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Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção

Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ

X Escola do CBPF - 2015Aula 24/07

Conteúdo do Curso

✓ Introdução: historia e primeiros detectores

✓ Medições diretas e indiretas

✓ Chuveiros atmosféricos extensos

✓ Mecanismos de aceleração (conceitos básicos)

✓ Propagação (conceitos básicos)

✓ Detecção e de reconstrução de chuveiros atmosféricos extensos

✓ Raios cósmicos de alta energia

Raios cósmicos de ultra alta energia

Bibliografia

Bruno Rossi, Cosmic Rays, Mc Graw-Hill

Michael W. Friedlander, Cosmic Rays, Harvard University Press

Yataro Sekido and Harry Elliot, Early History of Cosmic Ray Studies, Reidel Publishing Company

Malcolm S. Longair, High Energy Astrophysics, Cambridge University Press

William.R.Leo: Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments, Springer

Todor Stanev, High Energy Cosmic Rays, Springer

Thomas K. Gaisser, Cosmic Rays and Particle Physics, Cambrdge University Press

Glenn Knoll, Radiation Detection and Measurement, Wiley

Espectro de raios cósmicos

Ral

f Eng

el 2

013

Medição indireta de Raios CósmicosE > 1018 eV

Explorando as energias extremas...

1960 Arranjos grandesDetecção dos chuveiros atmosféricos extensos


Volcano Ranch (1959-1963)

Formado por 20 cintiladores de 3,26 m2 de área

1960 Arranjos grandesDetecção dos chuveiros atmosféricos extensos


1963 Primeiro raio cósmico de ultra alta energia é observado de ~ 1020 eV !!! Phys. Rev. Lett. 10 (1963)

Volcano Ranch (1959-1963)

Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos1960 Arranjos grandes


Haverah Park (1960-1987)

Arranjo de detectores de efeito Cherenkov em água com 12 km2, formado por: 4 detectrores de 34 m2, 24 de 13.5 m2, 3 de 2.25 m2 e 3 de 9 m2. Também no médio do arranjo 30 detectores de 1 m2 area. Além disto, alguns poucos detectores para medir os múons dos chuveiros



Haverah Park (1960-1987)

Arranjo de detectores de efeito Cherenkov em água com 12 km2.

Registrou 4 eventos com E ~ 1020 eV



1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores

Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos


Fly’s eye (1981-1993)

Telescópios de fluorescência em Utah -USA 67 módulos orientados para olhar no céu com 880 pixels cobrindo ~ 5º x 5º.

Observação estereoscópica1986 outro detector FE2 foi instalado com 36 módulos localizado a 3,4 km do primeiro (FE1).




Fly’s eye (1981-1993)

1991 Detecção do evento mais energético com E ~ 3 1020 eV (observado apenas por FE1)




HiRes (High Resolution Fly’s eye (1997-2000)

Espelhos segmentados de 4 m2 com 256 pixels, observando um cone de ~ 1º

Aproximadamente 10 vezes mais sensíveis que Fly’s eye (alcance de 40 km)

1997 HiRes-1

22 espelhos cobrindo 360º e 17º de elevação

1999 HiRes-2

42 espelhos cobrindo 360º e 31º de elevação





AGASA - Akeno Giant Air Shower Array (1990-2001)

Arranjo formado por 111 cintiladores de 2.2 m2 e 27 detectores com absorvedores - detecção de múons - cobrindo uma área de 100 km2




AGASA - Akeno Giant Air Shower Array (1990-2001)


1993 Detecção do segundo evento mais energético com E ~ 2 1020 eV. Phys. Rev. Lett. 73 (1994)

Total: 11 eventos com E > 1020 eV

Explorando as energias extremas...(quando comecei em Auger...)

Controvérsia

AGASA Não existe o corte GZK HiRes Existência do corte GZK

Resultados com pouca estatística e com diferentes técnicas experimentaisPrecisamos de um conjunto de dados independentes


1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores1990 Arranjos muito maior !!!





• Espectro de energia- Vemos o não o corte de GZK?

• Origen e Propagação - Fuentes? Galácticas o extra-galácticas?- Como é a distribuição das fontes?

• Mecanismos de aceleração- Top-down?- Bottom-up?

• Composição- Prótons, núcleos pesados? - Neutrinos? Fótons?

• Física Hadrônica- Primera interação (seção de choque)

Perguntas em aberto

Observatório Pierre AugerUm novo observatório desenhado para o estudo dos

Raios Cósmicos de Ultra Alta Energia • Para estudar os raios cósmicos de ultra alta energia, maior a ~ 1018 eV• Dois observatórios, um em cada hemisfério

• Grande abertura > 7000 km2 sr @1019 eV cada uno• Cobertura completa e exposição uniforme• Que seja capaz de determinar com boa precisão:

- Direção de chegada dos raios cósmicos: resolução angular ~ 1º- Calibração calorimétrica da energia (detecção híbrida)

- Discriminação da natureza da partícula primaria (leve, pesada, , )

Observatório Sul em Malargüe, Argentina, concluído em 2008

40 km

HiRes




Auger em Rio...




Observatório Pierre Auger (2004)

Primeiro detector híbrido

Maior observatório de raios cósmicos do mundo

Observatório Pierre Auger

INFILL/AMIGA

AERA

3000 km2 SD with 1600 WCDs4 FD sites with 6 telescopes each

30 km2 INFILL array with 71 WCDs7 buried muons counters (AMIGA)3 high elevation auger telescopes (HEAT)

6 km2 sub array of 124 radio sensors (AERA)100 km2 sub array of 61 radio sensors at GHz range (EASIER) 2 GHz imaging radio telescopes (MIDAS & AMBER)

Hybrid detection by Auger

3000 km2 SD with 1600 WCDs in a triangular grid of 1500 m.

Antena de GPS Antena de

Comunicações

Caxa de Baterias

Caixa de Eletrônica

Panel Solar Fotomultiplicadora

Bolsa de Tyvek®

Água Ultra-pura

Tanque de Polietileno Rotomoldado

4 FD sites with 6 telescopes each with 30º elevation and 180º azimuth

Auger: Low energy cosmic ray detection

INFILL

AMIGA

HEAT

Auger: R&D – Radio detection

EASIERMIDAS AMBER

Auger PerformanceExtensive monitoring of atmosphere and of performances

SD array activity

FD on-time fraction

Cloud monitoring

Atmospheric monitoring devices

98%




Telescope Array - TA (2008)

Detector híbrido

38 telescópios de fluorescência em 3 prédios

507 cintiladores plásticos separados por 1,2 km cobrindo uma área de 700 km2




Telescope Array - TA (2008)

S1000

S1000 = signal at 1000 m core distance

Detector de Superfície

100% efficiency @ E > 3 1018 eV

Reconstrução

SD above 10 EeV• energy resolution < 12 %

• angular resolution < 1º

Resolução AngularReconstrução

Reconstrução

Angular resolution: 0.6ºCore position resolução < 80 m100% efficiency @ E > 1018 eV

Edep Nγ(λ)Photons

diafragmaFD FOV(photons)

ADC counts

Detecção híbrida

Espectro de Energia

The world’s largest cosmic ray observatory

The hybrid concept allows for a data-driven calibration of the ~100% duty cycle surface

array using the calorimetric information from the fluorescence telescopes

zenith angle aperture up to 80o

Auger Energy Spectrum

ICRC 2013

Espectro de Energia de Auger

1 = 3.23 ± 0.07

log10(E1/2/eV) = 19.6log10(Eankle/eV) = 18.7

J(E;E > Ea) / E��2

1 + exp

✓log10 E � log10 E1/2

log10 Wc

◆��1

ICRC 2013

Auger Energy Spectrum

2 = 2.63 ± 0.04

ICRC 2013

Espectro de Energia de TA

ICRC 2013

Espectro de Energia de TA

- 5 anos de dados de TA- Melhora na incerteza de Auger de 22% para 14%

Composição de Massa,Fótons e Neutrinos

<Xmax> and (Xmax) data

Quality cuts on the data to select events in which the uncertainty in the measurement of Xmax is < 40 g/cm2

Xmax

(Xmax)

SimulationsE = 10 EeV

Composição

From <Xmax> and (Xmax) to <lnA> and (lnA)

A method that parameterises <Xmax> and (Xmax) & convert these observables to the first two moments of lnA, <lnA> and 2(lnA)

< Xmax

>= X0 +D log

✓E

E0A

◆+ ⌘ lnA+ � lnA log

✓E

E0

◆

< Xmax

>⇠< Xp

max

> �D < lnA > < lnA >

�2(lnA)

<ln A> = 0 for pure proton and 4 for pure iron2(ln A) = 0 for pure composition and 4 for 50:50 p/Fe mix

�2(Xmax

) ⇠< �2sh

> +D2�2(lnA)

linear!

Mean depth for protons showers at E0

Elengation rate for QGSJet models

The Pierre Auger Collaboration, JCAP02 (2013) 026

For nuclei of the same mass A

Composição

From <Xmax> and (Xmax) to <lnA> and (lnA)ICRC 2013

<lnA> minimum @ ankle(dispersion highest)

<lnA> < 2 for all models(intermediate masses)

2(lnA) is small ~ 1(vicinity mix)

Composição

Muon Production Depth distribution (MPD) in a nutshell

z =1

2

✓r2

ctg� ctg

◆+�

Measured

Obtained

L. Cazón, et al, Astropart. Phys. 36 (2012) 211

Data set55º < < 65ºStations with 1700 m < core < 4000 m

= (59.08 ± 0.08)ºE = (92 ± 3) EeV

Composição

MPD in a nutshell

Decent resolution and no bias

Independent from Xmax and higher E

70 g/cm2

< 10 g/cm2

The Pierre Auger Collaboration, Phys. Rev D 90 (2014) 012012

Pure proton 1.8Pure iron 2.3

Composição

<lnA> from MPD and <Xmax>

The Pierre Auger Collaboration, Phys. Rev D 90 (2014) 012012

Xmax and Xµmax are strongly correlatedXµmax is correlated with the mass of the incident particle

< lnA >

None of the interaction models recently tuned to LHC data provide a consistent description of the Auger data on EM and MPD profiles.

Composição

ComposiçãoTunka Xmax e <ln A>

ComposiçãoTelescope Array (TA)

ComposiçãoComparação Auger e Telescope Array

Incompatíveis?

Às mais altas energias: Próton? Ferro? Mista?

Diferente fontes no céu do Norte e do Sul?


O valor médio observado é menor que a valor médio da amostra


<Xmax> publicado por Auger é corrigido pelos efeitos do detector enquanto <Xmax> publicado por TA inclui os efeitos do detector

Hadronic InteractionsHadronic/muonic contribution in hybrid events

Measured and its matching simulated air showers

S[VE

M]

Core distance [m]

S100

0 of

obs

erve

d ev

ents

/ S1

000

of s

imul

ated

eve

nts

MC prediction systematically below observed signals

+ RE & Rµ

(rescaling parameters)

Hybrid data@ 10 EeV

Rµ > 1 (muon deficit)

1

Sys

Hadronic InteractionsProton-Air cross section @

Two steps:1) Air shower observable ()2) Convert to proton-air cross section

ps = 57EeV

dN/dXmax

/ exp (�Xmax

/⇤⌘

)

⇤⌘ = [55.8± 2.3(stat)± 1.6(sys)] g/cm2

• Limite no fluxo de neutrinos

• Limite no fluxo de fótons

Neutrinos e Fótons

Composição de Massa,Fótons e Neutrinos

AnisotropyLarge scale – First Harmonic Analyses

First harmonic modulation are small

Account for spurious modulations (experimental and atmospheric)Use methods which are not sensitive to these effects

Modified Rayleigh (E > 1 EeV)

Fourier coefficients

Amplitude and phase

Energy assignment corrected for weather and geomagnetic effectswi accounting for the array growth, dead time and tilt of the array

East-West method (E < 1 EeV)

IE(0)-IW(0) allows us to remove systematic effectsReduced sensitivity

a =

2

N

NX

i=1

wi cos(↵i) b =2

N

NX

i=1

wi sin(↵i)

r =pa2 + b2 ' = arctan(b/a)

See Rafael’s talk

Anisotropy

Data up to December 2010; December 2010; April 2011

Prescription data set Prescription status

New data set up to December 2012

Large scale – First Harmonic Analyses

First harmonic modulation in the right ascension distribution of the event

AnisotropyLarge scale – First Harmonic Analyses

3 bins with chance probability < 1%

Data set up to December 2012

Angular distribution over the sphere

Extended energy range

AnisotropyLarge scale – Dipole amplitude

Upper limits on the equatorial dipole (99% CL)

Upper bounds on the dipole amplitude (99% CL)

Galactic stationary sources distributed in the disk

The Pierre Auger Collaboration, Astroparticle Physics 34 (2010) 314

Fraction of correlating eventsPdata = 0.33

Angular distance 3.1ºEnergy threshold 5.7 1019 eV Dmax: 75 Mpc (redshift < 0.018)

28/84 events (up to Jun 2011)

AnisotropyPoint Sources - UHECR

Cen A: optical image, radious contours (VLA), VHE best fit position

and 95% C.L. (HESS)(http://arxiv.org/pdf/0903.1582v1) Cumulative number of events with energy E > 55 EeV as a

function of angular distance from the direction of Cen A.

Maximum deviation from isotropy at 24° 19 observed (7.6 expected) - Significance of 3.3 sigma


http://arxiv.org/pdf/0903.1582v1

http://arxiv.org/pdf/0903.1582v1


Telescope Array

AnisotropyLarge scale – Neutron sources

Neutrons are electrically neutral. They can point back to the source.

Neutrons are produced in pion-producing interactions.

Even though neutrons are unstable outside the nuclei, at E > 1 EeV they still can reach us from Galactic sources, ie, ≃ 9.2 (En/EeV) kpc.

No significantly excess was found for any of the classes of potential Galactic sources considered

Resumo e FuturoDetecção de raios cósmicos de ultra alta energia de 0.1 EeV to above 100 EeV

As interpretações astrofísicas dos dados é ainda muito delicada: a maioria das propriedades dos raios cósmicos de ultra alta energia são ainda desconhecidas

Região do corte do GZK: Energia máxima de aceleração na fonte ou efeito de propagação?Ou uma possível mudança nas interações hadrônicas do próton as mais altas energias

Região do Tornozelo:O quebre observado nos dados é uma consequência do efeito da propagação? Ou estamos observando a transição entre diferentes tipos de fontes?

Mas dados vai nos permitir poder começar a discernir entre as diferentes possibilidades. Em particular a melhora dos detectores para ter informação da

massa evento a evento. Isto vai melhorar também o conhecimento das interações hadrônicas acima das energias do LHC.

The subject of cosmic rays is unique in modern physics forthe minuteness of the phenomenathe delicacy of the observations

the adventurous excursions of the observersthe subtlety of the analysis

the grandeur of the inferences’’(from Bruno Rossi, “Cosmic Rays”, epigraph)

Obrigada !!!

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