Ficha de Inscrição para o programa Pesquisando Desde o Primeiro Dia
Edital XX/2015
Título do projeto: Estudo da Emissão de Fluorescência Induzida na Atmosfera por Raios Cósmicos de
Ultra-Alta Energia
Nome do(a) aluno(a):
RA do(a) aluno(a):
e-mail do(a) aluno(a): @aluno.ufabc.edu.br
Nome do Orientador: Marcelo Augusto Leigui de Oliveira
e-mail do orientador: [email protected]
Declaração de Interesse por Bolsa
O aluno deseja obter bolsa institucional de iniciação científica nos termos do edital 02/2013.
Palavras-chave do projeto: Raios cósmicos, Fluorescência atmosférica.
Área de conhecimento do projeto: Física de Partículas Elementares e de Campos.
Julho de 2015
Resumo
Primários da radiação cósmica colidem com núcleos de átomos da alta atmosfera produzindo gerações sucessivas de
partículas que se multiplicam numa cascata conhecida como Chuveiro Atmosférico Extenso (CAE). No caminho do chuveiro até
a superfície da Terra, em geral, moléculas de nitrogênio são excitadas, principalmente pelas partículas carregadas da componente
eletromagnética do chuveiro (elétrons e pósitrons). Na desexcitação das moléculas de nitrogênio, luz de fluorescência é emitida
isotropicamente com espectro variando na região de 280 a 430 nm, sofrendo influência das condições da atmosfera. Desta forma,
o estudo da radiação de fluorescência gerada por Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia (RCUAEs) requer um estudo detalhado
dos parâmetros que influenciam sua emissão na atmosfera, tais como: temperatura, pressão, umidade e concentrações de aerossóis.
Neste trabalho de iniciação científica, faremos um estudo da influência dos parâmetros que caracterizam a atmosfera na
emissão de radiação de fluorescência, fazendo uso de dados dos experimentos recentes e das formulações presentes na literatura.
Palavras-chave: Raios cósmicos. Fluorescência atmosférica.
I. I NTRODUÇÃO
Usualmente, definem-se [1] os Raios Cósmicos de Ultra-Alta Energia (RCUAEs) como partículas de origem cósmica
que atingem o topo da atmosfera da Terra com energias maiores que 1018 eV , ou 1 EeV . Existem evidências de aceleração em
fontes, tanto na nossa galáxia como em outras galáxias, de partículas com energias variando sobre vinte ordens de magnitude até
um máximo de 3 × 1020 eV ∼ 48 J. Levanta-se, então, a questão de qual é a natureza dos mecanismos de aceleração eficientes
para a produção destas partículas.
As técnicas experimentais exploram medidas como o espectro de energia, a composição e a direção de chegada dos
RCUAEs. Outra fonte de informação é a propagação dos raios cósmicos no espaço interestelar e intergaláctico até atingir a Terra.
Neste caminho, sabemos que atravessam campos magnéticos que afetam sua direção e interagem com o gás e a poeira interestelar,
bem como com os fótons ópticos ou de outras faixas do espectro eletromagnético. Estas interações causam perda de energia, assim
como quebras de núcleos pesados. Para as energias mais altas, os raios cósmicos interagem com os fótons do fundo cósmico de
radiação de corpo negro de 2.7 K, promovendo, de acordo com os cálculos teóricos, um corte no espectro de raios cósmicos em
torno de 5 × 1019 eV , conhecido como corte GZK [2], [3].
A primeira observação de raios cósmicos com energias acima de 5 × 1019 eV foi feita em 1962 por Linsley [4] no arranjo
de Volcano Ranch. Desde então, vários eventos com energias acima de 1020 eV foram observados em diversos experimentos
como Fly’s Eye [5], Agasa [6] e Haverah Park [7]. Ou seja, eventos com energias acima do corte GZK. Entretanto, estes
experimentos possuem áreas de coleção menores que 100 km2 , não provendo estatística suficiente de dados, devido ao baixíssimo
fluxo nesta faixa de energia (1 evento século−1 km−2 [8], [9]). Com a finalidade de aumentar consideralvemente esta estatística,
o Observatório Pierre Auger [10] foi construído na Argentina utilizando-se de duas técnicas principais: um conjunto com mais de
1600 tanques Čerenkov e de 24 telescópios de fluorescência num arranjo cobrindo 3000 km2 .
II. T ÉCNICAS E XPERIMENTAIS
As primeiras observações dos Chuveiros Atmosféricos Extensos (CAEs) foram feitas em 1938 [11], [12] por Pierre
Auger com arranjos de detectores Geiger-Müller. Atualmente, estes arranjos são compostos por detectores a cintilador ou tanques
Čerenkov que podem determinar a direção de chegada de um CAE e estimar a energia do primário. A medida do perfil lateral de
elétrons e múons de um CAE na superfície pode ser usada para determinar o eixo do chuveiro. O ângulo zenital do CAE pode ser
medido por uma análise dos tempos de chegada de uma frente aproximadamente plana incidindo no arranjo de detectores. Uma
vez que o eixo e o ângulo zenital são conhecidos, o ajuste de uma função de distribuição lateral de elétrons e/ou de múons pode ser
usado para estimar a energia do primário. A correspondência com a energia do primário é feita por simulação, através de modelos
de interações hadrônicas e modelagem dos CAEs por técnicas de Monte Carlo [13]. Os arranjos de superfície são baratos, estáveis
e operam continuamente em quaisquer condições metereológicas ou de iluminação e são muito eficientes nas determinações do
ângulo zenital do CAE. Contudo, a determinação da energia é imprecisa e é dependente de modelo e de calibração.
Outra forma de medirem-se os CAEs é pela detecção da radiação eletromagnética produzida na atmosfera: radiação
Čerenkov ou de fluorescência do nitrogênio. A radiação Čerenkov é produzida quando uma partícula carregada se propaga com
2
velocidade superior à da luz num determinado meio e é emitida altamente colimada em relação à direção do CAE, tipicamente
sob um ângulo de 2◦ . A luz de fluorescência é emitida pelo nitrogênio atmosférico excitado pelas partículas carregadas dos
chuveiros, produzindo fótons no ultravioleta próximo (300 nm < λ < 420 nm) e é emitida isotropicamente. Cerca de 4 a 5 fótons
são emitidos por metro e por partícula ionizante a pressões próximas a do nível do mar. As condições da atmosfera precisam
ser precisamente monitoradas: os fótons de Čerenkov ou de fluorescência viajam pelo ar até atingir o telescópio. No caminho,
são espalhados pelas moléculas do ar (dispersão Rayleigh) e pelas partículas de aerossóis (dispersão Mie). Estes processos são
dependentes das condições da atmosfera como densidade, temperatura, pressão, umidade, presença de nuvens e concentração de
poeira. Sistemas de LIDAR são comumente utilizados no monitoramento das condições atmosféricas [14]. Por exemplo, um laser
Nd:YAG é capaz de disparar tiros com comprimentos de onda de 355 nm, dentro da banda da fluorescência, montando-se um
receptor com um espelho parabólico, a luz é refletida de volta ao LIDAR e captada por fotomultiplicadoras.
A. Observatório Pierre Auger
O Observatório Pierre Auger [10] combina as duas técnicas: um conjunto com mais de 1600 tanques Čerenkov formam
o Detector de Superfície (SD, na sigla em inglês) e um conjunto de 24 telescópios de fluorescência, dispostos em 4 estações, o
Detector de Fluorescência (FD, na sigla em inglês). No SD, os tanques estão separados por 1.5km numa grade cobrindo 3000km2 ,
fazendo a amostragem da distribuição lateral dos chuveiros. No FD, os telescópios apontam na direção dos tanques e captam os
traços deixados pelos CAEs na atmosfera. Esta informação é usada para calcular a energia, a direção de chegada e a composição
do primário. Para o FD existe também a possibilidade de eventos estereoscópicos, observados por dois ou mais olhos.
Figura 1: Detalhe de uma estação do SD: tanque Čerenkov.
Na figura 1, podemos ver os detalhes de uma unidade do SD: são tanques de resina de polietileno com capacidade de
armazenamento de 12000 l de água pura (10 × 1.20 m3 ) e três fotomultiplicadoras são posicionadas no topo do tanque, viradas
para baixo. Os tanques têm operação autônoma, sendo alimentados por painéis solares e baterias. Os dados são sincronizados por
receptores gps e enviados à estação central de aquisição de dados através de uma rede local sem-fios operando em 915 M Hz. O
consumo total de energia de uma estação do SD é inferior a 10 W .
Em torno do perímetro do SD há 4 estações do FD (ou olhos). As estações são divididas em 6 baias, contendo, cada
uma, um telescópio. Cada telescópio consiste de um espelho esférico de 340 cm de raio de curvatura, cuja abertura é limitada por
um diafragma de 220 cm de diâmetro no plano do centro de curvatura do espelho (vide figura 2). O campo de visão coberto é
de 30◦ × 30◦ . Metade dos espelhos é feita de alumínio sólido moído numa base de alumínio com o raio de curvatura apropriado
e com uma proteção eletromecânica. A outra metade feita de segmentos de vidro de alta qualidade de formato hexagonal, com
uma camada de alumínio refletor depositado a vácuo e coberto com uma camada de SiO2 . Em frente ao centro de curvatura dos
espelhos, atuando como uma janela da baia, há um filtro de banda larga que transmite eficientemente luz na região do ultra-violeta
próximo (300 nm < λ < 420 nm), selecionando os principais picos de emissão de fluorescência do N2 , atenuando a luz visível e
reduzindo o ruído de fundo. Para corrigir os raios longe do eixo óptico principal, um anel de lentes corretoras de 25 cm de largura
é instalado [15]. Os segmentos de lente são feitos de vidro borossilicato do tipo BK7, desbastados e polidos com o perfil adequado,
na empresa Schwantz de Indaiatuba (SP). A luz é capturada na superfície focal por uma câmera de 440 fotomultiplicadoras num
arranjo de 20 × 22 tubos e a imagem resultante dos CAEs é de cerca de 0.5o ou um terço da abertura angular dos fototubos. A
3
Figura 2: Detalhe da óptica de um telescópio do FD.
razão de disparos é mantida próxima dos 100 Hz e os candidatos a eventos de raios cósmicos são selecionados por um poderoso
sistema de reconhecimento de padrões que emite uma ordem de iniciar a leitura do SD concomitantemente, gerando os eventos
híbridos. Tais eventos são muito importantes para o confronto dos resultados de cada técnica e para a calibração do SD, tornando-a
independente de modelos e de simulações.
B. Monitor de Radiação Atmosférica
O Monitor de Radiação Atmosférica (MonRAt) [16] é um minitelescópio de fluorescência que está em construção na
UFABC e se caraterizará por ser um experimento compacto, cujos componentes poderão ser estudados em detalhes. O elemento
central do detector é uma fotomultiplicadora multianódica (Hamamatsu de 64 pixels) no foco de um espelho parabólico cujas
dimensões (diâmetro e parâmetro de concavidade) está sendo projetado através de uma rotina de ray tracing . No campo de
visão da fotomultiplicadora será colocado um filtro selecionando luz de comprimentos de onda na faixa do ultravioleta próximo,
região que contém os principais picos de emissão do N2 . A abertura do espelho limitará sua aberração, que não pode ser maior
que o pixel da fotomultiplicadora (2 × 2 mm2 ). A aquisição de dados será feita através de uma placa interfaciada via USB a
um microcomputador, coletando os tempos de disparo de cada pixel (com os quais se determinará a geometria dos traços) e suas
formas de onda (com as quais serão calculadas as energias dos CAEs que deram origem aos traços). Na figura 3 apresentamos o
diagrama esquemático do MonRAt
Figura 3: Diagrama esquemático do MonRAt.
Foram feitas simulações para descobrir o alinhamento ótimo do MonRAt para chuveiros de diferentes energias. Devido
ao fato do telescópio ter pequena abertura, é necessário alinhar o telescópio em ângulos diferentes, pois a profundidade do máximo
do CAE na atmosfera é diferente, ver refência [17]. Neste trabalho, apresenta-se que o limiar de energia do experimento é 1017 eV
e a medida que aumenta a energia, mais eventos são colhidos pelo telescópio. É mostrado também que o parâmetro de impacto do
CAE com o telescópio varia numa distribuição que vai até 40 km. Com essas informações foi projetada a eletrônica de aquisição
de dados para o experimento. O sistema será baseado em placas digitalizadoras, controladas por FPGAs, capazes de registrar o
tempo de disparo e o formato dos pulsos de cada canal da PMT. O intervalo de tempo será medido em TDCs de 5 ns de resolução
temporal e os pulsos amostrados em ADCs de 12 bits de resolução.
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III. O BJETIVOS E M ETAS
Como atividade principal do projeto, desenvolveremos uma simulação para a descrição da detecção de raios cósmicos,
através da fluorescência atmosférica. Faremos também, a leitura dos dados obtidos pelo FD do Auger, para a obtenção de
parâmetros em algumas dadas reconstruções.
As metas específicas a serem atingidas no projeto são:
1. Ler os dados do FD do observatório Auger, obtendo parâmetros como o parâmetro de impacto, o ângulo de inclinação
do eixo do chuveiro, a profundidade do máximo (Xmax ), o número de elétrons no máximo, a estimativa da composição
química, a direção de chegada, a energia do chuveiro, entre outros (vide seção Metodologia);
2. Repetir os cálculos, reproduzindo a cadeia de reconstrução dos eventos;
3. Escrever uma simulação, em linguagem C++, detalhando a geração, a propagação e a detecção de fótons de fluorescência
em um telescópio genérico;
4. Construir os gráficos para as distribuições dos parâmetros simulados e obtidos experimentalmente;
Os dados do Auger estão disponíveis para membros da colaboração1 e nos laboratórios da UFABC estão disponíveis
diversos computadores com sistema operacional Linux, nos quais, é possível instalar-se as últimas distribuições da plataforma de
análise ROOT [18] (muito utilizada na área), do Offline (o sistema de análise do Auger) [19] e desenvolver-se rotinas em C/C++.
IV. M ETODOLOGIA
A metodologia idealizada para o projeto é descrita a seguir.
A emissão da luz de fluorescência deve ser bem conhecida e parametrizada com as condições da atmosfera como pressão,
temperatura e umidade relativa até altitudes de algumas dezenas de quilômetros. Contudo, a emissão absoluta de fluorescência é
conhecida somente dentro de uma precisão de 14% e para apenas algumas energias dos elétrons. Estas incertezas são atualmente
a principal fonte de erros sistemáticos na determinação dos parâmetros dos chuveiros através dos telescópios de fluorescência. A
emissão de fluorescência é proporcional à energia depositada dE
dx , conforme demonstrado experimentalmente por [20], onde esta
foi parametrizada por:
( dE )
F lY (λ, p, T ) = ( dE )
dx
{
ρ
dx 1.4 M eV
A1
A2
√ +
√
1 + ρB1 T
1 + ρB2 T
}
(1)
onde dE
dx é a energia perdida do elétron (normalizada pela energia perdida em 1.4 M eV ), ρ a densidade do meio e T a temperatura
(as outras constantes são determinadas experimentalmente).
Então, para um dado estágio do desenvolvimento (altitude h), o número de fótons de fluorescência gerados no eixo do
chuveiro é dado por:
Nγ (h) = Ne (h) · F lY (λ, p, T ) · ∆x
(2)
onde Nγ (h) é o número de fótons, Ne (h) é o número de elétrons, F lY (λ, p, T ) é a emissão de fluorescência e ∆x é o caminho
percorrido pelos elétrons no volume de ar contendo h.
E, como a grande maioria das partículas do eixo do CAE são elétrons ultra-relativísticos com energias acima do mínimo
de ionização, a energia depositada varia pouco com a energia dos elétrons e a energia total depositada é basicamente proporcional
ao número de elétrons: Σ dE
dx (h) ∝ Ne (h). Então, integrando-se o número de elétrons ao longo do caminho do chuveiro, obtém-se
a energia eletromagnética do chuveiro:
∫
E = 2, 23 MeV ×
1
Como é o caso do orientador do projeto.
5
Ne (x)dx
(3)
No processo de reconstrução de um evento do FD, o primeiro passo é a determinação do Plano Chuveiro-Detector (SDP,
na sigla em inglês), vide figura 4, que é obtido a partir das direções dos fototubos disparados. Em seguida, o eixo do chuveiro
é determinado dentro do SDP, ajustando-se as quantidades Rp e χ0 , respectivamente, o parâmetro de impacto e o ângulo de
inclinação do eixo do chuveiro.
Uma vez que o eixo do chuveiro é reconstruído, determina-se a distribuição longitudinal de elétrons sobre o eixo pelo
ajuste da chamada função Gaisser-Hillas [21]:
(
Ne = Nmax
X − X0
Xmax − X0
)(Xmax −X0 )/λ
(
exp
Xmax − X
λ
)
(4)
onde Nmax é o tamanho do máximo, Xmax a profundidade do máximo e o X0 é o profundidade da primeira interação.
E a energia da componente eletromagnética do CAE pode ser calculada pela integral em 3.
Figura 4: Plano Chuveiro-Detector (SDP).
A aluna deverá desenvolver suas atividades computacionais de simulação e de análise de dados, bem como, contribuir
nas atividades experimentais desenvolvidas no laboratório, como a montagem e operação do Monitor de Radiação Atmosférica
(MonRAt) [16], o telescópio compacto de fluorescência, atualmente em construção na UFABC, que tem como finalidade medir a
radiação emitida na atmosfera por raios cósmicos de energias entre 100 PeV e 100 EeV.
Os resultados produzidos nos trabalhos deste projeto serão apresentados em encontros de física e/ou de computação e no
Simpósio de Iniciação Científica da UFABC.
V. C RONOGRAMA
O cronograma das atividades a serem realizadas no presente projeto resume-se às seguintes etapas básicas:
• Estudo da teoria geral de raios cósmicos e da física de partículas (1 mês);
• Estudos sobre a linguagem de programação e as rotinas de análise de dados (1 mês);
• Desenvolvimento de uma rotina para obtenção dos dados do FD do Auger (1 mês);
• Elaboração do relatório parcial (1 mês);
• Desenvolvimento de cálculos para as análises dos dados (1 mês)
• Estudos de processos específicos da geração de fluorescência (1 mês);
• Desenvolvimento da simulação completa (2 meses);
• Elaboração do relatório final (1 mês).
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VI. C ONCLUSÃO
Os RCUAEs são um dos grandes problemas em aberto na física da atualidade: sua existência e seus mecanismos de
produção permanecem como mistérios a serem elucidados. São importantes fontes de informação para a astrofísica e para a
física de partículas, permitindo testar os modelos físicos para condições extremas, muito além do que pode ser reproduzido em
laboratório.
Neste projeto do programa PIBIC nas Ações Afirmativas, apresentamos uma proposta para a inserção da candidata em
trabalhos relacionados aos raios cósmicos, com ênfase no estudo da geração e detecção de radiação de fluorescência na atmosfera.
O projeto tem como objetivo geral a formação de recursos humanos, através do treinamento dos estudantes iniciação
científica nas técnicas de análise empregadas na área. A publicação dos resultados se dará em encontros nacionais e internacionais
de física de partículas e campos e/ou raios cósmicos, bom como no Simpósio de Inciação Científica da UFABC. Aproveitando dos
vários anos de experiência profissional do orientador na área e da sua participação na colaboração do Observatório Pierre Auger,
temos total capacidade de desenvolver o projeto no âmbito do programa PIBIC nas Ações Afirmativas da UFABC com êxito.
VII. R EFERÊNCIAS
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[2]
[3]
[4]
[5]
[6]
[7]
[8]
[9]
[10]
[11]
[12]
[13]
[14]
[15]
[16]
[17]
[18]
[19]
[20]
[21]
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