Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo…

1. Raios Cósmicos: Uma outra dimensão do Universo… Galáxia NGC 1097 50Mly (Nasa) Fernando Barao, LIP/IST (barao@lip.pt)

2. Tópicos • O mundo das partículas • Um longo caminho de observações… • Como se obtêm as astropartículas? • O que são? • Donde vêem? • Propagação… • Como se detectam? • partículas com carga • raios gamma • neutrinos • Resultados

3. estrutura do átomo escalas Composição da matéria

4. Composição da matéria e: Thomson (1897) N: Rutherford (1909) J.J.Thomson

5. Estrutura do átomo Radioactividade Henri Becquerel (1896) Modelos atómicos: Thomson, Rutherford Cintilação

6. Sondar a matéria…com luz! Sondar a estrutura da matéria implica… E = hc/λ(p=h/λ) Utilização de radiação de l<10-10 m Comprimento de Onda

7. MilkyWay

8. SupernovaCrab (caranguejo) Estrela que explodiu cerca de 1057; 2Kpc da Terra. Observação na Luz Visível Observação no Raio-X

9. Observações de Hess, Millikan Composição e espectro Descoberta dos Raios Cósmicos

10. Electroscópio - ionização O electroscópio é um detector de partículas carregadas A parte metálica exterior à campânula fica carregada, bem como os eléctrodos interiores Ducretet (1880) O grau de afastamento dos eléctrodos mede a ionização existente

11. RaiosCósmicos – a descoberta... 325m Faz medições junto à base da Torre Eiffel e no topo, verificando que a ionização não diminui drasticamente como seria de esperar A atmosfera deveria absorver a radioactividade !!! 1907 - TheodoreWulfaperfeiçoa o electroscópio e decide testá-lo com a radiaoactividade natural do solo

12. Os voos de Hess Em 7 de Agosto de 1912 o austríaco Victor Hess decidiu medir a radiação fazendo 10 vôos num balão de ar quente a altitudes de cerca de 5km 7 de Agosto de 1912  Victor Hess depois do vôo de 1912 Fonte: National Geographic

13. Observações de Hess • A radiação diminui ligeiramente até uma altitude de 700m, aumentando depois a partir de 1.5km até duplicar a 5km. • A taxa de ionização era similar de dia e de noite • A radiação não devia provir do Sol uma vez que não houve alteração da ionização durante o eclipse solar de 12 de Abril de 1912. Concluiqueestaradiaçãodeveprovir do exterior da Terra…enão do seu interior comoatéentão era admitido! 13

14. As observações de Millikan... • Em 1926 Millikan confirma obervações anteriores na Europa de Hess, Kolhorster, Bothe e Regener • Sugere ser uma radiação neutra muito energética e extragaláctica (Raios gamma) interacção com a atmosfera produziria partículas carregadas RobertMillikan (1868-1963) Prémio Nobel , 1923

15. Raios cósmicos primários: O que são então raios cósmicos? Partículas carregadas que atravessam o Universo em todas as direcções.

16. O Universo - acelerador O Universo…o maior acelerador Energias até 1021 eV (100 J) p, e,‏ N, n, g, ...

17. Descoberta do positrão Descoberta do muão Raios cósmicos Fonte de partículas

18. Interacção com a atmosfera Os raios primários interagem com os átomos de azoto e oxigénio (essencialmente) da atmosfera produzindo cascatas atmosféricas com muitas partículas π0(10-16s) γγ π+/- (10-8s) μ + ν e +νe+ νμ μ (10-6 s) Uma cascata transporta muitos electrões (+/-) e fotões

19. Detecção de partículas • Na experiência de Rutherford as partículasα • incidiam num ecrã com sulfato de zinco • a luz emitida era observada pelo olho • Wilson inventou a câmara de nevoeiro em 1894, • tornando possível a observação da trajectória de • uma partícula (carregada) e a seu registo foto- • gráfico Instrumento fundamental na observação de partículas até aos anos 60

20. Câmara de Wilson Vapor de água Patrick Blackett

21. Campo magnético: efeito Uma partícula carregada na presença de um campo magnético Bsente uma força F = q v x B (F v) A partículas sofre uma deflecção no campo magnético O raio de curvaturaR da partí-cula de momento linear p:

22. Descoberta do positrão (e+), 1932 Carl Anderson, estudante de Millikan, constrói uma câmara de nevoeiro com grande campo magnético Antimatéria!!! Anderson (1932)

23. Descoberta do muão (μ), 1937 Anderson and Neddermeyer trans-portaram o detector para a monta-nha (Peak mountain) e ν µ τ~ 2.2μs µ d = v t < 660 m ?! ν e ν

24. Partículas e astropartículas 1953 Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV

25. OrigemAceleração Raios cósmicos Muitas questões???

26. Mais conhecimento? Sim mas… • Até inícios do sec. XX (1912) o conhe- • cimento do Universo (estrelas, galáxias, • …) era baseado nas observações astro- • nómicas • Radiação electromagnética (luz) • Desde então, os raios cósmicos são uma • fonte adicional de informação do Uni- • verso • p, He,…,ν, γ

27. Raios cósmicos: energia Raios Cósmicos de origem extra-galáctica Modulação solar α ~ 2.7 Raios Cósmicos de origem galáctica α ~ 3.0 α~ 2.8

28. Raios cósmicos • Os raios cósmicos primários são “essencialmente” isotró- • picos (todas as direcções são equiprováveis) • Os raios cósmicos de muito baixa energia (E<1GeV) são • suprimidos pelo “vento solar” • O campo magnético terrestre afecta o espectro de energia • As regiões de variação de declive (knee e ankle) corres- • pondem a transições nos mecanismos de aceleração/pro- • pagação dos raios cósmicos De onde vêem? Como são acelerados?

29. Origem dos raios cósmicos • Acredita-se que a maior parte dos Raios Cósmicos (E<1018 eV) • tenham origem galáctica e sejam produzidos em Supernovas • (SNR) • Raios Cósmicos de extrema energia (E>1019 eV): Active Galactic • Nuclei (AGN), ??? EGRET Visão da galáxia na região dos raios gamma (E > 100MeV) P+H π0+nucleões

30. Supernova 1987A • A ocurrência de supernovas • numa dada galáxia é um • acontecimento raro • 1 em cada 50-100 anos • Em Fevereiro de 1987, uma • estrela explodiu numa galáxia • vizinha (Nuvem de magalhães) • Neutrinos resultantes da • explosão foram observados • por experiências na Terra • 1ª vez que neutrinos foram • observados provirem de uma SN • experiências: • -kamiokande (Japão) • -IMB (Ohio, EUA)

31. AGN-Núcleo Activo Galáctico • Um AGN, é uma região compacta da galáxia onde existe grande emissão de radiação electromagnética • Existência de um buraco negro ou estrela de neutrões Protoninduced Inverse Compton Blazar, Mark421

32. EGRET (20 MeV-30GeV) map

33. Acelerador cósmico • A aceleração de raios cósmicos de muito altas energias(~1020eV) é possível como? • Confinamento numa região de campo magnético variável com campos eléctricos (induzidos) muito elevados • Condição: a dimensão do acelerador deve ser superior ao raio de curvatura das partículas

34. Condição de “Hillas” B(t) E aceleração dos RCs Lei da indução B(t) Energia adquirida pelas partículas Eficiência do acelerador (<1)

35. Hillasplot Boratav et al. 2000 AGN Hillas 1984

36. Confinamento magnético • Radiação de sincrotrão emitida por electrões • que espiralam em torno das linhas de campo • magnético, dá informação sobre o campo B • na galáxia • B ~μG • Raio de curvatura • 1 EeV = 1018 eV R(p)~1Kpc • Disco galáctico+Halo R 0.3 kpc

37. Efeito GZK • A propagação dos nucleões na galáxia é limitada pela interacção com a radiação de fundo (microondas) de 2.7K • Greizen, Zatsepin e Kuzmin em 1966 previram esta limitação pouco após a descoberta da radiação de fundo (Penzias e Wilson) • Um nucleão e um fotão (da radiação de fundo) interagem e produzem um nucleão e um pião • O limiar de energia para esta interacção é de cerca de 5x1019eV para os protões

38. Comprimento de interacção • Probabilidade de interacção por unidade de • comprimento • pint =σ nγ λ = (σ nγ)-1 • σmax~ 500 mb • densidade de fotões do CMB • nγ~ 410 /cm3 λ ~ 10 Mpc <E> ~ 6×10-4eV λ~ 3 mm

39. Horizonte dos fotões • Os fotões tambéminteragem com a radiação cósmicade fundo • γ+γbe+ + e- • Fotões com energia de • 1014 eV têm um horizonte • limitado à galáxia

40. Experiências no espaçoExperiências em Terra Raios cósmicos Detecção

41. 10 5 m 42 m 39 m Detecção de raios cósmicos γ P, ,He,… Atmosfera Antes Agora Antes

42. Detecção raios cósmicos <1015 eV • A taxa de inicidência de raios cósmicos depende fortemente da energia (E) • O número de raios cósmicos detectados depende da aceitânciado detector: o produto da área exposta pelo ângulo sólido • A detecção de Raios Cósmicos de alta energia exige detectores com: • Grande tempo de exposição (T) • Grande área (S) • Grande ângulo sólido (Ω) Ω (sr) Área S (m2) Aceitância do detector: A = S x Ω (m2.sr)

43. Observing the High Energy Sky 109 eV 1011 eV 1013 eV 1015 eV 1017 eV 1019 eV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 EeV Satélites e Balões (p, he, …) Satélites (γs) IACTs(γs) AirShowersarrays Auger

44. Detector no espaço: AMS • Permite a detecção dos raios cósmicos sem os efeitos da atmosfera terrestre • Usa um detector de física de partículas que combina vários princípios de detecção • Sistema de trigger • Medida da velocidade • Medida da carga eléctrica • Medida do momento linear • Implica a existência de um campo magnético para deflectir as partículas • Medida da energia • Limite no Peso e tamanho do detector a embarcar(AMS=6000 kge 0.5 m2.sr)

45. Detector AMS de raios cósmicos na ISS

46. Detector MAS (Space Shuttle,1998) Detecção de raios cósmicos fora da atmosfera (E~GeV- TeV)

47. Positrões: sinal anómalo?

48. Balão: ATIC • Vôos em balão a uma altitude de ~40 Km e durante ~20 dias

49. Detecção raios cósmicos >1015 eV • Fluxos de partículas, pequenos • 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,μ) • radiação de Cerenkov • radiação de fluorescência

50. Cascata atmosférica O raio cósmico de alta energia colide com um núcleo da atmosfera (N, O, Ar), produzindo maioritariamente piões (p) e kaões (k). Os piões neutros (π0) decaiem em dois fotões, produzindo a componente electromagnética da cascata. Estes por sua vez, convertem-se em pares electrão-positrão, que radiarão fotões de novo…