Raios Cosmicos

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Apresentação para as Masterclasses 2010 FCUL.

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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 Cosmicos

    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>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    3. 3. 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>
    4. 4. 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...
    5. 5. 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>
    6. 6. 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]
    7. 7. Há 100 anos... raios cósmicos? <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
    8. 8. 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. <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!!
    9. 9. 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 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 magnético O raio de curvatura da partícula:
    10. 10. <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: Nos anos 1930-1950 não existiam aceleradores na Terra Os raios cósmicos eram a única fonte de partículas não existentes na matéria vulgar !
    11. 11. 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>
    12. 12. 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)
    13. 13. 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
    14. 14. 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. Primeiro uso de circuitos de coincidências!! </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>
    15. 15. <ul><li>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 … </li></ul>21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Ainda hoje nas experiências de física de partículas... Reconstrucção de traços de muões cósmicos no TILECAL de ATLAS Reconstrucção de traços de muões no detector de traços de CMS
    16. 16. 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] Os raios cósmicos também são partículas ! ... e chegam-nos do cosmos Protões ~95% Hélios ~4% Núcleos mais pesados ~1% electrões <1% positrões 0.1% antiprotões 0.01%
    17. 17. Raios cósmicos secundários 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Os raios cósmicos são partículas que nos chegam do cosmos ... e interagem na atmosfera <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>
    18. 18. 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>
    19. 19. 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
    20. 20. 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
    21. 21. 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
    22. 22. 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Uma visão antropomórfica do mesmo espectro
    23. 23. <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
    24. 24. 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
    25. 25. 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>
    26. 26. 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)
    27. 27. 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)
    28. 28. Observando o Céu das Altas Energias… He
    29. 29. O nosso Universo
    30. 30. 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
    31. 31. 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 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>
    32. 32. 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>
    33. 33. Detector AMS
    34. 34. 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>
    35. 35. 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…
    36. 36. 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>
    37. 37. 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
    38. 38. Grupo Português em Auger 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    39. 39. Telescópios de Čerenkov (IACTs) 21-11-2009 MAGIC HESS
    40. 40. Telescópio GAW 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    41. 41. Grupo Português em GAW 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)
    42. 42. 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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