Lezione 9 Raggi cosmici

SN 1987A

Lezione 9 Raggi cosmici

Corso di Fisica nucleare e subnucleare Paolo Maestro

a.a. 2016/17

Elettroscopio

Recipiente isolante e trasparente, nel quale è inserita, un’asticciola terminata in alto da una sferetta ed alla quale in basso sono appese due foglie sottilissime d’oro; avvicinando un corpo elettrizzato, le foglie divergono a causa delle azioni repulsive dovute alla carica, dello stesso segno, che è indotta su di esse.

U n e l e t t r o s c o p i o s i s c a r i c a v a spontaneamente, anche quando non c’era alcuna sostanza radioattiva nelle vicinanze, indicando la presenza di una qualche forma di radiazione che ionizza l’aria rendendola conduttiva.

Fu osservato che ciò succedeva in ogni luogo sulla Terra, pertanto si pensò che fosse dovuto al debole fondo di radioattività presente nella crosta terrestre.

2

Nel 1912 Victor Hesse (premio Nobel nel 1936) prova sperimentalmente l’esistenza della “radiazione cosmica” con un elettroscopio a foglie d’oro portato in volo su di un pallone aereostatico all’altezza di 5 km s.l.m.

Di che natura è questa radiazione ? Qual è la sua origine?

L’elettroscopio di Wulf: il primo rivelatore di raggi cosmici

Il tasso di ionizzazione misurato con

l’elettroscopio aumentava con l’altitudine,

indicando la presenza di una qualche forma

di radiazione di origine non terrestre.

A p a r t i r e d a l 1 9 1 0 d i f r o n t e all’Accademia Navale di Livorno, Domenico Pacini inizia uno studio sistematico della radiazione penetrante sul suolo e sul mare.

•  Il tasso di ionizzazione misurato da un elettroscopio immerso in acqua dimininuisce

•  Questa differenza si spiega con l’assorbimento da parte dell’acqua di una radiazione esterna presente nell’atmosfera

•  “Nuovo Cimento” VI/3, nel 1912: “esiste nell’atmosfera una sensibile causa ionizzante, con radiazioni penetranti, indipendente dall’azione diretta delle sostanze attive nel terreno”

•  Da cosa sono costituiti i raggi cosmici?

Raggi gamma (Millikan) o particelle cariche (Compton)?

Negli anni 1920, fu misurato che il flusso dei RC varia con la latitudine, come ci si attende per particelle cariche in moto nel campo geomagnetico terrestre è RC sono carichi

• 

Dal 1920 al 1950, fino all’affermazione delle macchine acceleratici di particelle, i raggi cosmici furono di estrema importanza per la fisica delle alte energie in quanto costituivano una sorgente naturale di particelle, spesso sconosciute.

•  Lo studio dei raggi cosmici portò alle scoperte di - Positrone (1932) Anderson, Occhialini

- Muone (1936) Anderson, Neddermeyer - Pione (1947) Powell

- V particles (kaoni, lambda) 1947-1950 e allo sviluppo di rivelatori di radiazione:

- Emulsioni nucleari - contatori Geiger

- tecnica di contatori in coincidenza

- Camera a nebbia (o di Wilson)

Contatore Geiger

Inventato nel 1913, misura radiazioni ionizzanti.

E’ costituito da un tubo metallico (catodo) contenente un gas a bassa pressione. Lungo l’asse del tubo è teso un filo metallico detto anodo.

Tra l’anodo e il catodo si stabilisce una differenza di potenziale di circa 1000 V.

Quando la radiazione attraversa il tubo, ionizza il gas creando delle coppie

ione-elettrone che vengono raccolti da anodo e catodo e formano un impulso

elettrico.

1938 Parigi. Pierre Auger e Roland Maze dimostrano che contatori Geiger disposti a diversi metri l’uno dall’altro registrano contemporaneamente l’arrivo di particelle da raggi cosmici.

Ulteriori esperimenti sulle Alpi, rilevano coincidenze tra contatori disposti anche a distanze di 200 metri l’uno dall’altro.

Ciò dimostra l’esistenza degli sciami atmosferici estesi (EAS), cascate di particelle secondarie prodotte dalle collisioni dei RC con le molecole dell’aria.

Molte di queste particelle secondarie, soprattutto elettroni, muoni, fotoni e neutrini arrivano fino alla superficie terrestre.

~100 particelle per m

²

al secondo

Gli sciami atmosferici

Fotoni Elettroni

Adroni

Muoni

Tevatron LHC

Composizione protoni: ~89%

nuclei: ~9% He, ~1% Z>2 e

^-

~1% e

⁺

~0.1%

p

^-

~0.01% γ-rays ~0.1%

Lo spettro energetico dei RC

Solari Galattici Extra-Galattici

Misure indirette

Misure dirette Origine

Il Sole è una sorgente di

radiazione elettromagnetica e particelle cariche (vento solare)

Nella nostra Galassia i resti di Supernova accelerano i RC.

I RC di altissima energia sono di origine extra-galattica.

Tevatron LHC

Misure dirette e indirette

Rivelazione diretta dei raggi cosmici primari

•  Esperimenti posti su palloni o satelliti in orbita

•  Rivelano i raggi cosmici prima che essi interagiscano con l’atmosfera.

•  Vantaggi: misurazione precisa di carica ed energia dei CR

•  Limiti: esposizione limitata e piccola accettanza à misura limitate a E<100 TeV

Rivelazione indiretta dei raggi cosmici

•  Per raggi cosmici di energia E>1 PeV si usano esperimenti sulla superficie terrestre o in laboratori sotterranei. Questi esperimenti rivelano i raggi cosmici secondari prodotti nell’interazione del primario con l’atmosfera.

•  Tecniche di rivelazione: EAS (Extensive air-shower) array Cherenkov telescope-array

Fluorescence detector

•  Misurano varie caratteristiche dello sciame: numero di secondari, distribuzione laterale dello sciame, direzione del raggio cosmico primario.

Gli esperimenti sotterranei possono rivelare solo le particelle più penetranti degli sciami cioè i muoni e i neutrini secondari.

•  Grandi superfici di rivelazione sono necessarie per UHE (Ultra-high energy) CR

Da dove vengono i Raggi Cosmici ?

Ad altissime energie:

... Buchi neri super massicci... gamma-ray bursts ??

... oggetti sconosciuti dell’Universo... ??

L’identificazione delle sorgenti di RC è correlata con la loro energia

Alle medie ed alte energie:

Esplosioni di Supernova ?

Cassiopea A

Alle basse energie:

Il nostro Sole

(eruzioni solari)

R ~ 6400 km 100 UA

[1 UA = 150000000 km]

~100 light years ~ 25 pc

[1 ly = 9.5×10

¹²

km ~ 63000 UA]

[1 pc = 3.26 ly]

~30 kpc ~300 Mpc ~30 Mpc ~30 Gpc ~3 Mpc

Le dimensioni dell'Universo visibile sono 10

²⁰

volte quelle della Terra.

Terra : nucleo atomico = Via Lattea : mela =

Universo : Toscana

×1000000 ×100000 ×1000 ×100 ×10 ×10 ×100

Ordini di grandezza astrofisici

Perché studiamo i Raggi Cosmici?

Ø  Qual è l’origine dei RC ?

§  Quali sono le sorgenti astrofisiche che li producono?

§  Qual è la loro composizione chimica ?

§  Quali sono i meccanimi che accelerano i RC fino ad energie irrealizzabili nei nostri laboratori sulla Terra?

§  Come si propagano i RC nella galassia?

Ø  Perché l’Universo che vediamo è costituito solo di materia e non antimateria?

Ci sono regioni di anti-materia nell’Universo?

Ø  Il problema della materia oscura

La materia ordinaria costituisce solo il 4% della massa dell’Universo.

Se esiste, la materia oscura può lasciare un segno nei raggi cosmici.

MISURE DIRETTE rivelatori su palloni,

satelliti, ISS

MISURE INDIRETTE

Spettrometro AMS-02

Osservatorio Pierre Auger Telescopio per

neutrini KM3NET

Come si misurano i raggi cosmici oggi

(3500 m di profondità nel mar Mediterraneo)

18

19

CREAM ATIC

TRACER TIGER

BESS-Polar

Negli ultimi 10 anni, misure dirette dei RC di altissima energia sono state fatte da vari strumenti portati nella stratosfera a circa 40 km di altitudine da palloni sviluppati dalla NASA.

Esperimenti su pallone in Antartide

Siti per il lancio dei palloni stratosferici della NASA

McMurdo, Ant Alice Springs, Aus

Wanaka, NZ Kiruna, Swe

Lynn Lake, Ca

Ft. Sumner, Nm

Palestine, Tx

Established Launch Site New Launch Site

L’involucro è di polietilene spesso 20 micron I palloni sono riempiti di elio

Diametro 140 m Volume 1.12×10

⁶

m

³

Possono portare un carico fino a 3600 kg ad un altezza di 42 km e rimanere in volo fino a 50 giorni

Long Duration Balloon

Cosmic Ray Energetics And Mass

Oggi i rivelatori di RC sono sofisticati strumenti elettronici capaci di registrare

milioni di eventi al secondo.

Paolo Maestro

CREAM-2 Pronti per il lancio

Paolo Maestro

CREAM launch

Traiettoria dei palloni

Paolo Maestro

Sito di impatto

Paolo Maestro

Operazioni di recupero

Paolo Maestro

Ø Timing Charge Detector (TCD) (Penn State Univ.)

•  5 mm thick fast (< 3 ns) plastic scintillator paddles

•  charge measurement from H to Fe (σ ~ 0.2-0.35 e)

•  backscatter rejection by fast pulse shaping

Ø  Silicon Charge Detector (SCD) (Ewha Womans University)

●  2 planes, 2916 Si pixels each Active area ~ 0.65 m²

●  charge measurement from Z=1 to Z~33 (σ ~ 0.1-0.2 e)

Ø  Cerenkov counter (University of Chicago, GSFC)

•  1 cm thick plastic radiator with blue wavelength shifter

•  low energy particles veto

CREAM-2 Instrument

Tungsten-SciFi Calorimeter (INFN)

Ø  50 × 50 cm²

Ø  3.5 mm W (1 X₀ )

Ø  0.5 mm Sci-Fibers

Ø  1 cm granularity

Ø  20 layers 20 X₀ , ~ 0.7 λ _ΙΝΤ

Ø  2560 channels (40 HPDs)

Be

C

B N

O

Ne Mg

Si

F Na Al

Cosmic-ray nuclei identification

Ø Timing Charge Detector (TCD)

•  5 mm thick fast (< 3 ns) plastic scintillator paddles

•  charge measurement from H to Fe (σ~ 0.2-0.35 e)

•  backscatter rejection by fast pulse shaping

Ø  Silicon Charge Detector (SCD)

2912 Si pixels, 380 µm thick. Active area ~ 0.65 m² charge measurement from Z=1 to Z=26 (σ~ 0.1-0.3 e)

Z_TCD

Energy measurement

B

N O

Fe

Ne Mg

Si

C

Energy deposited in CAL

CAL-TRD cross calibration dE/dx measured with TRD

Paolo Maestro

I rivelatori di CREAM misurano la carica e l’energia di ogni nucleo “cosmico” registrato.

Composizione chimica dei RC

Immagine del nucleo nel calorimetro

Impronta del nucleo nel rivelatore a Silicio

Un nucleo di Fe con energia 70 TeV

rivelato da Cream

Alpha Magnetic Spectrometer

AMS

Dimensioni: 5 m x 4 m x 3 m Peso: 7000 kg

Potenza consumata: 2000 W

Osservatorio di Raggi Cosmici sulla Stazione Spaziale

AMS Launch May 16, 2011

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ISS-CREAM Sp-X Launch 2016

JEM-EUSO Launch Tentatively planned for >2020?

CALET Launch Aug. 25, 2015

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Alpha Magnetic Spectrometer

I r a g g i c o s m i c i s o n o identificati dalla loro carica Z ed energia (E) (o impulso P)

Z , E , P s o n o m i s u r a t i indipendentemente dai vari rivelatori di AMS.

ASC　(Advanced Stellar Compass)

CAL/CHD

CAL/IMC

CAL/TASC CGBM/SGM

MDC　(Mission Data Controller)

FRGF (Flight Releasable Grapple Fixture)

CGBM/HXM

GPSR

(GPS Receiver)

HV Box

CALET (Calorimetric Electron Telescope)

40

・ Peso: 612.8 kg

・ Dimensioni: 185 cm × 80 cm × 100 cm

・ Potenza: 507 W

・ Downlink dei dati: 600 kbps (6.5 GB/giorno)

CGBM (CALET Gamma-ray

Burst Monitor)

HXM x2

LaBr₃(Ce)

SGM x1

BGO

7keV-1MeV

0.1-20MeV

CHD IMC TASC

CHD-FEC IMC-FEC

TASC-FEC CHD-FEC

IMC-FEC

TASC-FEC

CALORIMETER (CHD/IMC/TASC)

Gamma-ray 10 GeV Electron 1 TeV Proton 10 TeV

Sciami di RC nel calorimetro di CALET

Immagini fatte da Calet

Il calorimetro è fatto di cristalli di Tungstato di Piombo. I RC interagendo in essi sviluppano sciami come quelli atmosferici, ma più compatti. I cristalli, attraversati dallo sciame di particelle, emettono luce di fluorescenza, registrata da fotosensori.

Fermi Gamma-ray Space Telescope

Dimensioni 1.4x1.4x1 m Peso 3000 kg

Consumo 650 W

Field of view: 20% del cielo

Risoluzione angolare ~3° at 100 MeV e 0.04° a 100 GeV.

A pulsar is a type of rapidly rotating neutron star that emits electromagnetic energy at periodic intervals.

A neutron star is the closest thing to a black hole that astronomers can observe directly, crushing half a million times more mass than Earth into a sphere no larger than a city. Its matter is so compressed that even a teaspoonful weighs as much as a mountain. The pulsar Vela spins 11 times a second and is the brightest persistent source of gamma rays the LAT sees.

Gamma-ray sky (pulsar)

Gamma-ray sky (AGN, Blazars)

An active galaxy is one whose central region exhibits strong emissions at many different wavelengths.

What powers these emissions is a well-fed black hole millions of times more massive than our sun. Some of the infalling gas becomes diverted into a pair of oppositely directed particle jets streaming outward at nearly the speed of light. Famous members of this class include NGC 1275 (the bright radio source Perseus A); M87, which sports a jet that can be seen in visible light; and Centaurus A (NGC 5128), whose jet has been operating long enough to form two lobes of radio- and gamma-ray-emitting gas, each up to a million light-years long.

ARGO-YBJ

L’osservatorio ARGO si trova in Tibet presso il villaggio di Yangbajing, a 4300 m di quota.

Misura la componente carica degli air shower, cioè muoni ed elettroni che arrivano a terra.

ARGO è composto da un array di Camere a Piatti Resistivi (RPC) che ha un’estensione totale di 6700 mq.

Cos’è un RPC?

È un rivelatore in cui un gas riempie lo spazio compreso tra due strati di materiale molto resistivo e sottoposto

ad un forte campo elettrico.

Lungo la traccia della particella avviene una scarica che induce un

segnale elettrico su degli elettrodi esterni.

particella carica

1959 - Volcano Ranch, New Mexico

Nel deserto del New Mexico, Jonh Linsley e Livio Scarsi installano 19 contatori di raggi cosmici (scintillatori plastici con

area 3.3 m

²

ciascuno) disposti in un array a forma di esagono regolare (distanza massima di

1800 m)

Fra i tanti sciami estesi registrati, ne viene osservato uno contenente 30 miliardi di particelle originato da un cosmico primario di energia

E= 6×10

¹⁹

eV

Linsley muove la paglia (usata come isolante termico) su uno degli scintillatori per allontanare i serpenti, sempre presenti

nell’area desertica di Volcano Ranch.

I raggi cosmici ultra energetici

Gli oggetti più energetici osservati al mondo

In una particella microscopica è concentrata un’energia pari a quella di una pallina da tennis dopo un discreto

servizio:

68 g @ 150 km/h

~ 59 Joules

~ 3.7x10²⁰ eV

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L'osservatorio Pierre Auger

il più grande osservatorio del mondo per lo studio dei raggi cosmici, un team di scienziati di

diciassette nazioni

1600 telescopi per raggi cosmici ricoprono una superficie di 3000

km

²

della pampa Argentina

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Il sito (nell'emisfero SUD): Malargüe (Mendoza), Argentina

•  Vasta regione pianeggiante

•  Bassa densità di popolazione (scarsa illuminazione artificiale)

•  Condizioni atmosferiche favorevoli (copertura nuvolosa, trasparenza,pioggie,…)

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1600 rivelatori di superficie

Sono costituiti da taniche d’acqua dotate di fotomoltiplicatori. Rivelano la luce Cherenkov di muoni ed elettroni degli air shower che arrivano a terra.

I telescopi di fluorescenza (in totale 27) osservano la debole luce emessa dagli atomi di Azoto dell’atmosfera eccitati dai

secondari dello sciame

Con queste tecniche si può ricavare l’energia e la direzione di provenienza

dei raggi cosmici cercando quindi di individuarne le sorgenti.

Le tecniche di rivelazione

Un nuovo modo di fare astronomia

Identificazione delle sorgenti di raggi cosmici di altissima energia attraverso l’analisi ad alta statistica della loro direzione di arrivo

Le direzioni di arrivo dei raggi cosmici più energetici (cerchi) proiettate sulla sfera celeste (coordinate galattiche, proiezione di Aitoff)

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Il progetto EEE

Realizzare un network di telescopi di raggi cosmici distribuito su tutto il territorio

italiano.

I telescopi sono installati presso gli Istituti scolastici dove gli studenti partecipano alla costruzione, alla messa in

funzione del rivelatore ed alla presa dati.

Un gruppo di telescopi installati nel raggio di pochi chilometri permette la rivelazione di sciami estesi dovuti a

raggi cosmici primari di energia estrema

Gli elettrodi delle MRPC sono segmentati in 24 strip per la m i s u r a d e l l a c o o r d i n a t a trasversale Y del punto di impatto della particella.

La coordinata longitudinale X è misurata attraverso la differenza tra i tempi di raccolta dei segnali elettrici ai capi di ogni strip.

Il telescopio è capace di ricostruire la direzione di arrivo del raggio cosmico incidente. La coincidenza tra differenti telescopi si ottiene utilizzando un GPS.

Il telescopio di EEE è costituito da 3 multi-gap resistive

plate chambers (MRPC) di ∼ 2 m

²

.