raios cósmicos: fundamentos e técnicas de detecção · 2015-07-27 · observação...
TRANSCRIPT
Raios Cósmicos: Fundamentos e técnicas de detecção
Carla BonifaziInstituto de Física - UFRJ
X Escola do CBPF - 2015Aula 24/07
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 de Raios CósmicosE > 1018 eV
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandesDetecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Explorando as energias extremas...
Volcano Ranch (1959-1963)
Formado por 20 cintiladores de 3,26 m2 de área
1960 Arranjos grandesDetecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Explorando as energias extremas...
1963 Primeiro raio cósmico de ultra alta energia é observado de ~ 1020 eV !!! Phys. Rev. Lett. 10 (1963)
Volcano Ranch (1959-1963)
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos1960 Arranjos grandes
Explorando as energias extremas...
Haverah Park (1960-1987)
Arranjo de detectores de efeito Cherenkov em água com 12 km2, formado por: 4 detectrores de 34 m2, 24 de 13.5 m2, 3 de 2.25 m2 e 3 de 9 m2. Também no médio do arranjo 30 detectores de 1 m2 area. Além disto, alguns poucos detectores para medir os múons dos chuveiros
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos1960 Arranjos grandes
Explorando as energias extremas...
Haverah Park (1960-1987)
Arranjo de detectores de efeito Cherenkov em água com 12 km2.
Registrou 4 eventos com E ~ 1020 eV
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos1960 Arranjos grandes
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Explorando as energias extremas...
Fly’s eye (1981-1993)
Telescópios de fluorescência em Utah -USA 67 módulos orientados para olhar no céu com 880 pixels cobrindo ~ 5º x 5º.
Observação estereoscópica1986 outro detector FE2 foi instalado com 36 módulos localizado a 3,4 km do primeiro (FE1).
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Explorando as energias extremas...
Fly’s eye (1981-1993)
1991 Detecção do evento mais energético com E ~ 3 1020 eV (observado apenas por FE1)
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Explorando as energias extremas...
HiRes (High Resolution Fly’s eye (1997-2000)
Espelhos segmentados de 4 m2 com 256 pixels, observando um cone de ~ 1º
Aproximadamente 10 vezes mais sensíveis que Fly’s eye (alcance de 40 km)
1997 HiRes-1
22 espelhos cobrindo 360º e 17º de elevação
1999 HiRes-2
42 espelhos cobrindo 360º e 31º de elevação
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores
AGASA - Akeno Giant Air Shower Array (1990-2001)
Arranjo formado por 111 cintiladores de 2.2 m2 e 27 detectores com absorvedores - detecção de múons - cobrindo uma área de 100 km2
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores
AGASA - Akeno Giant Air Shower Array (1990-2001)
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
1993 Detecção do segundo evento mais energético com E ~ 2 1020 eV. Phys. Rev. Lett. 73 (1994)
Total: 11 eventos com E > 1020 eV
Explorando as energias extremas...(quando comecei em Auger...)
Controvérsia
AGASA Não existe o corte GZK HiRes Existência do corte GZK
Resultados com pouca estatística e com diferentes técnicas experimentaisPrecisamos de um conjunto de dados independentes
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores1990 Arranjos muito maior !!!
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores1990 Arranjos muito maior !!!
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
• Espectro de energia- Vemos o não o corte de GZK?
• Origen e Propagação - Fuentes? Galácticas o extra-galácticas?- Como é a distribuição das fontes?
• Mecanismos de aceleração- Top-down?- Bottom-up?
• Composição- Prótons, núcleos pesados? - Neutrinos? Fótons?
• Física Hadrônica- Primera interação (seção de choque)
Perguntas em aberto
Observatório Pierre AugerUm novo observatório desenhado para o estudo dos
Raios Cósmicos de Ultra Alta Energia • Para estudar os raios cósmicos de ultra alta energia, maior a ~ 1018 eV• Dois observatórios, um em cada hemisfério
• Grande abertura > 7000 km2 sr @1019 eV cada uno• Cobertura completa e exposição uniforme• Que seja capaz de determinar com boa precisão:
- Direção de chegada dos raios cósmicos: resolução angular ~ 1º- Calibração calorimétrica da energia (detecção híbrida)
- Discriminação da natureza da partícula primaria (leve, pesada, , )
Observatório Sul em Malargüe, Argentina, concluído em 2008
40 km
HiRes
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores1990 Arranjos muito maior !!!
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
40 km
HiRes
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores1990 Arranjos muito maior !!!
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Auger em Rio...
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores1990 Arranjos muito maior !!!
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Observatório Pierre Auger (2004)
Primeiro detector híbrido
Maior observatório de raios cósmicos do mundo
Observatório Pierre Auger
INFILL/AMIGA
AERA
3000 km2 SD with 1600 WCDs4 FD sites with 6 telescopes each
30 km2 INFILL array with 71 WCDs7 buried muons counters (AMIGA)3 high elevation auger telescopes (HEAT)
6 km2 sub array of 124 radio sensors (AERA)100 km2 sub array of 61 radio sensors at GHz range (EASIER) 2 GHz imaging radio telescopes (MIDAS & AMBER)
Hybrid detection by Auger
3000 km2 SD with 1600 WCDs in a triangular grid of 1500 m.
Antena de GPS Antena de
Comunicações
Caxa de Baterias
Caixa de Eletrônica
Panel Solar Fotomultiplicadora
Bolsa de Tyvek®
Água Ultra-pura
Tanque de Polietileno Rotomoldado
4 FD sites with 6 telescopes each with 30º elevation and 180º azimuth
Auger: Low energy cosmic ray detection
INFILL
AMIGA
HEAT
Auger: R&D – Radio detection
EASIERMIDAS AMBER
Auger PerformanceExtensive monitoring of atmosphere and of performances
SD array activity
FD on-time fraction
Cloud monitoring
Atmospheric monitoring devices
98%
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores1990 Arranjos muito maior !!!
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Telescope Array - TA (2008)
Detector híbrido
38 telescópios de fluorescência em 3 prédios
507 cintiladores plásticos separados por 1,2 km cobrindo uma área de 700 km2
Explorando as energias extremas...
1960 Arranjos grandes1980 Arranjos maiores1990 Arranjos muito maior !!!
Detecção dos chuveiros atmosféricos extensos
Telescope Array - TA (2008)
S1000
S1000 = signal at 1000 m core distance
Detector de Superfície
100% efficiency @ E > 3 1018 eV
Reconstrução
SD above 10 EeV• energy resolution < 12 %
• angular resolution < 1º
Resolução AngularReconstrução
Reconstrução
Angular resolution: 0.6ºCore position resolução < 80 m100% efficiency @ E > 1018 eV
Edep Nγ(λ)Photons
diafragmaFD FOV(photons)
ADC counts
Detecção híbrida
Espectro de Energia
The world’s largest cosmic ray observatory
The hybrid concept allows for a data-driven calibration of the ~100% duty cycle surface
array using the calorimetric information from the fluorescence telescopes
zenith angle aperture up to 80o
Auger Energy Spectrum
ICRC 2013
Espectro de Energia de Auger
1 = 3.23 ± 0.07
log10(E1/2/eV) = 19.6log10(Eankle/eV) = 18.7
J(E;E > Ea) / E��2
1 + exp
✓log10 E � log10 E1/2
log10 Wc
◆��1
ICRC 2013
Auger Energy Spectrum
2 = 2.63 ± 0.04
ICRC 2013
Espectro de Energia de TA
ICRC 2013
Espectro de Energia de TA
- 5 anos de dados de TA- Melhora na incerteza de Auger de 22% para 14%
Composição de Massa,Fótons e Neutrinos
<Xmax> and (Xmax) data
Quality cuts on the data to select events in which the uncertainty in the measurement of Xmax is < 40 g/cm2
Xmax
(Xmax)
SimulationsE = 10 EeV
Composição
From <Xmax> and (Xmax) to <lnA> and (lnA)
A method that parameterises <Xmax> and (Xmax) & convert these observables to the first two moments of lnA, <lnA> and 2(lnA)
< Xmax
>= X0 +D log
✓E
E0A
◆+ ⌘ lnA+ � lnA log
✓E
E0
◆
< Xmax
>⇠< Xp
max
> �D < lnA > < lnA >
�2(lnA)
<ln A> = 0 for pure proton and 4 for pure iron2(ln A) = 0 for pure composition and 4 for 50:50 p/Fe mix
�2(Xmax
) ⇠< �2sh
> +D2�2(lnA)
linear!
Mean depth for protons showers at E0
Elengation rate for QGSJet models
The Pierre Auger Collaboration, JCAP02 (2013) 026
For nuclei of the same mass A
Composição
From <Xmax> and (Xmax) to <lnA> and (lnA)ICRC 2013
<lnA> minimum @ ankle(dispersion highest)
<lnA> < 2 for all models(intermediate masses)
2(lnA) is small ~ 1(vicinity mix)
Composição
Muon Production Depth distribution (MPD) in a nutshell
z =1
2
✓r2
ctg� ctg
◆+�
Measured
Obtained
L. Cazón, et al, Astropart. Phys. 36 (2012) 211
Data set55º < < 65ºStations with 1700 m < core < 4000 m
= (59.08 ± 0.08)ºE = (92 ± 3) EeV
Composição
MPD in a nutshell
Decent resolution and no bias
Independent from Xmax and higher E
70 g/cm2
< 10 g/cm2
The Pierre Auger Collaboration, Phys. Rev D 90 (2014) 012012
Pure proton 1.8Pure iron 2.3
Composição
<lnA> from MPD and <Xmax>
The Pierre Auger Collaboration, Phys. Rev D 90 (2014) 012012
Xmax and Xµmax are strongly correlatedXµmax is correlated with the mass of the incident particle
< lnA >
None of the interaction models recently tuned to LHC data provide a consistent description of the Auger data on EM and MPD profiles.
Composição
ComposiçãoTunka Xmax e <ln A>
ComposiçãoTelescope Array (TA)
ComposiçãoTelescope Array (TA)
ComposiçãoComparação Auger e Telescope Array
Incompatíveis?
Às mais altas energias: Próton? Ferro? Mista?
Diferente fontes no céu do Norte e do Sul?
ComposiçãoComparação Auger e Telescope Array
O valor médio observado é menor que a valor médio da amostra
ComposiçãoComparação Auger e Telescope Array
<Xmax> publicado por Auger é corrigido pelos efeitos do detector enquanto <Xmax> publicado por TA inclui os efeitos do detector
Hadronic InteractionsHadronic/muonic contribution in hybrid events
Measured and its matching simulated air showers
S[VE
M]
Core distance [m]
S100
0 of
obs
erve
d ev
ents
/ S1
000
of s
imul
ated
eve
nts
MC prediction systematically below observed signals
+ RE & Rµ
(rescaling parameters)
Hybrid data@ 10 EeV
Rµ > 1 (muon deficit)
1
Sys
Hadronic InteractionsProton-Air cross section @
Two steps:1) Air shower observable ()2) Convert to proton-air cross section
ps = 57EeV
dN/dXmax
/ exp (�Xmax
/⇤⌘
)
⇤⌘ = [55.8± 2.3(stat)± 1.6(sys)] g/cm2
• Limite no fluxo de neutrinos
• Limite no fluxo de fótons
Neutrinos e Fótons
Composição de Massa,Fótons e Neutrinos
AnisotropyLarge scale – First Harmonic Analyses
First harmonic modulation are small
Account for spurious modulations (experimental and atmospheric)Use methods which are not sensitive to these effects
Modified Rayleigh (E > 1 EeV)
Fourier coefficients
Amplitude and phase
Energy assignment corrected for weather and geomagnetic effectswi accounting for the array growth, dead time and tilt of the array
East-West method (E < 1 EeV)
IE(0)-IW(0) allows us to remove systematic effectsReduced sensitivity
a =
2
N
NX
i=1
wi cos(↵i) b =2
N
NX
i=1
wi sin(↵i)
r =pa2 + b2 ' = arctan(b/a)
See Rafael’s talk
Anisotropy
Data up to December 2010; December 2010; April 2011
Prescription data set Prescription status
New data set up to December 2012
Large scale – First Harmonic Analyses
First harmonic modulation in the right ascension distribution of the event
AnisotropyLarge scale – First Harmonic Analyses
3 bins with chance probability < 1%
Data set up to December 2012
Angular distribution over the sphere
Extended energy range
AnisotropyLarge scale – Dipole amplitude
Upper limits on the equatorial dipole (99% CL)
Upper bounds on the dipole amplitude (99% CL)
Galactic stationary sources distributed in the disk
The Pierre Auger Collaboration, Astroparticle Physics 34 (2010) 314
Fraction of correlating eventsPdata = 0.33
Angular distance 3.1ºEnergy threshold 5.7 1019 eV Dmax: 75 Mpc (redshift < 0.018)
28/84 events (up to Jun 2011)
AnisotropyPoint Sources - UHECR
Cen A: optical image, radious contours (VLA), VHE best fit position
and 95% C.L. (HESS)(http://arxiv.org/pdf/0903.1582v1) Cumulative number of events with energy E > 55 EeV as a
function of angular distance from the direction of Cen A.
Maximum deviation from isotropy at 24° 19 observed (7.6 expected) - Significance of 3.3 sigma
AnisotropyPoint Sources - UHECR
AnisotropyPoint Sources - UHECR
AnisotropyPoint Sources - UHECR
Telescope Array
AnisotropyLarge scale – Neutron sources
Neutrons are electrically neutral. They can point back to the source.
Neutrons are produced in pion-producing interactions.
Even though neutrons are unstable outside the nuclei, at E > 1 EeV they still can reach us from Galactic sources, ie, ≃ 9.2 (En/EeV) kpc.
No significantly excess was found for any of the classes of potential Galactic sources considered
Resumo e FuturoDetecção de raios cósmicos de ultra alta energia de 0.1 EeV to above 100 EeV
As interpretações astrofísicas dos dados é ainda muito delicada: a maioria das propriedades dos raios cósmicos de ultra alta energia são ainda desconhecidas
Região do corte do GZK: Energia máxima de aceleração na fonte ou efeito de propagação?Ou uma possível mudança nas interações hadrônicas do próton as mais altas energias
Região do Tornozelo:O quebre observado nos dados é uma consequência do efeito da propagação? Ou estamos observando a transição entre diferentes tipos de fontes?
Mas dados vai nos permitir poder começar a discernir entre as diferentes possibilidades. Em particular a melhora dos detectores para ter informação da
massa evento a evento. Isto vai melhorar também o conhecimento das interações hadrônicas acima das energias do LHC.
The subject of cosmic rays is unique in modern physics forthe minuteness of the phenomenathe delicacy of the observations
the adventurous excursions of the observersthe subtlety of the analysis
the grandeur of the inferences’’(from Bruno Rossi, “Cosmic Rays”, epigraph)
Obrigada !!!