L atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei raggi cosmici. Piero Galeotti 1

Transcript

1 L atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei raggi cosmici. Piero Galeotti 1

2 La radioattività (Henri Becquerel, 1896) Decadimenti radioattivi α nuclei di He (Z=+2) β elettroni (Z=-1) γ fotoni (Z=0) Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 2

3 padre Theodor Wulf (1910) Domenico Pacini (1905)

4 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. Piero Galeotti, Università di Torino 4

5

6 La struttura dell atomo e la scoperta del nucleo atomico è stata ottenuta da Rutherford in un classico esperimento del Piero Galeotti, Università di Torino 6

7 Si ritiene che i componenti elementari della materia siano quark e leptoni, e che le particelle elementari siano: adroni (3 quark), mesoni (2 quark) e leptoni. Piero Galeotti, Università di Torino 7

8 Il modello standard Le particelle forza u d c s t b g gluoni (8) γ fotone W +,W -, Z bosoni H bosone di Higgs ν e ν µ ν τ e µ La materia di cui siamo fatti τ Raggi cosmici Si possono produrre in laboratorio + le antiparticelle ossia l antimateria Piero Galeotti, Università di Torino 8

9 Particelle fondamentali Carica massa crescente +2/3-1/3 u d c s t b quarks (q) 0-1 ν e ν µ ν τ e µ τ leptons Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 9

10 1927 Dimitry Skobelzyn fotografa le prime tracce da particelle di raggi cosmici 1932 Carl Anderson scopre il positrone 1933 Patrick Blackett e Giuseppe Occhialini fotografano la coppia positroneelettrone 1937 Seth Neddermeyer e Carl Anderson scoprono il muone P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 10

11

12 Astroparticle Physics 12

13 P.Galeotti Raggi cosmici 13

14 Raggi cosmici: un legame tra astrofisica, cosmologia e fisica delle particelle elementari

15 P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 15

16 Piero Galeotti, Università di Torino 16

17 L atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei raggi cosmici. P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 17

18 ~10 2 /m 2 /secondo ~E -2.7 misure indirette (da EAS) Ginocchio misure dirette palloni, satelliti ~E -3.1 ~1/m 2 /anno ~1/km 2 /anno Caviglia ~E -2.7 ~1/km 2 /secolo P.Galeotti Raggi cosmici 18

19 100/m 2 /secondo 1/m 2 /anno 1/km 2 /anno 1/km 2 /secolo P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 19

21 λ = h mv Solo i muoni e i neutrini riescono a penetrare sotto grandi spessori di roccia.

22

23

24

25 recovery level flight at 32km exp. time 150hrs launching mid. July dismounting early August process. mid. Aug. construction early May (ISAS, ICRR) P.Galeotti Raggi cosmici 25

26 RUNJOB detector target ( 10 cm) spacer ( 20 cm) thin EC ( 5 c.u.) diffuser ( 4 cm)

27 Balloon Trajectory landing launching P.Galeotti Raggi cosmici 27

29 MISURE DIRETTE Interstellar fluxes Solar modulation Geomagnetic effects

30

31

32

33

34

35 Launch in Feb 2007 Large Area Telescope (LAT) 16 Tracker Modules (silicon-strip detector) Calorimeter Anti coicidence detector 20 MeV < E < 300 GeV field of view 2.5 sr Burst Monitor 10 KeV < E < 25 MeV field of view: 8 sr

36 Third EGRET catalog 271 sorgenti

37 AMS is studying extraterrestrial p +, e -, γ; antimatter nuclei (anti-he, C, 10-9 ); light isotopes;

38 M. Bertaina Astroparticle Physics 38

39 sciami estesi (EAS, Extensive Air Shower) Quando attraversa l atmosfera terrestre a) il raggio cosmico (particella primaria) collide con i nuclei dell aria provocando una b b) cascata di particelle secondarie di energia più bassa, che a loro volta a c) subiscono ulteriori collisioni producendo così uno sciame di miliardi e più di particelle che raggiungono il suolo terrestre in un area la cui estensione può essere anche di diversi chilometri quadrati. Oltre cento particelle secondarie di sciame attraversano il nostro corpo ogni secondo! e l esposizione aumenta con l altitudine (i raggi cosmici sono di grande importanza in biologia; contribuendo, a lungo andare, alle mutazioni genetiche, hanno giocato e continuano a giocare un ruolo rilevante nell evoluzione della vita sulla Terra) c Gli sciami EAS contengono di tutto: nucleoni, nuclei, gamma duri, mesoni (π ±,π 0,K ±, ), leptoni carichi (e ±, µ ±, τ ± ), neutrini (ν e, ν µ, ν τ ).

40 MISURE INDIRETTE Le tecniche indirette misurano i prodotti secondari dell interazione dei raggi cosmici in atmosfera. EAS EXTENSIVE AIR SHOWER 1 atm=1030 gr/cm 2 X 0 =36.7 λ a =90 gr/cm 2 Nell interazione l identita del primario e perduta. Solo in modo statistico, con analisi multiparametriche si possono separare gruppi di elementi (p+he, CNO, Fe) 28X 0 11λ a Fondamentale il ricorso alle simulazioni estrapolando alle alte energie i risultati degli acceleratori

41 Raggio Cosmico primario Emissione di fluorescenza Azoto Xmax massimo sviluppo dello sciame Cerenkov in aria λ abs ~15Km v>c/n aria E e =21MeV 4 5 y/m. α=arccos(1/nβ) n=n(h) Ne>10 8 e E~ ev α air ~ 1.3 o R ~ 200m 30 γ/m ( nm ) Fly s Eye Utah nm Fotoni di Fluorescenza UV Emissione isotropa Osservabili Ne ~E 0 Nµ Sciame elettromagnetico e +,e -,µ +,µ -,γ X MAX direzione Radiazione Cerenkov P.Galeotti Raggi cosmici 41

42 I metodi density sampling e fast timing Il Gruppo Raggi Cosmici guidato da Bruno Rossi al M.I.T. mette a punto una nuova tecnica per determinare l energia e la direzione di arrivo del CR primario che ha originato lo sciame EAS: Density sampling : la distribuzione della densità di particelle secondarie osservate in diverse posizioni in un array di contatori è usata per localizzare il centro dello sciame EAS, e per risalire all energia del CR primario. EAS Fronte dello sciame v~c Atmosfera 1 2 m array di rivelatori a terra Fast timing : la direzione d arrivo del CR primario (assunta coincidente con l asse dello sciame EAS) è determinata dalle differenze tra i tempi d arrivo del fronte dello sciame di particelle sui vari contatori. La tecnica del density sampling e del fast timing è alla base dei tanti esperimenti con array di rivelatori di particelle P.Galeotti Raggi cosmici 42

43 gli apparati sciami e.m. misurano densita e tempo di arrivo delle particelle (e,µ,γ) su di una matrice di rivelatori al suolo. T 1 <T 2 <T 3 direzione N 3 >N 4 >N 2 d.l. Ne numero totale di particelle T 1 T 2 N 3 N 4 T 3 N 2 Energia primario 2 parametri dello sciame e.m. permettono di separare nuclei leggeri da nuclei pesanti Nµ/Ne X(Ne max ) altezza del massimo (Nµ/Ne) Fe > (Nµ/Ne) p X(Ne max ) Fe > X(Ne max ) p

44 v l = c/n θ A B C v = βc βn > 1 ϑ = arccos 1 βn ϑ max = arccos 1 n Piero Galeotti 44

45 Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 45

46 Observation time necessary to detect the CRAB Nebula TeV signal: Whipple, h HEGRA, m HESS, s!!!!

47 fisici... P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 47

48 ...alpinisti... P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 48

49 ...o minatori P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 49

50 Chakaltaya, 5200 m s.l.m. E th = 5 TeV P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 50

51

52 EAS-TOP Campo Imperatore TeV 10PeV 35 moduli a scintillatore da 10m 2 su 0.1Km 2 E 0 ~ 100 TeV calorimetro adronico muon tracking 144 m 2 7 telescopi cerenkov

53 Inizio del progetto Gran Sasso (A. Zichichi, 1984) P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 53

56 m.w.e. cos (deg.)

57 The MACRO Gran Sasso SΩ 10,000 m 2 sr from 1989 to m 76 m 12 m 3 Subdetectors: Scintillators Limited Streamer tubes Nuclear track detectors

58 Il rivelatore LVD LVD è suddiviso in contatori esterni (~ 430ton) e in contatori interni (~ 570ton) 840 tank di 1,5m 3 in tre torri di 35 portatank (gruppi di 8 tank) ciascuna Ogni tank contiene 1,2ton di scintillatore liquido (d=0,78g/ cm 3, C n H 2n+2 con <n> 9,6) ed è monitorata da 3 PMTs P.Galeotti 58

59 Spettro dei µ sottoterra p + p π ± (K ± ) + X µ ± + ν µ (ν µ ) e ± + ν µ (ν µ ) + ν e (ν e ) τ µ = 2,2µ s s = vτ µ = 660m P.Galeotti Raggi cosmici 59

60 Piero Galeotti 60 d Dilatazione dei tempi e contrazione delle lunghezze c d t 2 0 = Δ ( ) ( ) t c t v l Δ + Δ = ( ) t t t t c v Δ = Δ = Δ = Δ γ β c l t 2 = Δ

61

62

63 12 lines of 25 storeys 900 PMs The ANTARES Detector

65 Esperimenti su pallone Fisica Astroparticellare Elisa Falchini 65

66

68 Observation mode of JEM-EUSO Vertical Mode Tilted Mode

69 Field of View

70

71 EAS DETECTOR: EUSO APPROACH To obtain a statistical significant sample of EECR events at E > ev, with flux value at the level of: 1 particle/year/100 km 2 or with very low interaction cross section (neutrinos), a giant detector is required. The Earth atmosphere, viewed from space with an acceptance area of the order of km 2 sr, and a target mass of the order of tons constitutes an ideal target to UHE CR and cosmic neutrinos.

72

73 Volcano Ranch, New Mexico 1959 John Linsley e Livio Scarsi rilevano un RC di energia molto elevata: lo sciame secondario contiene 30 miliardi di particelle 1962 viene rilevato il primo RC di energia E 0 = ev. Lo sciame secondario contiene 50 miliardi di particelle (10 20 ev è un energia sufficiente a sollevare una massa di 1.5 kg ad un altezza di un metro) P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 73

74 L osservatorio Auger, Area 3000 km 2 SD 1600 contatori spaziati ogni 1.5 km FD 24 telescopi in 4 siti P.Galeotti, Univ. Torino I lunedi dell'università 5/3/

77 Si ritiene che i raggi cosmici di energie intermedie siano accelerati dai resti di supernovae P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 77

79 Piero Galeotti 79

84 AGN Unified Model According to the Unified Model all AGNs share the same fundamental mechanism. Source of energy: super massive black hole ~ solar masses + accretion disk Fuel: 1-10 solar masses /year

87 Cosmic Ray Propagation in our Galaxy Deflection angle < 1 degree at ev

88 ν 2 <B> = 1 ngauss, <d> = 30 Mpc 2 proton (E=10 20 ev) EUSO FOV ISS The neutrino error box is limited only by the instrument angular resolution, the proton error box is dominated by the intergalactic magnetic fields.

89 Natural ν Fluxes Cosmologici Supernova Solari Atmosferici Astrofisici

90

91

92 la caviglia segna il passaggio tra r.c. galattici ed extra galattici? GINOCCHIO CAVIGLIA Limite GZK γ=2.7 γ=3.0 γ=2.7 Componente Extragalattica? Limite R.C. Galattici?

93 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

94 Struttura del Sole Caratteristica Valore Distanza m Raggio m Massa Kg Densità kg/m 3 Luminosità W Temperatura effettiva 5800 K Densità centrale kg/m 3 Pressione centrale Pa Temperatura centrale K Età s

95 L'energia rilasciata nel processo di fusione nucleare bilancia le forze gravitazionali Durante tutta la vita di una stella queste due forze determinano le condizioni di equilibrio e gli stadi evolutivi 95

96 Il Sole deve avere un'età almeno pari a quella della Terra (4, anni) e non deve aver avuto variazioni troppo grandi di luminosità. Ciò vuol dire che, nel complesso, deve aver prodotto l'energia. corrispondente a ε ~ J/kg. L'ossidazione del carbonio fornisce solo ε ~ J/kg, mentre la contrazione gravitazionale può aver prodotto, in tutto l'energia: Le reazioni di fusione di H in He sono invece in grado di produrre e ~ J/kg e di garantire l'esistenza del Sole per oltre anni. R E P = ( 4 πr 3 ρ)(4πr 2 ρdr) G 3 r = 0 R = 1 3 (4πρ)2 G r 4 dr = 3 GM 2 5 R 0 = J 96

97 Fusione nucleare A circa 15 milioni di gradi avviene la fusione al centro di una stella 4 ( 1 H) 4 He + 2 e neutrini + energia Ma da dove proviene l'energia? Dal fatto che la massa di 4 1 H e' maggiore della massa di 1 4 He E = mc 2 P.Galeotti 97

98 Quanta energia viene liberata? L'energia liberata è ~ 26 MeV = 4 x Joule = 1 x Calorie Il Sole libera questa energia volte al secondo ma ha atomi di H da bruciare 98

99 Piero Galeotti, University of Torino 99

103

104 Il nucleo raggiunge la composizione di ferro e nichel temperatura di gradi, fotoni di alta energia Curva dell energia di legame dei nucleoni nei nuclei Non possono aver luogo ulteriori trasformazioni nucleari esotermiche Fotodisintegrazione endotermica del Fe 104

106 I nuclei sono caratterizzati da: 1) un numero di massa A (detto anche peso atomico). Si dicono isobari i nuclei con A costante. Il peso atomico esprime il numero di nucleoni nel nucleo, ossia la somma di protoni (di carica +1) e neutroni (di carica 0). 2) un numero atomico Z. Si dicono isotopi i nuclei con Z costante. Il numero atomico Z esprime il numero di protoni nel nucleo, uguale al numero di elettroni orbitali per atomi neutri. 3) un numero neutronico N. Sono detti isotoni i nuclei con N costante. Ovviamente deve essere A = Z + N. Piero Galeotti 106

107 Isotopi: Z costante, A variabile (perchè varia N) Isobari: A costante, Z e N variabili (Z + N costante) Isotoni: N costante, A variabile (perchè varia Z) La scala dei pesi atomici è nata sulla base delle combinazioni chimiche degli elementi, assegnando il valore 16 all ossigeno (scala chimica). Dopo aver scoperto, e misurate le abbondanze di altri isotopi dell ossigeno, è stato assegnato il peso atomico 16, a questo elemento chimico (scala fisica). La densità nucleare vale ρ = Am n 4 πr = Am n 3 4 πr A = 3m n 4πr = kg / m 3 0 Piero Galeotti 107

108 Nuclidi (nuclei) e nucleoni (protoni e neutroni) sono termini generici. Un nucleo si indica, ad esempio, con: 1 H, 4 He, 16 O, 56 Fe, 238 U, ecc I nuclei di idrogeno e di elio sono spesso detti p e α. Le masse dei costituenti la materia ordinaria (elettroni, protoni e neutroni) e dell atomo di idrogeno sono riportate in tabella. protone neutrone elettrone atomo H kg 1, , , , MeV/c 2 938,28 939,57 0, ,78 Piero Galeotti 108

109 carta dei nuclidi Piero Galeotti 109

110 Type II Supernovae Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

111 Il collasso stellare è inevitabile quando la massa del core M C supera la massa di Chandrasekhar M C aumenta per il bruciamento dei gusci intorno al core, M Ch diminuisce perchè diminuisce Y e in seguito a processi di neutronizzazione, creazione e annichilazione di coppie e fotodissociazione: Piero Galeotti, University of Torino 111

112 25 M P.Galeotti 112

113 25 M Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

115 ν interactions in LVD ν e + p n + e + ν i (ν x ) + e - ν i (ν x ) + e - ν e + 12 C 12 N + e - ν e + 12 C 12 B + e + ν i (ν x ) +12 C ν i (ν x ) + γ + 12 C 115