O documento discute a história da descoberta dos raios cósmicos e sua importância para a física de partículas. Os raios cósmicos são partículas carregadas que chegam da galáxia e do espaço interestelar e intergaláctico. Experimentos iniciais mediram a ionização em diferentes altitudes, revelando que a radiação vem do espaço exterior. Posteriormente, detectores como câmaras de nuvens identificaram novas partículas elementares como o pósitron, múon e píon.

1. Raios Cósmicos: mensageiros do nosso Universo Maria Luísa Arruda LIP – Laboratório de Instrumentação e Física Experimental de Partículas [email_address]

2. 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 L. Arruda (luisa@lip.pt)

3. Há 400 anos: Galileu Galilei 21-11-2009 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

4. Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros Fotões Neutrinos Raios cósmicos (p,e - ,p,e + ,...) Ondas gravitacionais 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) 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...

5. Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros Fotões Neutrinos Raios cósmicos (p,e - ,p,e + ,...) Ondas gravitacionais 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Um novo mensageiro com propriedades diferentes que nos permitirá observar o Universo de uma forma profundamente diferente.

6. Hoje: Astrofísica com 4 mensageiros Fotões Neutrinos Raios cósmicos (RC) (p,e - ,p,e + ,...) Ondas gravitacionais 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Mensageiros do Universo “violento”... [Ainda não detectadas]

7. 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. 80 m: fluxo/2 3.5 iões/cm 3 325 m: fluxo/15 => 0.4 iões/cm 3 esperados

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. 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!!

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. Raios cósmicos como laboratório para a física de partículas 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. 1932, descoberta do positrão (e + ) 21-11-2009 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 !!!!

12. 1937, descoberta do muão (  ) 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) 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/c 2 Muão!! Anderson e Neddermeyer transportaram a câmara de nuvens para a montanha (Peak mountain)

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. 1938, Pierre Auger descobre os chuveiros de partículas 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) 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 10 15 eV (10 6 vezes mais energéticas do que as até então conhecidas).

15. 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 … 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. O que são então os raios cósmicos? Raios cósmicos primários: 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. 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 Os RC secundários são produzidos pela interacção dos RC primários com átomos de azoto e oxigénio (principalmente) da atmosfera. São essencialmente: e ± ,  ± ,  ±  e      e       hadrões ( π ± ,π 0 , K ± , …, D ± ,…) núcleos

18. Composição nuclear dos RC na Galáxia e Sistema Solar 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) 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

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. Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico! 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Grande extensão em energia: 10 9 eV até 10 21 eV Fluxo de raios cósmicos versus Energia Fluxo = Número /Tempo/Área/ângulo sólido 10 9 eV 10 21 eV

21. Espectro dos raios cósmicos: uma das 7 maravilhas do mundo físico! 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Grande extensão em energia: 10 9 eV até 10 21 eV Grande extensão em fluxo: 32 ordens de grandeza ~10 4 partículas/m 2 /s a baixas energias até ~1 partícula/km 2 /século para as mais energéticas 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. 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Uma visão antropomórfica do mesmo espectro

23. As regiões de variação de declive ( knee e ankle ) correspondem a transições nos mecanismos de aceleração/propagação dos raios cósmicos. 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. Raios Cósmicos Galácticos 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Acredita-se que os RC Galácticos (E<10 18 eV) 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

25. 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Raios Cósmicos Extragalácticos RC de extrema energia (E>10 19 eV) devem ter origem em Núcleos Galácticos Activos (AGN). Um AGN é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética.

26. Propagação de RC O transporte de raios cósmicos é feito por um processo de difusão . 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. 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)

27. Detecção de raios cósmicos Experiências na Terra e no Espaço 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)

28. Observando o Céu das Altas Energias… He

29. O nosso Universo

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. Objectivos da experiência AMS 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Estudo detalhado do espectro dos raios cósmicos primários até 10 12 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

32. AMS 01 a bordo do vaivém espacial, 1998 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) AMS 01 Voo de teste 10 dias

33. Detector AMS

34. Detecção raios cósmicos >10 15 eV 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) Fluxos baixos de partículas. Utilização da atmosfera para aumentar a aceitância (área x ângulo sólido) do detector Cascata produzida por partícula de 10 20 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

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. Detecção do chuveiro carregado 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt) 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.

37. Observatório Pierre Auger Mede raios cósmicos com E > 3 × 10 18 eV através de uma técnica híbrida: detectores de superfície: 1600 tanques de água (10 m 2 ) espaçados de 1.5 km e distribuídos por 50x60 km 2 fluorescência: 4 estações de fluorescência 3000 eventos/ano esperados (E>10 19 eV) Um observatório, 2 estações: Hemisfério Sul: Malargüe, Argentina 3000 km 2 (completo) Hemisfério Norte: Lamar, EUA 21000 km 2 (em estudo) Malargüe, Argentina

38. Grupo Português em Auger 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)

39. Telescópios de Čerenkov (IACTs) 21-11-2009 MAGIC HESS

40. Telescópio GAW 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)

41. Grupo Português em GAW 21-11-2009 L. Arruda (luisa@lip.pt)

42. 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.