Aula 6

Observações em Astronomia:

propriedades e dificuldades

III

Desculpas / Aviso:

A maior parte do conteúdo destas aulas forão extraídas de livro, aulas e sítios disponíveis na internet e artigos científicos. Nem sempre as

citações apropriadas são feitas devido ao curto tempo disponível para a preparação das aulas por

isso cabe aqui um pedido de desculpas aos autores originais. Nas próximas versões deste

curso atualizarei as aulas acrescentando as citações merecidas.

Hádrons, múons e elétrons:Medir partículas carregadas

é fácil

Fótons Fluorescência e CerenkovMedir fótons é um pouco mais

difícil: ruído

Medir neutrinos é quase impossível

Detectar um chuveiro de raios

cósmicos

Detectar um chuveiro é factível

O que você quer medire quanto tempo você quer

esperar ?

Clem Pryke

Número de Partículas

Perda de Energia

BETHE |BLOCH

Energia Crítica (Ec)se E > Ec ­> produção

de partículas filhas

Perda por ionização

­ luz na dexcitação do meio­ caminho ionizado ­> condutor

Tipos de detector

1) Detectores a gás: câmara de nuvens, câmara de bolhas, câmara multi­fios, tubos streamer etc.

2) Cintiladores: plásticos, líquidos, cristais etc.

3) Foto­detectores: fotomultiplicadoras

Victor Hess (1911)

Eletrômetro ou Eletroscópio

Resolução Espacial e Temporal

ResoluçãoTemporal:ordem de

microsegundo

Câmeras Multi FioEnergia liberada ioniza o meio

TELESCÓPIO

Modos de operação:

1) Proporcional: baixa tensão

e fluxo

2) Contador de Partículas:

alta tensão ­> caminho ionizado

Resolução Espacial e Temporal

ResoluçãoTemporal:ordem de

microsegundo

Câmeras Multi FioEnergia liberada ioniza o meio

TELESCÓPIO

Modos de operação:

1) Proporcional: baixa tensão

e fluxo

2) Contador de Partículas:

alta tensão ­> caminho ionizado

Fotomultiplicadoras

Queimadas pelo sol

Auger PMT

Super­Kamiokande

Luz Cerenkov

Vp > cn

No efeito Cerenkovtemos um cone de Mach relativístico

Polarização: baixas velocidades

Polarização: altas velocidades

Corrente somente em z:

Condição limite de emissão:

=1n

=0

E=mc2

E min=n

n2−1mc2

v=cn

Velocidade:

Energia:

E min=n

n2−1mc2n=n H E min H

E min 0=21 MeV E min 7.5 km =34 MeV

cos=1n

max H

max 0=1,38o max 7.5 km=0,85o

=1Para

Sem espalhamento

Com espalhamento

Parâmetros de Hillas

MISS = DIREÇÃO EM RELAÇÃO AO EIXO DO TELESCÓPIODISTANCE DEPENDE DO PARÂMETRO DE IMPACTO

Parâmetro de ImpactoResolução

Menor que 10 metros

Direção de chegadaResolução:

Evento 0.050 Fonte: 0.0050

Gama Proton Muon

Muon (VERITAS)

Proton (VERITAS)

Gama (VERITAS)

KASCADEKarlsruhe Shower Core and Array

DEtector

KASCADE

Karlsruhe Shower Core

and Array DEtector

z

1) Detector Array:252 stations13 m spacing

2) Central Detector:

Calorimeter3) Muon tracking detector

Array Detector

Array Detector

EM Detector

Mede a energiadepositada pelaspartículas durantea passagem pelo

cintilador e o tempode chegada

Resolução:Temporal < 1nsEnergia < 10%

Muon Detector

Mede a energia depositada por

múons com energiaacima de 230 MeV

Resolução:Energia < 10 %

Array Detector:Reconstruction: Arrival Direction

Arrival Direction: Arrival times: EM detectors

Central Detector

Central Detector

Trigger Layer: 456 plastic scintilators

Trigger Conditions:

1) at least 8 scintilator with 1/3 muon signal

2) at least 1 sceintilator with more than 50

muons signal

Muon detector: streamer tubes

Muon detector: streamer tubes

Muon detector: streamer tubes

HiResTelescopes

Técnica

Sugerida em 1960 por Greisen, Annual Rev. of Nuclear Physics.

Idéia Geral:

1) Partículas no chuveiro ionizam as moléculas de nitrogênio no ar.

2) Ao desexcitar as moléculas emitem luz de fluorescência

3) Detectar a luz de fluorescência e reconstruir o número de partículas no chuveiro

Emissão FluorescênciaEficiência de emissão = 5 x 10­5

Em média1 elétron relativístico deposita aprox. 3 MeV/g/cm2

3 x 5 x 10­5 MeV/g/cm2

é transformadoem luz de fluorescência= 1.5x10­4 MeV/g/cm2

Eletron 80 MeV Stop Range = 27.3 g/cm2

1 elétron transforma4x10­3 MeV em luz de fluorescência

Chuveiro de 1020 eV tem1010 partículas no máximo

Energia total liberada nomáximo do chuveiro:4x107 MeV

Supondo emissão monocromática com λ = 350 nm E = hυ = hc/λ = 3.4 eV

Ou N = 1.1 x 1013 fotonsemitidos isotropicamente pelo chuveiro

NPdet=NPemd

4

NPdet=1×1013 54×200002

Telescópio de área 5 m2 vendo um chuveiro a 20 km de distância

NP det ≈10 4 fótons

Razão Sinal/ruído

Ruído de fundo aprox. 40 fótons/m2/deg2/µ sSem Lua

HiRes: Limiar (3σ )Área = 5 m2

R = 25 kmΩ = 1 grau2

E = 1019.5 eVε = 25 %T = 100 ns (5.6 µs)

HiResTelescopes

HiResEspelhos e PMTs

15 anos depois ...Telescópios do Auger

Telescópios do Auger

Telescópios do Auger

Reconstrução do SDP Shower­Detector Plane

Reconstrução do SDP

Reconstrução do SDP

Direção de chegada

Time Fit

Ajuste de 3 parâmetros

curvatura

reta

Direção de Chegada

Pierre Auger Telescopes:Real Data Analysis

Far from 1D shower

ζ angleangular radius

whichmaximazes thesignal to noise

ratio

Pierre Auger Telescopes:Real Data

E0 = 2.2 EeVRp = 10.5 km Rp = 4.5 km

r

0

ζ

R0

r 0=R0 tan

L total=L

F r 0

Fraction of Energy Deposit

ζr 0=r 0 t

Ajuste HíbridoDF:

DS:

Ajuste Híbrido x FD

Ajuste Híbrido x FD

Ajuste Híbrido x FD

Ajuste Híbrido x FD

Ajuste Híbrido x FD

Ajuste Híbrido x FD

CLF: Sincronia (SD x FD)

83

Pierre Auger Collaboration, Science (2007)

Eventos com energia acima de 5.7x1019 ev

* Núcleos Ativos de Galáxias (AGN)

Exposição do Observatório

84

85

Auger E > 5.7 x 1019 eV

TeV = 1012 eV

PeV= 1015 eV

EeV= 1018 eV

ZeV= 1021 eV

ENERGIA