Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de...
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Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção
Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ
X Escola do CBPF - 2015Aula 21/07
Conteúdo do Curso
✓ Introdução: historia e primeiros detectores
✓ Medições diretas e indiretas
✓ Chuveiros atmosféricos extensos
✓ Mecanismos de aceleração (conceitos básicos)
✓ Propagação (conceitos básicos)
Detecção e de reconstrução de chuveiros atmosféricos extensos
Raios cósmicos de alta energia
Raios cósmicos de ultra alta energia
Bibliografia
Bruno Rossi, Cosmic Rays, Mc Graw-Hill
Michael W. Friedlander, Cosmic Rays, Harvard University Press
Yataro Sekido and Harry Elliot, Early History of Cosmic Ray Studies, Reidel Publishing Company
Malcolm S. Longair, High Energy Astrophysics, Cambridge University Press
William.R.Leo: Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments, Springer
Todor Stanev, High Energy Cosmic Rays, Springer
Thomas K. Gaisser, Cosmic Rays and Particle Physics, Cambrdge University Press
Glenn Knoll, Radiation Detection and Measurement, Wiley
Espectro de raios cósmicos
Ral
f Eng
el 2
013
Medição indireta
Detecção de chuveiros atmosféricos extensos
Detecção indireta de raios cósmicosChuveiros Atmosféricos Extensos
Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução do evento com um detector de superfície
“pegada” do chuveiro no solo
Para cada i-ésima estação:ti = tempo de disparo
Si = sinal
Chuveiros Atmosféricos Extensos
eixo do chuveiro
ponto de impacto do chuveiro
(xC, yC)
estação i(xi, yi)
Reconstrução geométrica
Frente plano:tempo de disparo da i-ésima estação na posição (xi, yi) com respeito à posição do ponto de impacto do chuveiro (xC, yC)
ti = T0 �~pi · ~gc
cossenos diretores
ti = T0 ��xiu+�yiv
c
u = sin✓ cos�
v = sin✓ sin�
r2i =| pi |2 � | ~pi · ~g |2
Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução geométrica
Frente plano:
Minimização de chi2: �2 =NX
i=1
✓tmi � ti
�i
◆2
ti = T0 �(xi � xC)u+ (yi � yC)v
c
wi = 1/�2i
=) @�2
@T0=
@�2
@u=
@�2
@v= 0 (u0, v0) = (�u/c,�v/c)
0
@
Pi wi
Pi wixi
Pi wiyiP
i wixiP
i wixi2
Pi wixiyiP
i wiyiP
i wixiyiP
i wiyi2
1
A
0
@
Pi wit
miP
i wixitmiP
i wiyitmi
1
A
0
@T0
u0
v0
1
A =
A x b
Resolver o sistema: Ax = b invertendo a matriz A (x = A-1b). As estações não podem estar alinhadas pois neste caso o det(A) = 0 (sistema singular)
frente curvo
frente plano
Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução geométricaeixo do chuveiro
frente do chuveiro
aproximação plana
ponto de impacto tcurvotplano
T0
ti = T0 �~pi · ~gc
+�ric
ti = T0 ��xiu+�yiv
c
+r
2i
2Rc
Frente curvo:modelização mais realista da frente do chuveiro.
�ri = R� r0i = R�qR2 � r2i = R
1�
r1� r2i
R2
!
=) �ri 'r2i2R
r2iR2
⌧ 1
frente curvo
frente plano
Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução geométricaeixo do chuveiro
frente do chuveiro
aproximação plana
ponto de impacto tcurvotplano
T0
ti = T0 �~pi · ~gc
+�ric
ti = T0 ��xiu+�yiv
c
+r
2i
2Rc
ri =q�x
2i +�y
2i � (�xiu+�yiv)2
Frente curvo:modelização mais realista da frente do chuveiro.
com
Para ajustar R precisamos de um mínimo de 4 estações disparadas
Ao final do processo, teremos os seguintes parâmetros, T0, , e R
Posição do ponto de impacto determinado pelo baricentro
Chuveiros Atmosféricos Extensos Distribuição lateral de partículas da cascata
Chuveiros Atmosféricos Extensos Distribuição lateral (LDF)
Função de distribuição lateral: definida empiricamente, depende das caraterísticas do detector de superfície utilizado
1) Tipo NKG (Volcano Ranch, Yakutsk, AGASA)baseada na solução das equações de difusão das partículas nos chuveiros atmosféricos extensos.
⇢(r) = C
✓r
RM
◆�1,2 ✓1 +
r
RM
◆�⌘+1,2"1 +
✓r(m)
1000
◆2#�0,6 C = constante
⌘ = ⌘(cos✓)
RM = radio de Moliere
Chuveiros Atmosféricos Extensos Distribuição lateral (LDF)
2) Utilizada em Haverah Park
k = parametro de normalizacao
⌘ = pendente, onde ⌘(cos✓)
r = distancia ao eixo do chuveiro
⇢(r) = k r�(⌘+r(m)4000 )
3) Log-Log (Auger)
S(r) = Sref
✓r
rref
◆�+� log
⇣r
rref
⌘
Sref = normalizacao
rref = distancia de referencia
Função de distribuição lateral: definida empiricamente, depende das caraterísticas do detector de superfície utilizado
Minimização de chi2:
�2sinal =
mX
j=1
(Smi � Si)2
�2sinal
Ao final do processo, teremos os seguintes parâmetros, (xC,yC), Sref e a pendente se possível
Chuveiros Atmosféricos Extensos Reconstrução geométrica híbrida
Tempo de disparo do i-ésimo pixel da câmera do telescópio
ti = t0 +Rp
ctan
✓�0 � �i
2
◆
tSD =uxSD + vySD
c
Informação do desenvolvimento do chuveiro + estação do detector de superfície
u = sin✓ cos�
v = sin✓ sin�
Ótima resolução na posição do ponto de impacto do chuveiro
Chuveiros Atmosféricos Extensos Perfil longitudinal híbrido
Uma reconstrução geométrica precisa permite que o perfil longitudinal também seja obtido com boa precisão!
Ne
(X) = Ne
max
✓X �X0
Xmax
�X0
◆X
max
�X0�
eX
max
�X0�Perfil de Gaisser-Hillas
X0 = profundidade da primeira interacao
Nemax
= # de e� no maximo do chuveiro
� = escala tıpica de perda de energia na cascata
E = (7,1 ± 0,2) 1019 eV
Xmax = (752 ± 7) g/cm2
Chuveiros Atmosféricos Extensos Perfil longitudinal híbrido
Todas as contribuições
Chuveiros Atmosféricos Extensos Perfil longitudinal híbrido
Mas a vida não é tão fácil assim ... (EMS)
Efeito de nuvens
Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov
~ 100 m
~ 5 km
Raio gama de1 TeV (= 1012 eV)
1º Interação:X0 ~ 40 g/cm2
par ~ 50 g/cm2
Cascata:Para E = 1 TeV (EC ~ 80 MeV)Xmax ~ X0 ln ( E/EC ) / ln 2 hmax = h0 ln(XA/Xmax) ~ 5 km
Cherenkov light:C(max) = acos (1/n) ~ 1.4º rl ~ C(max) hmax ~ 100 m
Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov
~ 100 m
~ 5 km
Raio gama de1 TeV (= 1012 eV)
Imagem do chuveiroDuração do pulso ~ 20 µs
Plano focal
Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov
~ 100 m
~ 5 km
Raio gama de1 TeV (= 1012 eV)
Estéreo Direção do primárioMelhora a rejeição do fundo
Plano focal
Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov
400
m
Raio cósmico (hadrônico) Raio gama
Distribuição de fótons no chão
Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov
Próton
Gama
Identificando o ruído de fundo
Chuveiros Atmosféricos Extensos A técnica de imagem atmosférica Cherenkov
Reconstrução
Caminho tradicional- Parâmetros de Hillas- Interseção dos eixos das imagens
Caminho padrão moderno- Modelos e máxima verossimilhança
Parâmetros de Hillas- comprimento L e largura w da elipse- Tamanho: amplitude total da imagem- d = distância angular entre o centro
da câmera e o centro de gravidade da imagem
- = ângulo azimutal do eixo principal da imagem
- ângulo de orientação
Modelo 3D- Altitude média- ponto de impacto - direção- largura e
comprimento 3D- luminosidade
Espectro de raios cósmicos
Ral
f Eng
el 2
013
Medição indireta
Raios cósmicos de alta energia Raios cósmicos de
ultra alta energia
Detecção de chuveiros atmosféricos extensos
Raios cósmicos de baixa energia
Detecção de chuveiros atmosféricos extensosDetectores de superfície (recentes e atuais)
AGASA [Akeno Giant Air Shower Array]ARGO-YBJ: in TibetBAKSAN (Mt. Caucasus, Russia)Buckland Park Extensive Air Shower Array (Australia) (operational 1971-1998)CASA [Chicago Air Shower Array] (operational 1990-1998)EAS-TOP (Italy, above the Gran Sasso laboratory, 1990-2000)Haverah Park (Leeds University, operational until 1993)GRAND [Gamma Ray Astrophysics at Notre Dame] (an array of tracking detectors) GRAPES, IndiaHEGRA (operational 1988-2002)ICETOP (South Pole, over ICECUBE)KASCADE [KArlsruhe Shower Core and Array DEtector]KASCADE-GRANDEMILAGRO (Water Cherenkov experiment near Los Alamos)Mt. Norikura Observatory in JapanPierre Auger ObservatorySPASE 2 [South Pole Air Shower Array]SUGAR [Sydney University Giant Air shower Recorder] (operational from 1968 to 1979) Telescope ArrayTian-Shan Mountain Cosmic Ray StationTibet AS-gamma experiment: scintillation counter arrayYakutsk (Russia) clique nos nomes para acessar a página web
Detecção de chuveiros atmosféricos extensosDetectores de radiação (recentes e atuais)
AIROBICC (non-imaging counters in the HEGRA array)ASHRA [All-sky Survey High Resolution Air-shower detector]BLANCA [Broad LAteral Non-imaging C(h)erenkov Array] (at CASA)) H.E.S.S. [High Energy Stereoscopic System]HiRes The High Resolution - Fly's Eye Cosmic Ray DetectorMACE [Major Atmospheric Cerenkov Telescope Experiment] (India) MAGIC (a 17 m telescope on La Palma, Canary Islands, operational since 2003)Narrabri, Australia: Mark 6 telescopes of the University of Durham (operational until March 2000)PACT [Pachmarhi Array of C(h)erenkov telescopes] at the High Energy Gamma Ray Observatory at Pachmarhi, India. Pierre Auger ObservatoryTelescope ArrayTUNKA (array of non-imaging counters near Lake Baikal)VERITAS [Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System] (operational since 2007)Whipple Gamma-Ray Telescope on Mt. Hopkins, Arizona (operational 1968-2008)
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