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Apresentação para as Masterclasses 2010 FCUL.
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Raios Cósmicos: mensageiros do nosso Universo
Maria Luísa ArrudaLIP – Laboratório de Instrumentação e Física
Experimental de Partí[email protected]
Conteúdos
O mundo das astropartículas Uma longa história de observações
Raios cósmicos O que são? De onde vêm? Como se propagam?
Como detectá-las?
21-11-2009 2L. Arruda ([email protected])
Há 400 anos: Galileu Galilei
21-11-2009 3
Há 400 anos (Dez 1609), Galileu foi o primeiro a observar o céu com um telescópio. Em 1610 as suas observações são publicadas num livro: SIDEREUS NUNCIUS – o mensageiro das estrelas
Revolução na astronomia Revolução na física
Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros
• Fotões Fotões
• Neutrinos
• Raios cósmicos (p,e-,p,e+,...)
• Ondas gravitacionais21-11-2009 L. Arruda ([email protected]) 4
Quase toda a informação que temos do nosso Universo foi obtida com fotões. Os grandes avanços em astrofísica coincidiram com a extensão da gama de comprimentos de onda observados.
Mensageiros por excelência! Mas agora não os únicos...
Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros
• Fotões
• NeutrinosNeutrinos
• Raios cósmicos (p,e-,p,e+,...)
• Ondas gravitacionais
21-11-2009 L. Arruda ([email protected]) 5
Um novo mensageiro com propriedades diferentes que nos permitirá observar o Universo de uma forma profundamente diferente.
Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros
• Fotões
• Neutrinos
• Raios cósmicos (RC) (p,eRaios cósmicos (RC) (p,e--,p,e,p,e++,...),...)
• Ondas gravitacionais
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Mensageiros do Universo “violento”...
[Ainda não detectadas]
Há 100 anos... raios cósmicos?• O físico Theodor Wulf aperfeiçoa o
electroscópio e de 1909 a 1911 tenta medir a radioactividade terrestre a diferentes altitudes com experiências da Holanda à Suiça e até mesmo no topo da Torre Eiffel.
• Constata que a ionização não diminui drasticamente com a altitude como seria de esperar (a radioactividade devia ser absorvida pela atmosfera). Nalgumas medidas esta ionização aumentava…– Hipóteses: Outra fonte adicional de
radiação vinda do topo da atmosfera… ou… a absorção não é o que se julgava.
7
325 m: fluxo/15 =>0.4 iões/cm3 esperados
80 m: fluxo/2
3.5 iões/cm3
1911-1913: Os voos de Hess
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O austríaco Victor Hess decidiu medir a radiação fazendo 10 voos num balão de ar quente a altitudes de cerca de 5 km. A radiação diminui ligeiramente até um altitude de 700 m, aumentando depois a partir de 1.5 km até duplicar a 5 km. A taxa de ionização é similar de dia e de noite. A radiação não deve provir do Sol uma vez que não houve alterações da ionização durante o eclipse de 12 de Abril de 1912.
Conclusão: A radiação deve provir do exterior da Terra e não do seu interior!!
Câmara de nuvens – câmara de Wilson
21-11-2009 9
1927 – Wilson, juntamente com Compton, recebe o prémio Nobel pela invenção da câmara de nuvens.
Dispositivo fechado contendo vapor de água ou álcool. Quando uma partícula carregada a atravessa ioniza a mistura. Os iões resultantes actuam como núcleos de condensação. Para o mesmo momento, partículas mais pesadas têm maior poder ionizante dando origem a traços mais densos. Um campo magnético pode ser aplicado.
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 magnéticoO raio de curvatura da partícula:
qBRpqVBR
mV
2
• Raios cósmicos como laboratório para aRaios cósmicos como laboratório para a física de partículasfísica de partículas
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Revolução na física de partículas:Revolução na física de partículas:
Nos anos 1930-1950 não existiam aceleradores na Terra
Os raios cósmicos eram a única fonte de partículas não existentes
na matéria vulgar !
1932, descoberta do positrão (e+)
21-11-2009 11
Carl Anderson, supervisionado por Millikan, constrói uma câmara de nuvens de maiores dimensões com um campo magnético mais forte. Descobre o positrão casualmente num traço deixado por raios cósmicos. O positrão já era previsto pela equação de Dirac em 1930 mas não fora percebido o seu significado. 1ª detecção de antimatéria!!!!
1937, descoberta do muão ()
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Foram usadas emulsões fotográficas. O raio de curvatura das trajectórias depende da carga e da massa das partículas. Curvatura menor que o protão mas maior que o electrão (mesotrão). Partícula idêntica ao electrão em todos os aspectos mas 200x mais massiva! m = 106 MeV/c2
Muão!!
Anderson e Neddermeyer transportaram a câmara de nuvens para a montanha (Peak mountain)
1947, descoberta do pião ()
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C. Powell
Emulsão fotográfica
e
Descoberto por C. Lattes, G. Occhialini e C. Powell em placas fotográficas expostas no Pic du Midi a 3000m de altitude (
1938, Pierre Auger descobre os chuveiros de partículas
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1938: Pierre Auger, Raymond Maze, Roland Maze e Thérèse Grivet-Meyer posicionaram os seu detectores nos Alpes.
2 detectores distando muitos metros detectaram a chegada simultânea de partículas. Primeiro uso de circuitos de coincidências!!
Descobriram as cascatas de partículas secundárias e núcleos resultantes da colisão de primários com as moléculas de ar. Foram observadas partículas com energias 1015 eV (106 vezes mais energéticas do que as até então conhecidas).
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Ainda hoje nas experiências de física de partículas...
• Os raios cósmicos são uma excelente fonte de partículas teste - Em cada minuto há cerca de 1000 (!) carregados (muões) que nos atravessam – são portanto usados para testar vários detectores de física de partículas: calibração, alinhamento…
Reconstrucção de traços de muões cósmicos no TILECAL de ATLAS
Reconstrucção de traços de muões no detector de traços de CMS
O que são então os raios cósmicos?
Raios cósmicos primários:
L. Arruda ([email protected]) 16
Protões ~95%
Hélios ~4%
Núcleos mais pesados ~1%
electrões <1%
positrões 0.1%
antiprotões 0.01%
Máxima energia detectada 3x1020 eV!!
[Neutrinos, raios gama]
Os raios cósmicos também são partículas ! ... e chegam-nos do cosmos
Raios cósmicos secundários
21-11-2009 L. Arruda ([email protected]) 17
Os RC secundários são produzidos pela interacção dos RC primários com átomos de azoto e oxigénio (principalmente) da atmosfera.São essencialmente: e±,±,±
ee hadrões (π±,π0,K±, …, D±,…) núcleos
Os raios cósmicos são partículas que nos chegam do cosmos... e interagem na atmosfera
Composição nuclear dos RC na Galáxia e Sistema Solar
21-11-2009 L. Arruda ([email protected]) 18
A composição em elementos dos RC é em boa aproximação similar à abundância dos elementos no Sistema Solar.
Mas... elementos como Li, Be e B são mais abundantes nos raios cósmicos bem como Sc, Ti, V, Cr e Mn conhecidos como sub-ferros!!
resultam da interacção com a matéria interestelar (espalhamento nos átomos de hidrogénio), os primeiros de núcleos de C e O e os outros de núcleos de Fe.
H e He são menos abundantes nos RC deve-se à sua maior energia de ionização=> mais difícil acelerá-los
Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico!
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Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido
12
00
)(
logloglog
GeVssrm
EE
Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico!
21-11-2009 L. Arruda ([email protected]) 20
109 eV 1021 eV
Grande extensão em energia: 109 eV até 1021 eV
Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido
12
00
)(
logloglog
GeVssrm
EE
Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico!
21-11-2009 L. Arruda ([email protected]) 21
Grande extensão em energia: 109 eV até 1021 eV Grande extensão em fluxo: 32 ordens de grandeza
~104 partículas/m2/s a baixas energias até ~1 partícula/km2/século para as mais energéticas 109 eV 1021 eV
104 partículas/m2/s
1 partícula/km2/século
Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido
12
00
)(
logloglog
GeVssrm
EE
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Uma visão antropomórfica do mesmo espectro
Acima do ankle R>Rgaláxia
RC escapam para o halo galáctico
As regiões de variação de declive (knee e ankle) correspondem a transições nos mecanismos de aceleração/propagação dos raios cósmicos.
Origem dos Raios cósmicos
23
~2.7
~3.0
~2.8
EE logloglog 00
Origem galáctica
Origem extragaláctica
0.3kpc
Raios Cósmicos Galácticos
21-11-2009 L. Arruda ([email protected]) 24
Acredita-se que os RC Galácticos (E<1018eV) sejam produzidos em Supernovas (SN). A explosão de uma supernova numa galáxia é um acontecimento raro (1 em cada 30 anos) mas com libertação de energia suficiente para acelerar partículas numa vasta gama de energias do espectro dos RC.
Supernova 1987A
Nebulosa do Caranguejo
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Raios Cósmicos Extragalácticos RC de extrema energia (E>1019eV) devem ter origem em Núcleos Galácticos Activos (AGN). Um AGN é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética.
Propagação de RC
• O transporte de raios cósmicos é feito por um processo de difusão.– Evidência: dentro da nossa Galáxia os
raios cósmicos permanecem ~107 anos antes de escaparem para o espaço intergaláctico. Se se propagassem em linha recta este tempo seria somente ~103 anos.
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Detecção de raios cósmicos• Experiências na Terra e no EspaçoExperiências na Terra e no Espaço
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Observando o Céu das Altas Energias…
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He
O nosso UniversoO nosso Universo
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AMS na Estação Espacial Internacional2010
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AMS
AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) é uma experiência que resulta de uma larga colaboração internacional e visa a detecção de raios cósmicos primários no espaço.
Objectivos da experiência AMS
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– Estudo detalhado do espectro dos raios cósmicos primários até 1012 eV
• O volume de dados muito superior ao de qualquer experiência anterior.
– Pesquisa da existência de antinúcleos
• A sua presença nos raios cósmicos pode indicar a existência de regiões do Universo constituídas por antimatéria.
– Pesquisa de matéria escura• A detecção de eventuais anomalias nos
espectros de positrões e antiprotões pode contribuir para a identificação dos constituintes da matéria escura
AMS 01 a bordo do vaivém espacial, 1998
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AMS 01
Voo de teste
10 dias
Detector AMS
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Detecção raios cósmicos >1015 eV
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Fluxos baixos de partículas.
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 Čerenkov
Radiação de fluorescência
Cascata Atmosférica
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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) decaem em dois fotões, produzindo a componente electromagnética da cascata. Estes por sua vez convertem-se em pares e+e-, que radiarão fotões de novo…
Detecção do chuveiro carregado
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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 recolhida por
fotomultiplicadores (PMTs).
Tanques de água: luz de Čerenkov emitida na água e detectada em PMTs.
Observatório Pierre Auger
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Mede raios cósmicos com E > 3 × 1018 eV através de uma técnica híbrida:
detectores de superfície: 1600 tanques de água (10 m2) espaçados de 1.5 km e distribuídos por 50x60 km2
fluorescência: 4 estações de fluorescência
3000 eventos/ano esperados (E>1019eV)
Um observatório, 2 estações: Hemisfério Sul:
• Malargüe, Argentina3000 km2 (completo)
Hemisfério Norte:• Lamar, EUA
21000 km2 (em estudo)
Malargüe, Argentina
Grupo Português em Auger
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Telescópios de Čerenkov (IACTs)
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MAGIC
HESS
Telescópio GAW
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Grupo Português em GAW
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Conclusões
Descobertos há cerca de 100 anos, os raios cósmicos continuam a ser um grande mistério: Qual a sua origem? Quais os seus mecanismos de aceleração? Como se propagam?Actualmente, voltam a ser o laboratório para a física de partículas, nomeadamente na pesquisa de antimatéria.