I RAGGI COSMICI A SCUOLA:

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I RAGGI COSMICI A SCUOLA:

un viaggio tra astrofisica e fisica delle particelle un viaggio tra astrofisica e fisica delle particelle

con l’Osservatorio Pierre Auger con l’Osservatorio Pierre Auger

Viviana Scherini Viviana Scherini

Universit

Università del Salento | INFN Lecce à del Salento | INFN Lecce Viviana Scherini Universit

Viviana Scherini Universitàà del Salento | INFN Lecce del Salento | INFN Lecce

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La realizzazione del percorso “Raggi Cosmici” è stata possibile grazie al contributo di:

R. Antolini, C. Aramo, V. Bocci, M. Buscemi, L. Caccianiga, A. Candela, G. Cataldi, R. Colalillo, F. Convenga, M.R. Coluccia, P. Di Nezza, G. Di Sciascio, C. Evoli,

G. Galbato, A. Giampaoli, F. Iacoangeli, D. Liguori, S. Miozzi, R. Paoletti, N. Rossi, D. Rozza, M. Schioppa, I. Veronesi

https://web.infn.it/OCRA/percorso-raggi-cosmici/

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across the universe...

Astronomia

a Molti Messaggeri

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http://planck.cf.ac.uk https://apod.nasa.gov/apod/ap010202.html

https://glast.sites.stanford.edu/

Visibile

Microonde+Infrarosso

ESA - Planck

Raggi gamma

Fermi-LAT

Ultra-High Energy Cosmic Ray (UHECR)

https://www.auger.org

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SNR Colliding

galaxies

Blazar GRB

AGN

AGN-JETs

Raggi Cosmici: da dove?

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Le particelle guadagnano energia

attraversando fronti di materia in moto generato da fenomeni molto energetici (supernovae shock).

La velocità tipica del fronte è ~ 10⁴ km/s In fisica delle particelle l’energia viene misurata in elettronVolt (eV).

È definito come l’energia acquisita da un elettrone che attraversa una d.d.p. di 1 V. Sono molto usati i suoi multipli keV, MeV, GeV, TeV.

Accelerazione energetica Accelerazione energetica

Accelerazione di Fermi

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Le particelle guadagnano energia

attraversando fronti di materia in moto generato da fenomeni molto energetici (supernovae shock).

La velocità tipica del fronte è ~ 10⁴ km/s In fisica delle particelle l’energia viene misurata in elettronVolt (eV).

È definito come l’energia acquisita da un elettrone che attraversa una d.d.p. di 1 V. Sono molto usati i suoi multipli keV, MeV, GeV, TeV.

Accelerazione energetica Accelerazione energetica

Supernovae o jets

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Propagazione: interazioni col fondo Propagazione: interazioni col fondo

nuclei: photodisintegrazione e Produzione di coppia

su CMB (RB IR)

 + CMB, IR, RB e⁺+ e E_thr ~ 3 * 10¹⁴

/

_^eV

fotoni:

p + _CMB p + ^ n + ⁺

p + e⁺+ e protoni:

E_thr ~ 5 * 10¹⁹ eV

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Propagazione: campi magnetici Propagazione: campi magnetici

E

_max

/

^EeV

~ Z (B /

^^G

) (R /

^kpc

)

 ~ Z / E

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Raggi Cosmici: perchè?

sono molto abbondanti in natura

~ 300 particelle/s/m² 20% della radioattività naturale

→ scoprire la natura di sorgenti

astrofisiche galattiche ed extragalattiche e dei meccanismi di produzione ed

accelerazione di particelle

→ studiare le interazioni radiazione-materia fino ad energie inaccessibili persino ai

moderni acceleratori di particelle

→ messaggeri di fisica potenzialmente nuova (materia ed energia oscura)

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1896- 1903:

1896- 1903: Scoperta della radioattività naturale (H. Bequerel) e prime Scoperta della radioattività naturale (H. Bequerel) e prime misure (E. Rutherford)

misure (E. Rutherford) 1910:

1910: T. Wulf va sulla torre Eiffel e misura la concentrazione radioattiva ad T. Wulf va sulla torre Eiffel e misura la concentrazione radioattiva ad alta quota utilizzando un elettroscopio.

alta quota utilizzando un elettroscopio.

Flusso diminuiva con il crescere della Flusso diminuiva con il crescere della quota ma non come ci si aspettava quota ma non come ci si aspettava Primo problema….

Primo problema….

Wulf Electroscope (1909)

+

+ +

Allo stesso tempo Pacini in Italia effettuava delle misure simili a diverse profondità nel mare di fronte a Livorno

Raggi cosmici: quando?

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La scoperta La scoperta

I raggi cosmici provengono dallo I raggi cosmici provengono dallo

spazio (flusso aumenta con la quota) spazio (flusso aumenta con la quota)

il volo di Hess (1912)

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Raggi Cosmici: cosa?

Inizia la fisica delle particelle!

1932:

1932: Carl Anderson, scopre il positrone (antimateria)

1937:

1937: Neddermeyer e

Anderson, scoprono il muone 1940’s:

1940’s: altre scoperte, pioni e particelle strane

1932:

1932: Millikan vs Compton: fotoni o particelle cariche? Millikan vs Compton: fotoni o particelle cariche?

D. Skobeltsyn: foto dei RC in una camera a nebbia con campo magnetico

particelle cariche!

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Pierre Auger

Raggi Cosmici: chi?

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John Linsley

Energia delle particelle

fino a 10

²⁰

eV !!

[ 14 TeV è la massima energia raggiunta nei labortori del CERN ]

Raggi Cosmici: chi?

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L’Intensità dei RC decresce con l’energia L’Intensità dei RC decresce con l’energia

TECNICHE DI MISURA E < 10¹²- 10¹⁴eV

Osservazione diretta (es. Satelliti, Palloni aerostatici)

E > 10¹² - 10¹⁴ eV

Osservazione indiretta (sviluppo di sciami estesi in atmosfera)

Osservazione Diretta

Osservazione Indiretta

dN/dE

dN/dE   E _E

^-^-^^

FLUSSI ATTESI E > 10¹⁵ eV

1 particella / m²/ anno E > 10¹⁸ eV

1 particella / km²/ anno E > 10²⁰ eV

1 particella / km²/ secolo

 ~ 2.7~ 2.7

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Composizione chimica Composizione chimica

All’energia del GeV

~ 79% protoni

~ 15% nuclei di elio

~ 5% nuclei più pesanti

~ 1% elettroni e fotoni

~ 10^-5 10^-4 antiprotoni

- prodotti da sorgenti galattiche

almeno a bassa energia - isotropi

ma esistono misure di tracce di anisotropia a livello di 10^-3 al TeV

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Cosa fanno i raggi cosmici quando

entrano nell’atmosfera

terrestre?

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Raggi cosmici nell’atmosfera Raggi cosmici nell’atmosfera

Flusso verticale dei raggi cosmici nell’atmosfera con E > 1 GeV

Data points for measurements of negative muons

I muoni dominano il flusso dei raggi cosmici al livello del mare

~ 1-2 muoni/cm

²

/min

Sono prodotti a circa 15 km di quota L’energia media a terra è circa 4 GeV La distribuzione angolare è

proporzionale a cos²

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Raggi Cosmici “simulati” Cosmici “simulati”

Simulazioni Monte Carlo:

→ interazioni

→ rivelatore

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modello semplice:

produzione di coppia e Bremsstrahlung

Lo sviluppo si arresta quando è raggiunta l’ energia critica

→ perdita di energia per ionizzazione

_r ~ 37 g cm² , E_c ~ 85 MeV

Modello di Heitler

N₁ = 2 E₁=E₀/2 N₂ = 4 E₂=E₀/4

N_n = 2ⁿ E_n=E₀/ 2ⁿ

... ... ...

_r ∙ ln 2

n_r ∙ ln 2 2 _r ∙ ln 2

→ numero di particelle al massimo dopo n _c N_max = 2^nc= E₀/ E_c

→ profondità del massimo dello sciame

_max = _r ln (E₀/E_c)

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C’era una volta in Argentina

35°12′24″S69°18′57″W

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Collaborazione di 400 membri in 18 Paesi

L’Osservatorio Pierre Auger L’Osservatorio Pierre Auger

un array di 1660 stazioni Cherenkov sin una griglia esagonale di 1.5 km (~ 3000 km²)

4+1 edifici ai bordi dell’array (24+3 telescopi)

- array più denso (24km²)

rivelatori di muoni → AMIGA - 3 telescopi ad alta elevazione

→ HEAT

Radio detector

153 Antenne Radio → AERA

3000 km

²

Fluorescence detector FD Surface detector SD

Estensioni a bassa energia

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1.5 km

1.5 km 1.5 km

1.5 km

Camera: 440 PMTs

Apertura dei pixels: 1.5°

Rivelatore di fluorescenza (FD)

Rivelatore di superficie (SD)

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Non è sempre facile...

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v > c/n

particella carica CONO LUCE CHERENKOV

L’effetto Cherenkov L’effetto Cherenkov

Angolo in aria 1.4° in Acqua 41.2°

Segnale nei PMT Stazione Cherenkov

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I rivelatori di fluorescenza (FD)

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Il telescopio di fluorescenza

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Caviglia

Transizione tra raggi cosmici galattici ed extragalattici

“GZK”

La fine dello spettro

Spettro energetico Direzioni d’arrivo Composizione

Ricerca di fotoni e neutrini

Fisica adronica

GZK

Particle Data Group

Auger/TA

LHC 14 TeV

Ankle

Il caso scientifico Il caso scientifico

Svelare la natura e l’origine dei raggi cosmici di energia estrema >1 EeV

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S(1000)

→ energia Profilo longitudinale

FD – misura calorimetrica - duty cycle ~ 15%

Usa la scala di energia dell’FD per calibrare l’intero data sample SD

Densità di particelle a terra SD - duty cycle ~ 100%

Il design ibrido Il design ibrido

Xmax

→massa

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Energy scale uncertainty

Calibration with the FD energy scale

Auger Collaboration PRD 2020 arXiv 2008.06486

Energy resolution

SD: < 20% (zenith < 60° and E > 2.5 EeV)

Important to account for resolution effects in the SD-based spectra

Hybrid: 7-8 % Hybrid (zenith < 60°) [ICRC 2019]

Auger Collaboration PRD 2020 arXiv 2008.06486

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Scintillatori di area 3.8 m² (1 cm spessore) sopra ogni stazione dell’array di superficie

Scintillatori sensibili alla componente elettromagnetica dello sciame

In più

- elettronica veloce

- estensione del range dinamico - cross check con I rivelatori di muoni sotto terra

Scenario 2: photo-disintegrazione Scenario 1 : massima rigidità

Auger Prime

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Fisica dei raggi cosmici naturalmente interdisciplinare (astrofisica, astronomia, fisica delle particelle elementari).

Molti problemi ancora aperti:

- Origine e meccanismi di produzione non completamente svelati - Composizione chimica alle energie estreme ancora controversa

“ “ Take home message” Take home message”

Il mondo a noi accessibile

E' SOLO IL 5%!!

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Auger Open Data

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Auger Open Data

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Auger Open Data Auger Open Data

https://opendata.auger.org DOI:10.5281/zenodo.4487613

Scopo: uso da parte di una ampia comunità di persone in tutto il mondo

- Scienziati professionisti o cittadini interessati - Iniziative di Education and Outreach

Prima release Febbraio 2021

10% dei dati usati per le analisi di fisica

Dati quasi-raw & e ricostruiti ad alto livello Rivelatori di superficie e di fluorescenza Formato JSON e CSV

Tools di visualizzazione

Codice Python per l’analisi dei dati

→ A settembre una sezione dedicata a studenti ed educatori!

I RAGGI COSMICI A SCUOLA: