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