raios cósmicos: mensageiros do nosso universo

Raios Cósmicos: mensageiros do nosso Universo

Maria Luísa ArrudaLIP – Laboratório de Instrumentação e Física

Experimental de Partículasluisa@lip.pt

Conteúdos

O mundo das astropartículas Uma longa história de observações

Raios cósmicos O que são? De onde vêm? Como se propagam?

Como detectá-las? Partículas carregadas (p,e-,p,e+,...) Raios gama (fotões energéticos)

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Astropartículas: o que se estuda? • É um campo de investigação interdisciplinar

entre:– física de partículas,– astrofísica,– astronomia,– cosmologia.

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• Procura-se responder a questões fundamentais como:– O que é matéria escura?– Onde está a antimatéria?– Qual a origem dos raios cósmicos?

Quais os seus mecanismos de aceleração?

– Qual é a natureza da gravidade?

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Astropartículas: o que se estuda?

Há 400 anos: Galileu Galilei

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Há 400 anos (Dez 1609), Galileu foi o primeiro a observar o céu com um telescópio. Em 1610 as suas observações são publicadas num livro: SIDEREUS NUNCIUS – o mensageiro das estrelas

Revolução na astronomia Revolução na física

Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros

• Fotões Fotões

• Neutrinos

• Raios cósmicos (p,e-,p,e+,...)

• Ondas gravitacionais21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) 6

Quase toda a informação que temos do nosso Universo foi obtida com fotões. Os grandes avanços em astrofísica coincidiram com a extensão da gama de comprimentos de onda observados.

Mensageiros por excelência! Mas agora não os únicos...

Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros

• Fotões

• NeutrinosNeutrinos

• Raios cósmicos (p,e-,p,e+,...)

• Ondas gravitacionais

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Um novo mensageiro com propriedades diferentes que nos permitirá observar o Universo de uma forma profundamente diferente.

Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros

• Fotões

• Neutrinos

• Raios cósmicos (RC) (p,eRaios cósmicos (RC) (p,e--,p,e,p,e++,...),...)

• Ondas gravitacionais

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Mensageiros do Universo “violento”...

[Ainda não detectadas]

Há 100 anos... raios cósmicos?Começaram as experiências precursoras para a descoberta da radiação cósmica

• O físico Theodor Wulf aperfeiçoa o electroscópio e de 1909 a 1911 tenta medir a radioactividade terrestre a diferentes altitudes com experiências da Holanda à Suiça e até mesmo no topo da Torre Eiffel.

• Constata que a ionização não diminui drasticamente com a altitude como seria de esperar (a radioactividade devia ser absorvida pela atmosfera). Nalgumas medidas esta ionização aumentava…– Hipóteses: Outra fonte adicional de

radiação vinda do topo da atmosfera… ou… a absorção não é o que se julgava.

9

325 m: fluxo/15 =>0.4 iões/cm3 esperados

80 m: fluxo/2

3.5 iões/cm3

I Semana Europeia da Astrofísica

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Torre de Montparnasse, em Paris, tornou-se num detector de raios cósmicos durante uma semana (10-17 Out). Dias abertos, animações e encontros com cientistas. Durante a noite um feixe laser era disparado da Torre para o Observatório de Paris sempre que um raio cósmico era detectado.

1911-1913: Os voos de Hess

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O austríaco Victor Hess decidiu medir a radiação fazendo 10 voos num balão de ar quente a altitudes de cerca de 5 km.

7 de Agosto de 1912Início: Aussig 06:12Fim: Pieskow 12:15

Observações de Hess A radiação diminui ligeiramente até um altitude de 700 m, aumentando depois a partir de 1.5 km até duplicar a 5 km. A taxa de ionização é similar de dia e de noite. A radiação não deve provir do Sol uma vez que não houve alterações da ionização durante o eclipse de 12 de Abril de 1912.

Conclusão: A radiação deve provir do exterior da Terra e não do seu interior!!

Voo com réplica do electroscópio de Wulf usado por Hess por ocasião da comemoração do 90º aniversário da descoberta dos raios cósmicos (Snowmass, Colorado, EUA, 8/7/2001).

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17 anos de reflexão

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De 1912 a 1928 o progresso nos RC é lento e não muito significativo, liderado por Robert Millikan que pensa que os raios de Hess são raios gama de muito elevada energia. Em 1929, Bothe e Kolhörster usam contadores Geiger e mostram que os raios de Hess são carregados! Assumem que são electrões. Em 1929, D. Skobeltzyn, trabalhando com câmaras de nuvens, descobre que as trajectórias curvam na presença de campos magnéticos.

Campo Magnético: efeito

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Câmara de nuvens – câmara de Wilson

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1927 – Wilson, juntamente com Compton, recebe o prémio Nobel pela invenção da câmara de nuvens.

Dispositivo fechado contendo vapor de água ou álcool. Quando uma partícula carregada a atravessa ioniza a mistura. Os iões resultantes actuam como núcleos de condensação. Para o mesmo momento, partículas mais pesadas têm maior poder ionizante dando origem a traços mais densos. Um campo magnético é aplicado.

- Descoberta do positrão (previsto pela equação de Dirac)

- Descoberta do muão (partícula inesperada –”Quem encomendou o muão?” - Isidor Rabi)

• Raios cósmicos como laboratório para aRaios cósmicos como laboratório para a física de partículasfísica de partículas

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Revolução na física de partículas:Revolução na física de partículas:

1932, descoberta do positrão (e+)

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Carl Anderson, supervisionado por Millikan, constrói uma câmara de nuvens de maiores dimensões com um campo magnético mais forte. Descobre o positrão casualmente num traço deixado por raios cósmicos. O positrão já era previsto pela equação de Dirac em 1930 mas não fora percebido o seu significado. 1ª detecção de antimatéria!!!!

1937, descoberta do muão ()

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Foram usadas emulsões fotográficas. O raio de curvatura das trajectórias depende da carga e da massa das partículas. Curvatura menor que o protão mas maior que o electrão (mesotrão). Partícula idêntica ao electrão em todos os aspectos mas 200x mais massiva! m = 106 MeV/c2

Muão!!

Anderson e Neddermeyer transportaram a câmara de nuvens para a montanha (Peak mountain)

1947, descoberta do pião ()

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C. Powell

Emulsão fotográfica

e

Descoberto por C. Lattes, G. Occhialini e C. Powell em placas fotográficas expostas no Pic du Midi a 3000m de altitude (

1938, Pierre Auger descobre os chuveiros de partículas

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1938: Pierre Auger, Raymond Maze, Roland Maze e Thérèse Grivet-Meyer posicionaram os seu detectores nos Alpes.

2 detectores distando muitos metros detectaram a chegada simultânea de partículas.

Descobriram as cascatas de partículas secundárias e núcleos resultantes da colisão de primários com as moléculas de ar. Foram observadas partículas com energias 1015 eV (106 vezes mais energéticas do que as até então conhecidas).

O que são então os raios cósmicos?

Raios cósmicos primários:

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Protões ~95%

Hélios ~4%

Núcleos mais pesados ~1%

electrões <1%

positrões 0.1%

antiprotões 0.01%

Máxima energia detectada 3x1020 eV!!

[Neutrinos, raios gama]

Raios cósmicos secundários

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Os RC secundários são produzidos pela interacção dos RC primários com átomos de azoto e oxigénio (principalmente) da atmosfera.São essencialmente: e±,±,±

ee hadrões (π±,π0,K±, …, D±,…) núcleos

Eles andam aí...

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Em cada minuto há cerca de 1000 (!) raios cósmicos carregados (muões) que nos atravessam.

Composição nuclear dos RC na Galáxia e Sistema Solar

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A composição em elementos dos RC é em boa aproximação similar à abundância dos elementos no Sistema Solar.

Mas... elementos como Li, Be e B são mais abundantes nos raios cósmicos bem como Sc, Ti, V, Cr e Mn conhecidos como sub-ferros!!

resultam da interacção com a matéria interestelar (espalhamento nos átomos de hidrogénio), os primeiros de núcleos de C e O e os outros de núcleos de Fe.

H e He são menos abundantes nos RC deve-se à sua maior energia de ionização=> mais difícil acelerá-los

Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico!

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Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido

12

00

)(

logloglog

GeVssrm

EE

Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico!

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109 eV 1021 eV

Grande extensão em energia: 109 eV até 1021 eV

Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido

12

00

)(

logloglog

GeVssrm

EE

Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico!

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Grande extensão em energia: 109 eV até 1021 eV Grande extensão em fluxo: 32 ordens de grandeza

~104 partículas/m2/s a baixas energias até ~1 partícula/km2/século para as mais energéticas 109 eV 1021 eV

104 partículas/m2/s

1 partícula/km2/século

Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido

12

00

)(

logloglog

GeVssrm

EE

A propagação dos nucleões no Universo é limitada pela interacção com a radiação de fundo (microondas) de 2.7 K.

Greisen, Zatsepin e Kuzmin em 1966 previram esta limitação pouco após a descoberta da radiação cósmica de fundo (Penzias e Wilson).

O limiar de energia para esta interacção é de cerca de 5x1019eV para os protões.

Para energias maiores que aquele limiar o livre percurso médio para esta interacção é da ordem dos 50 Mpc = 1.6 x 108 anos-luz (Horizonte GZK).

Efeito GZK

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Raios cósmicos• Os raios cósmicos primários são

“essencialmente” isotrópicos (todas as direcções são equiprováveis).

• Como são principalmente partículas carregadas estas são desviadas pelos campos magnéticos do Universo.

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Partícula carregada + campo magnético = Deflexão!

Campos Magnéticos Galácticos: alguns μG (microGauss)

Modulação Solar• Os raios cósmicos de muito baixa energia

(E<1x109 eV) são suprimidos pelo vento solar.

• Vento solar é um fenómeno de emissão contínua de partículas carregadas (e-, p) provenientes da coroa solar, ~1.3×1036 partículas/s com uma velocidade ~300 km/s.

• A modulação solar tem uma intensidade que depende da actividade solar.

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Modulação solar

Ciclo das manchas Solares

Intensidade dos RC

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Uma visão antropomórfica do mesmo espectro

Acima do ankle R>Rgaláxia

RC escapam para o halo galáctico

As regiões de variação de declive (knee e ankle) correspondem a transições nos mecanismos de aceleração/propagação dos raios cósmicos.

Origem dos Raios cósmicos

33

~2.7

~3.0

~2.8

EE logloglog 00

Origem galáctica

Origem extragaláctica

0.3kpc

Raios Cósmicos Galácticos

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Acredita-se que os RC Galácticos (E<1018eV) sejam produzidos em Supernovas (SN). A explosão de uma supernova numa galáxia é um acontecimento raro (1 em cada 30 anos) mas com libertação de energia suficiente para acelerar partículas numa vasta gama de energias do espectro dos RC.

Supernova 1987A

Nebulosa do Caranguejo

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Raios Cósmicos Extragalácticos RC de extrema energia (E>1019eV) devem ter origem em Núcleos Galácticos Activos (AGN). Um AGN é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética.

Propagação de RC

• O transporte de raios cósmicos é feito por um processo de difusão.– Evidência: dentro da nossa Galáxia os

raios cósmicos permanecem ~107 anos antes de escaparem para o espaço intergaláctico. Se se propagassem em linha recta este tempo seria somente ~103 anos.

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Detecção de raios cósmicos• Experiências na Terra e no EspaçoExperiências na Terra e no Espaço

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Observando o Céu das Altas Energias…

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He

AMS: um detector no Espaço

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Permite a detecção de raios cósmicos sem o efeito da atmosfera terrestre. Usa um detector de física de partículas que combina vários sistemas de medidas:

Sistema de trigger Medida de velocidade Medida de carga eléctrica Medida de momento linear

• Implica a existência de um campo magnético para deflectir as partículas

Medida de energia Limite no peso (7 toneladas), nas dimensões (3 m x 3 m x 3 m) e na potência consumida (3 kW).

AMS na Estação Espacial Internacional2010

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AMS

AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) é uma experiência que resulta de uma larga colaboração internacional e visa a detecção de raios cósmicos primários no espaço.

Objectivos da experiência AMS

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– Estudo detalhado do espectro dos raios cósmicos primários até 1012 eV

• O volume de dados recolhido por AMS será muito superior ao de qualquer experiência anterior.

– Pesquisa da existência de antinúcleos• A sua presença nos raios cósmicos pode indicar a existência de regiões do

Universo constituídas por antimatéria.

– Pesquisa de matéria escura• A detecção de eventuais anomalias nos espectros de positrões e antiprotões

pode contribuir para a identificação dos constituintes da matéria escura

AMS 01 a bordo do vaivém espacial, 1998

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AMS 01

Voo de teste

10 dias

Detector AMS

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Detecção raios cósmicos >1015 eV

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Fluxos baixos de partículas.

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, )

Radiação de Čerenkov

Radiação de fluorescência

Cascata Atmosférica

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O raio cósmico de alta energia colide com um núcleo da atmosfera (N, O, Ar), produzindo maioritariamente piões () e kaões (K).Os piões neutros (0) decaem em dois fotões, produzindo a componente electromagnética da cascata. Estes por sua vez convertem-se em pares e+e-, que radiarão fotões de novo…

Detecção do chuveiro carregado

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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 recolhida por

fotomultiplicadores (PMTs).

Tanques de água: luz de Čerenkov emitida na água e detectada em PMTs.

Radiação da cascata• A par da cascata de partículas que integram o chuveiro atmosférico, existe

emissão de radiação electromagnética: Efeito de fluorescência e de Čerenkov

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Fluorescência

As partículas carregadas da cascata atmosférica excitam as moléculas de azoto do ar, e estas radiam na zona do UV (~ 350-450 nm)

Radiação isotrópica

Čerenkov

Uma partícula carregada com velocidade superior à da luz no meio (>cn) radia fotões de Čerenkov

nc 1

cos

Os fotões de Čerenkov espalham-se num disco de raio R~100 m na superfície terrestre.

Observatório Pierre Auger

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Mede raios cósmicos com E > 3 × 1018 eV através de uma técnica híbrida:

detectores de superfície: 1600 tanques de água (10 m2) espaçados de 1.5 km e distribuídos por 50x60 km2

fluorescência: 4 estações de fluorescência

3000 eventos/ano esperados (E>1019eV)

Um observatório, 2 estações: Hemisfério Sul:

• Malargüe, Argentina3000 km2 (completo)

Hemisfério Norte:• Lamar, EUA

21000 km2 (em estudo)

Malargüe, Argentina

Grupo Português em Auger

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Auger: espectro medido

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Auger: Direcção dos raios cósmicos

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Detecção de raios gama ()

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O fluxo de raios gama é várias ordens de grandeza inferior ao dos RC carregados.

A sua observação directa só é realizável até à ordem de 1011 eV

-> e++ e-

Aceitância ~ m2.sr

A energias mais elevadas, a detecção de raios gama faz-se através de detecção de luz de Čerenkov emitida pela cascata atmosférica ou pelas partículas componentes

Aceitância ~ 105 m2.sr

Satélites: Fermi e AGILE

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Lançamento do Centro Espacial Kennedy, 11 Junho 2008Foguetão DeltaÓrbita: 565km de altitude

Lançamento a 23 de Abril 2007

Telescópios de Čerenkov (IACTs)

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MAGIC

HESS

Telescópio GAW

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Grupo Português em GAW

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Conclusões

Descobertos há cerca de 100 anos, os raios cósmicos continuam a ser um grande mistério: Qual a sua origem? Quais os seus mecanismos de aceleração? Como se propagam?Actualmente, voltam a ser o laboratório para a física de partículas, nomeadamente na pesquisa de antimatéria.