Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção

Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ

X Escola do CBPF - 2015Aula 14/07

Conteúdo do Curso

✓ Introdução: historia e primeiros detectores

Medições diretas e indiretas

Chuveiros atmosféricos extensos

Mecanismos de aceleração (conceitos básicos)

Propagação (conceitos básicos)

Raios cósmicos de ultra alta energia

Experimentos atuais

Detecção e reconstrução

Futuro

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

Medições diretas de raios cósmicos Experimentos em balões

e missões espaciais

As excursões aventurosas dos observadores

Espectro de Energia

Ral

f Eng

el 2

013

Espectro de raios cósmicos

Ral

f Eng

el 2

013

Med

ição

dir

eta

Medição indireta

Como detectamos raios cósmicos ?Os raios cósmicos são partículas

Os detectores de raios cósmicos são detectores de partículas

Todos os detectores de partículas utilizam o mesmo princípio fundamental: a transferência de uma parte ou de toda a energia para a

massa do detector, onde é convertida em alguma outra forma mais acessível para "percepção" humana. A forma na qual a energia é

convertida vai depender do detector e o seu desenho.

Por exemplo, a detecção de uma partícula pode ser realizada a partir da perda de energia no material que atravessa.

Objetivo:Identificação de partículas (massa e carga)

Energia (momento)Direção de chegada

A câmera de Wilson foi o detector de traços mais amplamente usado em raios cósmicos e física nuclear.

Quando o êmbolo é puxado para trás rapidamente, o gás e vapor na câmera se expandem. A resultante queda de temperatura é suficiente para a condensação do vapor em torno de quaisquer íons presentes no gás.

As câmeras de nuvem foram combinadas com campos magnéticos para desviar as partículas (estudos de carga)

Como detectamos raios cósmicos ?Câmera de nuvens

Exemplo: a descoberta do pósitron por Anderson

Emulsões fotográficas e nucleares

Quando a luz incide sobre uma emulsão fotográfica, produz alterações sub-microscópicas que aparecem após o tratamento químico.

Quando as partículas rápidas passar por uma emulsão fotográfica, eles produzem mudanças semelhantes.

Emulsões fotográficas foram utilizados em 1930 e 1940, em altitudes de montanha ou na estratosfera em balões.

Como detectamos raios cósmicos ?

Exemplo: a descoberta do pion por Lattes et al.

Detectores de IonizaçãoComo detectamos raios cósmicos ?

Uma partícula que passa através de um contador cheios com gás vai ionizar o gás ao longo do seu caminho.A diferencia de potencial V aplicada vai fazer que as cargas positivas e negativas se movimentem em direção aos seus respectivos eletrodos causando uma carga Q no condensador.

A carga Q coletada (amplitude do pulso) vai depender da diferencia de tensão V aplicada.Partículas com massa maior vão produzir mais pares de íons iniciais.

CalorímetroComo detectamos raios cósmicos ?

O calorímetro mede a energia perdida por uma partícula que passa nele. É geralmente concebido para parar completamente ou "absorver" a maior parte das partículas provenientes de uma colisão, forçando-as a depositar toda a sua energia dentro do detector.Os calorímetros tipicamente consistem de camadas de material de alta densidade "passivo" ou "absorvente" como por exemplo o chumbo. Eles estão intercalados com as camadas de material "ativo", como detectores cintiladores ou gasosos (calorímetro de amostragem)Os calorímetros electromagnéticos medem a energia das partículas de leves - elétrons e fótons - já que elas interagem com as partículas carregadas dentro da matéria.Calorímetros hadrônicos realizam uma amostragem da energia dos hádrons a partir da interação deles com os núcleos atômicos.

Calorímetro utilizado no experimento Eas-Top

Detectores de radiação de transiçãoComo detectamos raios cósmicos ?

A radiação de transição (na região dos raios-X) é produzida por uma partícula carregada rápida que atravessa a fronteira entre dois meios com diferentes índices de refração.O fenômeno está relacionado com a energia da partícula e distingue diferentes tipos de partículas. A probabilidade de radiação depende linearmente com . As partículas mais leves têm maiores probabilidades do que as mais pesadas.Os raios-X emitidos são então detectados, por exemplo, por detectores de ionização.

Detector de radiação de transição do experimento PAMELA

CintiladoresComo detectamos raios cósmicos ?

A energia perdida dE/dX é convertida em luz, detectada por um fotomultiplicador ou fotodiodo. Os cintiladores podem ser inorgânicos (iodeto, fluoreto, NaI, CsI, BaF2, gases nobres líquidos, Ar, Xe, etc.) ou orgânicos (componentes de hidrocarbono), líquidos ou plásticos.

Propriedades:Conversão da K da partícula em luz com alta eficiênciaConversão linear da emissão da luz, proporcional a energia total depositada, no maior intervalo possívelMédio transparente à luz emitida (propagação)Tempo de decaimento da luminescência induzida pequeno para poder geral pulsos rápidosBoa qualidade ótica do materialÍndice de refração perto a do vidro (1,5) para que acoplamento com PMT seja bom

Detectores CherenkovComo detectamos raios cósmicos ?

Quando uma partícula se move através de um meio a uma velocidade maior do que a da luz nesse meio, radiação Cherenkov é emitida.Este fenômeno pode ser utilizado para construir detector de "limiar", ou seja, apenas se a velocidade é suficientemente grande, será emitida radiação (e, consequentemente, um sinal).A luz total emitida é medida. Isto nos proporciona informação sobre a velocidade da partícula.A produção de luz é muito pequena. A luz é focalizada através de espelhos em direção das fotomultiplicadoras utilizadas para produzir um sinal detectável.

✓C = cos

�1

✓1

�n

◆

Tubos fotomultiplicadoresComo detectamos raios cósmicos ?

Tubos fotomultiplicadores (PMTs) foram desenvolvidos em meados 40 (após a Segunda Guerra Mundial)Eles são dispositivos que convertem a luz em uma corrente elétrica mensurável.Eles consistem de um cátodo feito de material foto-sensível, seguido por um sistema de recolha de elétrons, uma seção multiplicador de elétrons (cadeia de dínodos) e, finalmente, um ânodo a partir do qual o sinal final possa ser medido. Todas as peças são geralmente alojados em um tubo de vidro com vácuo.Uma alta voltagem é aplicada ao cátodo, dínodos e ânodo. O ganho vai estar dado por o número de eletrons produzidos em cada etapa e o número total de etapas. Um valor típico é 510 ~ 107.

Ral

f Eng

el 2

013

Medição direta

Detecção direta de raios cósmicosExperimentos em balões e espaciais

•Um passo à frente foi dado quando os balões puderam alcançar a estratosfera. Voos tripulados até 23.000 m (cabinas pressurizadas). Para maiores alturas, até 30.000 m, utilizaram-se sondas (dispositivos de transmissão de rádio).

Piccard, 1931 (at ~16 km)

•Contadores Geiger-Müller eram utilizados (simples, em coincidência e/ou com placas de chumbo) para detecção de ionização e emulsões fotográficas para a determinação do traço.

Os primeiros “laboratórios” espaciais nasciam...

•No começo, os raios cósmicos foram estudados só com voos em balões tripulados. As medições eram feitas por electroscópios ou câmeras de ionização que eram instrumentos pouco refinados: os observadores precisavam estar a bordo.

Detecção direta de raios cósmicosVoos em balões

Graças ao desenvolvimento das técnicas espaciais (que começaram pelos finais dos anos 50) surgiu a possibilidade de lançar satélites pesados com equipamento científico (que pesavam algumas toneladas).

Primeiros experimentos em satélite:

•Vernon et al (URSS) colocaram o primeiro experimento no Second Soviet Satellite em 1957

•Van Allen et al (US) lançaram o satélite Explorer I, instrumentado com um contador Geiger-Müller simples. Descobriram o cinturão de radiação da Terra.

Uma serie de satélites transportando experimentos de raios cósmicos foram chamados de Proton (1965-1970)

O instrumento principal foi um calorímetro de ionização

Satelite proton-4 (1969-1970)Grigorov e Vernov

Detecção direta de raios cósmicosDe balões a satélites

Detecção direta de raios cósmicosMedições diretas

Para a identificação de partículas deve se combinar vários detectores

Detectores de ionização (D1, D2) na parte superior para registrar a passagem da partícula, para dar a "geometria" do detector, e para medir dE / dX)

O calorímetro (D3). A soma dos sinais registrados em D1, D2, D3 dar a energia cinética total da partícula

Dado DE / dX e K, a carga pode ser determinada.Também a massa pode ser derivado: não dE / dX não depende da massa, mas K sim.

Detecção direta de raios cósmicosPAMELA

PAMELA (Payload for Antimatter-Matter Exploration and Light Nuclei Astrophysics) está tomando dados a

bordo do satélite "Resurs-DK1". O instrumento foi concebido para medir com precisão os espectros de partículas carregadas (incluindo núcleos leves) na

radiação cósmica, ao longo de um intervalo de energia que variam de dezenas de MeV até várias centenas de GeV. Em particular, é otimizado para

identificar a pequeno componente de anti-partículas nos raios cósmicos.

Foi lançado no 15 de Junho de 2006

Detecção direta de raios cósmicosPAMELA

Medição da massa e carga: tempo de voo (cintiladores)

Medição do signo da carga e seu valor: Espectrometro. Sistema de Si para o traço e magneto permanente.

Medição de energia: calorímetro eletromagnético. Sensores de Si alternados com absorvente de Tungsteno

Discriminação entre cascadas EM/hadrônicas: detector de neutrons

Detecção direta de raios cósmicos

Resolução da medida calorimétrica dos chuveiros eletromagnéticos ~ 5,5%

Maior fonte de sistemáticos: contaminação de prótons na amostra de pósitrons.

PAMELA

16,3 X0

Detector fica em órbita elíptica entre 350 e 610 km

e- e+

p+

Detecção direta de raios cósmicosPAMELA

Nat

ure

458

(200

9) 6

08

Aumento monótono do fluxo de pósitrons acima de 5 GeV

Inconsistente com fontes secundárias

Detecção direta de raios cósmicosAMS

O AMS-02 (Alpha Magnetic Sprectrometer) foi desenhado para operar como um módulo externo da estação espacial internacional. Seu objetivo principal é

a busca de anti-matéria, mas também realiza medições de alta precisão da composição dos raios cósmicos e seu fluxo.

Foi lançado no 19 de Maio de 2011

Detecção direta de raios cósmicosAMS

Peso total: 8500 kg

Medição da velocidade e carga: tempo de voo (cintiladores)

Medição do fator de Lorentz: Detetor de transição de radiação

Medição do signo da carga e seu valor: Espectrómetro com traçadores de silicio

Medição da velocidade: Ring Cherenkov detectors (RICH)

Medição de energia: calorímetro eletromagnético. Fibras cintiladoras alternadas com absorvente de chumbo

Detecção direta de raios cósmicosAMS

ICR

C20

13

Se o excesso tem origem de física de partículas, então tem que ser isotrópico

As flutuações da fração e+/e- são isotrópicas

Fluxo individual dos elementos

Ral

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Medição direta

Detecção direta de raios cósmicosExperimentos em balões e espaciais

Medições indireta de raios cósmicos Chuveiros Atmosféricos Extensos

Arranjos de detectores

As excursões aventurosas dos observadores

Espectro de raios cósmicos

Ral

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Med

ição

dir

eta

Medição indireta

Espectro de raios cósmicos

Ral

f Eng

el 2

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Medição indireta

Raios cósmicos de alta energia Raios cósmicos de

ultra alta energia

Como detectamos raios cósmicos ?Os raios cósmicos são partículas

Os detectores de raios cósmicos são detectores de partículas

Não há nenhuma maneira de estudar a região de alta energia do espectro de raios cósmicos que não seja através da observação chuveiros atmosféricos.

A atmosfera é usado como um calorímetro.

Os chuveiros atmosféricos extensos podem ser detectados por uma área extensa. Grande área efetiva de detecção compensa a pequenez do fluxo

Vamos medir as partículas secundarias do chuveiro atmosférico extenso para inferir sobre a partícula primária

Objetivo:Identificação de partículas (massa e carga)

Energia (momento)Direção de chegada

Detecção direta de raios cósmicosChuveiros Atmosféricos Extensos

A eleição da separação e a altitude do arranjo tem impacto no limiar de energia.A área total do arranjo limita a máxima energia de detecção

Detecção direta de raios cósmicosArranjos de detectores

1011–1013 eV (superposição com medições diretas)Os chuveiros são re-absorvidos na atmosfera: são necessário arranjos a muita alta altitude. As cascatas são pequenas: Pouquíssimo espaçamento entre detectores ou cobertura extensa Fluxos altos: pequenas áreas são suficientes

1014–1016 eV Os chuveiros ainda se desenvolvem altos na atmosfera: são necessário arranjos a alturas moderadas (montanhas).Espaçamento moderado entre detectores < 100 mFluxos um pouco baixos: são necessárias áreas ~ 0,1 km2

A eleição da separação e a altitude do arranjo tem impacto no limiar de energia.A área total do arranjo limita a máxima energia de detecção

Detecção direta de raios cósmicosArranjos de detectores

1017–1018 eV Os chuveiros se desenvolvem mais profundos na atmosfera (< 1000 m)Espaçamento entre detectores ~150 mFluxos baixos: áreas de ~ 1 km2

> 1018 eV Fluxos extremadamente baixos: são necessárias áreas > 1000 km2

Chuveiros atmosféricos extensos gigantes, espaçamento entre detectores > 1000 km

O detector ideal: Todas as componentes das cascatas devem ser medidasMedição com mais de um tipo de detector

Detecção direta de raios cósmicosArranjos de detectores

Continua na quinta ...