Raios Cósmicos: Mensageiros do nosso universo

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Apresentação da Profª Drª Maria Luísa Arruda na sessão de trabalho "Radiação Cósmica" de 21 de Novembro de 2009 na Amadora

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  • In 1054, Chinese astronomers recorded a supernova so bright that it was visible during the day. The explosion left behind a pulsar and a huge cloud of gas and dust known as the Crab Nebula, which still can be seen today.
  • Raios Cósmicos: Mensageiros do nosso universo

    1. 1. Raios Cósmicos: mensageiros do nosso Universo Maria Luísa Arruda LIP – Laboratório de Instrumentação e Física Experimental de Partículas [email_address]
    2. 2. Conteúdos <ul><li>O mundo das astropartículas </li></ul><ul><ul><li>Uma longa história de observações </li></ul></ul><ul><li>Raios cósmicos </li></ul><ul><ul><li>O que são? </li></ul></ul><ul><ul><li>De onde vêm? </li></ul></ul><ul><ul><li>Como se propagam? </li></ul></ul><ul><li>Como detectá-las? </li></ul><ul><ul><li>Partículas carregadas (p,e - ,p,e + ,...) </li></ul></ul><ul><ul><li>Raios gama (fotões energéticos) </li></ul></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    3. 3. Astropartículas: o que se estuda? <ul><li>É um campo de investigação interdisciplinar entre: </li></ul><ul><ul><li>física de partículas, </li></ul></ul><ul><ul><li>astrofísica, </li></ul></ul><ul><ul><li>astronomia, </li></ul></ul><ul><ul><li>cosmologia. </li></ul></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    4. 4. <ul><li>Procura-se responder a questões fundamentais como: </li></ul><ul><ul><li>O que é matéria escura? </li></ul></ul><ul><ul><li>Onde está a antimatéria? </li></ul></ul><ul><ul><li>Qual a origem dos raios cósmicos? Quais os seus mecanismos de aceleração? </li></ul></ul><ul><ul><li>Qual é a natureza da gravidade? </li></ul></ul>Astropartículas: o que se estuda? 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    5. 5. Há 400 anos: Galileu Galilei 21-11-2009 <ul><li>Há 400 anos (Dez 1609), Galileu foi o primeiro a observar o céu com um telescópio. </li></ul><ul><li>Em 1610 as suas observações são publicadas num livro: SIDEREUS NUNCIUS – o mensageiro das estrelas </li></ul><ul><ul><li>Revolução na astronomia </li></ul></ul><ul><ul><li>Revolução na física </li></ul></ul>
    6. 6. Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros <ul><li>Fotões </li></ul><ul><li>Neutrinos </li></ul><ul><li>Raios cósmicos (p,e - ,p,e + ,...) </li></ul><ul><li>Ondas gravitacionais </li></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Quase toda a informação que temos do nosso Universo foi obtida com fotões. </li></ul><ul><li>Os grandes avanços em astrofísica coincidiram com a extensão da gama de comprimentos de onda observados. </li></ul>Mensageiros por excelência! Mas agora não os únicos...
    7. 7. Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros <ul><li>Fotões </li></ul><ul><li>Neutrinos </li></ul><ul><li>Raios cósmicos (p,e - ,p,e + ,...) </li></ul><ul><li>Ondas gravitacionais </li></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Um novo mensageiro com propriedades diferentes que nos permitirá observar o Universo de uma forma profundamente diferente. </li></ul>
    8. 8. Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros <ul><li>Fotões </li></ul><ul><li>Neutrinos </li></ul><ul><li>Raios cósmicos (RC) (p,e - ,p,e + ,...) </li></ul><ul><li>Ondas gravitacionais </li></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Mensageiros do Universo “violento”... </li></ul>[Ainda não detectadas]
    9. 9. Há 100 anos... raios cósmicos? Começaram as experiências precursoras para a descoberta da radiação cósmica <ul><li>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. </li></ul><ul><ul><ul><li>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… </li></ul></ul></ul><ul><ul><li>Hipóteses: Outra fonte adicional de radiação vinda do topo da atmosfera… ou… a absorção não é o que se julgava. </li></ul></ul>80 m: fluxo/2 3.5 iões/cm 3 325 m: fluxo/15 => 0.4 iões/cm 3 esperados
    10. 10. I Semana Europeia da Astrofísica 21-11-2009 <ul><li>Torre de Montparnasse, em Paris, tornou-se num detector de raios cósmicos durante uma semana (10-17 Out). </li></ul><ul><li>Dias abertos, animações e encontros com cientistas. </li></ul><ul><li>Durante a noite um feixe laser era disparado da Torre para o Observatório de Paris sempre que um raio cósmico era detectado. </li></ul>
    11. 11. 1911-1913: Os voos de Hess 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) O austríaco Victor Hess decidiu medir a radiação fazendo 10 voos num balão de ar quente a altitudes de cerca de 5 km. 7 de Agosto de 1912 Início: Aussig 06:12 Fim: Pieskow 12:15
    12. 12. Observações de Hess <ul><li>A radiação diminui ligeiramente até um altitude de 700 m, aumentando depois a partir de 1.5 km até duplicar a 5 km. </li></ul><ul><li>A taxa de ionização é similar de dia e de noite. </li></ul><ul><li>A radiação não deve provir do Sol uma vez que não houve alterações da ionização durante o eclipse de 12 de Abril de 1912. </li></ul>Conclusão: A radiação deve provir do exterior da Terra e não do seu interior!! Voo com réplica do electroscópio de Wulf usado por Hess por ocasião da comemoração do 90º aniversário da descoberta dos raios cósmicos (Snowmass, Colorado, EUA, 8/7/2001).
    13. 13. 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    14. 14. 17 anos de reflexão 21-11-2009 <ul><li>De 1912 a 1928 o progresso nos RC é lento e não muito significativo, liderado por Robert Millikan que pensa que os raios de Hess são raios gama de muito elevada energia. </li></ul><ul><li>Em 1929, Bothe e Kolhörster usam contadores Geiger e mostram que os raios de Hess são carregados! Assumem que são electrões. </li></ul><ul><li>Em 1929, D. Skobeltzyn, trabalhando com câmaras de nuvens, descobre que as trajectórias curvam na presença de campos magnéticos. </li></ul>
    15. 15. Campo Magnético: efeito 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    16. 16. Câmara de nuvens – câmara de Wilson 21-11-2009 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 é aplicado.
    17. 17. - Descoberta do positrão (previsto pela equação de Dirac) - Descoberta do muão (partícula inesperada –” Quem encomendou o muão?” - Isidor Rabi) <ul><ul><li>Raios cósmicos como laboratório para a </li></ul></ul><ul><ul><li>física de partículas </li></ul></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Revolução na física de partículas:
    18. 18. 1932, descoberta do positrão (e + ) 21-11-2009 <ul><li>Carl Anderson , supervisionado por Millikan, constrói uma câmara de nuvens de maiores dimensões com um campo magnético mais forte . </li></ul><ul><li>Descobre o positrão casualmente num traço deixado por raios cósmicos. </li></ul><ul><li>O positrão já era previsto pela equação de Dirac em 1930 mas não fora percebido o seu significado. </li></ul><ul><li>1ª detecção de antimatéria !!!! </li></ul>
    19. 19. 1937, descoberta do muão (  ) 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Foram usadas emulsões fotográficas. </li></ul><ul><li>O raio de curvatura das trajectórias depende da carga e da massa das partículas. </li></ul><ul><li>Curvatura menor que o protão mas maior que o electrão (mesotrão). </li></ul><ul><li>Partícula idêntica ao electrão em todos os aspectos mas 200x mais massiva! m  = 106 MeV/c 2 </li></ul><ul><li>Muão!! </li></ul>Anderson e Neddermeyer transportaram a câmara de nuvens para a montanha (Peak mountain)
    20. 20. 1947, descoberta do pião (  ) 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) C. Powell Emulsão fotográfica Descoberto por C. Lattes, G. Occhialini e C. Powell em placas fotográficas expostas no Pic du Midi a 3000m de altitude (         e
    21. 21. 1938, Pierre Auger descobre os chuveiros de partículas 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>1938 : Pierre Auger, Raymond Maze, Roland Maze e Thérèse Grivet-Meyer posicionaram os seu detectores nos Alpes. </li></ul><ul><ul><li>2 detectores distando muitos metros detectaram a chegada simultânea de partículas. </li></ul></ul><ul><li>Descobriram as cascatas de partículas secundárias e núcleos resultantes da colisão de primários com as moléculas de ar. </li></ul><ul><li>Foram observadas partículas com energias 10 15 eV (10 6 vezes mais energéticas do que as até então conhecidas). </li></ul>
    22. 22. O que são então os raios cósmicos? <ul><li>Raios cósmicos primários: </li></ul>L. Arruda (luisa@lip.pt) Máxima energia detectada 3x10 20 eV!! [Neutrinos, raios gama] Protões ~95% Hélios ~4% Núcleos mais pesados ~1% electrões <1% positrões 0.1% antiprotões 0.01%
    23. 23. Raios cósmicos secundários 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Os RC secundários são produzidos pela interacção dos RC primários com átomos de azoto e oxigénio (principalmente) da atmosfera. </li></ul><ul><li>São essencialmente: </li></ul><ul><li>e ± ,  ± ,  ± </li></ul><ul><li> e      e      </li></ul><ul><li> </li></ul><ul><li>hadrões ( π ± ,π 0 , K ± , …, D ± ,…) </li></ul><ul><li>núcleos </li></ul>
    24. 24. Eles andam aí... 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Em cada minuto há cerca de 1000 (!) raios cósmicos carregados (muões) que nos atravessam.
    25. 25. Composição nuclear dos RC na Galáxia e Sistema Solar 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>A composição em elementos dos RC é em boa aproximação similar à abundância dos elementos no Sistema Solar. </li></ul><ul><li>Mas... </li></ul><ul><li>elementos como Li, Be e B são mais abundantes nos raios cósmicos bem como Sc, Ti, V, Cr e Mn conhecidos como sub-ferros!! </li></ul><ul><ul><li>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 . </li></ul></ul><ul><li>H e He são menos abundantes nos RC </li></ul><ul><ul><li>deve-se à sua maior energia de ionização=> mais difícil acelerá-los </li></ul></ul>
    26. 26. Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico! 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido
    27. 27. Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico! 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Grande extensão em energia: 10 9 eV até 10 21 eV </li></ul>Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido 10 9 eV 10 21 eV
    28. 28. Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico! 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Grande extensão em energia: 10 9 eV até 10 21 eV </li></ul><ul><li>Grande extensão em fluxo: 32 ordens de grandeza </li></ul><ul><ul><li>~10 4 partículas/m 2 /s a baixas energias até </li></ul></ul><ul><ul><li>~1 partícula/km 2 /século para as mais energéticas </li></ul></ul>Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido 10 9 eV 10 21 eV 10 4 partículas/m 2 /s 1 partícula/km 2 /século
    29. 29. Efeito GZK <ul><li>A propagação dos nucleões no Universo é limitada pela interacção com a radiação de fundo (microondas) de 2.7 K. </li></ul><ul><li>Greisen, Zatsepin e Kuzmin em 1966 previram esta limitação pouco após a descoberta da radiação cósmica de fundo (Penzias e Wilson). </li></ul><ul><li>O limiar de energia para esta interacção é de cerca de 5x10 19 eV para os protões. </li></ul><ul><li>Para energias maiores que aquele limiar o livre percurso médio para esta interacção é da ordem dos 50 Mpc = 1.6 x 10 8 anos-luz (Horizonte GZK). </li></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    30. 30. Raios cósmicos <ul><li>Os raios cósmicos primários são “essencialmente” isotrópicos (todas as direcções são equiprováveis). </li></ul><ul><li>Como são principalmente partículas carregadas estas são desviadas pelos campos magnéticos do Universo. </li></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Partícula carregada + campo magnético = Deflexão! Campos Magnéticos Galácticos: alguns μG (microGauss)
    31. 31. Modulação Solar <ul><li>Os raios cósmicos de muito baixa energia (E<1x10 9 eV) são suprimidos pelo vento solar . </li></ul><ul><li>Vento solar é um fenómeno de emissão contínua de partículas carregadas (e - , p) provenientes da coroa solar, </li></ul><ul><li>~1.3×10 36 partículas/s com uma velocidade ~300 km/s. </li></ul><ul><li>A modulação solar tem uma intensidade que depende da actividade solar. </li></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Modulação solar Ciclo das manchas Solares Intensidade dos RC
    32. 32. 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Uma visão antropomórfica do mesmo espectro
    33. 33. <ul><li>As regiões de variação de declive ( knee e ankle ) correspondem a transições nos mecanismos de aceleração/propagação dos raios cósmicos. </li></ul>Origem dos Raios cósmicos Acima do ankle R>R galáxia RC escapam para o halo galáctico Origem galáctica Origem extragaláctica  ~2.7  ~3.0  ~2.8 0.3kpc
    34. 34. Raios Cósmicos Galácticos 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Acredita-se que os RC Galácticos (E<10 18 eV) sejam produzidos em Supernovas (SN) . </li></ul><ul><li>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. </li></ul>Supernova 1987A Nebulosa do Caranguejo
    35. 35. 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Raios Cósmicos Extragalácticos <ul><li>RC de extrema energia (E>10 19 eV) devem ter origem em Núcleos Galácticos Activos (AGN). </li></ul><ul><li>Um AGN é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética. </li></ul>
    36. 36. Propagação de RC <ul><li>O transporte de raios cósmicos é feito por um processo de difusão . </li></ul><ul><ul><li>Evidência: dentro da nossa Galáxia os raios cósmicos permanecem ~10 7 anos antes de escaparem para o espaço intergaláctico. Se se propagassem em linha recta este tempo seria somente ~10 3 anos. </li></ul></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    37. 37. Detecção de raios cósmicos <ul><ul><ul><ul><li>Experiências na Terra e no Espaço </li></ul></ul></ul></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    38. 38. Observando o Céu das Altas Energias… He
    39. 39. AMS: um detector no Espaço 21-11-2009 <ul><li>Permite a detecção de raios cósmicos sem o efeito da atmosfera terrestre. </li></ul><ul><li>Usa um detector de física de partículas que combina vários sistemas de medidas: </li></ul><ul><ul><li>Sistema de trigger </li></ul></ul><ul><ul><li>Medida de velocidade </li></ul></ul><ul><ul><li>Medida de carga eléctrica </li></ul></ul><ul><ul><li>Medida de momento linear </li></ul></ul><ul><ul><ul><li>Implica a existência de um campo magnético para deflectir as partículas </li></ul></ul></ul><ul><ul><li>Medida de energia </li></ul></ul><ul><li>Limite no peso (7 toneladas), nas dimensões (3 m x 3 m x 3 m) e na potência consumida (3 kW). </li></ul>
    40. 40. AMS na Estação Espacial Internacional 2010 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) AMS ( A lpha M agnetic S pectrometer) é uma experiência que resulta de uma larga colaboração internacional e visa a detecção de raios cósmicos primários no espaço. AMS
    41. 41. Objectivos da experiência AMS 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><ul><li>Estudo detalhado do espectro dos raios cósmicos primários até 10 12 eV </li></ul></ul><ul><ul><ul><li>O volume de dados recolhido por AMS será muito superior ao de qualquer experiência anterior. </li></ul></ul></ul><ul><ul><li>Pesquisa da existência de antinúcleos </li></ul></ul><ul><ul><ul><li>A sua presença nos raios cósmicos pode indicar a existência de regiões do Universo constituídas por antimatéria. </li></ul></ul></ul><ul><ul><li>Pesquisa de matéria escura </li></ul></ul><ul><ul><ul><li>A detecção de eventuais anomalias nos espectros de positrões e antiprotões pode contribuir para a identificação dos constituintes da matéria escura </li></ul></ul></ul>
    42. 42. AMS 01 a bordo do vaivém espacial, 1998 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>AMS 01 </li></ul><ul><li>Voo de teste </li></ul><ul><ul><li>10 dias </li></ul></ul>
    43. 43. Detector AMS
    44. 44. Detecção raios cósmicos >10 15 eV 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Fluxos baixos de partículas. </li></ul><ul><li>Utilização da atmosfera para aumentar a aceitância (área x ângulo sólido) do detector </li></ul><ul><ul><li>Cascata produzida por partícula de 10 20 eV estende-se por alguns quilómetros. </li></ul></ul><ul><li>Detecção à superfície da Terra das diferentes componentes da cascata </li></ul><ul><ul><li>Partículas carregadas (e,  ) </li></ul></ul><ul><ul><li>Radiação de Čerenkov </li></ul></ul><ul><ul><li>Radiação de fluorescência </li></ul></ul>
    45. 45. Cascata Atmosférica 21-11-2009 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…
    46. 46. Detecção do chuveiro carregado 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>A densidade de partículas carregadas da cascata atmosférica é medida por um conjunto de detectores em terra. </li></ul><ul><li>Reconstrução da energia da partícula. </li></ul><ul><li>A medida do tempo de chegada das partículas permite calcular a direcção. </li></ul><ul><li>Detecção: </li></ul><ul><ul><li>cintiladores: luz de cintilação emitida recolhida por fotomultiplicadores (PMTs). </li></ul></ul><ul><ul><li>Tanques de água: luz de Čerenkov emitida na água e detectada em PMTs. </li></ul></ul>
    47. 47. Radiação da cascata <ul><li>A par da cascata de partículas que integram o chuveiro atmosférico, existe emissão de radiação electromagnética: Efeito de fluorescência e de Čerenkov </li></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>Fluorescência </li></ul><ul><li>As partículas carregadas da cascata atmosférica excitam as moléculas de azoto do ar, e estas radiam na zona do UV </li></ul><ul><li>(~ 350-450 nm) </li></ul><ul><ul><li>Radiação isotrópica </li></ul></ul>Čerenkov Uma partícula carregada com velocidade superior à da luz no meio (  >c n ) radia fotões de Čerenkov Os fotões de Čerenkov espalham-se num disco de raio R~100 m na superfície terrestre.
    48. 48. Observatório Pierre Auger <ul><li>Mede raios cósmicos com E > 3 × 10 18 eV através de uma técnica híbrida: </li></ul><ul><ul><li>detectores de superfície: </li></ul></ul><ul><ul><li>1600 tanques de água (10 m 2 ) espaçados de 1.5 km e distribuídos por 50x60 km 2 </li></ul></ul><ul><ul><li>fluorescência: </li></ul></ul><ul><ul><li>4 estações de fluorescência </li></ul></ul><ul><li>3000 eventos/ano esperados (E>10 19 eV) </li></ul><ul><li>Um observatório, 2 estações: </li></ul><ul><li>Hemisfério Sul: </li></ul><ul><ul><li>Malargüe, Argentina </li></ul></ul><ul><li>3000 km 2 (completo) </li></ul><ul><li>Hemisfério Norte: </li></ul><ul><ul><li>Lamar, EUA </li></ul></ul><ul><li>21000 km 2 (em estudo) </li></ul>Malargüe, Argentina
    49. 49. Grupo Português em Auger 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    50. 50. Auger: espectro medido 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    51. 51. Auger: Direcção dos raios cósmicos 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    52. 52. Detecção de raios gama (  ) 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) <ul><li>O fluxo de raios gama é várias ordens de grandeza inferior ao dos RC carregados. </li></ul><ul><li>A sua observação directa só é realizável até à ordem de 10 11 eV </li></ul><ul><li>  -> e + + e - </li></ul><ul><li>Aceitância ~ m 2 .sr </li></ul><ul><li>A energias mais elevadas, a detecção de raios gama faz-se através de detecção de luz de Čerenkov emitida pela cascata atmosférica ou pelas partículas componentes </li></ul><ul><ul><li>Aceitância ~ 10 5 m 2 .sr </li></ul></ul>
    53. 53. Satélites: Fermi e AGILE 21-11-2009 Lançamento do Centro Espacial Kennedy, 11 Junho 2008 Foguetão Delta Órbita: 565km de altitude Lançamento a 23 de Abril 2007
    54. 54. Telescópios de Čerenkov (IACTs) 21-11-2009 MAGIC HESS
    55. 55. Telescópio GAW 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    56. 56. Grupo Português em GAW 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    57. 57. Conclusões <ul><li>Descobertos há cerca de 100 anos, os raios cósmicos continuam a ser um grande mistério: </li></ul><ul><li>Qual a sua origem? </li></ul><ul><li>Quais os seus mecanismos de aceleração? </li></ul><ul><li>Como se propagam? </li></ul><ul><li>Actualmente, voltam a ser o laboratório para a física de partículas, nomeadamente na pesquisa de antimatéria. </li></ul>

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