Figura 7.2: La linea rossa rappresenta il profilo lungo il piano galattico ottenuto considerando una distribuzione di nubi molecolari frattali compatibile con l’andamento a larga scala della distribuzione del gas. A titolo di confronto, ho graficato (linea verde) il profilo ottenuto con il modello “smooth” che abbiamo descritto nei capitoli precedenti e i dati di EGRET (linea nera). I profili sono stati calcolati considerando solo il contributo del gas molecolare.
Come risultato preliminare mostreremo in questo paragrafo l’effetto che la distri- buzione a “clumps” del gas (in particolare quello molecolare) ha sui profili simulati numericamente dal codice2.
A questo scopo ho sviluppato un modello in cui ho disposto le nubi molecolari in modo da riprodurre la distribuzione a larga scala del modello Ferriere+Bronfman; le masse e dimensioni delle nubi sono state distribuite tenendo conto delle considerazioni fatte alla fine del Cap. 3, in un range che va da 104 a 5· 106M. Si pu`o vedere in figura (7.1) una mappa face-on della Galassia popolata dalle nubi; si pu`o notare che la singole nube `e implementata come un oggetto frattale, con una struttura gerarchica autosimile, seguendo l’algoritmo descritto in [72]. Il profilo che risulta applicando il codice di integrazione 3D lungo la linea di vista (descritto nel Cap. 5) `e riportato in figura (7.2), a confronto con il profilo ottenuto con il modello smooth. Osserviamo che, come `e ragionevole, il profilo del modello a nubi presenta fluttuazioni intorno a un valore “medio” dato dal modello smooth; i dati di EGRET non mostrano questo andamento a causa della risoluzione non elevata e del fatto che il contributo dell’IC, essendo pi`u regolare, tende a smussare il profilo dovuto alla sola emissione adronica.
Da questo lavoro, ancora preliminare, emerge chiaramente la necessit`a cui avevamo accennato di osservazioni a risoluzione pi`u alta che possano evidenziare le strutture
2Nel codice di propagazione dei RC, invece, continuiamo ad assumere una distribuzione “smooth”
sulle piccole scale angolari; infine, le figure mostrate sottolineano l’utilit`a di studiare lo spettro di potenza spaziale delle mappe dei raggi γ in modo da distinguere meglio contributo adronico e leptonico.
In questo lavoro di tesi mi sono dedicato al problema di modellizzare la diffusione dei raggi cosmici nel campo magnetico della Galassia e calcolare i flussi diffusi di raggi γ e neutrini provenienti dal piano galattico e prodotti in seguito all’interazione dei RC con il gas interstellare; per effettuare le simulazioni e i calcoli ho contribuito allo sviluppo di un insieme di codici numerici in linguaggio C++ e IDL.
Per effettuare questo lavoro `e stata necessaria innanzi tutto un’analisi approfondita del problema della diffusione dei RC; poi abbiamo dovuto effettuare un’analisi dei modelli della distribuzione del gas interstellare presenti in letteratura, descrivendone le differenze nel metodo e nei risultati; infine, una volta sviluppato e fatto girare il codice, abbiamo confrontato i flussi da noi calcolati con le osservazioni esistenti.
I risultati ottenuti sono stati i seguenti.
Per quanto riguarda la propagazione dei RC nella Galassia abbiamo considerato, di- versamente dai lavori presenti in letteratura, un modello diffusivo che tiene conto della variazione dei coefficienti di diffusione in funzione delle propriet`a del campo turbolento (e quindi in funzione della posizione nell’alone magnetico della Galassia) e in cui i coef- ficienti sono calcolati mediante simulazioni MonteCarlo [24]. Viste le ampie incertezze sui parametri astrofisici da considerare abbiamo considerato un insieme di modelli, a abbiamo ottenuto un insieme di profili radiali e verticali di cui sono state discusse le differenze, sottolineando come l’adozione di coefficienti di diffusione dipendenti dal- la posizione si ripercuota sui profili del flusso dei RC in modo evidente, producendo risultati differenti da quelli ottenuti, ad esempio, con il codice Galprop.
Per quanto riguarda la distribuzione del gas ho confrontato alcuni modelli esisten- ti in letteratura discutendone le differenti metodologie e i diversi risultati, scegliendo un modello preferito da adottare per il calcolo dei flussi. In particolare, ho prestato particolare attenzione alla regione centrale per la quale, per la prima volta in questo ambito, `e stato utilizzato il recente modello di K. Ferriere [42], mentre nei lavori pre- senti in letteratura questa zona viene trattata per estrapolazione. E’ da notare che questa regione `e di estremo interesse in quanto sede di un buco nero supermassiccio, di numerosi SNRs e possibile luogo di concentrazione di materia oscura.
Il risultato finale prodotto dai codici consiste nei flussi di raggi gamma e neutrini in funzione della longitudine e latitudine galattica; visto che abbiamo considerato solo
la componente adronica, i flussi calcolati sono significativi soprattutto lungo il piano galattico, mentre all’incrementare della latitudine la forte diminuzione della densit`a di colonna del gas rende importante anche il contributo dell’IC3. Bench´e non abbiamo
simulato l’IC, dal confronto dei nostri risultati con le misure di EGRET (vedere sotto) emerge come la componente adronica cessi di essere dominante gi`a a b 2◦: il fatto che l’emissione adronica risulti pi`u piccata rispetto a quanto determinato in precedenti analisi migliora le prospettive di rivelazione dei neutrini, infatti un segnale pi`u con- centrato spazialmente `e pi`u facile da distinguere dal fondo uniforme degli atmosferici. Inoltre, l’aver considerato pi`u in dettaglio le piccole latitudini galattiche rende il nostro modello complementare a quelli esistenti in letteratura [44] in cui i risultati vengono mostrati mediati su intervalli pi`u ampi in latitudine.
Ho poi estrapolato i flussi – che seguono la stessa legge di potenza dei RC – al ran- ge di energia nel quale esistono, almeno per i gamma, delle solide osservazioni, cio`e le energie dell’ordine del GeV per le quali sono disponibili le mappe prodotte da EGRET. Il confronto con EGRET `e stato eseguito in modo dettagliato, al variare di alcuni pa- rametri noti con considerevole incertezza (come l’andamento del fattore di conversione tra emissione del CO e densit`a di colonna dell’idrogeno molecolare, noto come XCO) e
al variare dei modelli di propagazione dei RC. Il profilo longitudinale `e risultato fittato molto bene dai dati teorici per scelte ragionevoli di questi parametri, e l’incertezza pi`u notevole che influisce sui flussi calcolati `e risultata essere quella sull’XCO.
Abbiamo considerato poi le poche osservazioni γ esistenti alle energie del TeV, confrontandole con i risultati da noi ottenuti, ottenendo un buon accordo con il flusso medio fornito dall’esperimento MILAGRO [8] per la regione 40◦ < l < 100◦; |b| < 5◦. Abbiamo anche osservato che, per quanto rigarda l’emissione proveniente dagli “spot” pi`u intensi (la regione del Cigno osservata da MILAGRO, il Centro Galattico osservato da H.E.S.S.) i flussi misurati sono compatibili con le previsioni solo a patto di assumere una sovradensit`a di Raggi Cosmici di alta energia olte che di gas in quelle regioni; allo stato attuale la simulazione della diffusione dei RC in simili regioni non `e fattibile per problemi di limitato tempo macchina.
Per quanto riguarda i neutrini, non essendo ancora possibile un vero confronto con le osservazioni, abbiamo innanzi tutto osservato che i flussi da noi calcolati sono compatibili con i limiti superiori forniti dall’esperimento AMANDA. Successivamente abbiamo discusso le possibilit`a di rivelazione dell’emissione diffusa da parte dei rivela- tori in costruzione e in progetto; sebbene questo compito, a causa del fondo dei neutrini atmosferici, risulti arduo, e richieda presumibilmente molti anni di presa dati, abbiamo osservato come gli “spot” intensi che vengono rivelati nel cielo gamma, come la regione del Cigno, potrebbero fornire un segnale in tempi ragionevoli.
Infine, abbiamo discusso la possibilit`a di espandere la nostra analisi per riprodurre
3La stima dell’IC sar`a comunque un passo da affrontare in futuro per avere un migliore raffronto
le intense emissioni da regioni ristrette dovute a forti sovradensit`a di RC in prossimit`a delle sorgenti: per far ci`o occorre un modello che consideri la distribuzione delle sin- gole nubi di gas e tratti la diffusione dei RC in modo pi`u preciso: a questo riguardo forniamo per ora dei risultati preliminari. Il confronto tra la distribuzione spaziale simulata e quella osservata potrebbe fornire preziose informazioni utili a distinguere la componente adronica da quella dell’IC e una possibile debole componente dovuta alla materia oscura.
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Un grandissimo ringraziamento va ai miei relatori Dario Grasso e Vincenzo Cavasinni che mi hanno seguito costantemente, incoraggiato e aiutato in questi mesi.
Ringrazio il prof. Steven Shore per gli interessanti spunti di riflessione.
Un ringraziamento particolare va a Luca Maccione e Carmelo Evoli con cui ho avuto il piacere di collaborare nella stesura dei codici numerici e che hanno discusso e approfondito insieme a me gli argomenti toccati nella tesi. Naturalmente ringrazio anche la S.I.S.S.A. di Trieste presso cui ho soggiornato per una settimana.
Infine ringrazio mio fratello Stefano per le consulenze informatiche.