Recenti progressi sullo studio dei raggi cosmici nell’energia del GeV

(1)

Recenti progressi sullo studio dei raggi cosmici

nell’energia del GeV

Mosè Giordano

Università del Salento

6 maggio 2013

(2)

Piano della presentazione

1

Introduzione

2

Risultati recenti

Fermi Gamma-ray Space Telescope Alpha Magnetic Spectrometer

3

Riferimenti bibliografici

Mosè Giordano (Università del Salento) Recenti progressi sullo studio dei raggi cosmici (GeV) 6 maggio 2013 2 / 27

(3)

Raggi cosmici

I raggi cosmici sono particelle cariche di alta energia che viaggiano nell’Universo. Composizione nella parte alta dell’atmosfera (per energia dell’ordine del GeV)

79% protoni 15% Ó

5% nuclei più pesanti 1% elettroni liberi 10 ⁻⁵ –10 ⁻⁴ antiprotoni

Distribuzione sostanzialmente isotropa

(4)

Raggi cosmici: abbondanza degli elementi

Confronto fra l’abbondanza degli elementi nei raggi cosmici e nel Sistema Solare. Crediti: M. S. Longair. «High Energy Astrophysics»

(5)

Raggi cosmici: lo spettro energetico

Osservazione

diretta (palloni e satelliti) per E < 10 ¹² eV − 10 ¹⁴ eV

indiretta (sciami estesi in atmosfera) per E > 10 ¹² eV − 10 ¹⁴ eV

Flussi

E ∼ 10 ¹⁵ eV: 1 particella/m ² /anno E ∼ 10 ¹⁸ eV: 1 particella/km ² /anno E ∼ 10 ²⁰ eV: 1 particella/km ² /secolo

Crediti: Sven Lafebre

(6)

Raggi cosmici: perché studiarli?

Obiettivi fisici dello studio dei raggi cosmici ad alte energie (GeV – TeV) sorgenti delle particelle accelerate

composizione chimica modelli di propagazione ricerca diretta di antimateria

rivelazione indiretta di materia oscura

(7)

Raggi gamma

Possibili sorgenti di raggi gamma nelle SNR adronica, decadimento di á ⁰ :

p + p → á ⁰ + X, á ⁰ → 2Õ leptonica

bremsstrahlung

e ffetto Compton inverso

(8)

Raggi gamma

Possibili sorgenti di raggi gamma nelle SNR adronica, decadimento di á ⁰ :

p + p → á ⁰ + X, á ⁰ → 2Õ leptonica

bremsstrahlung e ffetto Compton inverso

(9)

Fermi: l’esperimento

Osservatorio per lo studio dei raggi gamma (da 8 keV fino a oltre 300 GeV) emessi da corpi celesti. Obiettivi dell’esperimento:

comprensione meccanismo di accelerazione particelle in AGN, pulsar e SNR

studio sorgenti gamma non identificate e radiazione gamma di ffusa galattica ed extra-galattica

studio emissione ad altissima energia nei GRB

rivelazione indiretta della materia oscura, attraverso decadimento o annichilazione in fotoni o elettroni e positroni

osservazione evaporazione di MBH dalla presunta traccia di lampi gamma

È in orbita a 550 km d’altezza dall’11 giugno 2008

(10)

Fermi: strumentazione

Large Area Telescope (LAT), sensibile a singoli raggi gamma con energia tra 20 MeV e 300 GeV Gamma-Ray Burst Monitor (GBM), studio di fenomeni transienti (GRB e brillamenti) a energie relativamente più basse (tra 8 keV e 40 MeV)

(11)

Fermi: LAT

Crediti: http://www-glast.stanford.edu/instrument.html

(12)

Fermi: SNR osservate

196 192 188 184 180

12

8

4

0

-4

Galactic Longitude (deg)

Galactic Latitude (deg)

6

IC 443 Geminga

Crab

250

200

150

100

50

20

44 40 36 32 28

8

4

0

-4

-8

W44

Mappa del conteggio di raggi gamma in un campo di 20° × 20° attorno a IC 443 (sinistra, 1.5 kpc) e W44 (destra, 2.9 kpc) nell’intervallo di energia da 60 MeV a 2 GeV. Quadrati e croci indicano sorgenti gamma vicine, i rombi sorgenti precedentemente sconosciute. Crediti: Ackermann et al. [1]

(13)

Fermi-LAT: analisi dei dati

Power law (PL):

F (ê) = K ê ê 0

! ⁻ È

₁

Smoothly broken power law (BPL):

F (ê) = K ê ê 0

! ⁻ È

₁



 

  1 + ê

ê br

! (È

₂

− È

₁

)/Ó 

 

 

− Ó

ê ₀ = 200 MeV, parametro di smoothness del break fissato a Ó = 0.1

(14)

Fermi-LAT: analisi dei dati (cont.)

Energy (eV)

108 10⁹ 10¹⁰ 10¹¹ 10¹²

)-1 s-2 dN/dE (erg cm2E

10-12 10-11 10-10

Best-fit broken power law Fermi-LAT VERITAS (Acciari et al. 2009) MAGIC (Albert et al. 2008) AGILE (Tavani et al. 2010)

-decay π0 Bremsstrahlung Bremsstrahlung with Break

IC 443

Energy (eV)

108 10⁹ 10¹⁰ 10¹¹ 10¹²

)-1 s-2 dN/dE (erg cm2E

10-12 10-11 10-10

Best-fit broken power law Fermi-LAT AGILE (Giuliani et al. 2011)

-decay π0 Bremsstrahlung Bremsstrahlung with Break

W44

Spettro dei raggi gamma di IC 433 e W44, misurato da Fermi-LAT. Crediti: Ackermann et al. [1]

Modello K (cm

²

·s

⁻¹

·MeV

⁻¹

) È

₁

È

₂

ê

_br

(MeV) T S IC 443

PL (11.7 ± 0.2) × 10

⁻¹⁰

1.76 ± 0.02 · · · · · · 21651 BPL (11.9 ± 0.6) × 10

⁻¹⁰

0.57 ± 0.25 1.95

^+0.02_−0.02

245

⁺¹⁶₋₁₅

22010 W44

PL (13.0 ± 0.4) × 10

⁻¹⁰

1.71 ± 0.03 · · · · · · 6920 BPL (15.8 ± 1.0) × 10

⁻¹⁰

0.07 ± 0.4 2.08

^+0.03_−0.03

253

⁺¹¹₋₁₁

7351

(15)

Fermi-LAT: analisi dei dati (cont.)

Energy (eV)

108 10⁹ 10¹⁰ 10¹¹ 10¹²

)-1 s-2 dN/dE (erg cm2Gamma-ray flux E

10-12 10-11 10-10 10-9

W44

IC 443

decay model π0 Fitted Derived Proton spectrum VERITAS (Acciari et al. 2009) MAGIC (Albert et al. 2008)

1046 1047 1048 1049

dN/dE (erg)2Proton Spectrum E

Spettro dei raggi gamma e dei protoni progenitori, derivato dallo spettro dei raggi gamma con una BPL della forma

d N

_p

dp ∝ p

−s1



 

  1 + p

p

_br

!

_(s1−s2)/Ô



 

 

−Ô

Per IC 443: s

₁

= 2.36 ± 0.02, s

₂

= 3.1 ± 0.1, p

_br

= (239 ± 74)GeV/c

Per W44: s

₁

= 2.36 ± 0.05, s

₂

= 3.5 ± 0.3, p

_br

= (22 ± 8)GeV/c

Crediti: Ackermann et al. [1]

(16)

Fermi-LAT: analisi dei dati (cont.)

Si potrebbe pensare a un meccanismo di produzione dei raggi Õ prevalentemente leptonico

7 se il meccanismo fosse l’e ffetto Compton inverso, l’energia cinetica totale degli elettroni dovrebbe essere ∼ 10 ⁵¹ erg

7 un modello basato principalmente sulla bremsstrahlung non si adatta allo spettro dei raggi Õ osservato, a meno di introdurre un break ad hoc a 300 MeV/c

3 la bremsstrahlung elettronica può contribuire a basso livello K _ep = (dN _e / dp)/(dN p / dp) ∼ 0.01

(17)

Fermi-LAT: conclusioni

Le misure dello spettro dei raggi gamma effettuate da Fermi-LAT mostrano la

presenza di una caratteristica del decadimento di á ⁰ non compatibile con un

meccanismo primario di produzione di raggi gamma da elettroni relativistici

(bremsstrahlung o effetto Compton inverso). Ciò può essere interpretato

come una forte evidenza della presenza di protoni accelerati nelle SNR

(18)

Positroni

Una piccola parte dei raggi cosmici è costituita da antiparticelle, le quali sono prodotte dall’interazione fra i nuclei presenti nei raggi cosmici e gli atomi del mezzo interstellare (sorgente secondaria).

I positroni possono anche essere prodotti in pulsar o microquasars oppure attraverso l’annichilazione di materia oscura (sorgente primaria).

Si ritiene che i protoni siano prodotti soprattutto da sorgenti secondarie.

Prendendo in considerazione le perdite di energia dei raggi cosmici primari, ci si aspetta che gli elettroni abbiano uno spettro più “duro” rispetto ai

positroni, se questi sono soprattutto di origine secondaria. Se quest’ultima ipotesi fosse valida, la frazione di positroni dovrebbe diminuire all’aumentare dell’energia.

(19)

AMS-02: l’esperimento

È un modulo per condurre esperimenti di fisica delle particelle ad alte energie (dati pubblicati nel range 0.5 GeV–350 GeV) installato sulla Stazione Spaziale Internazionale, a 350 km di quota. Obiettivi dell’esperimento:

analisi dei raggi cosmici

studi sulla formazione dell’Universo ricerca di evidenze di materia oscura studio dell’antimateria

È stato montato a bordo della ISS il 19 maggio 2011

(20)

AMS-02: i rivelatori

Crediti: http://www.ams02.org/it/che-cosa-ams/strumenti/

(21)

AMS-02: i rivelatori (cont.)

Crediti: Aguilar et al. [2]

(22)

AMS-02: analisi dei dati

Crediti: Aguilar et al. [2]

(23)

AMS-02: analisi dei dati (cont.)

Fit con un modello minimale. Flussi di positroni ed elettroni Ð e

⁺

= C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

Ð e

⁻

= C _e

⁻

E ⁻ ^Õ

^e⁻

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

Frazione di positroni

Ð _e

⁺

Ð e

⁺

+ Ð e

⁻

= C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E ^/E

^s

C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _e

⁻

E ⁻ ^Õ

^e⁻

+ 2C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

(24)

AMS-02: analisi dei dati (cont.)

Fit con un modello minimale. Flussi di positroni ed elettroni Ð e

⁺

= C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

Ð e

⁻

= C _e

⁻

E ⁻ ^Õ

^e⁻

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

Frazione di positroni

Ð _e

⁺

Ð e

⁺

+ Ð e

⁻

= C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E ^/E

^s

C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _e

⁻

E ⁻ ^Õ

^e⁻

+ 2C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

(25)

AMS-02: analisi dei dati (cont.)

Fit con un modello minimale. Flussi di positroni ed elettroni Ð e

⁺

= C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

Ð e

⁻

= C _e

⁻

E ⁻ ^Õ

^e⁻

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

Frazione di positroni

Ð _e

⁺

Ð e

⁺

+ Ð e

⁻

= C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E ^/E

^s

C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _e

⁻

E ⁻ ^Õ

^e⁻

+ 2C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

(26)

AMS-02: analisi dei dati (cont.)

Fit con un modello minimale. Flussi di positroni ed elettroni Ð e

⁺

= C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

Ð e

⁻

= C _e

⁻

E ⁻ ^Õ

^e⁻

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

Frazione di positroni

Ð _e

⁺

Ð e

⁺

+ Ð e

⁻

= C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E ^/E

^s

C _e

+

E ⁻ ^Õ

^e+

+ C _e

⁻

E ⁻ ^Õ

^e⁻

+ 2C _s E ⁻ ^Õ

^s

e ^−E/E

^s

(27)

AMS-02: analisi dei dati (cont.)

Crediti: Aguilar et al. [2]

Õ _e

⁻

− Õ _e

⁺

= −0.63 ± 0.03 Õ _e

⁻

− Õ _s = 0.66 ± 0.05

C _e

+

/C _e

⁻

= 0.091 ± 0.001 C _s /C _e

⁻

= 0.0078 ± 0.0012

1/E s = (0.0013 ± 0.0007) GeV ⁻¹ =⇒ E _s = 760 ⁺¹⁰⁰⁰ ₋₂₈₀ GeV

ç ² /d.f. = 28.5/57

(28)

AMS-02: analisi dei dati (cont.)

Fluttuazioni della frazione osservata di positroni r _e (b, l)

hr _e i − 1 =

∞

¼

=0

¼ m=−

a _m Y ^m (á/2 − b, l)

Coe fficienti dello spettro di potenza angolare

C = 1 2 + 1

¼ m=−

|a _m | ²

Ampiezza dell’anisotropia di dipolo

Ö = 3 r C ₁

4á ≤ 0 .036 (95% CL)

(29)

AMS-02: conclusioni

Questi primi dati raccolti da AMS-02 mostrano

1

fino a 10 GeV, una diminuzione della frazione di positroni all’aumentare dell’energia

2

un evidente aumento della frazione di positroni da 10 GeV fino a

∼ 250 GeV

3

che la determinazione del comportamento della frazione di positroni fra 250 GeV e 350 GeV richiede una maggiore statistica

4

che la pendenza della frazione di positroni in funzione dell’energia diminuisce di un ordine di grandezza da 20 GeV a 250 GeV e non si osserva nessuna struttura fine

5

che il rapporto positroni/elettroni è compatibile con l’ipotesi di isotropia AMS-02 conferma quanto già trovato da PAMELA ( doi:

10.1038/nature07942), con una maggiore risoluzione, precisione migliore e

in un intervallo di energia più grande

(30)

AMS-02: conclusioni (cont.)

L’ipotesi di sola sorgente secondaria non è su fficiente per spiegare l’aumento della frazione di positroni, è necessario invocare un altro fenomeno

una o più pulsar vicine

7 distribuzione isotropa (altre pulsar vicine sconosciute?)

3 i dati si adattano bene a questo modello (arXiv: 1304.1791), rasoio di Occam

annichilazione di materia oscura 7 distribuzione isotropa

7 spettro positroni dovrebbe presentare un netto taglio intorno alla massa della particella originaria (e.g., e ç ⁰ e ç ⁰ → e ⁺ e ^- )

3 diminuzione della pendenza a 350 GeV anticipazione del taglio?

7 sezione d’urto di annichilazione sarebbe relativamente alta (hãvi & 10 ⁻²⁴ cm ³ /s, arXiv: 1304.1184)

7 massa dedotta della particella (& 350 GeV/c ² ) è incompatibile con risultati di altri esperimenti (XENON100: 55 GeV/c ² , arXiv: 1305.0224; CDMS:

8 .6 GeV/c ² , arXiv: 1304.4279; Fermi: ∼ 130 GeV/c ² , doi:

10.1088/1475-7516/2012/08/007; DAMA, CoGeNT: ∼ 10 GeV/c ² )

In ogni caso, i risultati attuali di AMS-02 non danno alcuna risposta definitiva, né in un senso né nell’altro, bisognerà attendere ulteriori dati e un miglioramento dei modelli teorici per poter trarre conclusioni più concrete

(31)

AMS-02: conclusioni (cont.)

L’ipotesi di sola sorgente secondaria non è su fficiente per spiegare l’aumento della frazione di positroni, è necessario invocare un altro fenomeno

una o più pulsar vicine

7 distribuzione isotropa (altre pulsar vicine sconosciute?)

3 i dati si adattano bene a questo modello (arXiv: 1304.1791), rasoio di Occam

annichilazione di materia oscura 7 distribuzione isotropa

7 spettro positroni dovrebbe presentare un netto taglio intorno alla massa della particella originaria (e.g., e ç ⁰ e ç ⁰ → e ⁺ e ^- )

3 diminuzione della pendenza a 350 GeV anticipazione del taglio?

7 sezione d’urto di annichilazione sarebbe relativamente alta (hãvi & 10 ⁻²⁴ cm ³ /s, arXiv: 1304.1184)

7 massa dedotta della particella (& 350 GeV/c ² ) è incompatibile con risultati di altri esperimenti (XENON100: 55 GeV/c ² , arXiv: 1305.0224; CDMS:

8 .6 GeV/c ² , arXiv: 1304.4279; Fermi: ∼ 130 GeV/c ² , doi:

10.1088/1475-7516/2012/08/007; DAMA, CoGeNT: ∼ 10 GeV/c ² )

In ogni caso, i risultati attuali di AMS-02 non danno alcuna risposta definitiva, né in un

senso né nell’altro, bisognerà attendere ulteriori dati e un miglioramento dei modelli

teorici per poter trarre conclusioni più concrete

(32)

AMS-02: conclusioni (cont.)

L’ipotesi di sola sorgente secondaria non è su fficiente per spiegare l’aumento della frazione di positroni, è necessario invocare un altro fenomeno

una o più pulsar vicine

7 distribuzione isotropa (altre pulsar vicine sconosciute?)

3 i dati si adattano bene a questo modello (arXiv: 1304.1791), rasoio di Occam

annichilazione di materia oscura 7 distribuzione isotropa

7 spettro positroni dovrebbe presentare un netto taglio intorno alla massa della particella originaria (e.g., e ç ⁰ e ç ⁰ → e ⁺ e ^- )

3 diminuzione della pendenza a 350 GeV anticipazione del taglio?

7 sezione d’urto di annichilazione sarebbe relativamente alta (hãvi & 10 ⁻²⁴ cm ³ /s, arXiv: 1304.1184)

7 massa dedotta della particella (& 350 GeV/c ² ) è incompatibile con risultati di altri esperimenti (XENON100: 55 GeV/c ² , arXiv: 1305.0224; CDMS:

8 .6 GeV/c ² , arXiv: 1304.4279; Fermi: ∼ 130 GeV/c ² , doi:

10.1088/1475-7516/2012/08/007; DAMA, CoGeNT: ∼ 10 GeV/c ² )

In ogni caso, i risultati attuali di AMS-02 non danno alcuna risposta definitiva, né in un senso né nell’altro, bisognerà attendere ulteriori dati e un miglioramento dei modelli teorici per poter trarre conclusioni più concrete

(33)

AMS-02: conclusioni (cont.)

L’ipotesi di sola sorgente secondaria non è su fficiente per spiegare l’aumento della frazione di positroni, è necessario invocare un altro fenomeno

una o più pulsar vicine

7 distribuzione isotropa (altre pulsar vicine sconosciute?)

3 i dati si adattano bene a questo modello (arXiv: 1304.1791), rasoio di Occam

annichilazione di materia oscura 7 distribuzione isotropa

7 spettro positroni dovrebbe presentare un netto taglio intorno alla massa della particella originaria (e.g., e ç ⁰ e ç ⁰ → e ⁺ e ^- )

3 diminuzione della pendenza a 350 GeV anticipazione del taglio?

7 sezione d’urto di annichilazione sarebbe relativamente alta (hãvi & 10 ⁻²⁴ cm ³ /s, arXiv: 1304.1184)

7 massa dedotta della particella (& 350 GeV/c ² ) è incompatibile con risultati di altri esperimenti (XENON100: 55 GeV/c ² , arXiv: 1305.0224; CDMS:

8 .6 GeV/c ² , arXiv: 1304.4279; Fermi: ∼ 130 GeV/c ² , doi:

10.1088/1475-7516/2012/08/007; DAMA, CoGeNT: ∼ 10 GeV/c ² )

In ogni caso, i risultati attuali di AMS-02 non danno alcuna risposta definitiva, né in un

senso né nell’altro, bisognerà attendere ulteriori dati e un miglioramento dei modelli

teorici per poter trarre conclusioni più concrete

(34)

Riferimenti bibliografici

M. Ackermann et al., Fermi LAT Collaboration. «Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants». In:

Science 339 (feb. 2013), pp. 807–811. doi: 10.1126/science.1231160.

arXiv: 1302.3307.

M. Aguilar et al., AMS Collaboration. «First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5–350 GeV». In: Physical Review Letters 110.14, 141102 (apr. 2013), p. 141102. doi: 10.1103/PhysRevLett.110.141102.

(35)

Fermi-LAT: specifiche tecniche

16 torri 37 × 37 × 66 cm ³ Anticoincidenza

scintillatore plastico costituito da 89 sezioni individuali Tracker/Convertitore

16 piani di tracker al silicio

18 strati di convertitori al tungsteno Calorimetro

96 scintillatori CsI, disposti su 8 strati, orientazioni alternate

profondità verticale totale: 8.6 lunghezze di radiazione

(36)

Fermi-LAT: prestazioni

campo di vista: 60° dall’asse dello strumento, 20% del cielo

68% raggio di contenimento della PFS a 100 MeV: circa 3°, a 100 GeV:

circa 0.04°

area e fficace nel centro del campo di vista: 700 cm ² a 1 GeV, diminuisce a energie maggiori

e fficienza di reiezione del fondo di particelle cariche: 99.97%

orbita di 96 min

(37)

Fermi-LAT: analisi dei dati (cont.)

Energy (eV)

10-7 10^-5 10^-3 10^-1 10 10³ 10⁵ 10⁷ 10⁹ 10¹¹10¹² )-1 s-2 dN/dE (erg cm2Gamma-ray flux E -1310

10-12 10-11 10-10

decay π0 Mixed model Inverse Compton Bremsstrahlung Bremsstrahlung with Break

Energy (eV)

10-7 10^-5 10^-3 10^-1 10 10³ 10⁵ 10⁷ 10⁹ 10¹¹10¹² )-1 s-2 dN/dE (erg cm2Gamma-ray flux E -1310

10-12 10-11 10-10

decay π0 Mixed model Bremsstrahlung Bremsstrahlung with Break

Distribuzione spettrale dell’energia di IC 443 (sinistra) e W44 (destra) in un modello in cui la bremsstrahlung elettronica è il processo radiativo dominante nella banda dei raggi Õ . Nella banda radio il processo radiativo dominante è l’emissione di sincrotone. Parametri utilizzati,

per IC 443: s

₁

= 1.72, s

2

= 3.2, p

br

= 10GeV/c, B = 50 µG, n = 300/cm

³

, W

_e

= 5 · 10

⁴⁷

erg (> 1 GeV/c);

per W44: s

₁

= 1.74, s

2

= 3.7, p

br

= 10GeV/c, B = 90 µG, n = 650/cm

³

, W

_e

= 6 · 10

⁴⁷

erg (> 1 GeV/c).

Crediti: Ackermann et al. [1]

(38)

AMS-02: specifiche tecniche e prestazioni

magneti

magnete permanente: 6000 blocchi in Nd-Fe-B, opera a temperatura ambiente. Produce un campo di 1.4 kG al centro. Combinato con il tracker, ha una rigidità massima rilevabile di 2.2 TV

magnete superconduttore: 14 bobine di materiale superconduttore avvolte su struttura d’alluminio. Corrente nelle bobine genera campo magnetico di 8 .7 kG al centro. Opera a 4 K, raffreddato da 2500 l di elio superfluido a 1.8 K TRD: 5248 tubi proporzionali 6 mm di diametro, lunghezza massima 2 m disposti in moduli da 16 tubi, riempiti di mistura Xe:CO ₂ 90:10. I 328 moduli sono montati su 20 strati. Valore stimatore per e ^± : ∼ 0.5, per p:

∼ 1. Potere di reiezione al 90% di e fficienza di e ^± : 10 ³ − 10 ⁴ TOF: quattro strati, due sopra e due sotto il magnete. Ogni piano contiene 8–10 contatori a scintillazione, ciascuno dotato di 2–3 PMT.

Risoluzione della carica: ÉZ ≈ 0.05 a Z = 1. Risoluzione temporale media: 160 ps, risoluzione totale della velocità: 4% per Ô ≈ 1 e Z = 1.

Risoluzioni massime: Ét/t ∼ 50 ps e ÉÔ/Ô ∼ 1% per Z > 5

(39)

AMS-02: specifiche tecniche e prestazioni (cont.)

Tracker al silicio: 192 unità, ciascuna contenente sensori al silicio.

Risoluzione spaziale migliore di 10 µm, risoluzione della carica:

ÉZ ≈ 0.06 a Z = 1

RICH: due radiatori dielettrici non sovrapposti, uno con n = 1 .33 =⇒ Ô > 0.75, circondato da un altro radiatore con

n = 1 .05 =⇒ Ô > 0.95. I fotoni Čerenkov sono rivelati da un array di 10 880 sensori con una granularità spaziale e fficace di 8.5 × 8.5 mm ² a una distanza di espansione di 45 cm. Risoluzione della velocità

ÉÔ/Ô ∼ 1/1000

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AMS-02: specifiche tecniche e prestazioni (cont.)

ECAL: pancake di 9 super-strati per un’area attiva di 648 × 648 mm ² e uno spessore di 166.5 mm (17 lunghezze di radiazione). Ogni

superstrato è spesso 18.5 mm ed è fatto di 11 lamine scanalate di piombo spesse 1 mm l’una intercalati con strati di fibre a scintillazione da 1 mm di diametro, incollate insieme da una resina epossidica. La capacità di imaging del rivelatore si ottiene sovrapponendo i superstrati alternati alle fibre parallelamente all’asse x (4 strati) e all’asse y (5 strati). Il pancake ha una densità media di 6.9 g/cm ³ e una massa totale di 496 kg. Risoluzione energetica ã(E)/E = p

(0.104) ² /(E/GeV) + (0.014) ² ACC: circonda il tracker con 16 pannelli curvi a scintillazione lunghi 0.8 m per rigettare particelle con grande angolo di incidenza. Efficienza:

0.999 99

Separazione e ^± /p: 10 ⁶ a 400 GeV/c

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Recenti progressi sullo studio dei raggi cosmici nell’energia del GeV