões???

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

27 Raios cósmicos: energia
Modulação solar Raios Cósmicos de origem extra-galáctica α ~ 2.7 Raios Cósmicos de origem galáctica α ~ 3.0 α~ 2.8

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

29 Origem dos raios cósmicos
Acredita-se que a maior parte dos Raios Cósmicos (E<1018 eV) tenham origem galáctica e sejam produzidos em Supernovas (SNR) Raios Cósmicos de extrema energia (E>1019 eV): Active Galactic Nuclei (AGN), ??? EGRET Visão da galáxia na região dos raios gamma (E > 100MeV) P+H π0+nucleões

30 Supernova 1987A 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: -kamiokande (Japão) -IMB (Ohio, EUA)

31 AGN-Núcleo Activo Galáctico
Um AGN, é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética Existência de um buraco negro ou estrela de neutrões Proton induced Inverse Compton Blazar, Mark421

32 EGRET (20 MeV-30GeV) map

33 Acelerador cósmico A aceleração de raios cósmicos de muito altas energias (~1020 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 Condição de “Hillas” B(t) B(t) E aceleração dos RCs
Lei da indução B(t) Energia adquirida pelas partículas Eficiência do acelerador (<1)

35 Hillas plot Boratav et al. 2000 AGN Hillas 1984

36 Confinamento magnético
Radiação de sincrotrão emitida por electrões que espiralam em torno das linhas de campo magnético, dá informação sobre o campo B na galáxia B ~ μG Raio de curvatura 1 EeV = 1018 eV R(p)~1Kpc Disco galáctico+Halo R 0.3 kpc

37 Efeito GZK 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 5x1019eV para os protões

38 Comprimento de interacção
Probabilidade de interacção por unidade de comprimento pint = σ nγ λ = (σ nγ)-1 σmax ~ 500 mb densidade de fotões do CMB nγ ~ 410 /cm3 λ ~ 10 Mpc <E> ~ 6×10-4 eV λ ~ 3 mm

39 Horizonte dos fotões γ + γb e+ + e-
Os fotões também interagem com a radiação cósmica de fundo γ + γb e+ + e- Fotões com energia de 1014 eV têm um horizonte limitado à galáxia

40 Experiências no espaço Experiências em Terra Raios cósmicos Detecção

41 Detecção de raios cósmicos
γ P, ,He,… Atmosfera 39 m 42 m 5 m 10 Antes Agora Antes

42 Detecção raios cósmicos <1015 eV
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 (Ω) Ω (sr) Área S (m2) Aceitância do detector: A = S x Ω (m2.sr)

43 Observing the High Energy Sky
109 eV 1011 eV 1013 eV 1015 eV 1017 eV 1019 eV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 EeV Satélites e Balões (p, he, …) Satélites (γs) IACTs (γs ) Air Showers arrays Auger

44 Detector no espaço: AMS
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 m2.sr)

45 Detector AMS de raios cósmicos na ISS

46 Detector MAS (Space Shuttle,1998)
Detecção de raios cósmicos fora da atmosfera (E~GeV- TeV)

47 Positrões: sinal anómalo?

48 Balão: ATIC Vôos em balão a uma altitude de ~40 Km e durante ~20 dias

49 Detecção raios cósmicos >1015 eV
Fluxos de partículas, pequenos Utilização da atmosfera para aumentar a aceitância (área x ângulo sólido) do detector cascata produzida por partícula de 1020 eV estende-se por alguns quilómetros Detecção à superfície da Terra das diferentes componentes da cascata partículas carregadas (e, μ) radiação de Cerenkov radiação de fluorescência

50 Cascata atmosférica O raio cósmico de alta energia colide com um núcleo da atmosfera (N, O, Ar), produzindo maioritariamente piões (p) e kaões (k). Os piões neutros (π0) 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 Cascata: distribuição lateral
E~1020 eV

52 Detecção do chuveiro carregado
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 (PMT’s) Tanques de água: luz de cerenkov emitida na água, colectada por PMT’s

53 Radiação da cascata A par da cascata de partículas que integram o chuveiro atmosférico existe também a emissão de radiação electromagnética: Fluorescência, Cerenkov 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

54 Radiação de Cerenkov 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(α) = 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 Observatório Pierre Auger (2004-)
Mede raios cósmicos de energia extrema através das técnicas: amostragem da densidade de partículas na cascata fluorescência 1600 tanques de água (10m2) espaçados de 1.5 km e espalhados por 50x60 km2 4 estações de fluores-cência 3000 evts/ano esperados (E>1019 eV)

56 Auger: espectro

57 Auger: direcção dos raios cósmicos
Centaurus-A Círculos: Direcções dos raios cósmicos de E>1019 eV dentro de 3.1º Asteriscos vermelhos: AGN’s para distâncias menores que 75 Mpc Sombreado a azul: exposição Centaurus-A: AGN mais próximo

58 Detecção de Raios Gamma (γ)
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 ~ m2.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 ~ 105 m2.sr

59 Fermi Lançamento do KSC, 11 Junho, 2008 Delta vehicle
Órbita: 565 km de altitude Medida do fluxo de electrões (e positrões)

60 Telescópios de Cerenkov

61 GAW (0.7 TeV - )

62 Mais Informação: www.lip.pt
pdg.web.cern.ch/pdg/particleadventure/othersites.html