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A Importância do estudo dos Raios Cósmicos: O método de detecção do Observatório Pierre Auger

(The importance of the study of the Cosmic Rays: The Pierre Auger Observatory detection method)

Sérgio Antônio Leitão do Vale1, Claudio Manuel Gomes de Sousa2 1Curso de Física - Universidade Católica de Brasília 2Curso de Física – Universidade Católica de Brasília

O presente trabalho destaca a importância do estudo dos raios cósmicos. A origem dos raios cósmicos ultra energéticos permanece desconhecida, porém nas últimas décadas esse campo de estudo tem evoluído consideravelmente gerando contribuições diversas para o desenvolvimento da Física de Partículas. Esse trabalho aborda a evolução histórica desse campo de pesquisa, a importância e as descobertas proporcionadas para a física de partículas, até chegar ao método de detecção utilizado hoje pelo Observatório Pierre Auger e sua importância para essa pesquisa. Palavras-chave: Raios Cósmicos, Física de Partículas, Observatório Pierre Auger. This paper shows the importance of the study of the Cosmic Rays. The origin of ultra-energetic cosmic rays still unknown, however this field of study has been developing considerably over the last few decades generating several contributions to the development of the Particle Physics. This study discusses the historical development of this research field reaching into the detection method used today by the Pierre Auger Observatory. Keywords: Cosmic Rays, Particle Physics, Pierre Auger Observatory 1. Introdução

Raios cósmicos chegam à superfície terrestre a todo o momento,

provenientes de todas as direções do espaço sendo os mais comuns, advindos

da explosão de estrelas ou de nebulosas. Porém, há uma classe de raios

cósmicos bem menos comum. Esses raios possuem uma quantidade de

energia elevada, mais de 108eV, são os raios ultra energéticos. A natureza

desses raios, ultra energéticos, ainda não é completamente conhecida.

Compreender a origem e a formação desses raios pode trazer grandes

contribuições para a Física no campo de partículas elementares e do

mecanismo de aceleração de partículas ultra energéticas.

O francês Victor Franz Hess foi o primeiro físico a perceber que havia

um intenso fluxo de radiação proveniente do espaço que alcançava a superfície

terrestre, essa descoberta lhe rendeu o prêmio Nobel de 1936.

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Na época, sabia-se que a leitura de um contador Geiger sofria influência

dos isótopos radioativos oriundos do interior da Terra. Hess, então, realizou um

experimento, no qual testou o contador Geiger em pontos de maior altitude.

Subindo a torre Eiffel ele percebeu que a medida em que a altitude aumentava

o contador diminuía a contagem. Quando Hess levou o contador Geiger a

grandes altitudes, em um balão que voou a 5 mil metros da superfície, ele

notou que o contador aumentava a contagem, o contrário do que se esperava.

Descartada a hipótese de influência dos isótopos do interior da crosta terrestre,

Hess deduziu que essa radiação vinha da alta atmosfera, começava assim o

estudo dos raios cósmicos.

No princípio dos estudos sobre esse tipo de radiação, havia três

métodos de detecção: A utilizada por Hess por meio de um contador Geiger,

mas havia ainda métodos como o da câmara de ionização e o da câmara de

nuvens ou câmara de Wilson.

Um dos momentos mais importantes sobre a detecção dos raios

cósmicos ocorreu nas pesquisas do físico brasileiro Cesare Mansueto Giulio

Lattes, mais conhecido como Cesar Lattes. Lattes dedicou a principal linha de

suas pesquisas, entre 1947 a 1948, a um laboratório montado a 5.000 metros

de altura nos Andes da Bolívia empregando chapas fotográficas para registrar

os raios cósmicos. Nesta pesquisa, dirigida por Cecil Frank Powell, Lattes

melhorou a emulsão nuclear usada por Powell e realizou uma grande

descoberta experimental, uma nova partícula atômica, o méson-pi (Figura 1),

ou píon. Observou-se também que tal partícula se desintegrava em outro tipo,

o méson mu, múon. (CENTRO BRASILEIRO DE PESQUISAS FÍSICA)

Figura 1: Méson pi registrado em uma chapa fotográfica de emulsão nuclear, a linha de segmento horizontal é a trajetória da partícula e o

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formato de estrela (o momento que ela se desintegra), no final da trajetória a esquerda é o que caracteriza a partícula. (ANDRADE,1998)

Até então, a detecção de raios cósmicos era feita utilizando-se o

medidor Geiger, que apenas mostrava um sinal quando uma partícula o

atravessava. Já na década de 60, Pierre Auger descobriu os chuveiros

atmosféricos. Esse fenômeno é formado por partículas primárias que colidem

com os átomos presentes na atmosfera formando uma colisão em cadeia que

chega até a superfície terrestre.

Devido à grande complexidade para a reprodução in natura da

passagem de um raio cósmico na atmosfera, o estudo desse fenômeno baseia-

se, majoritariamente, em simulações computacionais. Para realização desse

tipo de simulação necessita-se, além de um conhecimento aprofundado da

Física de Partículas, uma modelagem eficaz da atmosfera, assim como

conhecimento sobre outros componentes que realizam contribuições relevantes

na tentativa de reprodução do fenômeno. (OLIVEIRA, 2007)

Hoje o Observatório Pierre Auger, localizado na província de Mendoza

na Argentina, é um dos maiores centros de estudo de raios cósmicos ultra

energéticos do mundo.

O presente trabalho abordará os métodos de detecção de raios

cósmicos ultra energéticos utilizados no instituto Pierre Auger e a importância

do estudo desses raios para o desenvolvimento da Física de Partículas.

2. Raios Cósmicos ultra energéticos Atualmente os raios cósmicos ultra energéticos tem sido um grande

enigma para os pesquisadores. A energia desses raios é da ordem de 108 eV a

1020 eV ou mais, essa energia é tão alta para uma partícula que nem o

acelerador de partículas mais potente construído pelo homem consegue igualá-

la. O fluxo dessas partículas é de 1 km2por ano, ou seja, são raras em

comparação aos raios cósmicos de baixa energia que a todo momento estão

cruzando nossa atmosfera. Outra característica, ainda desconhecida, desses

raios ultra energéticos é a sua origem, pois quando são detectados identificam-

se diversas trajetórias de origem. O estudo desses raios pode revelar uma

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natureza de forças ainda desconhecidas no Universo ao desvendar o

mecanismo que gera essas partículas ultra energéticas.

2.1. Chuveiros atmosféricos Quando um raio cósmico alcança a atmosfera terrestre ele interage

com os átomos presentes no ar formando o que se chama chuveiros

atmosféricos.

Essa interação é de natureza nuclear. Quando um raio cósmico colide

com o núcleo dos átomos, da alta atmosfera, acontece a desintegração desse

núcleo em diversas partículas e fótons de energia menor do que a energia

original da partícula primaria, vinda do espaço exterior. As partículas que foram

separadas com a colisão continuam com o processo de colisão até que percam

a energia encerrando o fenômeno, que pode chegar ate o solo terrestre. Esse

evento ocasiona colisões múltiplas de núcleos e partículas elementares

gerando partículas secundárias. As partículas secundárias originadas de raios

cósmicos ultra energéticos chegam até o solo terrestre.

Se a energia da partícula primária é muito alta (maior que 1014eV), a

cascata nuclear é acompanhada por avalanches de cascatas de elétrons e

fótons, formando os chuveiros extensos aéreos. O estudo detalhado dos

chuveiros permite determinar a energia das partículas primárias que o geraram,

o fator de multiplicidade média de geração de partículas, o momento

transversal das partículas geradas, entre outras grandezas de interesse para a

Física das Partículas Elementares. (GUIMARÃES, 2008)

Um Chuveiro Atmosférico Extenso (CAE) é uma cascata de partículas

originadas pela interação de um único raio cósmico de alta energia ocorrido

próximo ao topo da atmosfera. Ao colidir com o núcleo atmosférico, o raio

cósmico (que em geral é um próton ou outro núcleo atômico) interage

hadronicamente com o núcleo-alvo produzindo principalmente píons (produção

múltipla de píons) e cedendo parte de sua energia no processo. Outros

fragmentos dos núcleos (tanto projétil como alvo) podem também ser emitidos

como produtos de colisão. Na cascata hadrônica são produzidos diversos

bárions e mésons. Eles também podem interagir posteriormente dando origem

a outras sub-cascatas. Os píons desempenham um papel importante no

desenvolvimento da cascata: os píons0 vão dar origem a componente

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eletromagnética e os píons+,- geram a componente muônica dos chuveiros. Os

outros fragmentos da colisão (inclusive o primário) podem vim a interagir mais

profundamente na atmosfera com outros núcleos-alvo gerando novas cascatas

hadrônicas. Na Figura 2, temos a representação de um chuveiro extenso

separado por componentes onde podemos perceber os principais processos

que ocorre na formação de um CAE, fisicamente as componentes se

superpõem. (OLIVEIRA, 2000)

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Capítulo 1: Chuveiros Atmosféricos Extensos

Um Chuveiro Atmosférico Extenso (CAE) é uma cascata de partículas originada pela interaçãode um único raio cósmico de alta energia ocorrida próxima ao topo da atmosfera. Ao colidir com o núcleoatmosférico, o raio cósmico (que em geral é um próton ou outro núcleo atômico) interage hadronicamentecom o núcleo-alvo produzindo principalmente píons (produção múltipla de píons) e cedendo parte de suaenergia no processo. Outros fragmentos dos núcleos (tanto projétil como alvo) podem também ser emitidoscomo produtos da colisão. Na cascata hadrônica são produzidos diversos bárions e mésons. Eles tambémpodem interagir posteriormente dando origem a outras sub-cascatas. Os píons desempenham um papelimportante no desenvolvimento da cascata: os !0 ’s vão dar origem à componente eletromagnética e os !± ’sgeram a componente muônica dos chuveiros. Os outros fragmentos da colisão (inclusive o primário) podemvir a interagir mais profundamente na atmosfera com outros núcleos-alvo gerando novas cascatas hadrônicas.Na figura 5, temos uma representação de um chuveiro extenso separado por componentes onde podemosperceber os principais processos que ocorrem na formação de um CAE, fisicamente as componentes sesuperpõem.

Figura 5: Representação de um CAE, separando-se suas componentes. Os principaisprocessos físicos (Bremsstrahlung, criação de pares, decaimentos) que desenvolvem

o chuveiro estão representados.

Figura 2 – Representação de um CAE, separando-se suas componentes (partículas e interações que compõem o CAE). (OLIVEIRA,2000)

2.1.1 Cascata Hadrônica de um CAE A componente hadrônica é comumente formada por píons carregados

ou kaons provenientes de decaimentos, colisões ou ressonâncias de bárions.

Essa componente forma o eixo do chuveiro, juntamente com outras

componentes. Através do decaimento de píons neutros de partículas eta em

fótons ou em produção de pares criando uma cascata eletromagnética. Píons

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de energias mais baixas e kaons decaem para formar a componente muônica.

(FRACCHIOLLA, 2007)

2.1.2 Componente Muónica A componente muónica é originada pelo decaimento dos píons e kaons

carregados em neutrinos e múons. O número de múons encontrados em um

chuveiro iniciado hadronicamente depende da probabilidade dos píons

decairem antes de interagirem, entretanto é sensível ao conteúdo barionico. Os

neutrinos não contribuem muito, eles não são detectados e não interagem,

porque tem uma seção de choque extremamente pequena. Por outro lado, os

muóns tem um grande tempo de vida por causa do fator da dilatação do

espaço-tempo, portanto eles são capazes de atingir o solo. O numero de

múons que atingem o solo é cerca de 5×108 com energias acima de 1 GeV

para 1020 eV prótons induzidos por chuveiro. Múons com alta energia viajam

mais ou menos em trajetória retilínea, porque sofrem um pequeno

espalhamento, o que faz com cheguem mais rápido ao solo do que os elétrons.

Devido a essas características a componente muónica é muito útil na

reconstrução das frentes do chuveiro (no caso da detecção de telescópio de

superfície).

Os muons de energia mais elevadas são detectados ao nível do mar e

são capazes de fornecer informação acerca dos processos ocorridos

recentemente no desenvolvimento do chuveiro, pois a componente muonica é

acoplada diretamente com a componente hadrônica, logo reflete mais

propriedades dos hádrons iniciais. Portanto, múons podem ser usados para se

estudar a composição química do raio cósmico primário, porque sua

multiplicidade depende do número atômico da partícula primaria.

É uma importante consideração que todos os parâmetros sensíveis para a

composição química do raio cósmico primário dependem da energia primaria, a

profundidade máxima atmosférica depende da multiplicidade dos múons.

Sendo assim, é de grande importância que sejam medidos diretamente.

(FRACCHIOLLA, 2007)

2.1.3 Cascata Eletromagnética de CAE

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A componente eletromagnética é um processo dominante no

desenvolvimento de chuveiros extensivos de ar, porque as outras componentes

terminam antes dela (mais de 1/3 da energia das componentes hadrónicas vem

da evolução da cascata eletromagnética em cada estágio). Cada fóton de alta

energia gera um sub-chuveiro eletromagnético alternando produção de pares e

bremsstrahlung (radiação produzida quando cargas elétricas sofrem

aceleração). Estes processos são repetidos iterativamente, gerando uma

cascata de pares elétron-pósitron e fótons que continuarão até que a energia

dos elétrons secundários atinja um nível crítico, Ec ≈ 80MeV/Z, onde a perda

de ionização é igual a do bremsstrahlung. A cascata eletromagnética dissipa

cerca de 90% da energia da partícula primaria e então o número total de

partículas eletromagnéticas é proporcional a energia do chuveiro.

(FRACCHIOLLA, 2007)

2.1.4 Simulações de CAEs

As simulações são importantes, pois permitem uma melhor

compreensão dos dados obtidos nos observatórios de RCs. O Observatório

Piere Auger utiliza um sistema computacional autônomo para cada telescópio,

tanto os de superfície como os de fluorescência, essa tecnologia permite maior

confiabilidade e precisão na analise dos dados obtidos por cada telescópio,

assunto que será mais bem abordado na Seção 3.3.

Simulações realizadas entre os diferentes tipos de detectores

(detectores de superfície e fluorescência) são necessárias para demonstrar

uma descrição adequada da evolução do Chuveiro Atmosférico Extenso.

Embora os detectores sejam bem equipados para colher dados experimentais

precisos, é necessário o uso da teoria computacional para descrição de um

CAE. A quantidade imensa de partículas envolvidas sugere modelos

estatísticos para a evolução do CAE, esse modelo deve considerar a evolução

das quedas de partículas, as propriedades de transporte na atmosfera,

interações e decaimentos durante a trajetória.

3. Métodos de detecção 3.1. Câmara de Ionização

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A câmara de ionização também é utilizada para a detecção dos raios

cósmicos, ela detecta partículas carregadas energeticamente. Essa câmara

contém gás, líquido ou sólido dependendo da aplicação. No meio utilizado há

dois eletrodos criando um campo elétrico que direciona os elétrons e quando

uma partícula atravessa esse meio retira elétrons dos átomos formando íons.

Os íons induzem corrente entre os eletrodos e essa corrente é detectada pelo

amplificador que produz um sinal visual. (MURRAY, 2004)

3.2. Câmara de Nuvens Câmaras de nuvens, também conhecidas como câmaras de Wilson, têm

como princípio de funcionamento a utilização de gás ou vapor confinado na

câmara sobre uma pressão superior ao ponto de saturação, este ponto de

saturação é que que favorece a fase de transição de vapor para líquido. Esse

fenômeno também é conhecido como “meta-estabilidade”. Quando há uma

perturbação ocorre a condensação do vapor para a forma líquida o que

possibilita o registro fotográfico da trajetória que a partícula deixou na linha de

condensação. A detecção dos raios cósmicos ocorre quando uma partícula

carregada atravessa o gás ou vapor, nesse instante a trajetória da partícula

ionizada gera gotas que ficam em suspenção e podem ser fotografadas por

uma chapa no interior da câmara.(MURRAY, 2004)

3.3. Métodos de detecção do observatório Pierre Auger O Observatório Pierre Auger utiliza dois tipos de detectores de raios

cósmicos ultra energéticos, o telescópio de superfície e o telescópio de

fluorescência. Embora possua dois detectores distintos, o observatório é mais

conhecido por sua detecção híbrida na qual os telescópios de superfície, são

1600 espalhados em uma área de 3.000 km2 e utilizam água. Na figura 3,

abaixo, é destacada os pontos em azul a disposição dos telescópios de

superfície, e as linhas em lilás os quatro prédios dos telescópios de

fluorescência.

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2.1 Detectores de Superfıcie 83

Figura 2.1: Disposicao dos detectores de radiacao Cherenkov (pontos azuis) no sıtio

sul do observatorio Auger, quando este estiver completo. Sao mostrados tambem as

posicoes dos 4 edifıcios de fluorescencia em torno da area ocupada pelo SD. Figura

retirada de [108].

Figura 3 - Disposição dos telescópios. Os pontos em azul são os telescópios de

superfície e os quatro pontos onde se encontram as linhas em lilás, são os

telescópios de fluorescência. (SIFFERT, 2008)

Os telescópios de fluorescência são utilizados em menor quantidade. Há

apenas 24 deles. Esse tipo de telescópio tem um ótimo funcionamento em

noites de céu limpo e sem luz do luar, enquanto os telescópios de superfície

funcionam a todo momento. Mesmo em menor quantidade os telescópios de

fluorescência têm grande importância, eles obtêm dados de raios de ate 15.000

metros de altitude. Esses dados são cruzados com os dados dos chuveiros de

partículas obtidos pelos telescópios de superfície. Para entender melhor os

observatórios e seus métodos de detecção é preciso conhecer a descrição

técnica dos dois telescópios e a forma como trabalham e elaboram a trajetória

e energia das partículas que formam o chuveiro atmosférico.

3.3.1. Telescópio de Superfície (telescópio híbrido) O Telescópio de Superfície utiliza os princípios do tanque de Cherenkov.

Quando uma partícula carregada atravessa um material com velocidade maior

10

que a velocidade da luz no material (c/n), ocorre a emissão de radiação de

Cherenkov (radiação na região do ultra violeta ou do azul). O ângulo de

emissão dessa radiação depende da velocidade da luz no material e da

velocidade da partícula da seguinte maneira:

c/n

cos θ =c

vn=

1

βn, β >

1

n.

1015

γ2

No caso do Observatório Pierre Auger essa radiação é produzida na

água e coletada por fotomultiplicadores. (LAGO, 2007)

No Observatório Pierre Auger - OPA esses tanques são feitos de

polietileno em formato cilíndrico. Com 1,2 m de altura e 10 m2 de base, esses

tanques armazenam 12.000 litros de água de pureza elevada em seu interior. A

estrutura do tanque é opaca à luz externa, e o interior do tanque é revestido por

Tyvek, um material de alta refletividade de luz UV.

Quando as partículas de alta energia de um chuveiro atmosférico

extenso atravessam o tanque a uma velocidade próxima ou maior que a da luz

na água de dentro do tanque há a emissão de luz UV produzida pelos múons e

elétrons que se chocam com as moléculas de água, esse é exatamente o

princípio de detecção de radiação de Cherenkov. Os fotomultiplicadores

presentes no interior do tanque são os detectores de luz UV e ao detectar os

fótons UV formados pelos raios cósmicos convertem essa radiação

eletromagnética em sinais elétricos e os envia para a central de dados.

No OPA os telescópios trabalham de forma independente, cada um

possui tecnologia inovadora e autônoma, são equipados de painéis solares,

baterias especiais e GPS, para a precisão no momento da detecção de

bilionésimos de segundos, possui também antena telefônica para enviar os

dados obtido para a central de controle computacional e de elaboração de

dados dos chuveiros atmosféricos.

11

3.2 Detector de superfıcie 44

3.2.1 Estacao autonoma de deteccao

Uma estacao de deteccao (figura 3.4), e constituıda por um tanque de polietileno que

possui formato cilındrico, onde estao contidos 12000 litros de agua de pureza elevada,

que ficam armazenados em uma bolsa de Tyvek. As paredes do tanque de polietileno,

de espessura 12.7 mm, sao opacas a luz externa. O filme de Tyvek, que se encontra na

parte interior da bolsa que armazena a agua, e um meterial de alta refletividade na regiao

UV de maneira difusa. Essa bolsa de Tyvek contem tres janelas transparentes, que ser-

vem de conexao optica para os tubos fotomultiplicadores, responsaveis pela deteccao da

radiacao Cherenkov produzida dentro do tanque, pelas partıculas do chuveiro atmosferico.

A orientacao dos tubos fotomultiplicadores e simetrica na estacao, ou seja, o angulo entre

os tubos fotomutliplicadores e de 120 graus.

A eletronica do detector esta localizada numa caixa especial, do lado de fora do

tanque, e se comunica com a estacao central por um radio WLAN, operando na banda

de 915 MHz. O fornecimento de potencia para as estacoes e realizado por paineis solares

e baterias especiais. A sincronizacao temporal dos tanques esta baseado no sistema GPS

(Global Positioning System), que prove uma capacidade de alinhamento com a precisao

de cerca de 10 ns.

Figura 3.4: Representacao de uma estacao autonoma de deteccao.

Figura 4 – Representação do esquema de funcionamento do tanque de detecção.

(OLIVEIRA, 2007)

O OPA é referencia na detecção de raios cósmicos, pois para obter

dados precisos é necessário um sistema de calibração para ajustar os

telescópios de superfície. A calibração é baseada três ajustes. Estas

quantidades são: o deslocamento temporal; do GPS (GPSOffset), a relação

diodo/anodo e o sinal dos fotomultiplicadores.

O sistema temporal do GPS é ajustado usando um par de estações,

denominadas Carmem e Miranda (figura 5), essas estações estão separadas

numa distancia de 10m, e possuem uma taxa de coincidência na ativação de

1000 vezes maior que os outros pares de estações. A coincidência da ativação

de detectores próximos é que determina a detecção de um chuveiro

atmosférico extenso.

3.3 Calibracao 48

menores, observa-se um sensıvel aumento no fluxo de partıculas, como pode ser visto na

figura 1.2.

Figura 3.5: Estacoes Carmem e Miranda, utilizadas para a calibracao do detector de su-

perfıcie. No fundo da imagem esta o telescopio de fluorescencia de Los Leones.

Os outros dois elementos fundamentais da calibracao estao fortemente correlaciona-

dos com os muons atmosfericos. Essas partıculas constituem a base principal da cadeia de

calibracao, uma vez que eles sao a componente principal de um ruıdo de fundo muito bem

conhecido. O sinal deixado por estas partıculas e diretamente proporcional ao caminho

percorrido no interior dos tanques de superfıcie, fazendo que seja razoavel determinar que

o sinal obtido pelo detector, durante a aquisicao de dados de um evento verdadeiro, seja

determinada em funcao desse ruıdo bem conhecido. A passagem de um muon atmosferico

Figura 5: Estações Carmem e Miranda, utilizadas para a calibração dos

detectores de superfície. (OLIVEIRA, 2007)

12

Os outros dois elementos fundamentais da calibração estão fortemente

correlacionados com os múons atmosféricos. Essas partículas constituem a

base principal da cadeia de calibração, uma vez que eles são a componente

principal de um ruído de fundo muito bem conhecido. O sinal deixado por estas

partículas é diretamente proporcional ao caminho percorrido no interior dos

tanques de superfície, fazendo que seja razoável determinar que o sinal obtido

pelo detector, durante a aquisição de dados de um evento verdadeiro, seja

determinada em função desse ruído bem conhecido. A passagem de um múon

atmosférico dentro de um detector de superfície deixa um sinal característico

nos tubos fotomultiplicadores. A posição do pico está correlacionada com a

energia média depositada por um múon vertical e central. Um procedimento de

calibração desenvolvido localiza o pico devido a passagem de múons e o

descreve em unidades.

Para realizar a calibração dos tubos fotomultiplicadores, primeiramente o

ganho de cada tubo em uma estação é ajustado, de forma tal que os tubos

apresentem o mesmo valor medido, em média, acima de um determinado

limiar. Posteriormente, o monitoramento do ajuste dos ganhos é incluso na

tomada de dados.

Na figura 6, temos a imagem do software do OPA, quanto registra dados

de um CAE, obtidos pelos telescópios de superfície.

13

Figura 6: Exemplo da detecção de um CAE típico realizado pelos detectores de

superfície. A imagem possui três regiões principais. Na primeira (canto superior

esquerdo) têm-se duas listas. Uma delas (esquerda) com todas as estações

ativas do evento e outra (direita) com a lista das estacoes que sobreviveram ao

teste de agrupamento. Na segunda região (canto inferior esquerdo) tem-se uma

imagem do evento dentro do observatório, os pontos verdes e amarelos são as

estações atingidas pelo CAE e o ponto com um x é uma estação que detectou,

mas não passou no teste de agrupamento. Na terceira região (lado direito da

figura) tem-se o ajuste da distribuição lateral e informações sobre o chuveiro:

hora, data, coordenadas cardiais, tempo de duração, angulo, raio, dados da

componente muônica, e a energia do evento. (OLIVEIRA, 2007)

3.3 Calibracao 52

Todos os eventos podem ser reconstruıdos atraves de um conjunto de bibliotecas de-

senvolvidas em C++ e visualizadas atraves do event display que se encontra disponıvel

no codigo da biblioteca. Na figura 3.7 exemplifica-se a exibicao de um evento tıpico do

observatorio Auger.

Figura 3.7: Exemplo de evento tıpico do detector de superfıcie. Note que a imagem

possui tres regioes principais. Na primeira (canto superior esquerdo) tem-se duas listas.

Uma delas (esquerda) com todas as estacoes ativas do evento e outra (direita) com a lista

das estacoes que sobreviveram ao teste de agrupamento. Na segunda regiao (canto inferior

esquerdo) tem-se uma imagem do evento dentro do observatorio. Na terceira regiao (lado

direito da figura) tem-se o ajuste da distribuicao lateral e informacoes sobre o chuveiro.

14

3.1.2 Telescópios de Fluorescência

3.4 Detector de fluorescencia 55

de uma regiao de 30.0ox 28.6

ono ceu (azimultal x elevacao) e estao elevados 15

oem

relacao a horizontal. Na entrada de cada baia, estao contidos diafragmas de 1.70 m de

diametro, direcionados para o centro de curvatura dos espelhos esfericos, para definir a

abertura optica, assim como filtros UV que promovem a reducao da luz de fundo nao

desejada. Com o intuito de reduzir a aberracao esferica, a optica utilizada na construcao

dos detectores e a de Schmitd.

Figura 3.9: Predio de fluorescencia de Los Leones, um dos predios de deteccao de fluo-

rescencia do observatorio. Note que podem ser vistos na figura cinco portas das seis que

protegem as baias, individuamente, no predio.

Cada telescopio observa a sua regiao do ceu atraves de uma camera, composta de

440 pequenos tubos fotomultiplicadores que observam uma regiao de 1.5ox 1.5

o. Por

uma questao de portabilidade, os tubos fotomultiplicadores nao estao observando o ceu

diretamente. A observacao procede de maneira indireta, atraves da reflexao de toda luz

em espelhos esfericos de 3.4 metros de raio. Os espelhos sao construıdos atraves de

segmentos menores, de forma hexagonal ou quadrada, que possuem espessura de 1.8

cm. Os espelhos sao considerados adequados em seu processo de fabricacao, quando

Figura 7: Prédio onde se encontram seis telescópios de fluorescência. No

Observatório ha quatro prédios como este circundando a área onde estão

espalhados os telescópios de superfície. (OLIVEIRA, 2007)

A detecção de fluorescência é composta por quatro prédios (estações),

em cada prédio estão instalados seis telescópios de fluorescência, no total o

observatório possui vinte quatro telescópios de fluorescência . Os prédios onde

se encontram os telescópios de fluorescência estão na periferia dos detectores

de superfície, aproximadamente em cada um dos pontos cardeais, focalizados

para cada ponto cardeal diametralmente oposto. A figura 3 exibe a localização

de cada prédio através dos pontos de onde partem o seguimento de reta em

lilás, percebe-se que são seis linhas verdes, em cada ponto, esse segmentos

são para onde os telescópios estão aproximadamente focalizados, assim eles

cobrem toda a área dos telescópios de superfície.

Os telescópios de fluorescência são muitos sensíveis à luz; eles são

capazes de detectar uma lâmpada de 4 Watts a 15km na alta atmosfera. Por

conta da alta sensibilidade, esse tipo de telescópio só pode operar nas noites

em que a luminosidade refletida pela lua, não possam interferir na detecção.

Outro fator relevante é a qualidade do ar e o clima da região.

O local onde o observatório está instalado, na Argentina, buscou atender

a esse requisito e ainda à condição de baixa formação de nuvens. Na figura

abaixo podemos ver o esquema de um telescópio de fluorescência.

15

2.2 Detectores de Fluorescencia 93

(a) Edifıcio de fluorescencia Los Leones.

(b) Elementos componentes de um telescopio de fluorescencia.

Figura 2.5: Detectores de fluorescencia. Em 2.5(a), vemos o edifıcio Los Leones por

fora. Como a foto foi tirada durante o dia, as janelas estao fechadas para proteger os

telescopios da luz externa. Em 2.5(b) vemos a disposicao da camera e do espelho de

um telescopio em frente a janela. Figuras retiradas de [124].

sistematica total na determinacao das constantes de calibracao e de 7, 5%.

Alem das calibracoes absolutas, tres calibracoes relativas sao realizadas todas as

Figura 10: Telescópio de fluorescência do Observatório Auger. (SIFFERT,

2008)

Os prédios onde estão instalados os telescópios de fluorescência podem

ser operados individualmente, sendo assim ficam responsáveis por sua própria

cobertura de região 30.0o x 28,6o no céu (azimultal x elevação), esta é a

abertura de cada telescópio. E estão elevados a 15 graus em relação ao

horizonte. Na entrada de cada baia, estão contidos diafragmas de 1,70 m de

diâmetro, direcionados para o centro de curvatura dos espelhos esféricos, para

definir a abertura ótica, assim como filtros UV, que evitam a absorção de luz de

fundo não desejada.

3.4 Detector de fluorescencia 56

refletem 90% da luz injetada no centro de curvatura dentro de um cırculo de raio de

5cm. A camera e concentrica com o espelho e possui raio de curvatura de 1743 mm. Os

tubos fotomultiplicadores estao arranjados em 20 colunas e 22 linhas. Como os tubos

fotomultiplicadores (Photonis XP3062) possuem os catodos alocados em encaixes com

formato hexagonal, a necessidade de disposicao de coletores de luz entre os tubos se faz

necessaria para que a perda de luz coletada devido as zonas mortas seja reduzida.

Os coletores de luz, apresentados na figura 3.10, sao feitos de plastico cobertos por

uma fina camada de Mylar1, uma filme de poliester muito resistente. Pode-se observar,

por intermedio da figura 3.11, a sensıvel melhora na coleta dos fotons que caem nas

regioes intermediarias entre dois tubos fotomultiplicadores, quando os coletores de luz

sao posicionados entre os mesmos.

Figura 3.10: Arranjo esquematico de seis coletores de luz (Mercedes), em torno de uma

locacao de um dos tubos fotomultiplicadores dos detectores de fluorescencia.

Na figura 3.12 esta exemplificada a constituicao de uma camera. Todas as partes

moveis do sistema sao ajustadas atraves de um sistema laser, promovendo um erro maximo

de 0.1o.

1Mylar e uma marca registrada da DuPont

Figura 11: a esquerda imagem do arranjo dos 440 fotomultiplicadores de

um detector de fluorescência, ao lado direito arranjo esquemático de seis

16

coletores de luz (Mercedes), em torno de uma locação de um dos tubos

fotomultiplicadores dos detectores. (OLIVEIRA, 2007)

Cada telescópio observa através de uma câmara, composta de 440

tubos de fotomultiplicadores(figura 11) que observam uma região de 1,5o x

1,50o. Por uma questão de probabilidade, os tubos fotomultiplicadores não

estão diretamente observando o céu. A observação, primeiro atravessa

espelhos esféricos de 3,4m de raio. Os espelhos são construídos de

segmentos menores, de forma hexagonal ou quadrada e com espessura de

1.8cm. Esses espelhos refletem até 90% da luz injetada no centro de curvatura

de um circulo de raio de 5 cm. A câmara é concêntrica com o espelho e possui

raio de curvatura de 1743mm. Os tubos fotomultiplicadores estão arranjados

em 20 colunas e 22 linhas.

Com os tubos fotomultiplicadores (Photonis XP3062) há a necessidade

de disposição de coletores (figura 11) de luz, para evitar a perda de luz em

regiões mortas do arranjo.

Quando um CAE atravessa a atmosfera, a colisão das partículas e

interações geram fótons UV, que marcam uma trajetória na atmosfera o

telescópio de fluorescência captura os fótons UV, formados na alta atmosfera e

essa trajetória é marcada nos tubos fotomultiplicadores agrupados, que só

reconhecem o CAE, quando uma matriz de 5 x 5 de tubos - Figura 12, de

fotomultiplicadores são ativados com a detecção. (ANDRADE, 1998)

3.4 Detector de fluorescencia 58

3.4.2 Sistema de decisao

A eletronica de front-end dos detectores de fluorescencia e estruturada modularmente,

atendendo a uma coluna de tubos fotomultiplicadores. A procura por sinais nos mesmos

e realizada a uma frequencia de 10MHz. O primeiro nıvel de disparo das fotomultiplica-

doras e caracterizado, quando o sinal integrado dentro de uma janela de 20µs, e maior do

que um nıvel fundamental pre-ajustado. Apos o primeiro nıvel do sistema de decisao, a

eletronica disposta no detector realiza a busca de padroes compatıveis com a geometria de

um chuveiro atmosferico nos tubos fotomultiplicadores. Esta analise e realizada atraves

da busca de tracos dentro de uma matriz 5x5. Os possıveis padroes sao em numero total

de 108. Na figura 3.13 estao exemplificados os cinco tipos basicos de padroes que podem

ser encontrados.

Figura 3.13: Padroes basicos de tubos fotomultiplicadores ativos para o segundo nıvel de

sistema de decisao do detector de fluorescencia.

3.4.3 Monitoramento e calibracao

Uma vez que a eletronica dos tubos fotomultiplicadores e otimizada, com relacao a sen-

sibilidade para pulsos curtos de luz, a necessidade de uma determinacao eficaz da luz de

fundo se faz necessaria, uma vez que o excesso de luz sobre os tubos fotomultiplicadores

pode ocasionar a destruicao ou envelhecimento precoce dos mesmos. Tambem existe a

necessidade de um monitoramento eficaz da atmosfera, para uma reconstrucao adequada.

Figura 12: padrões básicos de tubos fotomultiplicadores ativos para o decisão

do software.(OLIVEIRA, 2007)

Para ter um alto nível de confiabilidade nos dados obtidos pelo

telescópio de fluorescência são necessários os sistemas de monitoramento da

atmosfera e o de calibração. O monitoramento e realizado pelo sistema LIDAR

17

– figura 13 - (Light Detection And Ranging) são estruturas construídas para a

realização de um monitoramento detalhado da atmosfera, incluindo a

possibilidade de detecção de nuvens, através de espalhamento reverso de luz

proveniente de lasers.

3.4 Detector de fluorescencia 61

tem sido a realizacao de disparos nos momentos subsequentes a deteccao de um chuveiro

de fluorescencia, permitindo um levantamento mais detalhado da atenuacao da atmosfera.

Figura 3.16: Sistema de LIDAR do Observatorio Auger. A estrutura de protecao e arma-

zenamento do sistema esta exibido na figura da esquerda. O sistemas de espelhos e lasers,

elementos do sistema, estao exibidos na figura da direita.

Figura 3.17: Exemplo de resultado de escaneamento de um LIDAR. Note que uma nuvem

foi detectada na altitude 5km.

3.4 Detector de fluorescencia 61

tem sido a realizacao de disparos nos momentos subsequentes a deteccao de um chuveiro

de fluorescencia, permitindo um levantamento mais detalhado da atenuacao da atmosfera.

Figura 3.16: Sistema de LIDAR do Observatorio Auger. A estrutura de protecao e arma-

zenamento do sistema esta exibido na figura da esquerda. O sistemas de espelhos e lasers,

elementos do sistema, estao exibidos na figura da direita.

Figura 3.17: Exemplo de resultado de escaneamento de um LIDAR. Note que uma nuvem

foi detectada na altitude 5km.

Figura 13: A direita o sistema LIDAR e a esquerda a imagem do monitoramento

percebe-se que na altura 5000, há a presenta de nuvens(mancha vermelha).

(OLIVEIRA, 2007)

A calibração é realizada pelo CLF - figura 14- (Central Laser Facility) é

composto de um laser potente (50 mJ e1064nm, 5.5mJ e 355nm) que emite luz

na faixa de 355nm em qualquer direção. A luz que é espalhada do laser é

similar a quantidade de luz proveniente de um chuveiro atmosférico de energia

1019,5 eV. Quando se realiza a calibração o laser é emitido na atmosfera e os

tubos fotomultiplicadores dos telescópios de fluorescência devem ser ativados

na mesma trajetória projetada pelo laser. (OLIVEIRA, 2007)

3.4 Detector de fluorescencia 60

posicao central do observatorio (CLF) e a segunda (LIDAR) vislumbra a construcao de

pequenas estacoes de monitoramento em cada telescopio de fluorescencia.

O CLF (Central Laser Facility, figura 3.15) foi concebido para realizar as estimativas

de atenuacao de luz na atmosfera em cada tubo. Como sua localizacao e bem conhecida

e devido a proximidade e conectividade com um dos detectores de superfıcie (Celeste),

testes de compatibilidade de temporizacao entre eventos SD (Detector de Superfıcie) e

FD (Detector de Fluorescencia) em uma deteccao hıbrida podem ser realizados. O CLF

e composto de um laser potente (50 mJ@1064nm, 5.5mJ@355nm - aproximadamente 10

vezes mais potente que um apontador laser) que emite luz na faixa de 355nm em qualquer

direcao. A luz que e espalhada do laser e similar a quantidade de luz proveniente de um

chuveiro atmosferico de energia 1019.5eV .

Figura 3.15: Central Laser Facility do Observatorio Auger. Atraves de disparos dos

lasers, realiza-se estimativas do comprimento de atenuacao de luz de fluorescencia.

As estacoes de LIDAR (LIght Detection And Ranging, figura 3.16) sao estruturas

construıdas para a realizacao de um monitoramento detalhado da atmosfera, incluindo a

possibilidade de deteccao de nuvens (figura 3.17), atraves de espalhamento reverso de luz

proveniente de lasers. Essas estacoes tambem podem ser utilizadas em conjunto com os

disparos realizados pelo CLF para a reconstrucao de possıveis chuveiros horizontais. A

principal utilizacao atual do LIDAR, que ainda se encontra em fase de desenvolvimento,

Figura 14 : Central Laser Facility do Observatório Auger. Através de disparos

dos lasers, realiza-se estimativas do comprimento de atenuação de luz de

fluorescência. (OLIVEIRA, 2007)

18

3.5 Reconstrucao Hıbrida 63

Figura 3.18: Event Display do sistema de deteccao de fluorescencia. Na parte superior

tem-se os tubos fotomultiplicadores do telescopio (esquerda) e a representacao dos sinais

dos tubos fotomultiplicadores selecionados (direita). Na parte inferior tem-se um seletor

de telescopios (esquerda), o seletor de eventos (centro) e informacoes sobre os nıveis de

disparo (direita).

possui aproximadamente o mesmo tempo (tempo corrigido para que o sinal chegue nos

telescopios) que um evento de fluorescencia. A combinacao dos dados introduz vınculos

muito importantes no espaco de parametros da reconstrucao geometrica, aumentando sen-

sivelmente a resolucao da estimativa do ponto de impacto (de δcore−sd−3fold = 250m para

δcore−hib = 50m) e da resolucao angular (de δΩ−sd−3fold = 2.2opara δΩ−hib = 0.6o

). Os

eventos hıbridos sao classificados em funcao do numero de tanques ativos na deteccao. A

tabela 3.1 mostra a classificacao dos eventos hıbridos. Os eventos de baixa multiplicidade

(Bronze) sao responsaveis por uma grande melhoria na estimativa dos parametros de fluo-

rescencia. Embora esses eventos nao possuam graus de liberdade em numero suficiente

para a realizacao das estimativas dos parametros provenientes do detector de superfıcie, a

Figura 15: Event Display do sistema de detecção de fluorescência. Na parte

superior tem-se os tubos fotomultiplicadores do telescópio (esquerda) e a

representação dos sinais dos tubos fotomultiplicadores selecionados (direita).

Na parte inferior tem-se um seletor de telescópios (esquerda), o seletor de

eventos (centro) e informações sobre os níveis de disparo (direita).

(OLIVEIRA, 2007)

4. Conclusão A descoberta da radiação cósmica foi muito importante para a física do

século XX. Através dos estudos realizados com a interação dessas partículas

carregadas com átomos presentes em nossa atmosfera foi possível a

descoberta de outras partículas elementares que compõem os átomos, foi o

caso da descoberta de Cesar Lattes. A partir desse momento, a Física

inaugurou um novo campo de estudos, a Física de partículas.

Esse novo campo de estudos proporcionou um grande

desenvolvimento tecnológico ao desvendar partículas elementares e até

eventos primordiais do início do universo. Os aceleradores de partículas se

baseiam no mesmo fenômeno que ocorre com os raios cósmicos, uma

19

partícula acelerada se chocando com outra e se desfragmentando em outras

partículas e radiações elementares.

A tecnologia envolvida na pesquisa de raios cósmicos não parou de

evoluir por ainda haver muito que desvendar nessa área. Os aceleradores de

partículas se baseiam no mesmo fenômeno que ocorre com os raios cósmicos

sabe-se que a fonte desses raios não está em nossa galáxia e identificar a sua

origem com precisão é um grande desafio, pois eles atingem a atmosfera em

vários pontos diferentes.

Nesse sentido, compreender o trabalho realizado no Observatório

Pierre Auger é uma excelente oportunidade para se aprofundar no estudo dos

raios cósmicos e consequentemente da física de partículas. Espera-se que a

tecnologia utilizada nesse centro de pesquisa, com seus dois telescópios de

alta sensibilidade trabalhando em conjunto, possa desvendar a origem dos

raios cósmicos ultra enérgicos e outros enigmas que esse campo de pesquisa

ainda não respondeu.

Referências Bibliográficas ANDRADE, Ana Maria Ribeiro de, Físicos, mésons e política: A dinâmica da ciência na sociedade. São Paulo / Rio de Janeiro: Hucitec / MAST, 1998. Breve Histórico de Cesar Lattes, Centro Brasileiros de Pesquisas Físicas. Disponível em <www.cbpf.br/Staff/Hist_Lat.html>. Acessado em 16 de julho de 2012. ESCOBAR, C. O. ; S.PERSHIN, ; C.R.SHELLARD, ; R.TAVARES, . CLAM - Um monitor de nuvens e aerosóis para o Projeto Pierre Auger. In: XX Encontro Nacional de Física de Partículas e Campos, 1999, São Lourenço. Proceedings do XX Encontro Nacional de Física de Partículas e Campos, 1999. p. 1-1. FAUTH, A.C. et al. Demonstração experimental da dilatação do tempo e da contração do espaço dos múons da radiação cósmica. Rev. Bras. Ensino Fís., São Paulo, v. 29, n. 4, 2007. Disponível em <http://www.scielo.br/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S180611172007000400017&lng=en&nrm=iso>. Acessado em 31 Maio de 2012. FLORIO, Victória. Observatório Pierre Auger Norte só no papel. Cienc. Cult., São Paulo, v. 63, n. 3, July 2011. Disponível em <http://cienciaecultura.bvs.br/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0009-67252011000300008&lng=en&nrm=iso>. Acessado em 03 Junho de 2012.

20

FRACCHIOLLA, Claudia. Estudo da resolução angular do Observatório Pierre Auger. Tese (mestrado) – PUC-RJ/ Departamento de Física/. Rio de Janeiro, 2007. GUIMARÃES, Pedro Viana. Análise da influência da interação primária em chuveiros aéreos estendidos. Tese (mestrado) - UFRJ/ Instituto de Física/ Programa de pós-graduação em Física. Rio de Janeiro: UFRJ/IF, 2008. LAGO, Bruno Lazarotto. Estudo dos raios cósmicos galácticos com o Observatório Pierre Auger. Tese (mestrado) - UFRJ/ Instituto de Física/ Programa de pós-graduação em Física. Rio de Janeiro: UFRJ/IF, 2007. MURRAY, Raymond Leroy, Energia Nuclear: Uma introdução aos conceitos, sistemas e aplicação dos processos nucleares. São Paulo: Hemus, 2004. Edição 2004. OLIVEIRA, Luiz Fernando Araujo. Uma abordagem integrada para a reconstrução dos chuveiros atmosféricos registrados pelo Observatório Pierre Auger. Tese (doutorado) - UFRJ/ Instituto de Física/Rio de Janeiro: UFRJ/IF, 2007. OLIVEIRA, Marcelo Augusto Leigui de. Simulação de chuveiros atmosféricos extensos e métodos de reconstrução de seus parâmetros fundamentais. Tese (Doutorado) - Instituto de Física Gleb Wataghin, Universidade Estadual de Campinas-UNICAMP. Campinas, São Paulo,2000. SIFFERT, Beatriz Blanco, Anisotropia de Raios Cósmicos de Altíssimas Energias no Observatório Pierre Auger. Tese (doutorado) – UFRJ/ Instituto de Física/ Rio de Janeiro UFRJ/IF, 2008.