Publicações

1. Estudo de raios cósmicos galácticos com o Observatório AugerBruno Lazarotto Lago(Bolsista - CNPq)IF-UFRJ

2. Publicações • B. L. Lago, A. Letessier-Selvon, J. R. T. de Mello, GAP-2006-102; • B. L. Lago, A. Letessier-Selvon, E. M. Santos, J. R. T. de Mello, GAP-2007-061. • J. Abraham et al. para a Colaboração Auger, Astrop. Phys. 27, 244 (2007) [arXiv:astro-ph/0607382]; • J. Abraham et al. para a Colaboração Auger, Astrop. Phys. 27, 155 (2007) [arXiv:astro-ph/0606619];

3. Roteiro 1) Raios Cósmicos Ultra Energéticos – UHECR; 2) Detecção de UHECR com o Observatório P. Auger; 3) Estabilidade do detector de superfície do Auger; 4) Raios cósmicos na Via Láctea; 5) Conclusão.

4. Roteiro 1) Raios Cósmicos Ultra Energéticos – UHECR; 2) Detecção de UHECR com o Observatório P. Auger; 3) Estabilidade do detector de superfície do Auger; 4) Raios cósmicos na Via Láctea; 5) Conclusão.

5. Raios Cósmicos • Descoberta: 1912 por V. Hess; • Partículas vindas do meio interestelar interagem com a atmosfera terrestre; • Energias altas (> 1015 eV): chuveiros de partículas secundárias; • Detecção através de chuveiros atmosféricos extensos EAS.

6. O fluxo dos raios cósmicos Lei de potência para mais de 12 ordens de magnitude em E (dN/dE  E-a): E < 4.1015 eV (joelho): a ~ 2.6; 4.1015 < E < 4.1018 eV (tornozelo): a ~ 3.0; 4.1018 < E < 50 EeV : a ~ 2.5. Fluxo muito baixo para energias acima de 1018 eV. Área grande ou tempo longo de aquisição de dados 1 partícula / (m2.s) Joelho 1 partícula / (m2.ano) Tornozelo 1 partícula / (km2.ano) Swordy - U. Chicago Energia (eV)

7. O fluxo dos raios cósmicos • Características: • Joelho: pode estar associado a uma mudança na composição dos raios cósmicos detectados. • Tornozelo*: pode existir devido a uma transição na origem dos raios cósmicos:galácticos => extra-galácticos • Acima de 5.1018 eV: forma do espectro desconhecida... * Dois modelos: D. Allard et al., A&A Letters, 443, 29, astro-ph/0505566 Aloisio et al., 2006, astro-ph/0608219, Astropart. Phys in press

8. O fluxo dos raios cósmicos • Final do espectro: • Efeito GZK: + + np + CMB (1232) o + p • Ep > 5.1019 eV e E ~ 10-4 eV – Limita o fluxo de partículas com energia acima da energia de GZK (5.1019 eV); • Se o efeito GZK não for • observado, podemos ter: • Fontes poderosas na nossa • vizinhança; • Violação de princípios • fundamentais. Cronin (2004)

9. O fluxo dos raios cósmicos • Discordâncias sobre o final do espectro: • Resultado obtido pelos dois experimentos que detectaram os eventos mais energéticos: • AGASA: dados não concordam com o GZK; • HiRes: dados compatíveis com o GZK. HiRes Collaboration (2007)

10. Aceleração dos UHECR • Bottom-Up (lento) • Aceleração por objetos astrofísicos; • Núcleos de galáxias ativos • GRB • Galáxias rádio • etc. • Mecanismo de Fermi:Espectro segundo uma lei de potência da energia. • Top-Down (rápido) • Decaimento de partículas relíquias super-pesadas; • Defeitos topológicos; • etc. • Lei de potência não intuitiva...

11. Ênfase no espectro: • Utilizaremos o espectro do Auger como peso mais adiante; • Além do espectro: • Anisotropia de raios cósmicos; • Física hadrônica; • Física além do Modelo Padrão; • Neutrinos; • etc.

12. Roteiro 1) Raios Cósmicos Ultra Energéticos – UHECR; 2) Detecção de UHECR com o Observatório P. Auger; 3) Estabilidade do detector de superfície do Auger; 4) Raios cósmicos na Via Láctea; 5) Conclusão.

13. O Observatório Pierre Auger • Duas partes: Norte e Sul; • Duas técnicas de detecção: através de radiação Cherenkov e de fluorescência da atmosfera. • Parte Sul: 1600 tanques de detecção Cherenkov (SD) e 24 telescópios para detecção de fluorescência (FD) • 85% do detector de superfície completo; • 24 telescópios em funcionamento.

14. O Detector de Superfície (SD) • Alta estatística (ocupará 3000 km2); • Funciona em tempo integral; • Detecta as partículas que chegam ao solo; • Unidades do SD (SDU): tanques cilíndricos com 12000 litros de água; • Partículas geram radiação Cherenkov ao atravessarem a água do tanque e essa radiação é coletada por PMTs; • Comunicação com o Sistema Central de Aquisição de Dados (CDAS): Rádio-frequência => Autonomia.

15. O Detector de Fluorescência (FD) • Baixa estatística; • Funciona aproximadamente 10% do tempo do SD; • Detecta a passagem da partícula pela atmosfera; • 4 prédios com 6 telescópios cada; • O nitrogênio presente na atmosfera fluoresce devido à passagem do chuveiro atmosférico. A luz de fluorescência é detectada por fotomultiplicadoras. • SD no campo de visão dos telescópios

16. Detector Híbrido (HD) • SD: reconstrução da energia depende de modelos utilizados na calibração. • FD: baixa estatística. • SD + FD: • Calibração do SD utilizando dados do FD não depende de modelos (dentro de 5%); • Um único tanque do SD pode melhorar muito a reconstrução geométrica do FD.

17. Roteiro 1) Raios Cósmicos Ultra Energéticos – UHECR; 2) Detecção de UHECR com o Observatório P. Auger; 3) Estabilidade do detector de superfície do Auger; 4) Raios cósmicos na Via Láctea; 5) Conclusão.

18. Introdução • Aumento do número de eventos detectados: • Preocupação com a qualidade => Monitoração • Informações sobre a situação dos tanques no momento da formação de um evento são relevantes para a monitoração: • Sd_files: arquivos que contêm essas informações na forma de sinalizações T3 (T3 flags); • Acessamos e processamos os dados dos sd_files através de programas em C++, escritos por nós, e bibliotecas do ROOT. • Dados de 1º de Novembro de 2005 a 14 de Maio de 2006 - que corresponde a um período de 195 dias

19. Gatilhos do SD • Gatilhos locais: • T1 standard – para estações próximas do centro do chuveiro; • T1 ToT – para estações mais afastadas; • T2 – Seleciona os T1s que podem ter sido originados por EAS. • T3 – Seleciona os T2s que possuem arranjos compactos; • T4 – Seleciona os T3s que são candidatos a EAS; • T5 – Seleciona os T4s que podem ser reconstruídos com precisão angular e energética conhecida.

20. Sinalizações T3 • Flag 0 – a estação possui dados dentro da janela de tempo do T3; • Flag 1 – o buffer que armazena as informações da estação já havia sido reescrito no momento da requisição do T3; • Flag 2 – a estação não possui dados compatíveis com o T3; • Flag 3 – o tempo do T3 é diferente do tempo local da estação; • Flag 4 – os dados correspondentes a um T3 já foram associados a um outro evento; • Flag 5 – o sistema de aquisição local não está funcionando; • Flag 6 – o CDAS não consegue ler a informação enviada pela estação; • Flag 7 – a estação não respondeu à requisição do T3.

21. Metodologia • ei – número de vezes que um tanque recebeu a sinalização i. • ei /(eo+ e1+ e2+ e3+ e4+ e5+ e6+ e7) está entre 0 e 1 - é a porcentagem de vezes que o tanque recebeu a sinalização ei. • ‘Todos os tanques’ e ‘tanques que participaram de T3s’; Número médio de respostas por dia (cada ponto representa um tanque): Todos os tanques Participaram do T3

22. Todos os tanques Sinalizações atribuídas pelas estações são mais frequentes. Dentre as atribuídas pelas estações, as consistentes com um bom detector são predominantes.

23. Todos os tanques Flag 1 parece estar correlacionada com o número do tanque (“idade”)

24. Todos os tanques Eventos receberam Flag 2 ao invés de Flag 4, como veremos mais a frente. A Flag 5 é rara mas acontece.

25. Todos os tanques Flag 6 é mais frequente para tanques mais novos (id > 600).

26. Tanques que participaram do T3 Flags 4 não são problema e é o que falta nesta figura. Valores altos próximo aos telescópios do FD (Flags 4 foram trocadas por Flags 2).

27. Tanques que participaram do T3 Flags de erro representam 5% no pior dos casos e não apresentam correlação com a idade dos tanques.

28. Tanques que participaram do T3 As Flags 1 e 7 apresentam uma correlação com a distância a Los Leones e a Los Morados. Dentre as Flags de erro, a 7 é a mais frequente.

29. Roteiro 1) Raios Cósmicos Ultra Energéticos – UHECR; 2) Detecção de UHECR com o Observatório P. Auger; 3) Estabilidade do detector de superfície do Auger; 4) Raios cósmicos na Via Láctea; 5) Conclusão.

30. Introdução • Tornozelo do espectro (ankle): • Supostamente: UHECR galácticos => extra-galácticos • Investigar se os dados do Auger apresentam correlação com a estrutura da Galáxia. • Hipótese: taxa de emissão dos UHECR proporcional à luminosidade. • Bulge, anel molecular, braços espirais e disco exponencial. • Prótons sob o efeito do campo magnético galáctico.

31. Densidade de objetos Ref.: Wainscoat et al., The Astrophysical Journal Suppl. Series 83 111 (1992). • Disco exponencial: h = 3.5 Kpc; Rmax = 15 Kpc; Ro = 8.5 Kpc • Bulge: k1= 1.6; R1 = 2.0 Kpc

32. Densidade de objetos • Anel Molecular: r= 0.064 Ro; Rr = 0.45 Ro • Braços espirais: determina a abertura do braço;min e Rmin caracterizam cada um dos cinco braços

33. Luminosidade • Luminosidade no plano galáctico

34. Campo magnético galáctico Ref.: T. Stanev, APJ, Vol. 479:290-295, 1997. • Componente regular (2-D): • Componente randômica (3-D): = 1/tan(p) = -5.67; p = -10o; ro = 10.55 Kpc Bo(r) = 3Ro/r se r >= 4 Kpc e 6.4 micro-gauss se r < 4 Kpc (r,,z) é a densidade de objetos no ponto (r,,z) e máx é a densidade máxima.

35. Campo magnético galáctico • Campo magnético regular no plano galáctico

36. Metodologia • Prótons saindo da Terra: q => -q; • Calcular a luminosidade ao longo da propagação para todas as direções no céu; • Propagar até sair da galáxia. • 0.5 EeV <= E <= 5.7 EeV; • Somar mapas de acordo com o espectro medido pelo Auger; • Mapa da luminosidade no céu => Probabilidade de se detectar um raio cósmico em uma dada direção; • Mapas de excesso para comparar dados e MC.

37. Mapa da luminosidade • Levando em conta a exposição relativa do Auger: Uma pequena mudança na direção inicial de propagação pode resultar em uma grande direfença na luminosidade Logaritmo da luminosidade no céu (0.5 EeV <= E <= 5.7 EeV)

38. Mapas de excesso • |b| < 45o • 106 eventos de MC; Corrigido para efeitos geomagnéticos Dados Preliminares Dados Preliminares

39. Roteiro 1) Raios Cósmicos Ultra Energéticos – UHECR; 2) Detecção de UHECR com o Observatório P. Auger; 3) Estabilidade do detector de superfície do Auger; 4) Raios cósmicos na Via Láctea; 5) Conclusão.

40. Conclusão • Meu trabalho de Mestrado consistiu na monitoração do detector de superfície do Auger e em uma comparação entre os dados do Auger e um modelo para a estrutura da Galáxia. • O Observatório Auger apresentou um bom funcionamento, em média, 95% do tempo; • Problemas relacionados com os números dos tanques e a presença de um antigo bug foram detectados e serão resolvidos; • Os problemas na comunicação estão, provavelmente, relacionados com o sinal de radio. • Os dados do Auger não apresentaram correlação com a estrutura da Galáxia, para o modelo desenvolvido; • Vamos melhorar nosso modelo teórico através da inclusão de processos de aceleração e de perda de energia, bem como da propagação de outros elementos e de uma componente extra-galáctica.

41. Os braços espirais • Equação paramétrica: • Forma da distribuição similar à do disco: • Distância entre (x,y,z) e (xo,yo,zo):

42. - Os braços espirais • Solução: • Equação transcendental => Resolver numericamente; • Método Híbrido.

43. Os braços espirais

44. Exposição e cobertura do Auger • Exposição relativa: • Função com valores entre 0 e 1, análoga à eficiência de um detector; m = o é a latitude do experimento e m = 60o

45. Exposição e cobertura do Auger • Cobertura do Auger Sul: • Determinar, a partir dos dados, a exposição relativa; • Dois métodos: shuffling e semi-analítico; • Shuffling: embaralhar as coordenadas (, , UTC) para gerar novos dados; • Semi-analítico: Ajustar a distribuição em  com uma função conhecida e gerar  e UTC uniformemente.

46. Exposição e cobertura do Auger Ref.: E. Armengaud, J-Ch Hamilton, D. Harari, B. Lazarotto, A Letessier-Selvon, J. T. de Mello Neto, S. Mollerach, E. Roulet, B. Rouillé d’Orfeuil, B. Siffert, P.Sommers, “Coverage maps estimations with SD: comparing Shuffling with Semi-analytical method”, Encontro da Colaboração Auger, Março de 2005, Malargue, Argentina Semi-analítico Shuffling

47. Exposição e cobertura do Auger • Mapas de excesso: • Mapas do sinal/cobertura; • Dados: • A contribuição da cobertura é absorvida.