I Crssono particelle energetiche di origine extraterrestre. Dalla loro scoperta ad oggi, i Crssono stati osservati a Terra entro un esteso intervallo di energia, tra 109
e 1020 eV. Il flusso di Crscon energia inferiore a 1014 eV è abbastanza intenso da
aver consentito lo studio dei singoli nuclei mediante detectors montati su palloni o satelliti: da questi esperimenti diretti, abbiamo ricavato informazioni rilevanti sullo spettro energetico e le abbondanze relative di una gran varietà di nuclei atomici, protoni, elettroni, positroni e anche intensità, energia e distribuzione spaziale di raggi X e γ. Oltre i 1014eV, il flusso diventa così debole che solo esperimenti a Terra,
con grande campo di vista e tempo di esposizione molto lungo, possono sperare di raccogliere un numero di eventi statisticamente significativo. Tali esperimenti si servono dell’atmosfera come un enorme calorimetro: la radiazione cosmica incidente interagisce con le molecole e gli atomi presenti nell’atmosfera e produce Extensive
Air Showers (Eass) che si espandono su vaste aree. Già nel 1938 Pierre Auger aveva
concluso, dalle dimensioni degli Eass allora osservati, che lo spettro dei Crspoteva estendersi fino a 1015 eV e forse anche oltre. Attualmente i progressi tecnici nelle
misure hanno consentito di osservare i flussi straordinariamente bassi (dell’ordine di 1 evento km−2 yr−1) con energie dei primari dell’ordine di 1020 eV.
Gran parte della radiazione primaria è di origine galattica; tuttavia l’estensione dello spettro ad energie così alte (sopra i 1020 eV) indica che almeno un pò della
radiazione potrebbe essere di origine extragalattica, dato che il campo magneti- co galattico non potrebbe contenere tali particelle all’interno della nostra galas- sia. In realtà, lo spettro si irripidisce alla cosiddetta caviglia a circa 4 × 1018 eV,
probabilmente indicativo di sorgenti extragalattiche.
La Figura 2.2 mostra lo spettro di energia dei Crs: sopra pochi GeV, lo spettro fino al cosiddetto ginocchio, a 1016eV (104TeV), segue una semplice legge a potenza
N (E)dE = const. × E−2.7dE E < Eknee= 1016 eV. (2.1)
Al di sopra del ginocchio lo spettro diventa più ripido con un indice approssimati- vamente vicino a −3.0,
N (E)dE = const. × E−3.0dE Eankle > E > Eknee, (2.2)
prima di diventare nuovamente più duro oltre la cosiddetta caviglia ad energia
Eankle ≈ 4 × 1018eV,
N (E)dE = const. × E−2.69dE EGzk> E > Eankle. (2.3)
Sopra EGzk = 4 × 1019eV, sebbene le osservazioni in questo range energetico siano
particolarmente difficili‡, sembra emergere l’evidenza sperimentale che lo spettro dei
Crs, misurato principalmente da esperimenti basati su gli Eass, come ad esempio l’esperimento Auger situato in Argentina e il detector HiRes (’Fly’s Eye’) nello Utah, risulti fortemente soppresso, presumibilmente a causa del Gzk cutoff legato alla fotoproduzione di pioni nelle collisioni con i fotoni della radiazione cosmica di fondo. In questa regione di energia, lo spettro è parametrizzato dalla seguente forma
N (E)dE = const. × E−4.2dE E > EGzk= 4 × 1019eV. (2.4)
2.2 Lo spettro e la composizione dei Raggi Cosmici 19
Figura 2.2: Sommario delle misure dello spettro di Raggi Cosmici di alta energia
(Gaisser 2001 [82] e referenze in esso contenute).
Un semplice argomento in grado di spiegare la transizione dell’origine dei Crs da galattica a extragalattica, nella regione di energia intorno a 1018 eV, si basa
sulla valutazione del raggio di Larmor di tali particelle all’interno della Galassia. Quest’ultimo infatti descrive l’orbita che una particella carica percorrerebbe in un campo magnetico uniforme (trascurando per semplicità effetti di diffusione dei Crs nel campo magnetico galattico), ed è dato da
RLarmor ≈ 1 Z|e|c E 1 eV µG B kpc, (2.5)
dove Z|e| è la carica della particella, e B è il campo magnetico galattico. Dal- l’Eq. 2.5, segue quindi che i Crs con energie > 1018 eV non potrebbero essere
confinati all’interno del campo magnetico galattico.
Per quanto riguarda la composizione dei Crs, questa può essere misurata in mo- do diretto nella regione di bassa energia (< 1013eV), dove il flusso è sufficientemente
grande da permettere di eseguire spettroscopia su satelliti o palloni aerostatici. Ad energie più alte invece sono possibili solo misure indirette di composizione, mediante analisi del profilo e del contenuto di particelle dello sciame generato al passaggio di un Raggio Cosmico nell’atmosfera.
Le particelle cariche primarie dei Crs consistono principalmente di protoni (86%), particelle α (11%), nuclei di elementi più pesanti fino all’uranio (1%), ed elettroni (2%). Mentre queste provengono direttamente da sorgenti astrofisiche, esistono anche piccole quantità di positroni e antiprotoni, ritenuti di origine secon- daria e generati dalle interazioni delle particelle primarie con il gas intertellare. Le percentuali sopra indicate si riferiscono a particelle ad una data rigidità magnetica
20 Raggi Cosmici nella Galassia
Figura 2.3: Confronto tra le abbondanze nucleari tipiche dei Raggi Cosmici e quel-
le proprie del Sistema Solare. Gaisser & Stanev 2006 [83] e le referenze in esso contenute.
R ≡ cp/Z|e|, dove p è l’impulso e Z|e| la carica della particella, cioè per particelle con la stessa probabilità di penetrare nell’atmosfera attraverso il campo geomagne- tico. Particelle neutre osservate consistono di raggi γ, di neutrini e antineutrini. Alcune di queste possono essere identificate come provenienti da sorgenti puntifor- mi nel cielo; per esempio, neutrini provenienti dal Sole e da Supernovae e raggi γ da sorgenti come la nebulosa del Granchio (Crab Nebula) e nuclei galattici attivi (Agns).
La densità di energia nei Crs, se riferita alle condizioni dello spazio interstel- lare non influenzate dal campo magnetico del Sistema Solare, è circa 1 eVcm−3,
paragonabile quindi alla densità di energia della luce stellare di 0.6 eVcm−3, della
radiazione cosmica di fondo 0.26 eVcm−3, e del campo magnetico galattico di 3µG
o 0.25 eVcm−3.
La composizione chimica dei Crs nucleonici esibisce notevoli somiglianze alle abbondanze del sistema solare, queste ultime dedotte dalle righe di assorbimento nella fotosfera solare e dai meteoriti, ma mostra anche significative differenze, come si possono notare in Figura 2.3. Sia le abbondanze cosmiche che solari mostrano entrambe gli effetti di parità-disparità, associati al fatto che nuclei con numero atomico Z e numero di massa A pari sono fortemente legati rispetto a quelli con A dispari e/o Z dispari, rappresentando dunque i prodotti più frequenti nelle reazioni termonucleari nelle stelle. I picchi nelle abbondanze normalizzate per C, N ed O, e