Raio cósmico - Cosmic ray

Fluxo cósmico versus energia da partícula

Os raios cósmicos são prótons de alta energia e núcleos atômicos que se movem através do espaço quase à velocidade da luz . Eles se originam do Sol , de fora do Sistema Solar em nossa própria galáxia e de galáxias distantes. Após o impacto com a atmosfera da Terra , os raios cósmicos produzem chuvas de partículas secundárias , algumas das quais atingem a superfície ; embora a maior parte seja interceptada pela magnetosfera ou heliosfera .

Os raios cósmicos foram descobertos por Victor Hess em 1912 em experimentos com balões, pelos quais ele ganhou o Prêmio Nobel de Física em 1936 .

A medição direta dos raios cósmicos, especialmente em energias mais baixas, é possível desde o lançamento dos primeiros satélites no final dos anos 1950. Detectores de partículas semelhantes aos usados ​​na física nuclear e de alta energia são usados ​​em satélites e sondas espaciais para pesquisa de raios cósmicos. Dados do Telescópio Espacial Fermi (2013) foram interpretados como evidências de que uma fração significativa dos raios cósmicos primários se originam das explosões de estrelas em supernovas . Com base em observações de neutrinos e raios gama do blazar TXS 0506 + 056 em 2018, núcleos galácticos ativos também parecem produzir raios cósmicos.

Etimologia

O termo raio é um tanto impróprio, já que se acreditava incorretamente que os raios cósmicos eram, em sua maioria, radiação eletromagnética . No uso científico comum, as partículas de alta energia com massa intrínseca são conhecidas como raios "cósmicos", enquanto os fótons , que são quanta de radiação eletromagnética (e, portanto, não têm massa intrínseca) são conhecidos por seus nomes comuns, como raios gama ou X -raios , dependendo de sua energia de fóton .

Composição

Dos raios cósmicos primários, que se originam fora da atmosfera da Terra, cerca de 99% são os núcleos nus de átomos bem conhecidos (despojados de suas camadas de elétrons) e cerca de 1% são elétrons solitários (ou seja, um tipo de partícula beta ). Dos núcleos, cerca de 90% são prótons simples (isto é, núcleos de hidrogênio); 9% são partículas alfa , idênticas aos núcleos de hélio; e 1% são os núcleos de elementos mais pesados, chamados de íons HZE . Essas frações variam muito na faixa de energia dos raios cósmicos. Uma fração muito pequena são partículas estáveis ​​de antimatéria , como pósitrons ou antiprótons . A natureza precisa dessa fração restante é uma área de pesquisa ativa. Uma busca ativa na órbita da Terra por partículas anti-alfa falhou em detectá-las.

Energia

Os raios cósmicos atraem grande interesse na prática, devido aos danos que infligem à microeletrônica e à vida fora da proteção da atmosfera e do campo magnético, e cientificamente, porque as energias dos raios cósmicos de ultra-alta energia mais energéticos se aproximam de 3 × 10 20 eV , cerca de 40 milhões de vezes a energia das partículas aceleradas pelo Grande Colisor de Hádrons . Pode-se mostrar que essas enormes energias podem ser alcançadas por meio do mecanismo centrífugo de aceleração em núcleos galácticos ativos . Em 50 J, os raios cósmicos de energia ultra-alta de mais alta (como a partícula OMG registrada em 1991) têm energias comparáveis ​​à energia cinética de uma bola de beisebol de 90 quilômetros por hora (56 mph). Como resultado dessas descobertas, tem havido interesse em investigar raios cósmicos de energias ainda maiores. A maioria dos raios cósmicos, entretanto, não tem essas energias extremas; a distribuição de energia dos raios cósmicos atinge o pico em 0,3 gigaeletronvolts (4,8 × 10 -11  J).

História

Após a descoberta da radioatividade por Henri Becquerel em 1896, geralmente se acreditava que a eletricidade atmosférica, a ionização do ar , era causada apenas pela radiação de elementos radioativos no solo ou pelos gases radioativos ou isótopos de radônio que eles produziam. As medições das taxas de ionização crescentes em alturas crescentes acima do solo durante a década de 1900 a 1910 podem ser explicadas como devidas à absorção da radiação ionizante pelo ar intermediário.

Descoberta

Pacini faz uma medição em 1910.

Em 1909, Theodor Wulf desenvolveu um eletrômetro , um dispositivo para medir a taxa de produção de íons dentro de um recipiente hermeticamente fechado, e o usou para mostrar níveis mais altos de radiação no topo da Torre Eiffel do que em sua base. No entanto, seu artigo publicado na Physikalische Zeitschrift não foi amplamente aceito. Em 1911, Domenico Pacini observou variações simultâneas da taxa de ionização sobre um lago, sobre o mar e a uma profundidade de 3 metros da superfície. Pacini concluiu, a partir da diminuição da radioatividade subaquática, que uma parte da ionização deve ser devida a outras fontes que não a radioatividade terrestre.

Em 1912, Victor Hess transportou três eletrômetros Wulf de precisão aprimorada a uma altitude de 5.300 metros em um vôo de balão livre . Ele descobriu que a taxa de ionização aumentou aproximadamente quatro vezes em relação à taxa ao nível do solo. Hess descartou o Sol como fonte de radiação ao fazer uma subida de balão durante um eclipse quase total. Com a lua bloqueando grande parte da radiação visível do Sol, Hess ainda mediu a radiação crescente em altitudes crescentes. Ele concluiu que "os resultados das observações parecem mais prováveis ​​de serem explicados pela suposição de que radiação de alto poder de penetração entra de cima em nossa atmosfera." Em 1913–1914, Werner Kolhörster confirmou os resultados anteriores de Victor Hess medindo a taxa de entalpia de ionização aumentada a uma altitude de 9 km.

Aumento da ionização com a altitude medida por Hess em 1912 (esquerda) e por Kolhörster (direita)

Hess recebeu o Prêmio Nobel de Física em 1936 por sua descoberta.

Hess pousa após seu voo de balão em 1912.

Identificação

Bruno Rossi escreveu que:

No final da década de 1920 e início da década de 1930, a técnica de eletroscópios de autorregistro carregados por balões nas camadas mais altas da atmosfera ou afundados a grandes profundidades sob a água foi levada a um grau de perfeição sem precedentes pelo físico alemão Erich Regener e seu grupo. A esses cientistas devemos algumas das medições mais precisas já feitas da ionização de raios cósmicos em função da altitude e da profundidade.

Ernest Rutherford afirmou em 1931 que "graças aos excelentes experimentos do Professor Millikan e aos experimentos ainda mais abrangentes do Professor Regener, temos agora, pela primeira vez, uma curva de absorção dessas radiações na água que podemos confiar com segurança sobre".

Na década de 1920, o termo raios cósmicos foi cunhado por Robert Millikan, que fez medições de ionização devido aos raios cósmicos desde as profundezas da água até grandes altitudes e ao redor do globo. Millikan acreditava que suas medições provavam que os raios cósmicos primários eram raios gama; ou seja, fótons energéticos. E ele propôs a teoria de que eles eram produzidos no espaço interestelar como subprodutos da fusão dos átomos de hidrogênio nos elementos mais pesados, e que os elétrons secundários eram produzidos na atmosfera pelo espalhamento Compton de raios gama. Mas então, navegando de Java para a Holanda em 1927, Jacob Clay encontrou evidências, posteriormente confirmadas em muitos experimentos, de que a intensidade dos raios cósmicos aumenta dos trópicos para latitudes médias, o que indicava que os raios cósmicos primários são desviados pelo campo geomagnético e devem, portanto, ser partículas carregadas, não fótons. Em 1929, Bothe e Kolhörster descobriram partículas carregadas de raios cósmicos que podiam penetrar 4,1 cm de ouro. Partículas carregadas de tão alta energia não poderiam ser produzidas por fótons do processo de fusão interestelar proposto por Millikan.

Em 1930, Bruno Rossi previu uma diferença entre as intensidades dos raios cósmicos vindos do leste e do oeste que depende da carga das partículas primárias - o chamado "efeito leste-oeste". Três experimentos independentes descobriram que a intensidade é, de fato, maior no oeste, provando que a maioria dos primários são positivos. Durante os anos de 1930 a 1945, uma ampla variedade de investigações confirmou que os raios cósmicos primários são principalmente prótons, e a radiação secundária produzida na atmosfera é principalmente de elétrons, fótons e múons . Em 1948, observações com emulsões nucleares transportadas por balões para perto do topo da atmosfera mostraram que aproximadamente 10% dos primários são núcleos de hélio ( partículas alfa ) e 1% são núcleos mais pesados ​​de elementos como carbono, ferro e chumbo.

Durante um teste de seu equipamento para medir o efeito leste-oeste, Rossi observou que a taxa de descargas quase simultâneas de dois contadores Geiger amplamente separados era maior do que a taxa acidental esperada. Em seu relato sobre o experimento, Rossi escreveu "... parece que de vez em quando o equipamento de registro é atingido por chuvas muito extensas de partículas, o que causa coincidências entre os contadores, mesmo colocados a grandes distâncias um do outro." Em 1937, Pierre Auger , sem saber do relatório anterior de Rossi, detectou o mesmo fenômeno e investigou-o com alguns detalhes. Ele concluiu que as partículas primárias de raios cósmicos de alta energia interagem com núcleos de ar no alto da atmosfera, iniciando uma cascata de interações secundárias que, em última análise, produzem uma chuva de elétrons e fótons que atingem o nível do solo.

O físico soviético Sergey Vernov foi o primeiro a usar radiossondas para realizar leituras de raios cósmicos com um instrumento carregado a grandes altitudes por um balão. Em 1º de abril de 1935, ele fez medições em alturas de até 13,6 quilômetros usando um par de contadores Geiger em um circuito anti-coincidência para evitar a contagem de chuvas de raios secundários.

Homi J. Bhabha derivou uma expressão para a probabilidade de espalhamento de pósitrons por elétrons, um processo agora conhecido como espalhamento de Bhabha . Seu artigo clássico, juntamente com Walter Heitler , publicado em 1937 descreveu como os raios cósmicos primários do espaço interagem com a atmosfera superior para produzir partículas observadas no nível do solo. Bhabha e Heitler explicaram a formação do chuveiro de raios cósmicos pela produção em cascata de raios gama e pares de elétrons positivos e negativos.

Distribuição de energia

As medições da energia e direções de chegada dos raios cósmicos primários de ultra-alta energia por meio de técnicas de amostragem de densidade e tempo rápido de chuvas de ar extensas foram realizadas pela primeira vez em 1954 por membros do Rossi Cosmic Ray Group no Massachusetts Institute of Technology . O experimento empregou onze detectores de cintilação dispostos em um círculo de 460 metros de diâmetro no terreno da Estação Agassiz do Observatório do Harvard College . A partir desse trabalho, e de muitos outros experimentos realizados em todo o mundo, o espectro de energia dos raios cósmicos primários é agora conhecido por se estender além de 10 20  eV. Um enorme experimento de chuveiro de ar chamado Projeto Auger é operado atualmente em um local nos pampas da Argentina por um consórcio internacional de físicos. O projeto foi inicialmente liderado por James Cronin , vencedor do Prêmio Nobel de Física em 1980 pela Universidade de Chicago , e Alan Watson da Universidade de Leeds , e posteriormente por outros cientistas da colaboração internacional Pierre Auger. Seu objetivo é explorar as propriedades e direções de chegada dos raios cósmicos primários de mais alta energia. Espera-se que os resultados tenham implicações importantes para a física de partículas e cosmologia, devido a um limite teórico de Greisen-Zatsepin-Kuzmin para as energias dos raios cósmicos de longas distâncias (cerca de 160 milhões de anos-luz) que ocorre acima de 10 20  eV por causa das interações com os fótons remanescentes da origem do universo no Big Bang . Atualmente, o Observatório Pierre Auger está passando por uma atualização para melhorar sua precisão e encontrar evidências da origem ainda não confirmada dos raios cósmicos mais energéticos.

Raios gama de alta energia (> 50  MeV fótons) foram finalmente descobertos na radiação cósmica primária por um experimento MIT realizado no satélite OSO-3 em 1967. Componentes das origens galácticas e extra-galácticas foram identificados separadamente em intensidades muito menores que 1% das partículas carregadas primárias. Desde então, vários observatórios de raios gama por satélite mapearam o céu de raios gama. O mais recente é o Observatório Fermi, que produziu um mapa que mostra uma faixa estreita de intensidade de raios gama produzida em fontes discretas e difusas em nossa galáxia, e numerosas fontes extragalácticas pontuais distribuídas pela esfera celestial.

Fontes

As primeiras especulações sobre as fontes dos raios cósmicos incluíram uma proposta de 1934 por Baade e Zwicky sugerindo que os raios cósmicos se originaram de supernovas. Uma proposta de 1948 por Horace W. Babcock sugeriu que estrelas variáveis ​​magnéticas poderiam ser uma fonte de raios cósmicos. Posteriormente, Sekido et al. (1951) identificou a Nebulosa do Caranguejo como uma fonte de raios cósmicos. Desde então, uma grande variedade de fontes potenciais de raios cósmicos começaram a surgir, incluindo supernovas , núcleos galácticos ativos , quasares e explosões de raios gama .

Fontes de radiação ionizante no espaço interplanetário.

Experimentos posteriores ajudaram a identificar as fontes dos raios cósmicos com maior certeza. Em 2009, um artigo apresentado na Conferência Internacional de Raios Cósmicos por cientistas do Observatório Pierre Auger, na Argentina, mostrou raios cósmicos de ultra-alta energia originados de um local no céu muito próximo à rádio galáxia Centaurus A , embora os autores tenham declarado especificamente que investigação adicional seria necessária para confirmar Centaurus A como uma fonte de raios cósmicos. No entanto, nenhuma correlação foi encontrada entre a incidência de rajadas de raios gama e raios cósmicos, fazendo com que os autores definissem limites superiores tão baixos quanto 3,4 × 10 −6 ×  erg · cm −2 no fluxo de raios cósmicos de 1 GeV - 1 TeV de explosões de raios gama.

Em 2009, as supernovas foram consideradas como uma fonte de raios cósmicos, uma descoberta feita por um grupo usando dados do Very Large Telescope . Essa análise, no entanto, foi contestada em 2011 com dados da PAMELA , que revelaram que "as formas espectrais dos [núcleos de hidrogênio e hélio] são diferentes e não podem ser bem descritas por uma única lei de potência", sugerindo um processo mais complexo de formação de raios cósmicos . Em fevereiro de 2013, no entanto, pesquisas analisando dados de Fermi revelaram por meio de uma observação do decaimento do píon neutro que as supernovas eram de fato uma fonte de raios cósmicos, com cada explosão produzindo cerca de 3 × 10 42 - 3 × 10 43 J de raios cósmicos.  

Aceleração da frente de choque (modelo teórico para supernovas e núcleos galácticos ativos): O próton incidente é acelerado entre duas frentes de choque até as energias do componente de alta energia dos raios cósmicos.

As supernovas não produzem todos os raios cósmicos, entretanto, e a proporção de raios cósmicos que elas produzem é uma questão que não pode ser respondida sem uma investigação mais profunda. Para explicar o processo real em supernovas e núcleos galácticos ativos que acelera os átomos despojados, os físicos usam a aceleração frontal de choque como um argumento de plausibilidade (veja a imagem à direita).

Em 2017, a Colaboração Pierre Auger publicou a observação de uma anisotropia fraca nas direções de chegada dos raios cósmicos de maior energia. Como o Centro Galáctico está na região do déficit, essa anisotropia pode ser interpretada como evidência da origem extragalática dos raios cósmicos nas energias mais altas. Isso implica que deve haver uma transição de energia de fontes galácticas para extragalácticas, e pode haver diferentes tipos de fontes de raios cósmicos contribuindo para diferentes faixas de energia.

Tipos

Os raios cósmicos podem ser divididos em dois tipos:

No entanto, o termo "raio cósmico" é freqüentemente usado para se referir apenas ao fluxo extrasolar.

A partícula cósmica primária colide com uma molécula da atmosfera, criando uma chuva de ar .

Os raios cósmicos se originam como raios cósmicos primários, que são aqueles originalmente produzidos em vários processos astrofísicos. Os raios cósmicos primários são compostos principalmente de prótons e partículas alfa (99%), com uma pequena quantidade de núcleos mais pesados ​​(≈1%) e uma proporção extremamente diminuta de pósitrons e antiprótons. Os raios cósmicos secundários, causados ​​por um decaimento dos raios cósmicos primários conforme eles impactam uma atmosfera, incluem fótons, léptons e hádrons , como elétrons , pósitrons, múons e píons . Os três últimos deles foram detectados pela primeira vez em raios cósmicos.

Raios cósmicos primários

Os raios cósmicos primários se originam principalmente de fora do Sistema Solar e às vezes até da Via Láctea . Quando eles interagem com a atmosfera da Terra, eles são convertidos em partículas secundárias. A proporção de massa de núcleos de hélio para hidrogênio, 28%, é semelhante à proporção de abundância elementar primordial desses elementos, 24%. A fração restante é composta de outros núcleos mais pesados ​​que são produtos finais típicos da nucleossíntese, principalmente lítio , berílio e boro . Esses núcleos aparecem nos raios cósmicos em abundância muito maior (-1%) do que na atmosfera solar, onde são apenas cerca de 10-11 tão abundantes quanto o hélio . Os raios cósmicos compostos de núcleos carregados mais pesados ​​que o hélio são chamados de íons HZE . Devido à alta carga e à natureza pesada dos íons HZE, sua contribuição para a dose de radiação de um astronauta no espaço é significativa, embora sejam relativamente escassos.

Essa diferença de abundância é resultado da forma como os raios cósmicos secundários são formados. Os núcleos de carbono e oxigênio colidem com matéria interestelar para formar lítio , berílio e boro em um processo denominado fragmentação de raios cósmicos . A fragmentação também é responsável pela abundância de íons escândio , titânio , vanádio e manganês nos raios cósmicos produzidos por colisões de núcleos de ferro e níquel com matéria interestelar .

Em altas energias, a composição muda e os núcleos mais pesados ​​têm maiores abundâncias em algumas faixas de energia. Os experimentos atuais objetivam medições mais precisas da composição em altas energias.

Antimatéria de raios cósmicos primária

Experimentos de satélite encontraram evidências de pósitrons e alguns antiprótons em raios cósmicos primários, totalizando menos de 1% das partículas em raios cósmicos primários. Não parecem ser produtos de grandes quantidades de antimatéria do Big Bang, ou mesmo de antimatéria complexa do universo. Em vez disso, eles parecem consistir apenas dessas duas partículas elementares, recentemente feitas em processos energéticos.

Os resultados preliminares do atual espectrômetro alfa magnético ( AMS-02 ) a bordo da Estação Espacial Internacional mostram que os pósitrons nos raios cósmicos chegam sem direcionalidade. Em setembro de 2014, novos resultados com quase o dobro de dados foram apresentados em uma palestra no CERN e publicados na Physical Review Letters. Uma nova medição da fração de pósitrons até 500 GeV foi relatada, mostrando que a fração de pósitrons atinge um pico em um máximo de cerca de 16% do total de eventos elétron + pósitron, em torno de uma energia de 275 ± 32 GeV . Em energias mais altas, até 500 GeV, a proporção de pósitrons para elétrons começa a cair novamente. O fluxo absoluto de pósitrons também começa a cair antes de 500 GeV, mas atinge o pico em energias muito mais altas do que as energias de elétrons, que atingem o pico em cerca de 10 GeV. Esses resultados na interpretação foram sugeridos como sendo devidos à produção de pósitrons em eventos de aniquilação de partículas massivas de matéria escura .

Os antiprótons de raios cósmicos também têm uma energia média muito mais alta do que seus equivalentes de matéria normal (prótons). Eles chegam à Terra com uma energia característica máxima de 2 GeV, indicando sua produção em um processo fundamentalmente diferente dos prótons dos raios cósmicos, que em média possuem apenas um sexto da energia.

Não há evidência de núcleos atômicos de antimatéria complexos, como núcleos de antihélio (isto é, partículas de anti-alfa), em raios cósmicos. Eles estão sendo ativamente pesquisados. Um protótipo do AMS-02, designado AMS-01 , foi levado ao espaço a bordo do Ônibus Espacial Discovery na STS-91 em junho de 1998. Ao não detectar qualquer anti -élio, o AMS-01 estabeleceu um limite superior de 1,1 × 10 - 6 para a razão de fluxo de anti-hélio para hélio .

A lua em raios cósmicos
A sombra do múon da lua
A sombra de raios cósmicos da Lua , como vista em múons secundários, detectada 700 m abaixo do solo, no detector Soudan 2
A lua vista em raios gama
A Lua vista pelo Compton Gamma Ray Observatory , em raios gama com energias superiores a 20 MeV. Estes são produzidos pelo bombardeio de raios cósmicos em sua superfície.

Raios cósmicos secundários

Quando os raios cósmicos entram na atmosfera da Terra, eles colidem com átomos e moléculas , principalmente oxigênio e nitrogênio. A interação produz uma cascata de partículas mais leves, uma chamada radiação secundária de chuva de ar , incluindo raios X , prótons, partículas alfa, píons, múons, elétrons, neutrinos e nêutrons . Todas as partículas secundárias produzidas pela colisão continuam em caminhos dentro de cerca de um grau do caminho original da partícula primária.

Partículas típicas produzidas em tais colisões são nêutrons e mésons carregados , como píons positivos ou negativos e kaons . Alguns deles posteriormente decaem em múons e neutrinos, que são capazes de atingir a superfície da Terra. Alguns múons de alta energia chegam a penetrar a certa distância em minas rasas, e a maioria dos neutrinos atravessa a Terra sem interação posterior. Outros decaem em fótons, produzindo subsequentemente cascatas eletromagnéticas. Conseqüentemente, próximo aos fótons, elétrons e pósitrons geralmente dominam em chuvas de ar. Essas partículas, assim como os múons, podem ser facilmente detectados por muitos tipos de detectores de partículas, como câmaras de nuvens , câmaras de bolhas , Cherenkov de água ou detectores de cintilação . A observação de uma chuva secundária de partículas em vários detectores ao mesmo tempo é uma indicação de que todas as partículas vieram daquele evento.

Os raios cósmicos que impactam outros corpos planetários no Sistema Solar são detectados indiretamente pela observação das emissões de raios gama de alta energia pelo telescópio de raios gama. Eles se distinguem dos processos de decaimento radioativo por suas energias mais altas acima de cerca de 10 MeV.

Fluxo de raios cósmicos

Uma visão geral do ambiente espacial mostra a relação entre a atividade solar e os raios cósmicos galácticos.

O fluxo dos raios cósmicos que chegam na atmosfera superior depende do vento solar , do campo magnético da Terra e da energia dos raios cósmicos. A distâncias de ≈94  UA do Sol, o vento solar sofre uma transição, chamada de choque de terminação , de velocidades supersônicas para subsônicas. A região entre o choque de terminação e a heliopausa atua como uma barreira aos raios cósmicos, diminuindo o fluxo em energias mais baixas (≤ 1 GeV) em cerca de 90%. No entanto, a força do vento solar não é constante e, portanto, foi observado que o fluxo de raios cósmicos está correlacionado com a atividade solar.

Além disso, o campo magnético da Terra atua para desviar os raios cósmicos de sua superfície, dando origem à observação de que o fluxo é aparentemente dependente da latitude , longitude e ângulo de azimute .

Os efeitos combinados de todos os fatores mencionados contribuem para o fluxo dos raios cósmicos na superfície da Terra. A tabela a seguir de frequências participiais atinge o planeta e é inferida da radiação de menor energia que atinge o solo.

Energias de partículas relativas e taxas de raios cósmicos
Energia de partícula ( eV ) Taxa de partículas (m −2 s −1 )
1 × 10 9 ( GeV ) 1 × 10 4
1 × 10 12 ( TeV ) 1
1 × 10 16 (10  PeV ) 1 × 10 −7 (algumas vezes por ano)
1 × 10 20 (100  EeV ) 1 × 10 −15 (uma vez por século)

No passado, acreditava-se que o fluxo de raios cósmicos permanecia razoavelmente constante ao longo do tempo. No entanto, pesquisas recentes sugerem mudanças na escala de tempo de um e meio a duas vezes no fluxo de raios cósmicos nos últimos quarenta mil anos.

A magnitude da energia do fluxo de raios cósmicos no espaço interestelar é muito comparável à de outras energias do espaço profundo: a densidade de energia dos raios cósmicos tem a média de cerca de um elétron-volt por centímetro cúbico de espaço interestelar, ou ≈1 eV / cm 3 , que é comparável à densidade de energia da luz das estrelas visível a 0,3 eV / cm 3 , a densidade de energia do campo magnético galáctico (assumido 3 microgauss) que é ≈0,25 eV / cm 3 , ou a densidade de energia da radiação cósmica de fundo (CMB) a ≈0,25 eV / cm 3 .

Métodos de detecção

O conjunto VERITAS de telescópios aéreos Cherenkov.

Existem duas classes principais de métodos de detecção. Primeiro, a detecção direta dos raios cósmicos primários no espaço ou em grandes altitudes por instrumentos transportados por balões. Em segundo lugar, a detecção indireta de partículas secundárias, ou seja, extensas chuvas de ar em altas energias. Embora tenha havido propostas e protótipos para a detecção espacial e por balão de chuveiros de ar, atualmente os experimentos em operação para raios cósmicos de alta energia são baseados em terra. Geralmente, a detecção direta é mais precisa do que a detecção indireta. No entanto, o fluxo de raios cósmicos diminui com a energia, o que dificulta a detecção direta para a faixa de energia acima de 1 PeV. Tanto a detecção direta quanto a indireta são realizadas por várias técnicas.

Detecção direta

A detecção direta é possível por todos os tipos de detectores de partículas na ISS , em satélites ou balões de alta altitude. No entanto, existem restrições de peso e tamanho que limitam as opções de detectores.

Um exemplo da técnica de detecção direta é um método desenvolvido por Robert Fleischer, P. Buford Price e Robert M. Walker para uso em balões de alta altitude. Nesse método, folhas de plástico transparente, como policarbonato Lexan de 0,25  mm , são empilhadas juntas e expostas diretamente aos raios cósmicos no espaço ou em grandes altitudes. A carga nuclear causa quebra de ligação química ou ionização no plástico. No topo da pilha de plástico a ionização é menor, devido à alta velocidade dos raios cósmicos. À medida que a velocidade dos raios cósmicos diminui devido à desaceleração na pilha, a ionização aumenta ao longo do caminho. As folhas de plástico resultantes são "gravadas" ou dissolvidas lentamente em solução de hidróxido de sódio cáustico quente , que remove o material da superfície a uma taxa lenta e conhecida. O hidróxido de sódio cáustico dissolve o plástico em uma taxa mais rápida ao longo do caminho do plástico ionizado. O resultado líquido é um caroço cônico de corrosão no plástico. Os poços de corrosão são medidos em um microscópio de alta potência (normalmente 1600 × imersão em óleo), e a taxa de corrosão é plotada como uma função da profundidade no plástico empilhado.

Essa técnica produz uma curva única para cada núcleo atômico de 1 a 92, permitindo a identificação da carga e da energia do raio cósmico que atravessa a pilha de plástico. Quanto mais extensa for a ionização ao longo do caminho, maior será a carga. Além de seu uso para detecção de raios cósmicos, a técnica também é usada para detectar núcleos criados como produtos da fissão nuclear .

Detecção indireta

Existem vários métodos terrestres de detecção de raios cósmicos atualmente em uso, que podem ser divididos em duas categorias principais: a detecção de partículas secundárias formando chuveiros de ar extensos (EAS) por vários tipos de detectores de partículas, e a detecção de radiação eletromagnética emitida por EAS na atmosfera.

Extensos conjuntos de chuveiros de ar feitos de detectores de partículas medem as partículas carregadas que passam por eles. Os arrays EAS podem observar uma ampla área do céu e podem estar ativos mais de 90% do tempo. No entanto, eles são menos capazes de segregar os efeitos de fundo dos raios cósmicos do que os telescópios Cherenkov do ar. A maioria das matrizes EAS de última geração emprega cintiladores de plástico . Também a água (líquida ou congelada) é usada como meio de detecção através do qual as partículas passam e produzem radiação Cherenkov para torná-las detectáveis. Portanto, várias matrizes usam detectores Cherenkov de água / gelo como alternativa ou além dos cintiladores. Pela combinação de vários detectores, alguns arranjos EAS têm a capacidade de distinguir múons de partículas secundárias mais leves (fótons, elétrons, pósitrons). A fração de múons entre as partículas secundárias é uma forma tradicional de estimar a composição da massa dos raios cósmicos primários.

Um método histórico de detecção de partículas secundárias ainda usado para fins de demonstração envolve o uso de câmaras de nuvens para detectar os múons secundários criados quando um píon decai. As câmaras de nuvem, em particular, podem ser construídas com materiais amplamente disponíveis e podem ser construídas até mesmo em um laboratório de escola secundária. Um quinto método, envolvendo câmaras de bolhas , pode ser usado para detectar partículas de raios cósmicos.

Mais recentemente, os dispositivos CMOS em câmeras de smartphone difundidas foram propostos como uma rede distribuída prática para detectar chuveiros de ar de raios cósmicos de ultra-alta energia. O primeiro aplicativo a explorar essa proposição foi o experimento CRAYFIS (Cosmic RAYs Found in Smartphones). Então, em 2017, a Colaboração CREDO (Cosmic Ray Extremely Distributed Observatory) lançou a primeira versão de seu aplicativo de código aberto para dispositivos Android. Desde então, a colaboração atraiu o interesse e o apoio de muitas instituições científicas, instituições educacionais e membros do público em todo o mundo. Pesquisas futuras devem mostrar em quais aspectos essa nova técnica pode competir com matrizes EAS dedicadas.

O primeiro método de detecção na segunda categoria é chamado de telescópio aéreo Cherenkov, projetado para detectar raios cósmicos de baixa energia (<200 GeV) por meio da análise de sua radiação Cherenkov , que para os raios cósmicos são raios gama emitidos conforme viajam mais rápido que o velocidade da luz em seu meio, a atmosfera. Embora esses telescópios sejam extremamente bons em distinguir entre a radiação de fundo e aquela de origem de raios cósmicos, eles só podem funcionar bem em noites claras sem a lua brilhar e têm campos de visão muito pequenos e estão ativos apenas por uma pequena porcentagem do tempo .

Um segundo método detecta a luz da fluorescência do nitrogênio causada pela excitação do nitrogênio na atmosfera pela chuva de partículas que se movem pela atmosfera. Este método é o mais preciso para raios cósmicos em energias mais altas, em particular quando combinado com arranjos EAS de detectores de partículas. Conforme a detecção da luz Cherenkov, este método é restrito às noites claras.

Outro método detecta ondas de rádio emitidas por chuveiros de ar. Essa técnica tem um ciclo de trabalho alto semelhante ao dos detectores de partículas. A precisão dessa técnica foi aprimorada nos últimos anos, conforme demonstrado por vários experimentos de protótipo, e pode se tornar uma alternativa para a detecção de luz Cherenkov atmosférica e luz fluorescente, pelo menos em altas energias.

Efeitos

Mudanças na química atmosférica

Os raios cósmicos ionizam as moléculas de nitrogênio e oxigênio na atmosfera, o que leva a uma série de reações químicas. Os raios cósmicos também são responsáveis ​​pela produção contínua de uma série de isótopos instáveis , como o carbono-14 , na atmosfera da Terra por meio da reação:

n + 14 N → p + 14 C

Os raios cósmicos mantiveram o nível de carbono-14 na atmosfera aproximadamente constante (70 toneladas) por pelo menos os últimos 100.000 anos, até o início dos testes de armas nucleares acima do solo no início dos anos 1950. Este fato é usado na datação por radiocarbono .

Produtos de reação de raios cósmicos primários, meia-vida de radioisótopo e reação de produção
  • Trítio (12,3 anos): 14 N (n, 3 H) 12 C ( fragmentação )
  • Berílio-7 (53,3 dias)
  • Berílio-10 (1,39 milhão de anos): 14 N (n, p α) 10 Be (fragmentação)
  • Carbono-14 (5730 anos): 14 N (n, p) 14 C ( ativação de nêutrons )
  • Sódio-22 (2,6 anos)
  • Sódio-24 (15 horas)
  • Magnésio-28 (20,9 horas)
  • Silício-31 (2,6 horas)
  • Silício-32 (101 anos)
  • Fósforo-32 (14,3 dias)
  • Enxofre-35 (87,5 dias)
  • Enxofre-38 (2,84 horas)
  • Cloro-34 m (32 minutos)
  • Cloro-36 (300.000 anos)
  • Cloro-38 (37,2 minutos)
  • Cloro-39 (56 minutos)
  • Argon-39 (269 anos)
  • Krypton-85 (10,7 anos)

Papel na radiação ambiente

Os raios cósmicos constituem uma fração da exposição anual à radiação dos seres humanos na Terra, com média de 0,39  mSv de um total de 3  mSv por ano (13% do fundo total) para a população da Terra. No entanto, a radiação de fundo dos raios cósmicos aumenta com a altitude, de 0,3  mSv por ano para áreas ao nível do mar para 1,0  mSv por ano para cidades de maior altitude, aumentando a exposição à radiação cósmica para um quarto da exposição total à radiação de fundo para as populações dessas cidades . Tripulações de companhias aéreas que voam em rotas de longa distância em grandes altitudes podem ser expostas a 2,2  mSv de radiação extra a cada ano devido aos raios cósmicos, quase dobrando sua exposição total à radiação ionizante.

Exposição média anual à radiação ( milisieverts )
Radiação UNSCEAR Princeton Estado Wa MEXT Observação
Modelo Fonte
Média mundial
Alcance típico EUA EUA Japão
Natural Ar 1,26 0,2–10,0 a 2,29 2,00 0,40 Principalmente do radônio, (a) depende do acúmulo interno de gás radônio.
interno 0,29 0,2-1,0 b 0,16 0,40 0,40 Principalmente de radioisótopos em alimentos ( 40 K , 14 C , etc.) (b) depende da dieta.
Terrestre 0,48 0,3-1,0 c 0,19 0,29 0,40 (c) Depende da composição do solo e do material de construção das estruturas.
Cósmico 0,39 0,3-1,0 d 0,31 0,26 0,30 (d) Geralmente aumenta com a elevação.
Subtotal 2,40 1,0–13,0 2,95 2,95 1,50
Artificial Médico 0,60 0,03-2,0 3,00 0,53 2,30
Cair 0,007 0-1 + - - 0,01 Atingiu o pico em 1963 com um pico em 1986; ainda alto perto de locais de testes nucleares e acidentes.
Para os Estados Unidos, a precipitação radioativa é incorporada a outras categorias.
Outros 0,0052 0-20 0,25 0,13 0,001 A exposição ocupacional média anual é de 0,7 mSv; trabalhadores de mineração têm maior exposição.
Populações próximas a usinas nucleares têm um adicional de ± 0,02 mSv de exposição anualmente.
Subtotal 0,6 0 a dezenas 3,25 0,66 2,311
Total 3,00 0 a dezenas 6,20 3,61 3,81
Os números são para o tempo anterior ao desastre nuclear de Fukushima Daiichi . Os valores feitos pelo homem pelo UNSCEAR são do Instituto Nacional Japonês de Ciências Radiológicas, que resumiu os dados do UNSCEAR.

Efeito na eletrônica

Os raios cósmicos têm energia suficiente para alterar os estados de componentes do circuito em eletrônicos circuitos integrados , causando erros transitórios para ocorrer (como dados corrompidos em dispositivos de memória electrónicos ou desempenho incorreto de CPUs ) muitas vezes referida como " erros de software ". Isso tem sido um problema na eletrônica em altitudes extremamente altas, como nos satélites , mas com os transistores se tornando cada vez menores, isso está se tornando uma preocupação crescente também na eletrônica no nível do solo. Estudos da IBM na década de 1990 sugerem que os computadores normalmente experimentam cerca de um erro induzido por raios cósmicos por 256 megabytes de RAM por mês. Para aliviar esse problema, a Intel Corporation propôs um detector de raios cósmicos que poderia ser integrado em futuros microprocessadores de alta densidade , permitindo ao processador repetir o último comando após um evento de raios cósmicos. A memória ECC é usada para proteger os dados contra a corrupção de dados causada por raios cósmicos.

Em 2008, a corrupção de dados em um sistema de controle de vôo fez com que um avião Airbus A330 despencasse centenas de pés duas vezes , resultando em ferimentos em vários passageiros e membros da tripulação. Os raios cósmicos foram investigados entre outras possíveis causas da corrupção de dados, mas foram descartados como sendo muito improváveis.

Em agosto de 2020, os cientistas relataram que a radiação ionizante de materiais radioativos ambientais e raios cósmicos podem limitar substancialmente os tempos de coerência dos qubits se eles não forem protegidos adequadamente, o que pode ser crítico para a realização de computadores quânticos supercondutores tolerantes a falhas no futuro.

Significado para viagens aeroespaciais

Os raios cósmicos galácticos são uma das barreiras mais importantes que impedem os planos de viagens interplanetárias de naves espaciais tripuladas. Os raios cósmicos também representam uma ameaça para os componentes eletrônicos colocados a bordo de sondas de saída. Em 2010, um defeito a bordo da sonda espacial Voyager 2 foi creditado a um único bit invertido, provavelmente causado por um raio cósmico. Estratégias como blindagem física ou magnética para espaçonaves têm sido consideradas a fim de minimizar os danos à eletrônica e aos seres humanos causados ​​pelos raios cósmicos.

Em 31 de maio de 2013, os cientistas da NASA relataram que uma possível missão tripulada a Marte pode envolver um risco de radiação maior do que se acreditava anteriormente, com base na quantidade de radiação de partículas energéticas detectada pelo RAD no Laboratório de Ciências de Marte durante a viagem da Terra a Marte em 2011–2012.

Comparação de doses de radiação, incluindo a quantidade detectada na viagem da Terra a Marte pelo RAD no MSL (2011–2013).

Voando a 12 quilômetros (39.000 pés) de altura, passageiros e tripulações de aviões a jato são expostos a pelo menos 10 vezes a dose de raios cósmicos que as pessoas ao nível do mar recebem. Aeronaves voando em rotas polares perto dos pólos geomagnéticos estão particularmente em risco.

Papel no relâmpago

Os raios cósmicos têm sido implicados no desencadeamento de colapso elétrico em relâmpagos . Foi proposto que essencialmente todos os raios são acionados por meio de um processo relativístico, ou " colapso descontrolado ", semeado por secundários de raios cósmicos. O desenvolvimento subsequente da descarga elétrica ocorre por meio de mecanismos de "quebra convencional".

Papel postulado na mudança climática

Um papel para os raios cósmicos no clima foi sugerido por Edward P. Ney em 1959 e por Robert E. Dickinson em 1975. Postulou-se que os raios cósmicos podem ter sido responsáveis ​​por grandes mudanças climáticas e extinção em massa no passado. De acordo com Adrian Mellott e Mikhail Medvedev, ciclos de 62 milhões de anos em populações marinhas biológicas se correlacionam com o movimento da Terra em relação ao plano galáctico e aumenta a exposição aos raios cósmicos. Os pesquisadores sugerem que este e os bombardeios de raios gama derivados de supernovas locais podem ter afetado as taxas de câncer e mutação , e podem estar ligados a alterações decisivas no clima da Terra e às extinções em massa do Ordoviciano .

O físico dinamarquês Henrik Svensmark argumentou de forma polêmica que, como a variação solar modula o fluxo de raios cósmicos na Terra, ela afetaria conseqüentemente a taxa de formação de nuvens e, portanto, seria uma causa indireta do aquecimento global . Svensmark é um dos vários cientistas que se opõe abertamente à avaliação científica dominante do aquecimento global, levando a preocupações de que a proposição de que os raios cósmicos estão conectados ao aquecimento global poderia ser ideologicamente tendenciosa, em vez de fundamentada cientificamente. Outros cientistas criticaram vigorosamente o Svensmark pelo trabalho desleixado e inconsistente: um exemplo é o ajuste dos dados da nuvem que minimiza o erro nos dados da nuvem inferior, mas não nos dados da nuvem alta; outro exemplo é o "manuseio incorreto dos dados físicos", resultando em gráficos que não mostram as correlações que afirmam mostrar. Apesar das afirmações de Svensmark, os raios cósmicos galácticos não mostraram nenhuma influência estatisticamente significativa nas mudanças na cobertura de nuvens, e foi demonstrado em estudos que não têm relação causal com as mudanças na temperatura global.

Possível fator de extinção em massa

Um punhado de estudos conclui que uma supernova próxima ou uma série de supernovas causou o evento de extinção da megafauna marinha do Plioceno, aumentando substancialmente os níveis de radiação para quantidades perigosas para grandes animais marinhos.

Pesquisa e experimentos

Existem várias iniciativas de pesquisa de raios cósmicos, listadas abaixo.

Baseado em solo

Satélite

Levado por balão

Veja também

Referências

Outras referências

links externos