Raios Cósmicos: Fundamentos
e técnicas de detecção
Carla Bonifazi
Instituto de Física - UFRJ
Aula 23/07
X Escola do CBPF - 2015
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
Joelho
Tom Gaisser 2013
Tornozelo
GZK
Ralf Engel 2013
Espectro de raios cósmicos
Medição direta de Raios Cósmicos
Espectro de raios cósmicos
Espectro de elétrons (e pósitrons)
O fluxo de elétrons no topo da atmosfera vem sido estudado desde principio
dos 60s. Acredita-se que os elétrons sejam partículas primárias e que os
pósitrons são gerados pela propagação dos elétrons e os núcleos primários
na Galáxia.
ruptura espectral
Espectro com  ~ 3,3,
consistente com
uma maior inclinação do
espectro de aceleração
de elétrons esperado na
propagação devido à
perda por radiação.
Razão de pósitrons
(e+ )
(e+ ) + (e )
ICRC 2013
A razão para E ≳ 1010 eV
cresce continuamente
Razão de Pósitrons
O espectro de todos os elétrons está formado por dois componentes: elétrons
primários acelerados em choques astrofísicos e os elétron e pósitrons secundários,
que são produzidos durante a propagação em quantidades iguais.
(e+ )
(e+ ) + (e )
Razão de pósitrons
preditas a partir dos
modelos de propagação
usualmente utilizados
Razão de Pósitrons
(e+ )
(e+ ) + (e )
Diferença entre dados e predições:
1) Novas fontes de pósitrons
- Aniquilação ou decaimento de matéria escura
Potenciais descobertas de nova
física além do Modelo Padrão
Tais buscas complementariam
eficazmente as tentativas de
detecção direta de matéria
escura usando detectores de
recúo nuclear subterrâneos.
Mas..., têm enfrentado desafios intrínsecos, por exemplo, a seção transversal
(velocidade média) de aniquilação de matéria escura tem que ser muito maior
do que o valor típico que produz a abundância de matéria escura observada
para uma relíquia térmica.
Além disso, os antiprótons esperados não são vistos de modo que as
aniquilações ou decaimentos devem ser apenas em léptons o que não é bastante
natural.
Razão de Pósitrons
(e+ )
(e+ ) + (e )
Diferença entre dados e predições:
1) Novas fontes de pósitrons
- Aniquilação ou decaimento de matéria escura
- Produção e aceleração de pósitrons em pulsares próximos
Altamente magnetizado
• Estrelas de nêutrons com rotação rápida
• Os raios  e os e± são produzidos
• ao longo do eixo magnético
• O espectro esperado é mais duro que o devido
ao à propagação
•
No entanto ~ 40% da energia rotacional deve ser
transmitida como energia aos como e enérgico e±
Plausível ?
Razão de Pósitrons
(e+ )
(e+ ) + (e )
Diferença entre dados e predições:
1) Novas fontes de pósitrons
- Aniquilação ou decaimento de matéria escura
- Produção e aceleração de pósitrons em pulsares próximos
2) Modificação dos modelos de propagação na Galáxia
Ahlers, Mertsch & Sarkar,PRD80:123017,2009
Fluxo de Anti-próton
Aparentemente não há fontes externas
Descarta ou limita fortemente vários modelos de matéria escura
Razão de Anti-prótons/Prótons
Baixas energias: modulação solar
Altas energias: consistente com os modelos
Fluxo de Prótons
Fluxo de Helio
Rigidez = R =
pc
Ze
Razão de Boro - Carbono
Como os núcleos são acelerados nas mesmas fontes, a razão de secundários (Li,
Be, B) com respeito aos primários (C, N, O) tem que aumentar para energias da
ordem de 100 GeV/n
?
Se o incremento na razão é observado, então os modelos de matéria
escura e pulsares deverão ser descartados
Mais dados são necessários...
Medição indireta de Raios Cósmicos
13
17
10 -10 eV
Região do Joelho
Mudança do índice espectral
dE/dt / E para ~ 4 1015 eV
Possíveis explicações:
• Emax durante a aceleração em supernovas
• Re-aceleração em ventos galácticos
• Aceleração em pulsares
• Perdida de partículas na Galáxia durante a propagação
• Aceleração de raios cósmicos em surtos de raios gama
• Interação com campos de fótons densos perto das fontes
• Interação com neutrinos do fundo
• Novo processo de interação de partículas na atmosfera que transmite energia a
canais não observados
Entender a mudança do índice espectral vai nos permitir obter informação crucial
sobre as possíveis fontes de raios cósmicos
Informação experimental
raios cósmicos de partículas carregadas e experimentos de detecção de raios
gama na atmosfera.
Região do Joelho
O que sabemos:
Medições de raios- @ TeV: estrutura da casca do remanescente e o espectro de
energia / E 2,2 estão em acordo com a idéia de aceleração no frente de choque
• Mesmo que sendo difícil tracejar a origem os raios cósmicos carregados, não tem
se encontrado nos experimento evidencias de nenhuma fonte pontual para
energias de 3 1014 a 1017 eV
• As investigações sobre a abundância de nuclídeos refractários revelam que a sua
abundância nas fontes é extremamente semelhante ao observado em abundância
do sistema solar. Isto indica que os raios cósmicos são acelerados em amostras
bem misturadas de matéria interestelar contemporânea
• Medições de amplitudes de anisotropias dão informação do processo de
propagação dos raios cósmicos, que para estas energias são pequenas, compatível
com processos de difusão
•
Estudo do espectro de energia e composição dos raios cósmicos
Experimento: KASCADE-Grande
Medições de chuveiros atmosféricos extensos com energias de 1014
eV até 1018 eV
Combinação de vários detectores:
Arranjo Grande de 700 x 700 m2 (sensível a partículas carregadas)
Detectores de Kascade de 200 x 200 m (sensível à separação da componente
muonica da eletromagnética - detectores blindados e não resp.)
Grande Calorímetro Hadrônico
Sistema de traços de múons
Determinação:
Ponto de impacto do chuveiro e direção
(arranjo grande)
Tamanho do chuveiro: identificação das
partículas carregadas
Número de múons (detectores de Kascade)
Densidade local de múons (detectores de
Kascade)
Densidade local de partículas carregadas S(500)
Energia do primário: espectro 2-dim, separação “electron-rich” e “electron-poor”
Experimento: KASCADE-Grande
Medições de chuveiros atmosféricos extensos com energias de 1014
eV até 1018 eV
A estratégia da análises de dados para reconstruir o espectro de energia e com
posição elementar dos raios cósmicos é usar os múltiplos detectores e aplicar
diferentes métodos de análise para a mesma amostra de dados.
Esperam-se os mesmos resultados por todos os métodos quando:
as medições são precisas o suficiente
as reconstruções trabalhar sem falhas
as simulações Monte-Carlo descrever corretamente e de forma consistente o
desenvolvimento chuveiro e a resposta do detector
Espectro de Energia
Mudança do índice espectral
Queda abrupta (~ 2.1)
~ 15% de incerteza sistemática no fluxo
(independente da energia)
Composição
Objetivo: Determinar a composição química do primário para energias entre 1016 e
1018 eV reconstruindo os espectros de diferentes grupos de massa
Principais observáveis:
Nch = tamanho do chuveiro
Nµ = tamanho do chuveiro de múons
Usando a correlação destes parâmetros na reconstrução do espectro de energia
evento a evento, a sensibilidade à massa do primário é minimizada através do
parâmetro k
log10 (E) = [ap + (aF e
ap )k] log10 (Nch ) + bp + (bF e
bp )k
log10 (Nch /Nµ ) log10 (Nch /Nµ )p
k=
log10 (Nch /Nµ )F e log10 (Nch /Nµ )p
Desta forma podemos separar o espectro pelo menos nas componentes leve, media
e pesada.
Composição
Fatias das distribuições de tamanho de chuveiro para o número de partículas
carregadas e o número de múons. A distribuição prevista é comparada com a
distribuição medida mostrando que há diferencias entre o número de múons
predito e medido que podem ser explicadas por um excesso estatístico presente nos
dados. Mas isto não implica de que o modelo de interação hadrônica utilizado tem
problemas.
Composição
log10 (Nch /Nµ ) log10 (Nch /Nµ )p
k=
log10 (Nch /Nµ )F e log10 (Nch /Nµ )p
Por definição, k = 0 para prótons e k = 1 para Fe
Composição
log10 (Nch /Nµ ) log10 (Nch /Nµ )p
k=
log10 (Nch /Nµ )F e log10 (Nch /Nµ )p
Por definição, k = 0 para prótons e k = 1 para Fe
A forma do espectro de energia é muito parecida mas existe uma
diferença clara no fluxo
Espectro de Energia
arXiv:1306.6283
Espectro de Energia
Primário médio,
joelho E ~ 1016 eV
Primário leve, joelho
E ~ 3 1015 eV
Primário pesado,
joelho E ~ 9 1016 eV
Primário leve+médio,
tornozelo E ~ 1-2 1017 eV
Posição do Joelho proporcional a Z
Composição mista para 1015 a 8 1017 eV
Questões
Qual é o cenário astrofísico que descreve os dados?
Qual é a energia exata e a escala de massa?
Qual é a forma espectral?
Anisotropia
Fonte pontual
Limite superior (90%) do fluxo
Grande escala
Limite superior (95%) para
amplitude dipolar
Mas sobre anisotropia na sexta junto com raios
cósmicos de ultra alta energia ...