Raios Cósmicos: um enigma com 100 anos... (pdf)

Raios Cósmicos 

Um enigma com 100 anos… 

Fernando Barao 

IST/LIP, Março 2012

100 anos depois… 

Descobertos em 1912 

V. Hess, austríaco 

Incidem constantemente na Terra 

neste momento foi atravessado por 

um!!! 

E vemos os seus efeitos! 

Curso Profs LIP 2012 F. Barao (barao@lip.pt) 2

…ainda um enigma! 

Mas o que são raios cósmicos? 

Qual a sua origem? 

Causam danos? 

Como se podem observar? 


O Sol 

Curso Profs LIP 2012 4 

F. Barao (barao@lip.pt)

Aurora boreal… 

17 de Setembro 2011 

Visto da Estação Espacial… 

Curso Profs LIP 2012 

5 


“Solar Flare” 7 Março 2012 

Finlândia 

Rússia 

Suécia 



Influência dos Raios cósmicos no clima…? 

? 

CLOUD 



Observar Raios Cósmicos 

Contando raios cósmicos… 



estructura do átomo 

escala de energias 

Composição da matéria 


Composição da matéria 

e: Thomson 

(1897) 

N: Rutherford 

(1909) 

J.J.Thomson 


10 


Estrutura do átomo 

Radioactividade 

Henri Becquerel 

(1896) 

Modelos atómicos: Thomson, Rutherford 

Cintilação 


Sondar a matéria…com luz! 

Sondar a estructura da 

matéria implica… 

Utilização de radiação de 

Escala de energias… 

Unidade de electrão-volt 

Adaptada à escala de pequenas energias 

1 eV = 1.6 10 -19 Joule 

Luz visível ~ eV 

Energia da maçã 

(Newton!): 

E~1 Joule 

Carro 100 Km/h 

E~10 5 Joule 

1 V 


F. Barao (barao@lip.pt) 

+ 

e 

- 

-

Escala de energias… 

Radiação de fundo 

(microondas)‏ 

Luz visível ~eV 

Raios X 

Raios catódicos 

~3x10 -4 eV 

~10 3 eV 

Acelerador LEP (Cern)‏ 10 10 eV 

Acelerador LHC (Cern)‏ 10 12 eV 

Raios Cósmicos de energia mais 

elevada 

10 21 eV 



Escala de 10 

Valor Nome Símbolo Energia 

10 3 kilo K keV 

10 6 mega M MeV 

10 9 giga G GeV 

10 12 tera T TeV 

10 15 peta P PeV 

10 18 exa E EeV 

10 21 zetta Z ZeV 

10 24 yotta Y 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? 10 27 

Qual a energia de cada protão? 10 -24 Joule (10 -5 eV) 


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

Milky Way 


Supernova Crab (caranguejo) 

Estrela que explodiu cerca de 1057; 2Kpc da Terra. 

Observação na Luz Visível 

Observação no Raio-X 

Curso Profs LIP 2012 F. Barao (barao@lip.pt) 

19

Crab spectrum 


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 10 12 km 

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 

Curso Profs LIP 2012 F. Barao (barao@lip.pt) 21 

T 

S 

D=1 pc 

1’’ 

X

Via láctea: dimensões 

Sistema 

solar 

Crab nebula 

Sun 

A 

B 

C 

50,000 ly 

center to edge 

100,000 ly 

edge to edge 


D 

E 

30 kpc

Observações de Hess, Millikan 

Composição e espectro 

Descoberta dos Raios 

Cósmicos 


23 


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) 


24

Raios Cósmicos – a descoberta... 

1907 - Theodore Wulf 

aperfeiçoa o electroscópio 

e decide testá-lo com a 

radiaoactividade natural do 

solo 

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 !!! 

325m 



Os voos de Hess 

Em 7 de Agosto 

de 1912 o 

austríaco 

Victor Hess 

decidiu medir a 

radiação 

fazendo o 

último vôo num 

balão de ar 

quente a uma 

altitude de 

cerca de 5km 

Victor Hess depois do vôo de 1912 Fonte: National Geographic 


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! 



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 



Millikan - Phys. Rev. 28 (1926) 

Ionização observada 



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

O Universo…o maior acelerador 

O Universo - acelerador 

Energias até 10 21 eV (100 J) 

p, e,‏N, n, g, ... 


Raios cósmicos: composição 

Composição 

do sistema 

solar: 

-Meteoritos 

-Poeiras 

-Am. Lunares 

Missões 

Apollo 

recolheram 

cerca de 400 

Kg de material 



Descoberta do positrão 

Descoberta do muão 

Raios cósmicos 

Fonte de partículas 


33 


Interacção com a atmosfera 

Os raios primários interagem com os 

átomos de azoto e oxigénio 

(essencialmente) da atmosfera produzindo 

cascatas atmosféricas com muitas 

partículas 

p 0 (10 -16 s) 

p +/- (10 -8 s) 

m (10 -6 s) 

gg 

m + n 

e + ne + nm 

Uma cascata transporta 

muitos electrões (+/-) e 

fotões 


Desenvolvimento de uma cascata 


35

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 


Câmara de Wilson 

Vapor de água 

Patrick 

Blackett 



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: 

mV 

R 

2 

 

R[ 

cm] 

 

qVB 

 

p 

 

pc[ 

eV ] 

300Z 

qBR 


Descoberta do positrão (e+), 1932 

Carl Anderson, estudante de Millikan, constrói uma 

câmara de nevoeiro com grande campo magnético 

Anderson (1932) 

Antimatéria!!! 



e 

Descoberta do muão (m), 1937 

Anderson and Neddermeyer transportaram 

o detector para a montanha 

(Peak mountain) 

n 

µ 

n 

t ~ 2.2 ms 

d = v t = 600 cm 

?!!! 


µ 

π 

e

Partículas e astropartículas 

1953 

Cosmotron (Brookhaven): p, 3GeV 


Origem 

Aceleração 


Muitas questões??? 


44 


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 


Raios cósmicos: energia 

Modulação 

solar 

Raios 


de origem 

galáctica 

0 E 

a ~ 2.7 

a ~ 3.0 


-a 

a ~ 2.8 

Raios 


de origem 

extragaláctica 

46

Raios cósmicos: fluxos 

ankle 

1 partícula/m 2 .s 

1 partícula/m 2 .ano 

1 partícula/km 2 .ano 



Os raios cósmicos primários são “essencialmente” isotrópicos 

(todas as direcções são equiprováveis) 

Os raios cósmicos de muito baixa energia (E

Origem dos raios cósmicos 

Acredita-se que a maior parte dos Raios Cósmicos (E10 19 eV): Active Galactic 

Nuclei (AGN), ??? 

EGRET 

Visão da galáxia na região 

dos raios gamma 

(E > 100MeV) 

P+H p0+nucleons 


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) 


Supernova: fonte de CRs 

Tempo de confinamento 

dos CRs na galáxia 

5.4 x 10 14 sec 

Potência associada aos 

CRs 

10 67 eV/5.4 10 14 s = 5 10 52 eV/s 

Potência ejectada pela 

Supernova 

1 supernova/50 anos 

(1.5 10 9 s) 

Energia 6 10 61 eV 

libertada 

6 10 61 eV/1.5 10 9 s = 4 1052 eV/s 

1067 

30 Kpc = 10 23 cm 

Volume da Galáxia 

10 67 cm 3 

1 Kpc 

CRs: densidade de energia 

1-2 eV/cm 3 

Energia total 

10 67 eV 


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 

Blazar, Mark421 

Proton induced 

Inverse Compton 


EGRET (20 MeV-30GeV) map 


Acelerador cósmico 

A aceleração de raios cósmicos de muito 

altas energias de 10 20 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 


Condição de “Hillas” 

B(t) E aceleração dos RCs 

Lei da indução 

 

E 

 

1 B 

- 

c t 

Energia adquirida pelas partículas 

W 

d 

B 

E. 

dl - 

dt 

2 B 

E2pR 

pR 

t 

R 1 B 

E 

2 c t 

 

B(t) 

2 

R B 

F. 

dl Ze E. 

dl Zep 

c t 

Wmax ( EeV ) Z0B( 

mG) 

R( 

kpc) 

 

Eficiência do 

acelerador (

Hillas plot 

Hillas 1984 

W EeV ) Z 

B( 

mG) 

R( 

kpc) 

max ( 0 

Boratav et al. 2000 

AGN 


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 5x10 19 eV para 

os protões 


Experiências no espaço 

Experiências em Terra 


Detecção 


64 


Detecção de raios cósmicos 

Antes 

5 m 

42 m 

Antes Agora 

Atmosfera 

P, ,He,… 


39 

m 

10 

g 

65

Observing the High Energy Sky 

10 9 eV 

1 GeV 

1011 eV 1015 10 eV 

13 eV 1017 eV 1019 eV 

1 TeV 1 PeV 1 EeV 

Satélites e Balões (p, he, …) 

Satélites ( g s) 

IACTs (g s ) 

Air Showers arrays 

Auger 


NW 

AP, 

8th 

Sep 

tem 

ber 

200 

9

O espectro de raios cósmicos 

Fluxo (m 2 .sr. s.GeV) -1 

1 partícula/m 2 /s 

como detectar? 

1 partícula/m 2 /ano 

1 partícula/km 2 /ano 

partícula/ 

km 2 / 

século! 

Energia(eV) 


Detector MAS (Space Shuttle,1998) 

Detecção de raios cósmicos fora da 

atmosfera (E~GeV- TeV) 


A = S x (m2 A = S x (m .sr) 2 .sr) 

Detecção raios cósmicos

Colaboração AMS 


71

O Vaivém visto da SOYUZ… 


73

Detector AMS 

Instalado na 

Estação Espacial 

em 19 de Maio de 

2011 

Colaboração de 

mais de 600 

cientistas da 

Europa, América 

e Ásia 

Colecta de dados 

cósmicos durante 

a vida da ISS 

(~2020) 

40M eventos/dia 


74

Instalação na ISS 


75

A = S x (m 2 .sr) 

AMS: princípios de detecção 

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=6t, 0.5m 2 .sr) 


76

Detector RICH 

Utiliza a radiação de 

Cerenkov 

Dois materiais radiadores 

◦ Fluoreto de Sódio 

(NaF) n=1.334 

(16 blocos) 

◦ Aerogel 

n=1.050 (92 blocos) 

Espelho cónico 

(85% de reflectividade) 

Matriz de detecção com 

680 fotomultiplicadores 

(16 pixeis) 

Pixel size: 8.5 mm 

cos 

c 

1 

n 

Čerenko 

v cone 


77 

PMT 

matrix 

NaF 

Aerogel 

Mirro 

r

Acontecimentos RICH 

aerogel event NaF event 

Curso Profs LIP 2012 F. Barao Setembro (barao@lip.pt) 

de 2011 

78 

XXI ENAA, Coimbra, 9 de

Geomagnetic field 

Campo magnético terrestre 

Earth magnetic field bends charged 

particles 

A Terra possui um campo magnético 

in 1st approx. ∼ dipolar 

cujas linhas de campo se assemelham 

√ 

a um dipolo magnético 1+ si n 2 λ 

B 0.26 

B~Gauss 

cos 6 λ 

(G) (at 370 Km) 

λ ≡ geomag polar angle wrt magn equator 

A presença Geomagnetic do campo Cutoffmagnético 

terrestre minimal tem particle o efeito Rigidity de (R blindar = a 

Terra contra os Raios Cósmicos de 

baixa energia 

Pc 

ze 

anear earth point 

Rc = 

60 GV 

O número 1+ de raios cósmicos que 

chegam à Terra aumenta com a 

latitude (linhas de campo 

afundam-se na Terra) 

h 

2 

R E 

East-West assymetry 

maximal in magnetic equator 

cos 4 λ 

)to reach 

(1 + cosα cos 3 λ) 1/ 2 +1 2 

Assimetria Este-Oeste é máxima 

no equador 



Rigidity Cut [GV] 

60 

55 

50 

45 

40 

35 

30 

25 

20 

15 

10 

5 

0 

Rig Cutoff (alt = 370Km) 

l = 0 deg (eq.) 

l = 30 deg 

l = 51.6 deg 

0 30 60 90 120 150 180 

a (east−west angle) [deg]

Rigidez magnética mínima 



Variação com a latitude 

Referência: Compton and Turner, Phys. Rev. 52 (1937) 

1937 - Obervações feitas a bordo do 

barco que fazia a ligação Vancouver- 

Sidney (Pacífico) 



each 

AMS em órbita 

400 km de altitude 



82

Observar acontecimentos… 


83

each 

Efeito do campo magnético da Terra 



84

Saber mais sobre 

raios cósmicos: 

-http://www.lip.pt/~amswww/ 

-http://www.spaceweather.com/ 

-http://helios.gsfc.nasa.gov/cosmic.html 

-http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/kn 

ow_l1/cosmic_rays.htm 

11

Raios Cósmicos: um enigma com 100 anos... (pdf)

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