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
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3
F. Barao ([email protected])
Composição da matéria
e: Thomson
(1897)
N: Rutherford
(1909)
J.J.Thomson
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4
F. Barao ([email protected])
Estrutura do átomo
Radioactividade
Henri Becquerel
(1896)
Modelos atómicos: Thomson, Rutherford
Cintilação
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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
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Comprimento de Onda
6
F. Barao ([email protected])
Milky Way
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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
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F. Barao ([email protected])8
Observações de Hess, Millikan
Composição e espectro
Descoberta dos Raios
Cósmicos
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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)
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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 !!!
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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
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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!
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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
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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
…
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F. Barao ([email protected])
O
acelerador
OUniverso…o
Universomaior
- acelerador
Energias até 1021 eV (100 J)
p, e, N, n, g, ...
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16
F. Barao ([email protected])
Descoberta do positrão
Descoberta do muão
Raios cósmicos
Fonte de partículas
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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
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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
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F. Barao ([email protected])
Câmara de Wilson
Vapor de água
Patrick
Blackett
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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
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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)
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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
?!
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F. Barao ([email protected])
Partículas e astropartículas
1953
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Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV
24
F. Barao ([email protected])
Origem
Aceleração
Raios cósmicos
Muitas questões???
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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,…,  , 
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26
F. Barao ([email protected])
Raios cósmicos: energia
  0  E
Modulação
solar
Raios
Cósmicos
de origem
galáctica
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-
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?
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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
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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)
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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
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F. Barao ([email protected])
EGRET (20 MeV-30GeV) map
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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
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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)
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34
F. Barao ([email protected])
Hillas plot
Boratav et al. 2000
AGN
Hillas 1984
Wmax ( EeV)  Z0 B(G) R(kpc)
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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
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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
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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
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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
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39
F. Barao ([email protected])
Experiências no espaço
Experiências em Terra
Raios cósmicos
Detecção
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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 ()
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 (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
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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)
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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)
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46
F. Barao ([email protected])
Positrões: sinal anómalo?
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47
F. Barao ([email protected])
Balão: ATIC
 Vôos em balão a
uma altitude de ~40
Km e durante ~20
dias
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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
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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…
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50
F. Barao ([email protected])
Cascata: distribuição lateral
E~1020 eV
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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
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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
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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
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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)
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55
F. Barao ([email protected])
Auger: espectro
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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
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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)
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59
F. Barao ([email protected])
Telescópios de Cerenkov
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60
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GAW (0.7 TeV - )
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F. Barao ([email protected])
Mais Informação:
-www.lip.pt
-pdg.web.cern.ch/pdg/particleadventure/othersites.html
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F. Barao ([email protected])
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Raios Cósmicos - Indico