Perspectivas para uma rede detecção de raios cósmicos

Apresentação em tema: "Perspectivas para uma rede detecção de raios cósmicos"— Transcrição da apresentação:

1 Perspectivas para uma rede detecção de raios cósmicos
Pedro Silva, L.I.P. Prof. Orientador: João Varela Jornadas L.I.P. Dezembro de 2001, Tomar

2 1. Objectivos Construir uma rede de detecção de raios cósmicos
de alta energia ( Eo > 1015eV ); Estabelecer métodos de reconstrução da energia e origem dos raios cósmicos; Caracterizar o desenvolvimento de cascatas de partículas na atmosfera com base em modelos analíticos e/ou simulações Monte-Carlo (programa Corsika ref. [CORS]);

3 2. Cascatas de partículas na atmosfera
 espectro de fundo de raios cósmicos. Gráfico retirado de [SIMP] 87% H, 12% He, 1% elementos pesados (E)dE  E- dE (=2,7 se E1015,5eV =3,1 se E>1015,5eV)  a observação de raios cósmicos de alta energia é menos provável

4 Cascatas de partículas na atmosfera (II)
 sequência das principais reacções que ocorrem na formação de uma cascata de partículas na atmosfera terrestre propriedades de escala de uma cascata: i. E  Eo e-X/ ii. Nmax  Eo iii. Xmax  log(Eo)

5 Cascatas de partículas na atmosfera (III)
composição de uma cascata ao nível do mar: 63% -  28% - e 9% - < 1% - p, n, ,   desenvolvimento longitudinal médio das componentes electromagnética, muónica e hadrónica de cascatas iniciadas por protões verticais de 1015eV. E  81MeV, Ee  81MeV, E  1 GeV, Eh  1GeV. Resultados obtidos de 25 eventos simulados no Corsika. dispersão das partículas em torno da direcção de incidência: i. dispersão múltipla de Coulomb ii. dispersão angular dos produtos de reacção/ decaimento  densidade média de partículas ao nível do mar em função da distância ao ponto de impacto em cascatas iniciadas por protões verticais de 1015eV (resultados de simulações do Corsika). E , Ee  1MeV, E  30MeV.

6 Cascatas de partículas na atmosfera (IV)
em 1ª aproximação as partículas da cascata deslocam-se: i. com velocidade igual a c; ii. paralelamente à direcção do raio cósmico;   X Y Z   atraso relativo ao ponto de impacto  transformação de coordenadas do plano do detector para o plano  As variáveis usadas são: (,) - ângulos de incidência do raio cósmico (º); (X,Y) - coordenadas do plano do detector (m); (x,y) - coordenadas do plano  (m);  definição das coordenadas de um detector de superfície relativamente ao ponto de impacto de um raio cósmico e definição do plano  perpendicular a direcção de incidência.  pontos de igual densidade de fotões em cascatas iniciadas por protões de 1014,5eV inclinados segundo =25º e =180º. O gráfico da esquerda corresponde à representação nas coordenadas do plano- e o gráfico da direita à representação nas coordenadas do plano do detector.

7 Cascatas de partículas na atmosfera (V)
descrição fenomenológica de cascatas inclinadas: i. projectando as coordenadas no plano -  obtêm-se distribuições semelhantes às das cascatas verticais (aproximação de dispersão/atenuação isotrópica); ii. o número de partículas é atenuado pelo maior percurso na atmosfera (X(0º)1030gcm-2; X(45º)1455gcm-2); parametrizações dos momentos das distribuições de ’s (Condições: protão primário, 1013eV  Eo  1016eV , =0º, E  1MeV, X = 1030gcm-2 = 50m)  densidade de ’s As variáveis usadas são: a - factor de escala (m-2); r - distância ao ponto de impacto (m) ro - raio de Moliére (79 m)   tempo de atraso dos ’s  distribuições temporais dos fotões de cascatas iniciadas por protões verticais de 1014,5eV a diferentes distâncias do ponto de impacto

8 3. Reconstrução de eventos
a amostragem de cascatas é feita usando uma rede de unidades de cintiladores + fotomultiplicadores + PC(c/GPS) montagens para identificar sinais típicos nos cintiladores  método de detecção de partículas carregadas usando um cintilador  montagens para identificação da passagem de um fotão (esquerda) e de um muão (direita) de uma cascata

9 Reconstrução de eventos (II)
Teste dos algoritmos de reconstrução amostragem dos resultados de simulações do Corsika para cascatas iniciadas por protões de 1014,5eV com inclinação =0º, 12.5º, 25º; d 1 m P1d(¼, ¼) P2d(½,0) P3 d(½, ½) • rede quadrada (120m  120m) de detectores de 1m2; foram simulados três pontos de impacto; detalhes das interacções entre as partículas e os detectores foram ignorados;

10 Reconstrução de eventos (III)
Métodos de reconstrução por minimização das variáveis fulcrais ponto de impacto: Medição da densidade de partículas: (dependente da energia e da inclinação) Medição da dispersão temporal: ( independente da energia, dependente da inclinação ) direcção de incidência: Medição dos atrasos relativos: ( independente da energia, dependente do ponto de impacto ) As variáveis usadas são: Ak - área do k-ésimo detector (m2); k -factor de correcção do desvio padrão amostral; rk- distância do k-ésimo detector ao ponto de impacto (m); ref- índice do detector de referência (com maior sinal); GPS - erro do sistema GPS; energia (não abordada nesta apresentação): i. inversão do factor de escala da densidade de partículas ajustada ao evento; ii. medição da densidade de partículas a uma distância óptima que minimiza flutuações físicas + flutuações de Poisson (processo de contagem);

11 Reconstrução de eventos (IV)
Reconstrução geométrica usando ’s para Eo = 1014,5eV e d = 20m   Distribuições das variáveis geométricas reconstruídas por minimização de variáveis fulcrais para eventos iniciados por protões de 1014,5eV inclinados segundo =12,5º =180º. Desvios padrão das gaussianas ajustas às distribuições das variáveis geométricas reconstruídas para diferentes  inclinações do raio cósmico primário. (*) - quando   0º o ângulo azimutal é reconstruído com distribuição uniforme.

12 Reconstrução de eventos (V)
Influência da precisão do GPS usando ’s para Eo = 1014,5eV e d = 20m o tempo relativo medido entre os detectores é afectado pela imprecisão do GPS (1ª aproximação: tGPS ~ G (0,GPS) ref. [MEYE]) resultado da amostragem dos fotões de uma cascata. Os círculos representam os detectores e o seu raio é igual à densidade de fotões medida. Junto a cada círculo representa-se o tempo médio de chegada dos fotões. Se GPS=0ns os ângulos reconstruídos seriam  = 24,8º  = 179,2º   distribuições dos ângulos reconstruídos quando os tempos médios do evento são perturbados por um erro GPS=10ns  resultados para diferentes valores de GPS

13 4. Conclusões i. o tamanho da cascata mede Eo []
A medição de raios cósmicos primários ao nível do mar é feita indirectamente pelo estudo das cascatas que iniciam: i. o tamanho da cascata mede Eo [] ii. a dispersão espacial e temporal medem o ponto de impacto [] iii. o tempo de atraso mede a direcção de incidência [] iv. o número de muões mede a massa nuclear [ ] As incertezas dos métodos de reconstrução usados são: i. ponto de impacto: x ~ y ~ 4 m; ii. direcção de incidência:  ~ 1º  ~ 4º; A determinação do ângulo de incidência depende essencialmente do erro do sistema GPS Para as dimensões do Instituto Superior Técnico (~100m100m) uma rede de cintiladores com d~25m reconstrói potencialmente eventos a partir de 1014eV;

14 5. Perspectivas futuras 5.1. Modelos e simulação
Estudar cascatas iniciadas por núcleos pesados (He, Fe, etc.); Melhorar algoritmos de reconstrução; Procurar métodos alternativos de reconstrução de eventos; Simulação das interacções entre as partículas e os detectores 5.2. Experimentação Construir protótipos do detector de cascatas: i. identificar sinal das partículas; ii. efectuar calibração temporal; iii. automatizar o detector;

15 6. Fontes de informação [GREI] - K. Greisen, “Cosmic ray showers”, Ann. Rev. Nuclear Science 63(10) 1960 [CRON] - J. Cronin, “Cosmic rays: the most energetic particles in the universe”, Rev. Mod. Physics 72(2) 1999 [WATS] - A. Watson e M. Nagano, “Observations and implications of the ultrahigh-energy cosmic rays”, Rev. Mod. Physics 689(72) 2000 [SIMP] - J. Simpson, “Elemental and isotopic composition of the galactic cosmic rays”, Ann. Rev. Nucl. Part. Sci., [CORS] - D. Heck e outros, “CORSIKA: A Monte Carlo Code to Simulate Extensive Air Showers”, FZKA 6019, Forschungszentrum Karlsruhe GmbH, 1998 [MEYE] - F. Meyer e F. Vernotte, “Time Tagging Board Tests at Besançon Observatory”, GAP [DIRE] - Directório de experiências de astropartículas, [PRES] - W. H. Press, “Numerical Recipes in C: The Art of Scientific Computing”, Cambridge University Press, 1992