La Radiazione Cosmica di Altissima Energia

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La Radiazione Cosmica di Altissima Energia

• B. DEttorre Piazzoli
• Dipartimento di Scienze Fisiche, Università
  Federico II, Napoli

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I Messaggeri Cosmici
Lo studio dellUniverso viene condotto grazie a 4
differenti messaggeri

• Fotoni
• Raggi Cosmici
• Neutrini
• Onde Gravitazionali

Radiazione elettromagnetica Nuclei e particelle
carichi Particelle neutre Non ancora osservate
Per comprendere a fondo lUniverso bisogna saper
rivelare tutti i diversi messaggeri !!
per fare ciò ci vogliono occhi adatti
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Lo Spettro Elettromagnetico
Quello che vediamo noi
Ma cè di PIÙ
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Guardare lUniverso con nuovi occhi
Osservare lUniverso con nuovi occhi consente
di scoprire della nuova Fisica e quindi dei nuovi
fenomeni
Differenti immagini della Nebulosa del Granchio
Le osservazioni a diverse lunghezze donda
rivelano dettagli invisibili nellottico.
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LUniverso
LUniverso è composto da Stelle raccolte in
Galassie
1011 Stelle per 1011 Galassie
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Cosè una Galassia ?
Distanza Terra Sole 150 000 000 km 1 Unita
Astronomica (A.U.) La luce del Sole (v c 300
000 km/sec) impiega 8 minuti a giungere sulla
Terra 1 anno-luce
9.5 x 1012 km
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Cosè una Galassia ?
Distanza tipica tra Stelle in prossimità del Sole
Il sistema solare e troppo piccolo per essere
visto in questa scala
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Cosè una Galassia ?
Galassia insieme di Stelle, Gas e Polveri
tenute insieme dalla Gravità
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Esistono molti tipi di Galassie
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Esistono molti tipi di Galassie
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Stella tipica il Sole
by SOHO
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Eruzioni Solari
by SOHO
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La Struttura del Sole
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Lequilibrio di una Stella
La stabilità di una Stella è conseguenza
dellequilibrio tra lenergia rilasciata nel
processo di Fusione Nucleare e quella
Gravitazionale.
Durante tutta la vita di una stella queste 2
forze determinano le condizioni di equilibrio e
gli stadi evolutivi.
Durante il processo di Fusione Nucleare vengono
bruciati in successione nuclei di tutti gli
elementi chimici a partire dallIdrogeno.
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Da dove proviene lenergia ?
Quando la temperatura raggiunge circa 15 milioni
di gradi inizia la Fusione Nucleare al centro di
una stella
1 4He 2 e 2 neutrini energia
Ma da dove proviene lenergia ?
Dal fatto che la massa di 4 atomi di 1H è
maggiore della massa di 1 atomo di 4He
E mc2
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Evoluzione di una Stella
Una stella di grande massa brucia elementi sempre
più pesanti, ma si deve fermare al Ferro perché
questo è lelemento più stabile in natura.
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Linizio della fine

• Quando lIdrogeno si è esaurito
• la gravità non è più bilanciata
• la contrazione ed il riscaldamento continuano
• inizia il bruciamento di elementi più pesanti
• lenergia cinetica del collasso viene convertita
  in calore e gli strati esterni si espandono
• la stella può esplodere

Supernova
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Supernovae
Le stelle piú grandi finiscono la loro vita con
una spettacolare esplosione e diventano Supernovae
La sorte di una stella dipende dalla sua massa.
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Supernova 1987a nella Grande Nube di Magellano
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Stella come Laboratorio
Le stelle sono importanti perché si comportano
come laboratori che sintetizzano i differenti
elementi chimici
Quando una stella muore questi elementi vengono
distribuiti nellUniverso
Una parte e accelerata alle alte energie ? Raggi
Cosmici
Il gas interstellare viene compresso dallonda
generata dallesplosione della Supernova,
favorendo la nascita di nuove stelle che si
formano in un mezzo arricchito di elementi
chimici pesanti.
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Cosa sono i Raggi Cosmici ?
Sono particelle che provengono dallo spazio con
velocitá prossime alla velocitá della luce
(300.000 Km/sec).
Formano una sorta di pioggia che bombarda senza
sosta la nostra Terra da ogni direzione. Fuori
dallatmosfera terrestre su ogni metro quadrato
cadono circa 30000 particelle ogni secondo !!!
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Quali Particelle formano i Raggi Cosmici ?
I raggi cosmici sono nuclei di atomi di materia
ordinaria. Latomo piú comune nell Universo é
latomo di Idrogeno. Il suo nucleo é costituito
da un protone.
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Breve storia dei Raggi Cosmici
1912 Il fisico austriaco Victor Hess compie dei
voli in pallone a 5000 metri con degli
elettroscopi per scoprire lorigine delle
misteriose particelle che sembravano pervadere
latmosfera e che si ipotizzava provenissero
dalla Terra.
Scopre invece che più si sale di quota e più
queste particelle aumentano e ne deduce che le
particelle devono arrivare dallo Spazio, oltre il
Sole.
prende vita la fisica delle particelle
elementari
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Lenergia dei Raggi Cosmici
Lenergia dei R.C. si misura in elettron-volt
La luce radiazione elettromagnetica
costituita da fotoni di energia pari a circa 1 eV.
I R.C. sono particelle con energie che vanno dai
milioni di eV (MeV) fino a 100 miliardi di
miliardi di eV (1020 eV) !!!!
Queste sono energie così elevate che non si
riescono a raggiungere sulla Terra neanche con
gli acceleratori più potenti.
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Lo Spettro dei Raggi Cosmici
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Il Modello Standard dei R.C.
Origine Galattica fino al ginocchio i R.C.
sono prodotti da sorgenti nella nostra Galassia
(SNR).
Origine Extra-Galattica i R.C. di più alta
energia sono prodotti in altre Galassie.
Cosa accelera i R.C. fino a queste elevate
energie ?
Esistono sistemi astrofisici particolari che sono
dei veri e propri Mostri del cielo !!!
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Supernovae acceleratori di Raggi Cosmici ?
Lesplosione delle Supernovae accelera i nuclei
(dallIdrogeno fino al Ferro) prodotti nel corso
della vita delle Stelle.
Queste particelle sono i Raggi Cosmici di origine
Galattica
I R.C. sono un gas che permea tutta la Galassia.
Galassia bottiglia magnetica che confina i
R.C. per milioni di anni.
Il Sistema Solare si muove in questo gas.
1 parsec 3.3 anni-luce 3.1 1013 km 2 105 A.U.
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Abbondanza degli elementi
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Altre sorgenti dei Raggi Cosmici
Alle basse energie il nostro Sole
Alle alte energie Esplosioni di Supernova
Ad altissime energie Buchi neri, gamma-ray
bursts, oggetti sconosciuti dellUniverso.......
?????
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I Nuclei Galattici Attivi
M 87
Cygnus A
Sono Galassie con un Buco Nero al centro e con 2
jets simmetrici di materia.
(60 milioni di anni-luce)
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I Nuclei Galattici Attivi
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Perche si studiano i Raggi Cosmici ?
Lo studio dei Raggi Cosmici fornisce dati
sperimentali che permettono di formulare modelli
sulla struttura e sullevoluzione dellUniverso.
Consentono di indagare oggetti astrofisici
particolari (stelle binarie, buchi neri,
pulsars, ).
Inoltre, negli urti ad altissima energia delle
particelle primarie con i nuclei dellatmosfera
si possono studiare studi sulle interazioni tra
particelle elementari ad energie non
raggiungibili con gli acceleratori.
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Particelle cariche dal cosmo

• Protoni, particelle ?, nuclei pesanti
• Nessuna anisotropia significante è stata
  osservata
• (ben mescolata dal campo magnetico della
  Galassia)
• Energie oltre 1010 eV provengono dalla nostra
  Galassia
• (N.B. gli schermi di TV e PC usano fasci di
  elettroni di 103 eV
• Energie oltre 1018 eV sono di origine
  extragalattica
• Lintensità diminuisce rapidamente con E
  (secondo E-2.7)

Energia Intensità
1010 eV 1000 per m2 per sec
1012 eV 1 per m2 per sec
1015 eV 1000 per m2 per anno
1019 eV 1 per km2 per anno
Lenergia più alta rivelata è 1020 eV, circa 50
joule (lenergia di un pallone da calcio a 50
km/h in un solo protone!)
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Una lunga lista di problemi aperti

• Come/dove sono prodotti i raggi cosmici?
• Quali processi li accelerano fino ad energie
  così elevate?
• - Shock nelle Supernovae?
• - Sistemi binari compatti?
• - Nuclei Galattici Attivi?
• Perché i raggi cosmici di energia più elevata
  non provengono
• da qualche punto particolare?
• Perché ci sono dei cambi di pendenza nello
  spettro denergia
• dei raggi cosmici?
• - il ginocchio a 1015 eV (?1 PeV)
• - la caviglia a 1019 eV (?10 EeV)
• - lalluce (?) a 1021 eV (?1 XeV)
• Come fanno a giungere fino a noi i raggi cosmici
  di energia più
• elevata (1020 eV)?
• - linterazione con la radiazione di fondo (GZK
  cutoff)
• dovrebbe fargli perdere energia

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Prima degli acceleratori di particelle
Principali scoperte nella fisica delle particelle
elementari studiando le interazioni dei raggi
cosmici nellatmosfera 1932 positrone o
anti-elettrone (Anderson) 1937 muone ?
(Neddemeyer, Anderson) 1947 pione ?
(Powell)
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Scoperta del Pione
Nel 1947 Powell, Occhialini e Lattes scoprirono
l esistenza del pione grazie a osservazioni di
raggi cosmici fatte a Chacaltaya.
Nel 1950 Powell vince il premio Nobel Nel 1952
nasce il Laboratorio di Chacaltaya.
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Cosa ci interessa conoscere ?
Le caratteristiche piu rilevanti dei Raggi
Cosmici sono

• Natura (se è, ad esempio, un protone oppure un
  nucleo di ferro)
• Energia
• Direzione di provenienza nel cielo
• Sorgente di origine

Con queste informazioni si possono costruire dei
modelli per spiegare nascita, accelerazione e
propagazione dei Raggi Cosmici.
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Come scoprire le sorgenti di Raggi Cosmici ?
I raggi cosmici perdono la loro direzione
originaria perché sono particelle elettricamente
cariche e vengono deflesse dai campi magnetici
della Galassia. Ma i fotoni (ed i neutrini), che
vengono prodotti insieme ai raggi cosmici, non
sono deflessi e dalla loro direzione possiamo
individuare le sorgenti.
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Come si rivelano i Raggi Cosmici ?
Dallo spazio 1 - Esperimenti su pallone o
satellite Da Terra 2 Telescopi Cerenkov 3
Apparati di sciame
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Rivelatori di Raggi Cosmici
Telescopi Cerenkov
Satelliti
Rivelatori di sciami
106 109
1012 1015 1018 eV
Energia
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Gli Sciami Atmosferici Estesi
Sono il risultato dellinterazione dei Raggi
Cosmici con latmosfera.
Raggio Cosmico primario
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La Rivelazione degli Sciami Estesi
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I Rivelatori di Sciami Atmosferici Estesi
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Alcuni tra i piú importanti laboratori in alta
quota nel mondo....
In Europa Plateau Rosa Italia, Valle
dAosta - 3505 m Jungfraujoch Svizzera
3560 m Campo Imperatore Italia, Gran Sasso
- 2000 m Sull Himalaya Yangbajing - Tibet
- 4300 m Sulle Ande Chacaltaya - Bolivia -
5200 m
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Laboratorio della Testa Grigia
Plateau Rosa 3505 m
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Laboratorio della Testa Grigia
Fondato nel 1947 dal CNR (Consiglio Nazionale
delle Ricerche)
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Jungfraujoch 3560 m
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Sulle falde del Gran Sasso
Laboratorio di Campo Imperatore, 2000 m
(1985 2000)
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Esperimento EAS-TOP
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EAS-TOP dinverno
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EAS-TOP sotto la neve
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Chacaltaya, Bolivia, 5200 m
Il più alto laboratorio del mondo
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Chacaltaya - Bolivia
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La strada per Chacaltaya
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I rivelatori di Raggi Cosmici
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YangBaJing - Tibet
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Lesperimento ARGO-YBJ nel laboratorio di
YangBaJing
Longitudine 90 31 50 East Latitudine 30
06 38 North 4300 m sul livello el mare 90 Km
a Nord di Lhasa (Tibet)
Astrophysical Radiation with Ground-based
Observatory
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Interno del laboratorio
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Interno del laboratorio
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Proiezione spazio-temporale
Dati con 16 Cluster
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Dati con 16 Cluster Sciame che accende 444
pad Core dello sciame allinterno dellarea
del rivelatore
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I Raggi Cosmici al livello del mare
Sciami Estesi originati da Raggi Cosmici di
altissima energia (?1017 eV) possono essere
rivelati anche al livello del mare
Osservatorio Pierre Auger
Il sito
Un rivelatore
La superficie con i rivelatori
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Lo studio dei Raggi Cosmici si può fare anche a
scuola
Sui tetti di numerose scuole negli USA ed in
Giappone sono stati posti semplici rivelatori di
Raggi Cosmici gestiti dagli studenti.
Le scuole, distanti fra loro diversi km, vengono
messe tra loro in coincidenza. In tal modo si
possono studiare i grandi sciami di altissima
energia.
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In Conclusione
I principali obiettivi dello studio della
Radiazione Cosmica sono

• Identificazione delle sorgenti della radiazione
• Tramite lo studio delle particelle neutre (fotoni
  e neutrini)
• Composizione chimica
• Meccanismi di accelerazione e di propagazione
• Comprensione della struttura del ginocchio
  (?1015 eV)
• Comprensione dello spettro alle altissime
  energie (?1020 eV)

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guardando lUniverso con gli occhi della
Radiazione Cosmica è possibile scoprire aspetti e
strutture altrimenti invisibili.
Si aprono così nuovi orizzonti alla ricerca
Il vero viaggio della scoperta consiste, non nel
cercare nuove terre, ma nel guardare con nuovi
occhi. Marcel Proust (1871-1922)
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Astronomia del XXI secolo

• Raggi Cosmici di altissima energia
• Astronomia Gamma
• Astronomia dei Neutrini
• Onde Gravitazionali

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Limpegno dellINFN
Numerosi esperimenti per lo studio della
Radiazione Cosmica sono finanziati dallIstituto
Nazionale di Fisica Nucleare (INFN).
Astronomia Gamma Agile Glast Argo Magic
Raggi Cosmici Cream AMS-2 Pamela Auger
Onde Gravitazionali Virgo Antenne Criogeniche
Neutrini Nemo