l’atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei … raggi cosmici 42 il “gruppo raggi...

Piero Galeotti 1

L’atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei raggi cosmici.

Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 2

Decadimenti radioattivi

α ⇒ nuclei di He (Z=+2) β ⇒ elettroni (Z=-1) γ ⇒ fotoni (Z=0)

La radioattività (Henri Becquerel, 1896)

Domenico Pacini (1905)

padre Theodor Wulf (1910)

Piero Galeotti, Università di Torino 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.


La struttura dell’atomo e la

scoperta del nucleo atomico è

stata ottenuta da Rutherford in un classico esperimento del 1911.


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.


s

µ

νe νµ

Raggi cosmici

c t

b

τ

ντ

Le particelle forza

g gluoni (8)

γ fotone

W+,W-, Z bosoni

H bosone di Higgs

Si possono produrre in laboratorio + le antiparticelle

ossia l’antimateria

u

d

e

La materia di cui siamo fatti

Il modello standard

Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 9

u

d

c

s

t

b

e µ τ

νe νµ ντ

Carica

+2/3

-1/3

0

-1

quarks (q)

leptons

Particelle fondamentali

massa crescente

P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 10

1932 Carl Anderson scopre il positrone

1933 Patrick Blackett e Giuseppe Occhialini fotografano la coppia positrone-elettrone

1937 Seth Neddermeyer e Carl Anderson scoprono il muone

1927 Dimitry Skobelzyn fotografa le prime tracce da particelle di raggi cosmici

Astroparticle Physics 12

P.Galeotti Raggi cosmici 13

Raggi cosmici:

un legame tra astrofisica,

cosmologia e fisica delle

particelle elementari

P.Galeotti, Univ. Torino 15 Raggi cosmici


L’atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei raggi cosmici.


~102/m2/secondo

~1/m2/anno

~1/km2/anno

Ginocchio

Caviglia ~E-2.7

~E-2.7

~E-3.1

misure dirette palloni, satelliti

misure indirette (da EAS)

~1/km2/secolo


100/m2/secondo

1/m2/anno

1/km2/anno

1/km2/secolo

λ =h

mv

Solo i muoni e i neutrini riescono a penetrare sotto grandi spessori di roccia.


construction

early May (ISAS, ICRR)

launching

mid. July level flight at 32km

exp. time ～ 150hrs recovery

dismounting

early August

process.

mid. Aug.

diffuser (～4 cm)

target (～10 cm)

thin EC (～5 c.u.)

spacer (～20 cm)

RUNJOB detector


Balloon Trajectory

launching landing

MISURE DIRETTE

Interstellar fluxes

Solar modulation

Geomagnetic effects

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

Launch in Feb 2007

Third EGRET catalog 271 sorgenti

94 170

6

AMS is studying extraterrestrial p+,

e-, γ; antimatter nuclei (anti-He, C,

10-9); light isotopes;

Astroparticle Physics 38 M. Bertaina

sciami estesi (EAS, Extensive Air Shower)

Quando attraversa l’atmosfera terrestre

a

b

c

a) il raggio cosmico (particella primaria) collide con i nuclei dell’aria provocando una

b) cascata di particelle secondarie di energia più

bassa, che a loro volta

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)

Gli sciami EAS contengono di tutto:

• nucleoni, nuclei,

• gamma duri,

• mesoni (π±,π0,K±, …),

• leptoni carichi (e±, µ±, τ±),

• neutrini (νe, νµ, ντ). • …

Nell’ interazione l’identita’ del primario e’

perduta. Solo in modo statistico, con analisi multi-

parametriche si possono separare gruppi di elementi (p+He, CNO, Fe)

EAS EXTENSIVE AIR

SHOWER

Fondamentale il ricorso alle simulazioni

estrapolando alle alte energie i risultati degli acceleratori

MISURE INDIRETTE Le tecniche indirette misurano i prodotti

secondari dell’interazione dei raggi cosmici in

atmosfera.

28X0

11λa

1 atm=1030 gr/cm2

X0=36.7 λa=90 gr/cm2


Raggio Cosmico primario

Osservabili

Ne ~E0

Nµ

XMAX

direzione Sciame

elettromagnetico e+,e-,µ+,µ-,γ

Xmax massimo sviluppo dello sciame

Radiazione

Cerenkov

Cerenkov in aria

v>c/naria Ee=21MeV α=arccos(1/nβ)

n=n(h)

αair ~ 1.3o

R ~ 200m

30 γ/m (350-500 nm )

Fotoni di Fluorescenza UV

Emissione isotropa

λabs~15Km 4÷5 y/m.

E~ 1018 eV

300 400 nm

Ne>108 e

Fly’s Eye Utah 1982

Emissione di fluorescenza Azoto


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:

I metodi “density sampling” e “fast timing”

“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.

“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 …

EAS

Atmosfera

1÷2 m

array di rivelatori a terra

Fronte dello sciame

v~c

gli apparati sciami e.m. misurano densita’ e tempo di arrivo

delle particelle (e,µ,γ) su di una matrice di rivelatori al suolo.

N3>N4>N2… d.l.

Ne numero totale di particelle

T1<T2<T3… direzione

Energia primario

2 parametri dello sciame e.m. permettono di separare nuclei leggeri da nuclei pesanti

Nµ/Ne

(Nµ/Ne)Fe > (Nµ/Ne)p X(Nemax)Fe > X(Nemax)p

X(Nemax) altezza del massimo

T1

T2

T3

N3

N4

N2

Piero Galeotti 44

A B C v = βc

vl = c/n θ

ϑ = arccos1

βnϑmax

= arccos1

n

βn > 1

Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 45

Observation time necessary to detect the CRAB Nebula TeV signal:

Whipple,1989

50 h

HESS,2004

30 s !!!! HEGRA,1997

15 m


fisici...


...alpinisti...


...o minatori


Chakaltaya, 5200 m s.l.m.

Eth = 5 TeV

7 telescopi cerenkov calorimetro adronico

muon tracking 144 m2

EAS-TOP Campo Imperatore 1989-2000

35 moduli a scintillatore da 10m2 su 0.1Km2

0.5TeV – 10PeV

E0 ~ 100 TeV


Inizio del progetto Gran Sasso (A. Zichichi, 1984)

m.w

.e.

cos� � (deg.)

76 m

12 m

9 m

The MACRO experiment @ Gran Sasso

3 Subdetectors:

• Scintillators

• Limited

Streamer tubes

• Nuclear track

detectors

from 1989 to 2000

SΩ ∼10,000 m2sr

P.Galeotti 58

Il rivelatore LVD

• 840 tank di 1,5m3 in tre torri di 35 portatank (gruppi di 8 tank) ciascuna

• Ogni tank contiene 1,2ton di scintillatore liquido (d=0,78g/cm3, CnH2n+2 con <n>≈9,6) ed è monitorata da 3 PMTs

LVD è suddiviso in contatori esterni (~ 430ton) e in contatori interni (~ 570ton)


Spettro dei µ sottoterra

p + p→π±(K

±)+ X

|→ µ±

+νµ (ν µ )

|→ e

±+ν µ (νµ )+νe

(ν e )

τ µ = 2,2µ s

s = vτ µ = 660m

Piero Galeotti 60

d

Dilatazione dei tempi e contrazione delle lunghezze

c

dt

2

0=Δ

( ) ( )202

12

2

1 tctvl Δ+Δ=

( )0

2

0

2

0

11

ttt

t

c

v

Δ=−

Δ=

−

Δ=Δ γ

β

c

lt2

=Δ

The ANTARES Detector 12 lines of 25 storeys

900 PMs

Elisa Falchini 65

Esperimenti su pallone

Fisica Astroparticellare

Observation mode of JEM-EUSO

Vertical Mode Tilted Mode

Field of View

EAS DETECTOR: EUSO APPROACH

To obtain a statistical significant sample of EECR events at E > 1020 eV, with flux value at the level of:

1 particle/year/100 km2

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 5•105 km2 sr, and a target mass of the order of 2•1012 tons constitutes an ideal target to UHE CR and cosmic neutrinos.


1957-1963 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 E0 = 1020

eV. Lo sciame secondario contiene 50 miliardi di

particelle (1020 eV è un’energia sufficiente a sollevare una massa di 1.5 kg ad un’altezza di un metro)

P.Galeotti, Univ. Torino I lunedi dell'Università 5/3/2012 74

L’osservatorio Auger, Area ≈ 3000 km2

• SD 1600 contatori spaziati ogni 1.5 km

• FD 24 telescopi in 4 siti


Si ritiene che i raggi cosmici di energie intermedie siano accelerati dai resti di supernovae

Piero Galeotti 79

Piero Galeotti 80

Piero Galeotti 81

AGN Unified Model

Sourceofenergy:

supermassiveblackhole~106-109solarmasses

+accretiondisk

Fuel:1-10solarmasses/year

AccordingtotheUnified

ModelallAGNssharethe

samefundamentalmechanism.

Cosmic Ray Propagation

in our Galaxy

Deflection angle < 1 degree at 1020eV

The neutrino error box is limited only by the instrument angular resolution, the proton error box is dominated by the intergalactic magnetic fields.

ν

proton

(E=1020 eV)

2°

2°

0.2°

0.2°

EUSO

FOV

ISS

<B> = 1 nGauss, <d> = 30 Mpc

Atmosferici

Solari

Astrofisici

Natural

ν Fluxes

Cosmologici Supernova

γ=2.7 γ=2.7 γ=3.0

‘GINOCCHIO’ ‘CAVIGLIA’

Limite ‘GZK’

Limite R.C. Galattici ? Componente Extra-

galattica?

…la caviglia segna il passaggio tra r.c. galattici ed

extra galattici ?

Piero Galeotti, University of Torino

Cosmic Ray School, Santo André 2010 93

Struttura del Sole

Caratteristica Valore

Distanza 1.5·1011 m

Raggio 7·108 m

Massa 2·1030 Kg

Densità 1.4·103kg/m3

Luminosità 3.8·1026 W

Temperatura effettiva 5800 K

Densità centrale 1.5·105 kg/m3

Pressione centrale 6·1014 Pa

Temperatura centrale 1.3·107 K

Età 1.4·1017 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

96

EP= − (

4

30

R

∫ πr3ρ)(4πr2ρdr)G

r=

= −1

3(4πρ)2G r

4

0

R

∫ dr = −3

5

GM2

R= 2 ⋅1041 J

Il Sole deve avere un'età almeno pari a quella della Terra (4,5·109 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 ~ 3·1013 J/kg. L'ossidazione del carbonio

fornisce solo ε ~ 9·106 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 ~ 6·1014 J/kg e di garantire l'esistenza del Sole per oltre 1010 anni.

P.Galeotti 97

• A circa 15 milioni di gradi avviene la fusione al centro di una stella

• 4 (1H) → 4He + 2 e+ + 2 neutrini + energia

• Ma da dove proviene l'energia ?

• Dal fatto che la massa di 4 1H e' maggiore della massa di 1 4He

E = mc2

Fusione nucleare

98

Quanta energia viene liberata?

• L'energia liberata è ~ 26 MeV

• = 4 x 10 -12 Joule • = 1 x 10 -15 Calorie

• Il Sole libera questa energia 1038 volte al secondo

• ma ha 1056 atomi di H da bruciare

Piero Galeotti, University of Torino 99

104

• temperatura di 1010 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

Il nucleo raggiunge la composizione di ferro e nichel

Piero Galeotti 105

Piero Galeotti 106

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.

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).

Piero Galeotti 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 16,004411 a questo elemento chimico (scala fisica).

ρ =Amn

4

3πr3

=Amn

4

3πr

0

3A=3mn

4πr0

3= 2 ⋅1017 kg / m3La densità

nucleare vale

Piero Galeotti 108

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 1,6726 10-27 1,6750 10-27 9,109 10-31 1,6735 10-27

MeV/c2 938,28 939,57 0,511 938,78

Nuclidi (nuclei) e nucleoni (protoni e neutroni) sono termini generici. Un nucleo si indica, ad esempio, con:

1

1H ,

2

4He,

8

16O,

26

56Fe,

92

238U, ecc...

Piero Galeotti 109

carta dei nuclidi



Type II Supernovae


Il collasso stellare è inevitabile quando la massa del core MC supera la massa di Chandrasekhar

MC aumenta per il bruciamento dei gusci intorno al core, MCh diminuisce perchè diminuisce Ye in seguito a processi di neutronizzazione, creazione e annichilazione di coppie e fotodissociazione:

P.Galeotti 112

25 M



25 M

115

ν interactions in LVD

νe+ p → n + e+

νi (νx ) + e- →νi (νx ) + e-

νe+ 12C →12N + e-

νe+ 12C →12B + e+

νi (νx ) +12C → νi(νx ) + γ + 12C

Piero Galeotti Fisica Sperimentale B, Fisica nucleare, A.A. 2006/07

116

Piero Galeotti 117

nu

mer

o d

i p

roto

ni

numero di neutroni

Schema dei

possibili

decadimenti

di un nucleo

e prodotti

finali del

decadimento

Raggi cosmici e didattica: Il Progetto Extreme Energy Events

Il telescopio del progetto EEE presso il Liceo classico Massimo D’Azeglio a Torino


Progetto EEE Studio dei raggi cosmici nelle Scuole

That’s All Folks

121

l’atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei … raggi cosmici 42 il “gruppo raggi...

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