Raios Cósmicos:
Uma outra dimensão do
Universo…
Galáxia
NGC 1097
50Mly
Fernando Barao, LIP/IST
([email protected])
(Nasa)
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
Teachers Cern school (2010)
2
F. Barao ([email protected])
estrutura do átomo
escalas
Composição da matéria
Teachers Cern school (2010)
3
F. Barao ([email protected])
Composição da matéria
e: Thomson
(1897)
N: Rutherford
(1909)
J.J.Thomson
Teachers Cern school (2010)
4
F. Barao ([email protected])
Estrutura do átomo
Radioactividade
Henri Becquerel
(1896)
Modelos atómicos: Thomson, Rutherford
Cintilação
Teachers Cern school (2010)
5
F. Barao ([email protected])
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
Teachers Cern school (2010)
Comprimento de Onda
6
F. Barao ([email protected])
Milky Way
Teachers Cern school (2010)
7
F. Barao ([email protected])
Supernova Crab (caranguejo)
Estrela que explodiu cerca de 1057; 2Kpc da Terra.
Observação na Luz Visível
Observação no Raio-X
Teachers Cern school (2010)
F. Barao ([email protected])8
Observações de Hess, Millikan
Composição e espectro
Descoberta dos Raios
Cósmicos
Teachers Cern school (2010)
9
F. Barao ([email protected])
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)
Teachers Cern school (2010)
10
F. Barao ([email protected])
Raios Cósmicos – a descoberta...
1907 - 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 !!!
Teachers Cern school (2010)
11
F. Barao ([email protected])
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
 Victor Hess depois do vôo de 1912 Fonte: National Geographic
Teachers Cern school (2010)
12
F. Barao ([email protected])
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!
Teachers Cern school (2010)
13
F. Barao ([email protected])
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
Teachers Cern school (2010)
Robert Millikan (1868-1963)
Prémio Nobel , 1923
F. Barao ([email protected])
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
…
Teachers Cern school (2010)
15
F. Barao ([email protected])
O
acelerador
OUniverso…o
Universomaior
- acelerador
Energias até 1021 eV (100 J)
p, e, N, n, g, ...
Teachers Cern school (2010)
16
F. Barao ([email protected])
Descoberta do positrão
Descoberta do muão
Raios cósmicos
Fonte de partículas
Teachers Cern school (2010)
17
F. Barao ([email protected])
Interacção com a atmosfera
Os raios primários interagem com os
átomos de azoto e oxigénio
(essencialmente) da atmosfera produzindo
cascatas atmosféricas com muitas
partículas
0 (10-16 s)

+/- (10-8 s)
 +
e + e + 
 (10-6 s)
Uma cascata transporta
muitos electrões (+/-) e
fotões
Teachers Cern school (2010)
18
F. Barao ([email protected])
Detecção de partículas
 Na experiência de Rutherford as partículas 
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 fotográfico
Instrumento fundamental na observação de partículas
até aos anos 60
Teachers Cern school (2010)
19
F. Barao ([email protected])
Câmara de Wilson
Vapor de água
Patrick
Blackett
Teachers Cern school (2010)
20
F. Barao ([email protected])
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 partícula de momento
linear p:
2
mV
 qVB  p  qBR
R
p
R  pc[eV ]
R[cm ]  qB
300 Z
Teachers Cern school (2010)
21
F. Barao ([email protected])
Descoberta do positrão (e+), 1932
Carl Anderson, estudante de Millikan, constrói uma
câmara de nevoeiro com grande campo magnético
Antimatéria!!!
Anderson (1932)
Teachers Cern school (2010)
22
F. Barao ([email protected])
Descoberta do muão ( ), 1937
Anderson and Neddermeyer transportaram o detector para a montanha (Peak mountain)
µ
e 
τ ~ 2.2  s
e
µ
ν
d = v t < 660 m
?!
Teachers Cern school (2010)
23
F. Barao ([email protected])
Partículas e astropartículas
1953
Teachers Cern school (2010)
Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV
24
F. Barao ([email protected])
Origem
Aceleração
Raios cósmicos
Muitas questões???
Teachers Cern school (2010)
25
F. Barao ([email protected])
Mais conhecimento? Sim mas…
 Até inícios do sec. XX (1912) o conhecimento do Universo (estrelas, galáxias,
…) era baseado nas observações astronómicas
Radiação electromagnética (luz)
 Desde então, os raios cósmicos são uma
fonte adicional de informação do Universo
p, He,…,  , 
Teachers Cern school (2010)
26
F. Barao ([email protected])
Raios cósmicos: energia
  0  E
Modulação
solar
Raios
Cósmicos
de origem
galáctica
Teachers Cern school (2010)
-
Raios
Cósmicos
de origem
extragaláctica
 ~ 2.7
 ~ .0
 ~ 2.8
27
F. Barao ([email protected])
Raios cósmicos
 Os raios cósmicos primários são “essencialmente” isotrópicos (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/propagação dos raios cósmicos
De onde vêem?
Como são acelerados?
Teachers Cern school (2010)
28
F. Barao ([email protected])
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
0+nucleões
Teachers Cern school (2010)
29
F. Barao ([email protected])
Supernova 1987A
A ocurrência de supernovas
numa dada galáxia é um
acontecimento raro
1 em cada 50-100 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)
Teachers Cern school (2010)
30
F. Barao ([email protected])
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
Teachers Cern school (2010)
31
F. Barao ([email protected])
EGRET (20 MeV-30GeV) map
Teachers Cern school (2010)
32
F. Barao ([email protected])
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
Teachers Cern school (2010)
33
F. Barao ([email protected])
Condição de “Hillas”
B(t)
E
aceleração dos RCs
Lei da indução
1 B
 E  c t
 E.dl  -
d B
dt
E 2R  R 2
R 1 B
E
2 c t
B
t
B(t)
Energia adquirida pelas partículas
R 2 B
W   F .dl  Ze  E.dl  Ze
c t
Wmax ( EeV)  Z0 B(G) R(kpc)
Eficiência do
acelerador (<1)
Teachers Cern school (2010)
34
F. Barao ([email protected])
Hillas plot
Boratav et al. 2000
AGN
Hillas 1984
Wmax ( EeV)  Z0 B(G) R(kpc)
Teachers Cern school (2010)
35
F. Barao ([email protected])
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 ~ G
 Raio de curvatura
E ( EeV )
R( Kpc) 
ZB( G )
1 EeV = 1018 eV
Disco galáctico+Halo
R
0.3 kpc
R(p)~1Kpc
Teachers Cern school (2010)
36
F. Barao ([email protected])
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
p +g  p +
0
 O limiar de energia para esta
interacção é de cerca de 5x1019eV para
os protões
Teachers Cern school (2010)
37
F. Barao ([email protected])
Comprimento de interacção
p +g  p +
0
 Probabilidade de interacção por unidade de
comprimento
pint =  n
max ~ 500 b
  ( n)-1
 densidade de fotões do CMB
n~ 410 /cm3
 ~ 10 Mpc
<E> ~ 6×10-4 eV

~ 3 mm
Teachers Cern school (2010)
38
F. Barao ([email protected])
Horizonte dos fotões
 Os fotões também
interagem com a radiação
cósmica de fundo
 + b
e-
e+ +
 Fotões com energia de
1014 eV têm um horizonte
limitado à galáxia
Teachers Cern school (2010)
39
F. Barao ([email protected])
Experiências no espaço
Experiências em Terra
Raios cósmicos
Detecção
Teachers Cern school (2010)
40
F. Barao ([email protected])
Detecção de raios cósmicos
P,,He,…
Atmosfera
42 m
39
m 10
5m
Antes
AntesCern school (2010)
Teachers
Agora
41
F. Barao ([email protected])
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 ()
Teachers Cern school (2010)
 (sr)
Área S (m2)
Aceitância do
detector:
A = S x Ω (m2.sr)
42
F. Barao ([email protected])
Observing the High Energy Sky
109 eV
1011 eV
1 GeV
1013 eV
1 TeV
1015 eV
1 PeV
1017 eV
1019 eV
1 EeV
Satélites e Balões (p, he, …)
Satélites (s)
IACTs (s )
Air Showers arrays
Auger
Teachers Cern school (2010)
43
F. Barao ([email protected])
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)
Teachers Cern school (2010)
44
F. Barao ([email protected])
Detector AMS de raios cósmicos na ISS
45
Detector MAS (Space Shuttle,1998)
Detecção de raios cósmicos fora da
atmosfera (E~GeV- TeV)
Teachers Cern school (2010)
46
F. Barao ([email protected])
Positrões: sinal anómalo?
Teachers Cern school (2010)
47
F. Barao ([email protected])
Balão: ATIC
 Vôos em balão a
uma altitude de ~40
Km e durante ~20
dias
Teachers Cern school (2010)
48
F. Barao ([email protected])
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,  )
 radiação de Cerenkov
 radiação de fluorescência
Teachers Cern school (2010)
49
F. Barao ([email protected])
Cascata atmosférica
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) 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…
Teachers Cern school (2010)
50
F. Barao ([email protected])
Cascata: distribuição lateral
E~1020 eV
Teachers Cern school (2010)
51
F. Barao ([email protected])
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 fotomultiplicadores (PMT’s)
Tanques de água:
luz de cerenkov emitida na
água, colectada por PMT’s
Teachers Cern school (2010)
52
F. Barao ([email protected])
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 ≈ 350-450 nm
 Radiação isotrópica
Detecção da radiação feita
por câmaras equipadas com
fotomultiplicadores
Teachers Cern school (2010)
53
F. Barao ([email protected])
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( ) = 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
Teachers Cern school (2010)
54
F. Barao ([email protected])
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 fluorescência
3000 evts/ano
esperados (E>1019 eV)
Teachers Cern school (2010)
55
F. Barao ([email protected])
Auger: espectro
Teachers Cern school (2010)
56
F. Barao ([email protected])
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
Teachers Cern school
57
F. Barao ([email protected])
Detecção de Raios Gamma ()
 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+ + eAcc ~ m2.sr
 A energias mais elevadas, a
detecção de raios gamma fazse através de detecção de luz
de Cherenkov emitida pela
cascata atmosférica ou pelas
partículas componentes
Acc ~ 105 m2.sr
Teachers Cern school (2010)
58
F. Barao ([email protected])
Fermi
Lançamento do KSC, 11 Junho, 2008
Delta vehicle
Órbita: 565 km de altitude
Medida do fluxo de electrões
(e positrões)
Teachers Cern school (2010)
59
F. Barao ([email protected])
Telescópios de Cerenkov
Teachers Cern school (2010)
60
F. Barao ([email protected])
GAW (0.7 TeV - )
Teachers Cern school (2010)
61
F. Barao ([email protected])
Mais Informação:
-www.lip.pt
-pdg.web.cern.ch/pdg/particleadventure/othersites.html
Teachers Cern school (2010)
62
F. Barao ([email protected])