Raios Cósmicos - Indico

Transcrição

Raios Cósmicos:
Uma outra dimensão do
Universo…
Galáxia
NGC 1097
50Mly
Fernando Barao, LIP/IST
([email protected])
(Nasa)
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
Teachers Cern school
F. Barao ([email protected])2
estructura do átomo
escalas
Composição da matéria
Composição da matéria
e: Thomson
(1897)
N: Rutherford
(1909)
J.J.Thomson
4
F. Barao ([email protected])
Estrutura do átomo
Radioactividade
Henri Becquerel
(1896)
Modelos atómicos: Thomson, Rutherford
Cintilação
Sondar a matéria…com luz!
Sondar a estructura da
matéria implica…
E = hc/
Utilização de radiação de
<10-10 m
(p=h/ )
Comprimento de Onda
6
Escala de energias…
-
+
Unidade de electrão-volt
Adaptada à escala de pequenas energias
e
1 eV = 1.6 10-19 Joule
Luz visível ~ eV
Energia da maçã
(Newton!):
E~1 Joule
1V
Carro 100 Km/h
E~105 Joule
7
Escala de energias…
Radiação de fundo
(microondas)‫‏‬
Luz visível
Raios X
Raios catódicos
Acelerador LEP (Cern)‫‏‬
Acelerador LHC (Cern)‫‏‬
Raios Cósmicos de energia mais
elevada
8
~3x10-4 eV
~eV
~103 eV
1010 eV
1012 eV
1021 eV
Escala de 10
Valor
103
106
109
1012
1015
1018
1021
1024
Nome
kilo
mega
giga
tera
peta
exa
zetta
yotta
Símbolo
K
M
G
T
P
E
Z
Y
Energia
keV
MeV
GeV
TeV
PeV
EeV
ZeV
YeV
Energia para ferver água…
A energia gasta para
passar a temperatura de
1 litro de água de 20 C
para 100 C:
E ~ 10 000 calorias
E ~ 1000
Joule
Quantos protões existem num litro de água?
Qual a energia de cada protão?
1027
10-24 Joule (10-5 eV)
10
Raios X…
1895, Wilhelm Conrad Roentgen
Radiação electromagnética
com comprimento de onda
λ = 0.1-10 nm
Produzidos pela colisão de
electrões com átomos pesados
(tungsténio)
Terra
11
Milky Way
12
Supernova Crab (caranguejo)
Estrela que explodiu cerca de 1057; 2Kpc da Terra.
Observação na Luz Visível
Observação no Raio-X
Escala de distâncias
1 a.U : distância média Terra-Sol
1 AU = 149 598 000 km
1 ly : distância percorrida pela luz, 1 ano
1 l y = 300 000 km/s X 1 ano
= 9.46 1012 km
T
1’’
S
X
D=1 pc
1 pc : distância de um objecto cuja
paralaxe é um arco-segundo
1 pc = TS/tg(1’’) = 1 AU/1’’
1´´ = 1/3600 deg
= 1/3600 (pi/180) rad
1 pc = 206 264.8 AU = 3.26 ly
14
Via láctea: dimensões
Sistema
solar
50,000 ly
center to edge
Sun
A
C
E
B
D
100,000 ly
edge to edge
30 kpc
Crab nebula
15
Observações de Hess, Millikan
Composição e espectro
Descoberta dos Raios
Cósmicos
16
Electroscópio - ionização
O electroscópio é um detector de partículas
carregadas
A parte metálica exterior à campânula
fica carregada, bem como os
eléctrodos interiores
O grau de
afastamento
dos eléctrodos
mede a
ionização
existente
Ducretet (1880)
17
Raios Cósmicos – a descoberta...
1907 - Theodore Wulf
aperfeiçoa o electroscópio
e decide testá-lo com a
radiaoactividade natural do
solo
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 !!!
18
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
 Victor Hess depois do vôo de 1912 Fonte: National Geographic
19
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.
Conclui que esta radiação deve
provir do exterior da a Terra…e
não do seu interior como até então
era admitido!
20
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
Robert Millikan (1868-1963)
Prémio Nobel , 1923
Fernando Barao, IST/LIP
([email protected])
IST, Outubro
21 2003
O que são então raios cósmicos?
Raios cósmicos primários:
Partículas carregadas que atravessam o Universo em todas as
direcções.
Protões
~95%
hélios
~4%
Núcleos mais pesados
~1%
electrões
<1%
positrões
0.1%
antiprotões
0.01%
Neutrinos, gammas
…
O
acelerador
OUniverso…o
Universomaior
- acelerador
Energias até 1021 eV (100 J)
p, e,‫‏‬N, n, g, ...
23
Descoberta do positrão
Descoberta do muão
Raios cósmicos
Fonte de partículas
24
Interacção com a atmosfera
Os raios primários interagem com os
átomos de azoto e oxigénio
(essencialmente) da atmosfera produzindo
cascatas atmosféricas com muitas
partículas
p0 (10-16 s)
gg
p+/- (10-8 s)
m+n
e + ne + nm
m (10-6 s)
Uma cascata transporta
muitos electrões (+/-) e
fotões
25
Detecção de partículas
 Na experiência de Rutherford as partículas a
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 fotográfico
Instrumento fundamental na observação de partículas
até aos anos 60
26
Câmara de Wilson
Vapor de água
Patrick
Blackett
27
Campo magnético: efeito
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:
2
mV
 qVB  p  qBR
R
pc[eV ]
R[cm] 
300Z
28
Descoberta do positrão (e+), 1932
Carl Anderson, estudante de Millikan, constrói uma
câmara de nevoeiro com grande campo magnético
Antimatéria!!!
Anderson (1932)
Descoberta do muão (m), 1937
Anderson and Neddermeyer transportaram o detector para a montanha (Peak mountain)
µ
e n
n
e
µ
t ~ 2.2 ms
π
d = v t = 600 cm
?!!!
Partículas e astropartículas
1953
Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV
31
Origem
Aceleração
Raios cósmicos
Muitas questões???
32
Mais conhecimento? Sim mas…
 Até inícios do sec. XX (1912) o conhecimento do Universo (estrelas, galáxias,
…) era baseado nas observações astronómicas
Radiação electromagnética (luz)
 Desde então, os raios cósmicos são uma
fonte adicional de informação do Universo
p, He,…, n, g
33
Raios cósmicos: energia
  0  E
Modulação
solar
Raios
Cósmicos
de origem
galáctica
-a
Raios
Cósmicos
de origem
extragaláctica
a ~ 2.7
a ~ 3.0
a ~ 2.8
Raios cósmicos
 Os raios cósmicos primários são “essencialmente” isotrópicos (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/propagação dos raios cósmicos
De onde vêem?
Como são acelerados?
35
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
p0+nucleons
36
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 de uma SN
experiências:
-kamiokande (Japão)
-IMB (Ohio, EUA)
37
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
Proton induced
Inverse Compton
Blazar, Mark421
38
EGRET (20 MeV-30GeV) map
39
Acelerador cósmico
A aceleração de raios cósmicos de muito
altas energias de 1020 eV 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
particulas
40
Condição de “Hillas”
B(t)
E
Lei da indução
aceleração dos RCs
1 B
 E  c t
d B
 E.dl  - dt
E 2pR  pR 2
E
R 1 B
2 c t
B
t
B(t)
Energia adquirida pelas partículas
R 2 B
W   F .dl  Ze E.dl  Zep
c t
Wmax ( EeV )  Z0 B(mG) R(kpc)
Eficiência do
acelerador (<1)
41
Hillas plot
Boratav et al. 2000
AGN
Hillas 1984
Wmax ( EeV )  Z0 B(mG) R(kpc)
42
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 ~ mG
 Raio de curvatura
E ( EeV )
R( Kpc) 
ZB( mG )
1 EeV = 1018 eV
Disco galáctico+Halo
R
0.3 kpc
R(p)~1Kpc
43
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
p +g  p +p
0
 O limiar de energia para esta
interacção é de cerca de 5x1019eV para
os protões
44
Comprimento de interacção
p +g  p +p
0
 Probabilidade de interacção por unidade de
comprimento
pint = s ng
smax ~ 500 mb
  (s ng)-1
 densidade de fotões do CMB
ng ~ 410 /cm3
 ~ 10 Mpc
<E> ~ 6 10-4 eV
 ~ 3 mm
45
Horizonte dos fotões
 Os fotões interagem com
a radiação electromagn
de fundo
g + gb
e+ + e -
 Fotões com energia de
1014 eV têm um horizonte
limitado à galáxia
46
Experiências no espaço
Experiências em Terra
Raios cósmicos
Detecção
47
Detecção de raios cósmicos
P,g ,He,…
Atmosfera
42 m
39
m 10
5m
Antes
AntesCern school
Teachers
Agora
A = S x  (m2.sr)
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
aceitância do 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 ()
 (sr)
Área S (m2)
Aceitância do
detector:
A = S x  (m2.sr)
49
Observing the High Energy Sky
109 eV
1011 eV
1 GeV
1013 eV
1 TeV
1015 eV
1 PeV
1017 eV
1019 eV
1 EeV
Satélites e Balões (p, he, …)
Satélites (gs)
IACTs (gs )
Air Showers arrays
Auger
NW
AP,
8th
Sep
tem
ber
200
50
9
A = S x  (m2.sr)
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=6000t e
0.5 m2.sr)
51
Detector AMS de raios cósmicos na ISS
52
Detector MAS (Space Shuttle,1998)
Detecção de raios cósmicos fora da
atmosfera (E~GeV- TeV)
Positrões: sinal anómalo?
54
Balão: ATIC
 Vôos em balão a
uma altitude de ~40
Km e durante ~20
dias
55
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, m)
 radiação de Cerenkov
 radiação de fluorescência
56
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 (p0) 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…
57
Cascata: distrib lateral
E~1020 eV
58
Detecção do chuveiro carregado
 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
colectada por fotomultiplicadores (PMT’s)
Tanques de água:
luz de cerenkov emitida na
água, colectada por PMT’s
59
Radiação da cascata
A par da cascata de partículas que integram o chuveiro atmosférico
existe também a emissão de radiação electromagnética:
-Fluorescência, Cerenkov
As partículas carregadas da
cascata atmosférica excitam
as moléculas de azoto do ar,
e estas radiam na zona do
UltraVioleta
~ 350-450 nm
 Radiação isotrópica
Detecção da radiação feita
por câmaras equipadas com
fotomultiplicadores
60
Radiação de Cerenkov
 As partículas carregadas da cascata
atmosférica possuem uma velocidade
próxima da velocidade da luz (c)
 Radiação de Cerenkov é emitida se a
velocidade das partículas carregadas for
superior à da luz no meio (ar)
V > c/n
 O cone de radiação emitida possui
uma abertura
Cos(q) = c/vn ~ 1/n
 Os fotões de Cerenkov espalham-se
num disco de raio R~100 m, sendo
colectados por detectores possuindo
fotomultiplicadores no plano focal
61
Observatório Pierre Auger (2004-)
 Mede raios cósmicos de
energia extrema através
das técnicas:
 amostragem da
densidade de partículas
na cascata
 fluorescência
1600 tanques de água
(10m2) espaçados de 1.5
km e espalhados por
50x60 km2
4 estações de fluorescência
3000 evts/ano
esperados (E>1019 eV)
62
Auger: espectro
63
Auger: direcção dos raios cósm
Centaurus-A
Círculos: Direcções dos raios cósmicos de E>1019 eV dentro de 3.1º
Asteriscos vermelhos: AGN’s para distâncias menores que 75 Mpc
Sombreado a azul: exposição
Centaurus-A: AGN mais próximo
64
Detecção de Raios Gamma (g)
 O fluxo de raios gamma é
várias ordens de grandeza
inferiores aos carregados
 A sua observação directa só
é realizável até à ordem da
centena de GeV
g-> e+ + eAcc ~ m2.sr
 A energias mais elevadas, a
detecção de raios gamma fazse através de detecção de luz
de Cerenkov emitida pela
cascata atmosférica ou pelas
partículas componentes
Acc ~ 105 m2.sr
Fermi
Lançamento do KSC, 11 Junho, 2008
Delta vehicle
Órbita: 565 km de altitude
Medida do fluxo de electrões
(e positrões)
66
Telescópios de Cerenkov
67
GAW (0.7 TeV - )
68
Mais Informação:
-www.lip.pt
-pdg.web.cern.ch/pdg/particleadventure/othersites.html
69

Raios Cósmicos - Indico

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