Raggi cosmici e progetto EEE (Extreme Energy Events)

Matteo Griseri Liceo scientifico Galileo Ferraris, esame di Stato 2011 Classe VC Tesina interdisciplinare di fisica e astronomia. Raggi cosmici e progetto EEE (Extreme Energy Events) Particelle dallo spazio: i raggi cosmici e la loro scoperta Tipologie di raggi primari e interazione con l atmosfera Metodi di rilevazione Progetto EEE (Extreme Energy Events): I telescopi MRPC Sull origine dei raggi cosmici 1

Particelle dallo spazio: i raggi cosmici e la loro scoperta I raggi cosmici sono particelle cariche che viaggiano nello spazio a velocità relativistiche, cioè prossime alla velocità della luce, nei casi più interessanti (cioè con energie cinetiche elevate) si tratta di nuclei atomici più o meno massicci carichi positivamente, perché privi della loro nube elettronica, ma la maggioranza delle particelle cosmiche è costituita da protoni (nuclei H+). Quando una di queste particelle, che costituisce il cosiddetto raggio primario, raggiunge l atmosfera terrestre, interagisce con il primo atomo di materia che incontra. Se il primario è un nucleo, questo urto provoca una collisione nucleare di notevole energia, ben oltre quella tipica delle armi atomiche, ma minore di quella che avviene negli acceleratori di particelle; la conseguente disgregazione, produce raggi X e γ (effetto Čerenkov) in modesta quantità e una pioggia di pezzetti subparticellari i quali, oltre a produrre una quasi impercettibile ionizzazione dell aria, costituiscono l unico effetto dei raggi cosmici che possiamo rilevare e studiare. Tuttavia fu proprio grazie alla ionizzazione dell aria che nel 1912 V.F. Hess poté scoprire l esistenza di questa particolare radiazione di provenienza extraterrestre Hohenstrahlung, in tedesco radiazione cosmica. Il fisico austriaco-americano effettuò una misura della ionizzazione atmosferica in funzione dell altitudine fino a 5000 mt, utilizzando una mongolfiera e un semplice elettrometro; concluse che la ionizzazione aumentava più o meno linearmente a prescindere dalle condizioni atmosferiche, dalla latitudine e dalla longitudine (la scoperta frutterà a Hess il premio Nobel per la fisica nel 1936). I risultati di Hess spinsero altri scienziati a studiare il fenomeno. Nel 1929 W. Bothe e W. Kolhorster misurarono la coincidenza simultanea di uno stesso segnale particolarmente intenso su due mongolfiere distanti tra loro, questo fece pensare ad una presunta natura particellare della radiazione cosmica, in particolare le particelle dovevano avere origine da un unico evento primario avvenuto ad alta quota. La prova definitiva venne da J. Clay, il quale avvalendosi di strumenti più sofisticati di quelli usati da Hess, mostrò che l intensità media della radiazione dipendeva in realtà anche dalla latitudine magnetica dell osservatore. Questo provò definitivamente che le particelle primarie dovevano avere una carica elettrica per poter essere influenzate dalla morfologia del campo magnetico terrestre, tramite la forza di Lorentz; proprio come le particelle del vento solare (secondo alcune scuole anch esse definibili come raggi cosmici, anche se non interagiscono nuclearmente con l atmosfera), che provocano l aurora boreale. Da allora gli studi sui raggi cosmici si moltiplicarono in tutto il mondo, oggi si è giunti a una buona comprensione del fenomeno dal punto di vista terrestre, ma resta ancora una domanda senza risposta certa: la provenienza dei raggi più energetici. Nell immagine: Hess con la sua mongolfiera 2

Tipologie di raggi primari e interazione con l atmosfera La Terra è costantemente bombardata da raggi cosmici, essi sembrano provenire indiscriminatamente da ogni direzione, con lo studio delle docce o sciami di particelle secondarie si può risalire all energia del raggio primario e anche al tipo di particella primaria. L energia si misura in elettronvolt: 1 elettronvolt è uguale all energia che un elettrone acquista quando viene accelerato nel vuoto da un campo elettrico con 1 Volt di differenza di potenziale. Decenni di studi hanno permesso di costruire un grafico della distribuzione di probabilità di un evento in funzione dell energia del suo raggio primario. L interpolazione dei dati raccolti, porta ad attribuire un andamento quasi lineare alla probabilità degli eventi, con tre cambi di tendenza : knee, second knee e ankle (ginocchia e caviglia). Si noti la quasi assenza di eventi dell ordine di 10¹¹ GeV (cento miliardi di miliardi di elettronvolt). L occorrenza di uno di questi eventi è talmente rara (uno ogni due o tre anni) da renderne quasi impossibile lo studio in tempi brevi. Moltissime sono invece le particelle secondarie a basse energie che piovono in ogni istante su piccole 3

superfici, come da grafico, 10-100 protoni da 100 GeV al secondo in un metro quadro di superficie di calotta sferica. Il punto di riferimento che permette ai ricercatori di risalire all energia del raggio primario è l ampiezza della superficie coperta dallo sciame di particelle secondarie. Per esempio, un protone con un energia cinetica di 10⁸ Gev, la cui traiettoria è perfettamente perpendicolare alla superficie terrestre, che interagisce con l atmosfera a 15 km di quota, produce uno sciame che copre un area circolare di circa 700 metri di raggio. Nell immagine a destra viene mostrato la rielaborazione sulla mappa di un simile evento registrato dai rilevatori del progetto EEE nel 2009, nel centro di Torino. L immagine in basso mostra invece la traccia lasciata su un rilevatore di particelle secondarie prodotte da un evento a basse energie, la superficie interessata è di 70x90 cm. L evento fu registrato al CERN. I ricercatori, con la rilevazione degli sciami a terra, cercano di risalire al tipo di particella primaria. Sappiamo infatti che un determinato tipo di nucleo, se accelerato e fatto scontrare con un altra particella, produce tipi e quantità di particelle subatomiche diverse che costituiscono la sua firma quantistica. Gli esperimenti 4

effettuati al CERN, hanno permesso di catalogare negli ultimi 50 anni molte particelle: identificando quelle che giungono a terra e conoscendo l energia primaria, si può dedurre con una certa precisione quale fosse la particella originale (il numero Z nel caso in cui essa sia un nucleo atomico). Nel seguente grafico è riportata la tipica collocazione di alcuni gruppi di elementi primari (protoni singoli, elio, silicio, ferro e anche il decadimento gamma derivante dal ciclo carbonio-azoto) Secondo le conoscenze attuali di fisica delle particelle subatomiche, e sapendo come esse si scompongono, si generano e si ricombinano negli urti a grande energia, si può tracciare una sorta di albero genealogico di particelle, una storia che dura appena qualche nanosecondo e si colloca lungo tutta l altezza dell atmosfera, dalla collisione del raggio primario (assunto come ione pesante) alla caduta delle particelle sulla superficie. Le particelle coinvolte in questa epopea microscopica sono fondamentalmente: 5

Elettroni (e ) prodotti in coppia con le loro antiparticelle, con cui si annichilano immediatamente o si separano. Positroni (e+) cioè le antiparticelle degli elettroni. Fotoni (γ), prodotti dall effetto bremsstrahlung o dall effetto Čerenkov. L effetto bremsstrahlung avviene quando una particella carica, ad esempio un elettrone, viene accelerata o decelerata e così facendo provoca una variazione del flusso del suo campo elettrico nello spazio φ(e), rilasciando, per via delle equazioni di Maxwell, un onda elettromagnetica (generalmente raggi X). L effetto Čerenkov, invece, avviene quando una particella viaggia più veloce della luce nel mezzo, l effetto è analogo a quello degli aerei supersonici, quando essi superano la velocità del suono nello stesso mezzo (l aria), viene prodotto il cosiddetto sonic boom, per quanto riguarda gli oggetti che viaggiano a velocità superiori alla velocità della luce nel mezzo avviene la produzione di onde elettromagnetiche. Nelle vasche dei reattori a fissione nucleare (immagine a destra) questo fenomeno è ben visibile tramite la tipica luce azzurrina che viene emanata dal nocciolo, in questo caso il mezzo è l acqua di raffreddamento del reattore (a questo fenomeno è da attribuirsi l iconografia popolare che etichetta i materiali radioattivi come oggetti verde-fosforescente). Quando i raggi cosmici colpiscono l'atmosfera, tra le altre cose, si ha la produzione di coppie di elettroni e positroni ad alta velocità. Neutrini (v), le particelle elementari note con la massa più piccola, hanno carica neutra e per via di queste due caratteristiche tendono a interagire pochissimo con la materia che incontrano e di conseguenza ad essere molto difficili da rilevare. Mesoni Pi, o Pioni (π+)(π ), particelle subatomiche instabili formate da due quark top e down. Muoni (µ ), particelle molto importanti per la rilevazione, perché dotate di una vita media relativistica relativamente lunga (2,2 µs, quanto basta per arrivare a terra), di una massa a riposo relativamente grande (105,6 MeV/c 2, circa 207 volte la massa dell'elettrone) e di una carica negativa pari a quella dell elettrone. I muoni che arrivano a terra conservano ancora una grande energia cinetica, sono quindi molto propensi, come i neutrini, a penetrare i materiali, per questo motivo è possibile rilevarli anche sotto terra. Antimuoni (µ+) la cui vita media è brevissima, a causa della immediata annichilazione con la materia del mezzo in cui viaggiano. Frammenti di nuclei di vario tipo, a seconda del numero Z del nucleo primario. Verrebbe da chiedersi: ma tutte queste particelle e radiazioni non saranno dannose? Molto empiricamente la risposta viene da sé, se siamo sani e salvi vuol dire che l atmosfera ci garantisce una schermatura adeguata, infatti a provocare danni non sono le particelle secondarie, ma le primarie. 6

Un filamento di DNA umano può danneggiarsi seriamente se colpito da un nucleo di ferro da 10¹¹ GeV, o comunque da intense radiazioni γ, il danneggiamento può provocare un anomalia nella mitosi cellulare e quindi un tumore. Questo è un problema che interessa in particolare gli astronauti che devono stare nello spazio per periodi prolungati. Si sa infatti che in orbita l'esposizione alle radiazioni è tra le 100 e le 10000 volte maggiore rispetto a Terra, con dei picchi in zone particolari dell'universo (come ad esempio le fasce di Van Allen: se l'uomo vi entrasse troverebbe istantaneamente la morte). Per fare un paragone, al livello del mare in un anno le radiazioni cosmiche assorbite sono pari a due lastre radiografiche al torace, si tratta quindi di un problema che a Terra non si pone, ma in orbita per lunghi periodi sì. Uno dei problemi che la NASA sta cercando di risolvere in vista della missione su Marte è proprio questo: vista la lunga durata del viaggio e della permanenza sul pianeta rosso (quasi privo di atmosfera), si dovrebbe trovare un materiale per schermare l astronave dalle radiazioni. Ciò si potrebbe ottenere, per esempio, progettando uno scudo schermante contenente acqua, ma il suo peso sarebbe troppo elevato (si stimano 500 tonnellate). La seconda possibilità sarebbe quella di costruire uno scudo magnetico, in grado di deviare opportunamente le particelle ionizzate costituenti i raggi cosmici, si avrebbe bisogno però di un campo magnetico elevatissimo, i cui effetti sul corpo umano non sono totalmente conosciuti. Si è pensato, in alternativa, ad uno scudo elettrostatico: caricando positivamente il rivestimento esterno dell astronave, che diverrebbe una sorta di gabbia di Faraday, lo si renderebbe in grado di respingere o per lo meno rallentare i raggi cosmici: la copertura sarebbe totale, senza alcun campo magnetico pericoloso, tuttavia l'energia richiesta sarebbe spropositata. Solo ultimamente lo studio dei raggi cosmici si sta orientando a capire il loro effetto sugli esseri viventi e sul clima. Infatti negli ultimi decenni si è notata una certa coincidenza temporale tra i picchi di attività solare e l aumento del flusso di particelle a bassa energia, si pensa dunque che i raggi cosmici possano essere dei buoni indicatori di quello che accade sulla nostra stella che, come è noto, influenza gran parte dei processi che avvengono sulla Terra: dal clima alla vita stessa. E provato, ad esempio, che delle elevate concentrazioni di raggi, confinati magneticamente nelle zone polari, possono ionizzare l aria della troposfera in modo eccezionale, contribuendo a un eccessiva formazione di nubi e di nebbie ad alta quota, che possono minare i delicati equilibri del clima. L ultimo di questi avvenimenti risale al 2004. Lo studio dei raggi ad alte energie resta invece riservato alla pura ricerca astrofisica. Metodi di rilevazione Per rilevare le particelle degli sciami secondari ci si può avvalere di diverse tecnologie, a dire il vero non estremamente avanzate e complesse, ma sicuramente molto sensibili e precise. E chiaro che la difficoltà maggiore consiste nel riconoscere le misurazioni di origine cosmica dalla moltitudine di misurazioni equivoche che dei simili strumenti, non perfettamente tarati, possono effettuare. Infatti è noto che la sulla superficie terrestre avvengono normalmente fenomeni elettromagnetici di origine umana (microonde per le telecomunicazioni, onde radio), decadimento radioattivo naturale (con emissione continua di raggi α β e γ) o artificiale (contaminazione da incidenti nucleari, test di armi nucleari), raggi catodici e raggi canale di origine artificiale (televisori, tubi al neon, diodi), nonché la normale volta celeste, di fatto costellata di sorgenti di raggi γ, X, ultravioletti, infrarossi, microonde e radio, in grado, nonostante la 7

loro debole intensità, di disturbare le misurazioni. Nei periodi di intensa attività solare inoltre, aumenta la produzione da parte della nostra stella di microonde e di raggi cosmici a bassa energia, che sovraffollano i rilevatori rendendo più difficile la rilevazione di raggi ad alta energia. Nello schema seguente sono illustrati i principali tipi di rilevatori o telescopi a raggi cosmici. Scintillatori: uno scintillatore è un materiale capace di emettere impulsi di luce, in genere visibile o ultravioletta, quando viene attraversato da fotoni di alta energia o da particelle cariche (muoni), la loro funzione si limita al conteggio delle particelle incidenti, non è in grado di risalire alla traiettoria. Essendo piuttosto economici, vengono utilizzati in gran numero per coprire vaste aree, nella speranza di captare sciami di grandi dimensioni. Un esempio è il prototipo Cosmic Box del progetto EEE. Telescopi Čerenkov: che rilevano la radiazione γ generata dall effetto Čerenkov e la sfruttano per determinare la direzione e l'intensità dell'evento primario. Calorimetri: ad altissima precisione e sensibilità, anch essi limitati a contatori di particelle. Rilevatori di traccia: dispositivi in grado di ricostruire la traiettoria del muone incidente tramite la ionizzazione del gas al loro interno, i telescopi MRPC del progetto EEE appartengono a questa categoria. 8

Progetto EEE (Extreme Energy Events): i telescopi MRPC Il Progetto EEE (Extreme Energy Events), ideato dal Professor Zichichi a fine anni 90, si inserisce in un quadro mondiale ed europeo di esperimenti su larga scala per la rivelazione di raggi cosmici di energia estrema.. L idea era quella di mettere in atto un esperimento che avesse le seguenti caratteristiche: l'uso di rivelatori a ionizzazione, al posto dei rivelatori a scintillazione privilegiati in tutti gli altri esperimenti su larga scala, che consentano di rivelare la componente muonica dei raggi cosmici secondari. la buona risoluzione temporale e spaziale offerta da questo tipo di rilevatore, che permetta un'accurata ricostruzione della traiettoria con cui la particella secondaria attraversa il telescopio. Il coinvolgimento di un grande numero di Scuole Superiori su un vasto territorio (circa 106 km²) disponendo di circa 100 stazioni sincronizzate tramite un sistema GPS per la rivelazione di coincidenze temporali tra sciami simultanei. Scopi dunque didattici e finalizzati ad avvicinare gli studenti superiori alla scienza e alla ricerca. la realizzazione di una fitta rete di telescopi anche su scala locale, coinvolgendo almeno 2-3 scuole relativamente vicine (appartenenti alla stessa città o comunque distanti pochi chilometri le une dalle altre), per consentire la rivelazione di singoli sciami che investono piccoli gruppi di telescopi. Per venire incontro alle esigenze di questo progetto per niente modesto, la scelta ricadde sui telescopi a gas, formati da camere MRPC; i motivi della scelta costituiscono un compromesso tra precisione, risoluzione dei dati, longevità degli impianti e costi ridotti al minimo (relativamente parlando, perché il costo di un solo telescopio di EEE si aggira intorno ai 100.000 ). Tutti gli apparecchi sono stati costruiti dagli studenti stessi e dai professori dei singoli istituti nei laboratori del CERN di Ginevra; anche la gestione, la manutenzione e la raccolta dei dati è affidata a loro, con la supervisione di tecnici, referenti del progetto in ambiente universitario. Tutti i dati vengono infine archiviati nei server della facoltà di fisica più vicina aderente al progetto. Attualmente la situazione in Italia è la seguente: Ogni stelletta corrisponde a una città in cui sono già installati dei telescopi, in rosso le città in cui sono in costruzione o in progetto nuovi o ulteriori telescopi. A Torino ad esempio ci sono già tre rilevatori in funzione (dal 2006), al Liceo Galileo Ferraris, al Liceo Volta e al Liceo D Azeglio, che forniscono una quasi perfetta triangolazione del settore sud-ovest del centro. E prevista l aggiunta di altri due telescopi. 9

Il rilevatore del liceo Galileo Ferraris 10

I telescopi di EEE sono formati da tre camere-rilevatori a gas MRPC: ciascuna di esse è in grado di misurare il punto esatto di incidenza del muone per cui, avendo dunque tre punti nello spazio, si può ricostruire la traiettoria della particella con una buona precisione. Le MRPC (Multigap Resistive Plate Chamber) ideate per il Progetto Extreme Energy Events sono rivelatori a gas ionizzante. Ciascuna camera è costituita da un pannello composto da vari strati, nei più interni si trova l intercapedine del gas. Ai lati dell'intercapedine sono posti due piani di materiale resistivo collegati l'alta tensione che fungono da anodo e catodo per creare un campo elettrico, come la piastre di un condensatore. La zona del gas invece è suddivisa in 6 intervalli (gap) di piccolo spessore (300 µm) da vetri intermedi separati da fili da pesca di nylon, in essa fluisce costantemente una miscela di Freon (98%) ed esafluoruro di zolfo (2%). Per dare stabilità alla struttura la camera è fissata a due piani rigidi di materiale composito (honeycomb) e il tutto è racchiuso in una scatola di alluminio (box ) a tenuta stagna di 2 m x 1 m. Al di fuori dei piani resistivi sono poste, intervallate da uno strato di vetronite, 24 strisce di rame (strip). 11

Principio di funzionamento: quando un muone attraversa la camera, cede energia alle molecole di freon, provocando una debole ionizzazione localizzata del gas; essendo presente un campo elettrico (10.000 V), gli ioni positivi vengono attratti verso il catodo e gli elettroni liberi generati dalla ionizzazione vengono invece attratti verso l anodo, il campo elettrico è sufficientemente forte da accelerare gli elettroni fino a poter innescare l effetto valanga, tipico della scarica nei gas. Ecco quindi che il segnale del muone viene amplificato fino ad essere leggibile, sottoforma di breve picco anomalo di corrente, sulle piastre stesse e sulle strip, che lo trasportano come segnale fino ai due contatori (montati alle loro estremità) collegati al computer. Il numero della strip interessata dal segnale fornisce la coordinata x del punto d impatto, la differenza di tempo che il segnale impiega per giungere ai due contatori rende invece possibile risalire alla coordinata y. Questi contatori, per fornire dati precisi, devono tollerare un errore dell ordine del ps (picosecondo, millimiliardesimo di secondo). Per questo motivo gran parte dei costi di costruzione dei telescopi sono assorbiti dalla sofisticata elettronica di lettura. Il computer discrimina gli eventi in cui tutte e tre le camere rilevano una particella, ed esclude tutti gli altri eventi parziali, considerati anomali a prescindere. Comunque, se si osserva il contatore sullo schermo, si nota che i passaggi avvengono con una notevole frequenza (2-3 al secondo). 12

Schematizzazione dell effetto di ionizzazione a valanga che avviene nei gap del gas al passaggio del muone. Sull origine dei raggi cosmici In generale, per quanto riguarda raggi primari a bassa energia (da 10 a 100 GeV), il trend è il seguente: Mettendo a confronto l abbondanza di questi componenti cosmici (in blu) con l abbondanza dei vari elementi nel Sistema Solare (in rosso), si nota un certo accordo. 13

Risulta dunque presumibile che la provenienza dei raggi a bassa energia sia di origine solare o di altre stelle gialle, rosse o blu, i cui raggi cosmici giungono in piccola quantità, e molto indeboliti, fino a noi. Per quanto riguarda gli eventi ad elevatissima energia, queste considerazioni portano e escludere certi tipi di possibili sorgenti nell universo, per esempio, se la particella primaria fosse un nucleo di ferro da 10¹¹ GeV, difficilmente essa proverrebbe da una stella gialla come il Sole, in quanto non sono noti, in tali corpi celesti, dei meccanismi in grado di accelerare a velocità simili delle particelle così pesanti. Pertanto viene spontaneo chiedersi: da dove vengono i rari raggi cosmici ad alta energia (>10¹¹ GeV )? Per rispondere alla domanda occorre innanzitutto ricordarsi che tali raggi devono in qualche modo subire un accelerazione e di luoghi nello spazio in cui, per quanto ne sappiamo, possono avvenire simili processi, ne esistono molti, tutti ancora poco conosciuti. Questi processi devono poter attingere da una fonte di grandissima energia, conosciamo alcuni oggetti simili, nessuno dei quali vicino abbastanza per poter trarre prove significative in tempi brevi. In linea puramente teorica, le accelerazioni di particelle possono avvenire nei getti di plasma che eruttano dai quasar o dai poli dei buchi neri rotanti dotati di disco di accrescimento e dagli AGN (Active Galactic Nuclei). Altri candidati sono le radiogalassie, le zone di collisione intergalattica, le pulsar, le ipernovae (supernovae 100 volte più potenti) e altri tipi di oggetti molto rari e pressoché sconosciuti. 14

Schematizzando, questa è in teoria la situazione: il grafico riporta la collocazione delle varie sorgenti in funzione del campo magnetico (sicuramente coinvolto nella formazione dei raggi, a causa della forza di Lorentz), e delle dimensioni. Nel corso degli anni alcuni scienziati si sono dedicati alla raccolta delle informazioni legate alla traiettoria stimata dei primari, per cercare di ottenere una mappatura del cielo e dei punti in cui la provenienza di raggi cosmici è più densa. 15

La linea tratteggiata blu ricalca la forma della Via Lattea. Questa mappa risulta particolarmente interessante riguardo alle sorgenti interne alla nostra galassia, infatti se si segnassero le ipotetiche sorgenti esterne, in questa scala il disegno verrebbe tempestato in ogni suo punto. E peraltro impossibile riuscire a centrare esattamente una sorgente lontana con il suo evento ad alta energia, perché non conosciamo nemmeno la direzione del moto di molti di questi oggetti, i quali sicuramente si sono spostati mentre la particella da loro emessa viaggiava verso di noi. Tuttavia risulta interessante l addensamento di eventi al centro galattico, in accordo con la teoria secondo la quale grandi oggetti come i buchi neri supermassicci possano essere delle sorgenti. Infatti è quasi provato che al centro della Via Lattea ci sia un immenso buco nero, chiamato Sagittarius A* (foto in basso), il cui disco di accrescimento, oltre a emettere onde radio, potrebbe confinare dei nuclei a velocità relativistiche nei suoi getti di plasma. Sgr A* ha una massa di 3,7 milioni di Soli racchiusa in un volume sferico di 6,7 miliardi di km, con un orizzonte degli eventi di 44 milioni di km di diametro (il Sole ha un diametro di circa 1,3 milioni di km). Attorno ad esso orbitano varie stelle, che perdono gradualmente materia, destinata a cadere nelle profondità del buco e collassare in un punto privo di dimensioni e di densità infinita. Stando alle nostre conoscenze attuali, è proprio durante questo collasso spiraleggiante che le alte temperature e i campi magnetici possono donarci un minuscolo frammento di quei luoghi così lontani. 16

Fonti: o Il Progetto EEE La scienza nelle scuole torinesi di G. Piragino, estratto da Giornale di Fisica, Ottobre- Dicembre 2010. o Cosmic Rays from the Knee to the Highest Energies Johannes Bluumer, Ralph Engel, and Jörg R. Horandel, Karlsruhe Institute of Technology (KIT), Institut fur Kernphysik, P.O. Box 3640, 76021 Karlsruhe, Germany. Radboud University Nijmegen, Department of Astrophysics, P.O. Box 9010, 6500 GL Nijmegen, The Netherlands. April 4, 2009. o Google immagini. o I raggi cosmici : protezione degli astronauti nelle missioni a lungo termine di Alessandro Golkar, 22 Luglio 2006. 17