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Os raios cósmicos em poucas palavras

O Observatório Pierre Auger

Conjuntos de Dados

Explorar os dados

Os raios cósmicos em poucas palavras

Os raios cósmicos são como uma chuva do espaço, caindo continuamente sobre a Terra. São predominantemente núcleos dos átomos de elementos comuns, desde o hidrogénio até ao urânio, com energias que vão de ~1 GeV (109 eV) a mais de 100 EeV.
Os raios cósmicos de energias mais elevadas têm uma velocidade próxima da velocidade da luz e são mais de dez milhões de vezes mais energéticos do que qualquer coisa que os humanos alguma vez tenham produzido, mesmo com o maior e mais poderoso acelerador de partículas construído no CERN, o Grande Colisionador ou Colisor de Hadrões ( LHC ). Os raios cósmicos foram descobertos em 1912, e foram utilizados durante as décadas de 1930 e 1940 para fazer algumas das primeiras descobertas de partículas elementares, dando informações sobre a natureza do mundo subatómico antes da invenção dos aceleradores de partículas.  O estudo dos raios cósmicos levou à descoberta de novas partículas: algumas já tinham sido previstas teoricamente, como o positrão, a primeira partícula de antimatéria; enquanto outras, como o kaão e o muão, apareceram inesperadamente.

Unidades de energia na física de partículas

O electrão volt (eV) é a quantidade de energia cinética que um único eletrão em repouso adquire ao ser acelerado no vácuo por uma diferença de potencial de um Volt.
1 eV = 1.6 x 10-19 J
1 GeV = 109 eV
1 TeV = 1012 eV
1 PeV = 1015 eV
1 EeV = 1018 eV
A energia cinética de um mosquito é ~1 TeV

Espetro de todas as partículas

Os raios cósmicos de energias mais baixas têm origem no nosso sistema solar, são produzidos a partir de eventos explosivos, como erupções e ejeção de massa coronal, no Sol. Mas os de energias mais elevadas vêm de mais longe. À medida que a sua energia aumenta, a localização da fonte no Universo muda, do interior da nossa Galáxia para outras galáxias. Pensa-se que alguns raios cósmicos galácticos são gerados por ondas de choque de estrelas em explosão, as chamadas supernovas. As fontes dos raios cósmicos de maior energia são extragaláticas. É aí que buracos negros super-massivos, rajadas de raios gama ou galáxias com grandes taxas de formação de estrelas, conhecidas como ‘starburst’ que são os objetos mais luminosos do universo, podem conseguir elevar os raios cósmicos a tais energias.
Os cientistas continuam a procurar a origem dos raios cósmicos. Utilizam diferentes tipos de instrumentos, dependendo da energia que estão a investigar. Ao representar graficamente o fluxo dos raios cósmicos (ou seja, a taxa por unidade de superfície, de ângulo sólido, de tempo e de energia) em função da energia, como ilustrado pela linha azul na figura 1, pode ver-se claramente que o fluxo cai drasticamente à medida que a energia aumenta. Os raios cósmicos de menor energia (bandas amarela e azul) são medidos diretamente enviando detetores para altitudes acima da maior parte da atmosfera terrestre, utilizando balões ou satélites. Mas, para os raios cósmicos de alta energia (banda magenta e acima), dada a sua taxa muito reduzida, é a atmosfera da Terra que é explorada para fazer a deteção. Ela permite observar indiretamente os raios cósmicos através da deteção da chuva de partículas, os chamados chuveiros atmosféricos extensos, que produzem no ar.

Zoo de partículas

Um fotão ou fóton é a menor quantidade discreta de radiação eletromagnética. É a unidade básica de toda a luz.
Um eletrão ou elétron, e-, é uma partícula subatómica com carga elétrica negativa. Pode existir livre (não estar ligado a qualquer átomo), ou estar ligado ao núcleo de um átomo.
Um positrão, e+, é a partícula de an­timatéria contraparte do eletrón/eletrão. Tem a mesma massa que um eletrão, mas com carga positiva. Quando um positrão colide com um eletrão, aniquilam-se. Se a colisão se der com energias baixas, resulta na produção de dois fotões. Um muão ou múon é uma partícula elementar, como um eletrão, mas é 200 vezes mais pesado. Existem muões com carga negativa e muões com carga positiva. Ao contrário de um eletrão, o muão é instável e decai noutras partículas. Em repouso, a sua vida média é de ~2 μs.
Um pião, π, é uma combinação de quarks e antiquarks, são essas as formas mais básicas de matéria que compõem a partícula mais pesada. Os piões podem ser positivos, negativos ou neutros, e têm uma massa cerca de 270 vezes superior à do eletrão. Os piões carregados decaem frequentemente em muões e neutrinos de muão, enquanto que os piões neutros decaem geralmente em dois fotões de alta energia. Em repouso, a vida média é de ~26 ns para os piões carregados e 8.4 × 10-17 s para os piões neutros.

Cascatas atmosféricas extensas em poucas palavras

Uma cascata atmosférica extensa ocorre quando uma partícula, um raio cósmico em movimento rápido, atinge um núcleo de oxigénio ou nitrogénio na parte superior da atmosfera, criando uma colisão violenta. Destas colisões emerge uma variedade de partículas: algumas são fragmentos nucleares e outras são partículas menos conhecidas, chamadas mesões, como piões e kaões. Estes não são constituintes da matéria com que normalmente lidamos: são partículas instáveis que vivem apenas brevemente. Quando se decompõem, são geradas mais partículas, incluindo muões, neutrinos e fotões.

Imagem de uma cascata de partículas, ou chuveiro, como é visto numa câmara de nuvens a 3027 m de altitude. A área da secção transversal da câmara de nuvens é de 0,5 × 0,3 m2 e os absorvedores de chumbo têm uma espessura de 13 mm cada [Fretter, 1949].

Estes últimos produzem eletrões e anti-eletrões (positrões). Estes, por sua vez, radiam fotões, que produzem mais eletrões (e positrões), e assim por diante. Desenvolve-se assim uma cascata à medida que este processo se repete ao longo de muitas gerações na atmosfera. O número de partículas continua a aumentar, até que a energia dos electrões e dos positrões secundários é demasiado baixa para continuar a alimentar a cascata. Isto é quando o número de partículas no chuveiro atinge o seu máximo, após o que começa a diminuir. Um exemplo de uma cascata é mostrado na figura ao lado, onde as linhas brancas finas são os rastos de partículas. Aqui a partícula de entrada é um protão de cerca de 10 GeV que produz uma cascata de outras partículas quando colide com núcleos de chumbo nas camadas visíveis como faixas horizontais pretas. O chuveiro começa a desvanecer-se após passar a 5ª camada contada desde a primeira colisão. Aqui, as partículas são visualizadas utilizando um instrumento, chamado 'câmara de nuvens de Wilson', onde o álcool evaporado condensa nos iões deixados no gás da câmara pelas partículas carregadas. As cascatas de raios cósmicos são semelhantes, embora muito mais ricas em partículas e muito maiores em dimensão. Na câmara de nuvens, o chuveiro estende-se lateralmente sobre uma área de alguns centímetros quadrados, enquanto que no ar varia entre dezenas de metros a dezenas de quilómetros, dependendo da energia do raio cósmico inicial. A propagação do chuveiro deve-se, por um lado, à dispersão dos eletrões e fotões enquanto viajam através da atmosfera e, por outro lado, à emissão de piões e muões em direções que se afastam da direção de viagem da partícula primária que inicia a colisão. A atmosfera serve assim para amplificar o número de partículas e para as espalhar por uma grande área, de modo a que o chuveiro possa ser registado no solo utilizando alguns detetores localizados estrategicamente. As partículas no chuveiro viajam num disco, como um prato de jantar gigante, com o número de partículas a cair abruptamente da região central em direção às margens. O disco de partículas tem alguns metros de espessura no centro e pode ter centenas de metros de espessura longe do centro. O vídeo abaixo mostra uma visão artística de um chuveiro a desenvolver-se até as suas partículas atingirem um conjunto de detetores espalhados pelo chão
Embora estes detetores capturem apenas uma fração das partículas do chuveiro, e apenas a um único nível do seu desenvolvimento, os investigadores são ainda capazes de reconstruir a forma e o tamanho do chuveiro, e a partir destas encontrar as características do raio cósmico primário, como a sua direção e energia. No seu caminho ao longo da atmosfera, as partículas do chuveiro também radiam: é produzida uma luz ténue, quer da radiação Cherenkov quer da fluorescência. Os chuveiros atmosféricos também podem gerar impulsos detetáveis de radiação eletromagnética em frequências de rádio, graças à sua interação com o campo magnético da Terra. Para tornar o processo de reconstrução do chuveiro mais preciso, os investigadores utilizam assim frequentemente, juntamente com conjuntos de detetores de partículas, conjuntos de espelhos e foto-sensores para 'fotografar' a passagem ligeiramente luminosa dos chuveiros, e conjuntos de antenas de rádio para 'ouvir' os sinais de rádio das cascatas.

O Observatório Pierre Auger


Localizado na vasta planície conhecida como a Pampa Amarilla (pradaria amarela) na Argentina ocidental, o Observatório Pierre Auger é utilizado para estudar os raios cósmicos de maior energia. Para além de serem extremamente energéticas, estas partículas são também extremamente raras.

A taxa estimada para a chegada de raios cósmicos com energias superiores a 1020 eV (equivalente à energia cinética de uma bola de ténis que viaja a 85 km por hora, mas concentrada num único núcleo!) é inferior a 1 por quilómetro quadrado por século! Para registar um grande número destes eventos excecionais, o Observatório Pierre Auger cobre uma área de cerca de 3000 km2, que é do tamanho do estado de Rhode Island (nos EUA), ou um pouco maior do que um país como o Luxemburgo. Isto faz dele o maior detetor de raios cósmicos do mundo. Se quiser comparar a área coberta pelo Observatório com uma região que lhe seja mais familiar, tente sobrepô-la a qualquer lugar da Terra, utilizando a versão dedicada do Google maps, como no exemplo mostrado acima.
Quanto maiores forem as energias dos raios cósmicos, maiores são as dimensões das cascatas atmosféricas extensas por eles criadas. Para dar uma ideia, a pegada no solo de um chuveiro gerado por um raio cósmico com uma energia de 1019 eV cobre uma área de cerca de 10 km2, 250 vezes maior do que a de um estádio de futebol internacional típico. É possível com um grande espaçamento entre detetores detetar chuveiros tão grandes: no Observatório de Auger, 1660 detetores são colocados numa grelha triangular com um espaçamento de 1,5 km. A fotografia adjacente mostra um detetor com os Andes ao fundo.

Um detetor da matriz de superfície.


Cada detetor consiste num tanque, completamente escuro no interior, que contém 12.000 litros de água. O vídeo abaixo mostra uma visão artística do que acontece quando passam pelo tanque as partículas carregadas da cascata de um raio cósmico. Como estão a viajar mais depressa do que a velocidade da luz na água, produzem luz Cherenkov que é vista por três fotos-sensores que observam o volume de água a partir de cima. A luz é convertida num sinal digital utilizando um sistema eletrónico dedicado montado no tanque, e alimentado por painéis solares. Quando pelo menos três tanques são atingidos simultaneamente por um chuveiro, os sinais digitais contendo detalhes da hora em que o chuveiro chegou e os tamanhos dos sinais são transmitidos ao centro de dados na cidade vizinha de Malargüe por meio de uma ligação de rádio.

Pierre Victor Auger

Pierre Victor Auger (14 de Maio de 1899 - 25 de Dezembro de 1993) era um físico francês, nascido em Paris. Trabalhou nos campos da física atómica, física nuclear e física dos raios cósmicos e teve papéis importantes na criação da UNESCO e do CERN. É famoso por ter sido um dos descobridores do efeito Auger. No seu trabalho com os raios cósmicos, Auger estendeu trabalhos anteriores realizados na Alemanha, descobrindo que havia coincidência entre os contadores de Geiger mesmo quando estavam separados por 300 m. Coincidências com tanta separação levaram-no a concluir que as energias primárias das partículas primárias (que ele pensava que tinham de ser eletrões) eram ~1015 eV.
[Rev. Mod. Phys. 11, 288 –1939].

Alguns dos chuveiros podem disparar várias dezenas de tanques ao mesmo tempo! Um desses grandes eventos é mostrado no mapa do Observatório, onde se pode ver a disposição completa do detetor de superfície, sendo cada ponto um detetor de partículas. Os pontos coloridos correspondem aos que foram atingidos pelas partículas do chuveiro. Os buracos visíveis no mapa da matriz são devidos a dificuldades com os proprietários de terras locais. Também é indicada a cidade de Malargüe, onde se encontra a sede do Observatório. Os 4 quadrados na fronteira da matriz são quatro edifícios (Los Leones, Coihueco, Loma Amarilla, Los Morados), cada um deles abrigando 6 telescópios que são utilizados para observar, durante noites escuras e limpas, a luz fluorescente produzida pelos chuveiros.

Mapa do Observatório Pierre Auger e pegada de um chuveiro atmosférico extenso que atinge as estações SD (ver texto).

Luz de Cherenkov e luz de fluorescência

O físico russo, Pavel Cherenkov, descobriu em 1934 que quando uma partícula carregada passa através de um meio dielétrico a uma velocidade superior à velocidade da luz nesse meio, gera um espectro contínuo de luz emitida ao longo da sua trajetória. Uma analogia acústica seria a onda de choque produzida quando um avião voa a uma velocidade superior à velocidade do som. O detetor utilizado na matriz de superfície do Observatório de Auger explora o efeito Cherenkov na água. São emitidos cerca de 250 fotões/cm com comprimentos de onda da luz visível. A fluorescência é a emissão de luz por uma substância após absorver luz ou outra radiação eletromagnética. As partículas carregadas num chuveiro de ar interagem com o azoto e o oxigénio na atmosfera, provocando a emissão de luz ultravioleta. Ao contrário da emissão de Cherenkov, a luz de fluorescência é emitida em todas as direções e torna possível a deteção de chuveiros a grande distância. A deteção é, no entanto, um desafio. Detetar um chuveiro de energia ~3 × 10 18 eV a 15 km é como tentar ver uma lâmpada de 5 Watts a mover-se à velocidade da luz à mesma distância.

A câmara de um telescópio de fluorescência.

Deteção da luz de raios cósmicos

Os dois principais instrumentos do Observatório Pierre Auger dependem da deteção da luz produzido pelas partículas do chuveiro, a luz Cherenkov produzida nos tanques de água, e a luz de fluorescência atmosférica detetada com os telescópios. Para observar esta luz, ambos os instrumentos utilizam foto-multiplicadores. Estes são foto-sensores que exploram o efeito foto-elétrico, em que são emitidos eletrões quando a luz brilha sobre um material. Os foto-multiplicadores também respondem com grande rapidez e sensibilidade a impulsos luminosos, como os produzidas pela passagem de chuveiros. Com uma eletrónica rápida converte-se a corrente de eletrões criada pelos foto-multiplicadores num sinal digital, o que facilita o seu processamento e armazenamento.
O vídeo abaixo mostra uma visão artística do que acontece quando um chuveiro passa em frente de um telescópio. A luz do chuveiro entra no edifício através de uma janela, e é refletida por um espelho de 10 m2 obre uma câmara feita de 440 fotos-sensores. A luz do chuveiro pode iluminar vários dos foto-sensores, formando uma imagem que segue ao longo de uma linha.
O Observatório inclui também um conjunto de instrumentos que são utilizados para monitorizar o estado da atmosfera. As estações meteorológicas e as câmaras de nuvem estão localizadas em cada um dos quatro edifícios com fluorescência. Além disso, são instalados lasers perto de cada edifício e no centro do detetor de superfície: são utilizados para disparar feixes na atmosfera que podem ser vistos a partir dos detetores de fluorescência, permitindo a verificação da resposta dos telescópios.


Embora o Observatório Pierre Auger tenha sido concebido para detetar os raios cósmicos das mais altas energias, também podem ser realizadas medições de raios cósmicos de baixa energia, contando todas as partículas que atingem os detetores individuais do solo. A maioria dos eventos detetados por detetores individuais deve-se a partículas solitárias, resíduos de chuveiros gerados por raios cósmicos com energia entre 1010 eV e 1012. Como a essas energias o fluxo dos raios cósmicos observados na Terra é modulado pela atividade solar, o Observatório é também utilizado para estudar o clima espacial, ou seja, os fenómenos que ocorrem no espaço que rodeia a Terra, influenciados pela variabilidade do Sol ao longo de períodos que vão de horas a anos.
O Observatório está localizado a uma altitude média de cerca de 1400 m, entre as latitudes 35,0°S e 35,3°S e entre as longitudes 69,0°W e 69,4°W. A recolha de dados começou em 1 de Janeiro de 2004 com 154 detetores de superfície e um detetor de fluorescência em funcionamento. A instalação foi concluída em Junho de 2008 e tem estado em funcionamento desde essa data. O Observatório é operado por uma Colaboração de mais de 400 cientistas, engenheiros, técnicos e estudantes de mais de 90 instituições em 18 países. Pode encontrar mais informações sobre o Observatório e a Colaboração no website de Auger.

Conjuntos de Dados

Os Dados Abertos do Observatório Pierre Auger são compostos por três conjuntos diferentes. Os dados de raios cósmicos incluem 25086 chuveiros medidos com a matriz de detetores de superfície (eventos SD) e 3156 eventos híbridos, ou seja, chuveiros que foram registados simultaneamente pelos detetores de superfície e de fluorescência (FD). Os dados atmosféricos incluem as medições da temperatura, pressão, humidade, e velocidade local do vento feitas pelas estações meteorológicas do Observatório. Os dados escalares consistem em mais de 1015 eventos registados através do modo contador de partículas, que conta as partículas que atingem cada um dos 1600 detetores de superfície a cada segundo. Pode desfrutar da manipulação destes dados na secção 'Explorar dados' .

Pela primeira vez animações 2-D em câmara lenta da evolução de as frentes de luz produzidas por uma classe especial de fenómenos ionosféricos chamados ELVES estão disponíveis.

Todos os dados abertos do Observatório têm um DOI único que lhe é pedido que cite em quaisquer aplicações ou publicações. O DOI dos conjuntos de dados é 10.5281/zenodo.4487612. A Colaboração Auger não apoia qualquer trabalho, científico ou não, produzido com estes dados, mesmo que disponível neste portal, ou ligado a partir dele.

O conjunto de dados de raios cósmicos consiste em 10% dos eventos registados pelo Observatório Pierre Auger que passam os mesmos critérios de qualidade de alto nível que a Colaboração Auger utiliza para as suas publicações científicas. Os períodos de recolha de dados estendem-se de Janeiro de 2004 a Agosto de 2018 para os eventos SD, e de Janeiro de 2004 a Dezembro de 2017 para os eventos híbridos.

Descarregar o ficheiro de resumo . Este ficheiro inclui as características dos chuveiros detetados, tais como energia e direção de chegada, obtidas pelo procedimento de reconstrução utilizado pela Colaboração de Auger. Segue-se uma descrição de como se aplica esse procedimento para um chuveiro.

Baixar os dados atmosféricos
Variable Description
idevent identification number: YYDDDSSSSSXX
- YY : last 2 digits of year
- DDD : day number between 1 and 366
- SSSSS: second of the current DAY between 0 and 86399
- XX : order of the event at the current second
Time is expressed in UTC+12h., i.e., the day starting at noon
gpstimeGPS time
sdStandard
[0,1]		1: event is used in standard SD analysis
hdSpectrum
[0,1]		1: event used for hybrid energy spectrum analysis
hdCalib
[0,1]		1: event used for hybrid energy calibration analysis
hdXmax
[0,1]		1: event used for hybrid Xmax analysis
multiEye
[0,1]		1: a multi-eye event
sd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
sd_theta
[deg]		Zenith angle
sd_dtheta
[deg]		Uncertainty in the zenith angle
sd_phi
[deg]		Azimuth angle
sd_dphi
[deg]		Uncertainty in the azimuth angle
sd_energy
[EeV]		Energy
sd_denergy
[EeV]		Uncertainty in the energy
sd_l,sd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude
sd_ra,sd_dec
[deg]		Right ascension and declination
sd_x,sd_y,sd_z
[m]		Coordinate of the shower core (site coordinates system)
dx,dy
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core (site coordinates system)
sd_easting,sd_northing,sd_altitude
[m]		Eastward-,northward-coordinate and altitude of the shower core (UTM coordinates system)
sd_R
[m]		Radius of curvature of the shower
sd_dR
[m]		Uncertainty in the radius of curvature of the shower
sd_s1000
[VEM]		Expected signal at 1000 m from the core, S(1000), used as estimator of the energy
sd_ds1000
[VEM]		Uncertainty in S(1000)
sd_s38
[VEM]		Signal produced at 1000 m by a shower with a zenith angle of 38 deg
sd_gcorr
[%]		Geomagnetic correction to S(1000)
sd_wcorr
[%]		Weather correction to S(1000)
sd_beta,sd_gammaSlope parameters of the fitted LDF
sd_chi2Chi-square value of the LDF fit
sd_ndfNumber of degrees of freedom in the LDF fit
sd_geochi2Chi-square value of the geometric fit
sd_geondfNumber of degrees of freedom in the geometric fit
sd_nbstatNumber of triggered stations used in reconstruction
fd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
fd_hdSpectrumEye
[0,1]		1: Eye used for the spectrum analysis
fd_hdCalibEye
[0,1]		1: Eye used for energy calibration analysis
fd_hdXmaxEye
[0,1]		1: Eye used for Xmax analysis
fd_theta, phi
[deg]		The zenith and azimuth angles
fd_dtheta, dphi
[deg]		Uncertainties in zenith and azimuth angles
fd_l, fd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude of the event
fd_ra, fd_dec
[deg]		Right ascension and declination of the event
fd_totalEnergy
[EeV]		Total energy of the primary particle initiating the event
fd_dtotalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the total energy of the event
fd_calEnergy
[EeV]		Calorimetric energy of the event
fd_dcalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the calorimetric energy of the event
fd_xmax
[g/cm2]		Position of the maximum of the energy deposition in the atmosphere
fd_dxmax
[g/cm2]		Uncertainty in the position of the maximum of the shower development in the atmosphere
fd_heightXmax
[m a.s.l.]		Height of Xmax above the ground
fd_distXmax
[m]		Distance of Xmax to FD eye
fd_dEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Maximum energy deposit
fd_ddEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Uncertainty in the maximum energy deposit
fd_x, fd_y, fd_z
[m]		Coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_dx, fd_dy, fd_dz
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_easting, fd_northing
[m]		Eastward and Northward coordinate of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_altitude
[m]		Altitude of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_cherenkovFractionFraction of detected light from Cherenkov emission
fd_minViewAngle
[deg]		Light emission angle from the shower towards the FD eye
fd_uspL
[g/cm2]		Universal shower profile shape parameter L
fd_uspRUniversal shower profile shape parameter R
fd_duspL
[g/cm2]		Uncertainty in the Universal Shower Profile parameter L
fd_duspRUncertainty in the Universal Shower Profile parameter R
fd_hottestStationIdid of the SD station with the highest recorded signal
fd_distSdpStation
[m]		Distance of the hottest station to the plane that includes the shower axis and the eye position (SDP)
fd_distAxisStation
[m]		Distance of hottest station to the reconstructed shower axis in the shower plane

Como encontrar as propriedades dos raios cósmicos de alta energia a partir dos chuveiros atmosféricos extensos
Todas as partículas de chuveiro viajam a velocidades muito próximas da da luz, ou seja, cerca de 300 000 000 metros por segundo. Assim, na prática, viajam todas suficientemente juntas para que o chuveiro possa ser considerado como um disco fino, estendido radialmente e ligeiramente curvo, de partículas que se propagam longitudinalmente à velocidade da luz ao longo da direção inicial do raio cósmico primário. A densidade das partículas é maior no centro (ou núcleo) do disco, e diminui à medida que se avança em direção às suas extremidades. O disco atinge os detetores de Cherenkov em água e as partículas passam por eles por uma determinada ordem, com atrasos relativos que dependem da direção de chegada do raio cósmico primário. A passagem do chuveiro através dos detetores do Observatório é ilustrada no mapa abaixo.

Figura 1: Pegada de um chuveiro que atingiu 30 detetores de superfície

Os pontos coloridos correspondem às 30 estações neste evento que foram atingidas pelas partículas do chuveiro, com as cores a representarem a hora de chegada (verde: sinal precoce; vermelho: sinal tardio). Se o chuveiro for vertical, por exemplo, as partículas do chuveiro atingem os detetores quase ao mesmo tempo. Em contraste, se a direção de chegada for mais inclinada, o disco varre progressivamente os detetores, avançando à velocidade da luz. Se pensarmos num chuveiro que chega com a maior inclinação possível, ou seja, de uma direção a 90 graus da vertical, são necessários apenas 5 milionésimos de segundos (5 micros-segundos, μs) para percorrer os 1500 m entre dois tanques adjacentes. Assim, a eletrónica do detetor tem de ser extremamente rápida para registar a passagem do chuveiro. A eletrónica que utilizamos é capaz de registar o tempo dos sinais luminosos com uma precisão de 25 milésimos de milionésimos de segundo (ou seja, 25 nanossegundos, ns), de modo que, a partir da triangulação dos tempos dos sinais registados em cada tanque, somos capazes de determinar a direção de chegada, perpendicular ao disco, com uma precisão de cerca de 1°. Por exemplo, o chuveiro mostrado na figura 1 chegou a 54,1° da vertical, numa direção, indicada pela seta, apontando a 53,8° do leste.
Pode encontrar muitos sinais de luz digitalizados na página de visualização de dados.

Figura 2: Sinais de luz digitalizada em duas estações diferentes atingidas por um chuveiro. As diferentes cores correspondem aos sinais dos 3 foto-multiplicadores. A unidade de sinal (VEM) é um estimador da energia libertada nos detetores pelas partículas que passam.

São mostrados dois exemplos nos dois painéis da figura adjacente (figura 2): a estação no painel superior está muito mais próxima do núcleo do chuveiro (a cerca de 500 m de distância) do que a do painel inferior (a mais de 2500 m de distância). A maior densidade de partículas perto do núcleo do disco, e o facto de chegarem de forma mais compacta, reflete-se na forma do sinal, muito maior e muito mais concentrada no painel superior do que no inferior. A queda do tamanho do sinal, e portanto da densidade de partículas, em função da distância é clara na figura 3 abaixo, onde os pontos azuis mostram os tamanhos dos sinais registados em todos os detetores atingidos pelo chuveiro que aparecem na figura 1. O número total de partículas no chuveiro reflete a energia do raio cósmico primário que o iniciou. No entanto, é impossível, com um conjunto distribuído de detetores como os do Observatório de Auger, medir esta quantidade, uma vez que os detetores estão demasiado afastados (por razões práticas como o custo).

Figura 3: Queda do tamanho do sinal em função da distância até ao núcleo do chuveiro (pontos azuis). A linha amarela é uma interpolação dos sinais medidos.


Felizmente, os cientistas descobriram que o tamanho do sinal a uma certa distância do núcleo do chuveiro é também um bom indicador da energia do raio cósmico primário. Esta distância ideal depende apenas do espaçamento entre os detetores: para a matriz de superfície do Observatório de Auger, esta distância é de 1000 m. Para encontrar o sinal a 1000 m, chamado S(1000), interpolamos a distribuição dos tamanhos dos sinais com uma fórmula que representa a queda do tamanho do sinal com a distância (linha amarela na figura 3) e derivamos o seu valor a 1000 m.
Camera view for Los Leones
Camera view for Coihueco

Figura 4: Imagem do chuveiro de um raio cósmico em dois telescópios do detector de fluorescência.

Para converter S(1000) em energia, utilizamos as medidas dos telescópios de fluorescência, com os quais, durante noites claras e sem lua, podemos observar os chuveiros ao mesmo tempo que com o detetores de superfície. As partículas do chuveiro produzem luz fluorescente em todo o seu percurso através da atmosfera, de modo que uma 'fotografia do chuveiro', tirada com as câmaras do telescópio, consiste num sinal luminoso que começa num dos foto-multiplicadores que olham para o céu, progredindo para baixo através de uma série de outros foto-multiplicadores. Duas destas fotografias são mostradas na figura adjacente: foram gravadas ao mesmo tempo por dois telescópios durante a passagem de um chuveiro. As cores mostram o momento em que a luz atinge cada foto-multiplicador (verde: sinal precoce; vermelho: sinal tardio).

Figura 5: Curvas de desenvolvimento de um chuveiro observadas com dois telescópios (pontos verdes e azuis). O chuveiro desenvolve-se da esquerda (alta atmosfera) para a direita (baixa atmosfera).


A partir da quantidade de luz recolhida em cada foto-multiplicador, podemos determinar quanta energia o chuveiro liberta na atmosfera à medida que passa a cada profundidade. Isto é mostrado na figura 5 onde os pontos verdes e azuis indicam a energia libertada para a atmosfera pelo chuveiro, medida pelos dois telescópios em Los Leones (LL) e Coihueco (CO), respetivamente. Os dois detetores encontram-se ambos a cerca de 30 km do centro do chuveiro. As duas curvas mostram o perfil longitudinal do chuveiro, que começa a desenvolver-se em altura na atmosfera (à esquerda), atinge um máximo (no meio) e depois morre gradualmente (à direita). Como os telescópios nos permitem observar todo o desenvolvimento do chuveiro, podemos determinar a energia total depositada na atmosfera, e portanto a energia do raio cósmico primário, de forma bastante direta. A medição do perfil do chuveiro é também muito útil para inferir a massa do raio cósmico primário, uma vez que a profundidade máxima do chuveiro na atmosfera, o chamado Xmax, depende da sua massa. Núcleos 'mais pequenos', como os de átomos de hidrogénio com apenas um protão, são capazes de penetrar mais profundamente na atmosfera antes de iniciar um chuveiro do que os núcleos 'maiores' que são compostos por um maior número de protões (e neutrões).


Dados atmosféricos

Os efeitos da atmosfera sobre o desenvolvimento dos chuveiros atmosféricos extensos podem ser compreendidos em termos de alterações locais nos parâmetros atmosféricos. As alterações na pressão atmosférica levam a alterações nas taxas de chuveiros registados. Quando a pressão aumenta, há mais material que os raios cósmicos têm de atravessar e assim a taxa detetada cai. A uma pressão fixa, se a temperatura aumentar, as partículas no chuveiro espalhar-se-ão mais à medida que a distância percorrida entre cada colisão aumenta. Este efeito é descrito pelo raio de Molière, que é assim uma função tanto da temperatura como da pressão. O raio de Molière tem um valor médio de ~90 m no Observatório e define a dispersão dos eletrões nos chuveiros. Alterações nas propriedades do volume da atmosfera, tais como pressão atmosférica, temperatura e humidade, têm um efeito significativo na taxa de emissão de fluorescência de azoto, bem como na transmissão de luz.

As condições atmosféricas no local de Auger são continuamente monitorizadas em cinco estações meteorológicas localizadas em cada um dos FD e no local do Laser Central (CLF do inglês, Central Laser Facility). As estações meteorológicas estão equipadas com sensores de temperatura, pressão, humidade e velocidade do vento que registam os dados a cada 5 ou 10 min. O ficheiro 'weather.csv' contém os dados meteorológicos processados, necessários, em particular, para calcular as correções do estimador de energia, e contém também o valor da densidade do ar.

Baixar os dados atmosféricos

Explorar os conteúdos dos ficheiros

Files: wsCLF.csv, wsLL.csv, wsLM.csv, wsLA.csv, wsCO.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
humidityrelative humidity [%]
windSpeedaverage wind speed [km/h]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]

File: weather.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]
avgDensity2HoursBeforevalue of air-density measured two hours earlier [kg/m3]

Dados escalares

Os Dados Escalares Abertos de Auger consistem em mais de 10¹⁵ eventos detetados entre Março de 2005 e Dezembro de 2020. Foram registados através do chamado 'modo escalar', ou modo 'contador de partículas', que conta as partículas que atingem cada um dos 1600 detetores de Cherenkov em água durante um intervalo de tempo de 1 segundo. O modo escalar foi instalado em todos os detetores de superfície Auger a partir de Março de 2005, e depois melhorado em Setembro de 2005. A taxa típica por detetor é de cerca de 2000 por segundo (2 kHz) (era de 3,8 kHz antes de Setembro de 2005). Os eventos contados pelos detetores individuais devem-se principalmente a partículas associadas a chuveiros gerados por raios cósmicos de baixa energia (energias de 10 GeV a alguns TeV) que se extinguem antes que a maior parte das partículas chegue ao solo. Por isso, o modo escalar não permite reconstruir a energia e a direção do chuveiro, mas permite o estudo do comportamento temporal do número de contagens, que é modulado por fenómenos terrestres e extraterrestres. Estes dados escalares podem, por exemplo, ser utilizados para observar as erupções solares, ou o ciclo solar de 11 anos. [JINST, 6 (2011) P01003 ; PoS(ICRC2015)074, PoS(ICRC2019)1147].

Os dados escalares abertos são fornecidos como a taxa média de contagem de 15 minutos nos vários detetores ativos. Como a taxa é alterada pela variação da pressão atmosférica, essa variação é corrigida.

Baixar os dados escalares

Explorar os conteúdos dos ficheiros
Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
rateCorrcorrected scaler rate [counts/m2/s]
arrayFractionfraction of array in operation [%]
rateUncorraverage detector scaler rate, uncorrected [counts/s]
pressurebarometric pressure [hPa]

   Explorar os dados

Nesta secção pode encontrar cadernos Python que exploram os nossos conjuntos de dados. A forma mais simples de começar a trabalhar com Python é instalar o Anaconda, uma distribuição das linguagens de programação Python para computação científica (ciência de dados, aplicações de aprendizagem automática, processamento de dados em larga escala, análise preditiva, etc.) que visa simplificar a gestão e implementação de pacotes. A distribuição inclui pacotes de ciência de dados adequados para Windows, Linux, e macOS. Instruções detalhadas para instalar o Anaconda podem ser encontradas na página oficial .
Lista dos módulos usados nos cadernos seguintes

If some python libraries are not available in your anaconda environment, copy and paste the following line in an Anaconda terminal to install them :

pip install pandas matplotlib numpy pytz scipy datetime

  • pandas : data analysis and manipulation tool.
  • matplotlib : library for creating static, animated, and interactive visualizations.
  • numpy : library for large, multi-dimensional arrays and matrices, with a large collection of high-level mathematical functions to operate on arrays.
  • ipywidgets : interactive HTML widgets for Jupyter notebooks and the IPython kernel.
  • IPython : command shell for interactive computing in multiple programming languages.
  • pytz : library that allows accurate and cross platform timezone calculations.
  • scipy : software for mathematics, science, and engineering. It includes modules for statistics, optimization, integration, linear algebra, Fourier transforms, signal and image processing, ODE solvers, and more.
  • os : module that provides functions for interacting with the operating system.
  • zipfile : class to work directly with a ZIP archive. It supports methods for reading data about existing archives as well as modifying the archives by adding additional files.
  • collections : module provides a rich set of specialized container data types carefully designed to approach specific programming problems in a Pythonic and efficient way.
  • datetime : module taht supplies classes for manipulating dates and times.
  • locale : module that opens access to the POSIX locale database and functionality.
  • random : module that implements pseudo-random number generators for various distributions.

Tutorial

Explorar os dados do Detetor de Superfície

Explorar os dados híbridos

Explorar os dados escalares

Explorar os dados das estações atmosféricas

Explorar o desenvolvimento da cascata

Tutorial: ler ficheiros CSV e produzir histogramas básicos

Este caderno é uma coleção de exemplos que permite explorar os conteúdos do ficheiro sumário e aplcar alguns métodos básicos de análise.

Em particular, os exemplos mostram como:

  • produzir histogramas simples,
  • representar graficamente uma variável em função do tempo ou da energia,
  • produzir mapas dos pontos de impacto e direção de chegada dos raios cósmicos,
  • correlacionar os valores de duas variáveis.

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Explorar os dados do Detetor de Superfície

Os dados registados com o Detetor de Superfície podem ser usados para calcular o número de raios cósmicos que colidem com a atmosfera terrestre. Neste caderno derivamos o fluxo de raios cósmicos com energias acima de 2.5·1018, para abordar as seguintes questões:
  • Como é que estas energias se relacionam com as que experimentamos diariamente?
  • Quão raros são os raios cósmicos destas energias?
  • Qual é o fluxo de energia que os raios cósmicos transportam através do Observatório Pierre Auger?

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Explorar os dados híbridos

Os dados recolhidos simultaneamente pelos detetores de superfície e de fluorescência, chamados híbridos, podem ser usados para extrair informação relacionada com a composição do fluxo de raios cósmicos primários. O resultado é aqui um mapa do céu em coordenadas galácticas.

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Explorar os dados escalares

Os dados obtidos no 'modo escalar' podem ser usados para estudos científicos da atmosfera espacial. Neste caderno mostramos como a taxa de contagens escalar depende das condições atmosféricas, tais como a pressão, a temperatura e a velocidade do vento.

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Explorar os dados das estações atmosféricas

Neste caderno explicamos como usar os dados das estações atmosféricas para estudar as condições da atmosfera sobre o Observatório Pierre Auger e exploramos os dados para calcular o valor da densidade do ar em diferentes zonas do Observatório.

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Explorar o desenvolvimento da cascata

A forma mais simples de descrever uma cascata de partículas é usar o modelo de Heitler. Este caderno explica esse modelo e mostra exemplos interativos de como se desenvolvem as cascatas.

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