Raggi Cosmici e Astronomia Gamma

1. Raggi Cosmici ad alta energia Raggi Cosmici e Astronomia Gamma programma Raggi Cosmici, origine ed accelerazione Astronomia gamma Tecniche sperimentali (satellite - Cerenkov - Array) Dati Sperimentali Prospettive Future

2. Termini e Nomenclatura della fisica delle astroparticelle (Astroparticle Physics) Astroparticelle : si occupa di problematiche scientifiche tipicamente astrofisiche utilizzando concetti e tecniche mutuati dalla fisica delle particelle elementari. Campo interdisciplinare. Ricerca di nuove particelle “esotiche” (monopolo, neutralino …) determinazione di proprietà di particelle note ( oscill. Neut.) Effetti astrofisici legati a proprietà di particelle (dark matter)

3. I Raggi cosmici La terra viene investita da un flusso di particelle cariche e neutre di alta energia di origine extraterrestre Il flusso di tali particelle è pari a circa 1000 per metro quadro per secondo (90% protoni, 9% elio ed il resto nuclei pesanti. • I raggi cosmici hanno avuto un ruolo storico nello sviluppo della • fisica subnucleare, ma le domande fondamentali : • da dove provengono ? • quali sono i meccanismi di accelerazione? • aspettano ancora risposte completamente esaurienti

4. All particles spectrum GeV TeV PeV EeV

5. ginocchio caviglia

6. The elemental composition The compilation of cosmic ray spectral measurements in the Figure shows that all energy distributions have power-law shapes at high energies, with very similar slopes for the different species. The form of these spectra provides important clues to the mechanism of acceleration. Subtle differences among these spectra provide infomation transport processes by which cosmic rays propagate through the Milky Way to arrive at the Earth.

7. Fisica dei raggi cosmici • Domande fondamentali: • ) Da dove vengono? • ) Quali sono i meccanismi di accelerazione? • Risposte di prima approssimazione : • 1) Essenzialmente di provenienza galattica- (giroraggio) • 2) Meccanismo di Fermi

8. Il campo magnetico galattico è circa 3mG ed mediamente parallelo parallelo al braccio della spirale della galassia, con grandi fluttuazioni Knee region 1015 10 16 eV 1pc=3.1 x 1013 km 1anno-luce=9.5 1012 km

9. Protone da 5.1019 eV in un campo di 3mG 300 pc 30 kpc

10. Accelerazione dei Raggi Cosmici La Potenza necessaria • Densità di energia locale dei raggi cosmici • Estrapolando alla galassia, la potenza assorbita dai R.C. della galassia è Dove VD è il volume del disco galattico  4 x 1066 cm3 , e tR il tempo di residenza nella galassia  6 x 106 anni (Berillio) • E’ stato ipotizzato da Ginzburg e Syrovatskii (1964) che l’ordine di grandezza di questa potenza suggerisce l’implicazione delle supernove nel meccanismo di accelerazione dei R.C:

11. Alcuni fatti rilevanti sui Raggi Cosmici • Nuclei primari carbone ossigeno ferro (prodotti dalla nucleosintesi stellare). Nella radiazione cosmica si trovano • Litio, Berillio e Boro facilmente prodotti da reazioni di spallazione. • Il rapporto primari a secondari porta alle seguenti conclusioni: • I raggi cosmici nella loro vita attraversano circa 5-10 g/cm2 • Lo spessore attraversato diminuisce al crescere dell’energia • Lo spessore trasversale della galassia è circa 10-3 g/cm2 • R.C. attraversano migliaia di volte la galassia • R.C. alta energia passano minore tempo nella galassia • Prima accelerazione poi propagazione

12. La misura del rapporto degli isotopi instabili con quelli stabili di nuclei “secondari” permette di valutare il tempo di residenza tr dei R.C: nella galassia. In particolare l’isotopo più usato come orologio cosmico, è il 10Be che ha una vita media di 3.9106 anni

14. I meccanismi di Accelerazionedei Raggi Cosmici • Accelerazione di Fermi del secondo ordine • Accelerazione di Fermi del primo ordine • Meccanismi elettromagnetici

15. Il meccanismo di Fermida T.K. Gaisser: Cosmic Rays and Particle Physics - Cambridge (1990) • Consideriamo un processo per cui una particella carica che “incontri” un plasma magnetizzato guadagni energia secondo la relazione: • Dopo n “incontri” : • Probabilità di fuga dalla zona di accelerazione: Pesc

16. Meccanismo di Fermi (continuazione) • La probabilità di restare nella regione di accelerazione dopo n processi di incontro è • Il numero di “incontri” necessari per raggiungere l’energia E è :

17. Meccanismo di Fermi (continuazione) • Quindi la frazione di particelle accelerate ad un’energia maggiore di E sarà • Sostituendo il valore di n0 si ha : • Dove

18. Dove Tcycleè il tempo caratteristico per il ciclo di accelerazione e Tescè il tempo caratteristico di fuga dalla regione di accelerazione

19. Una particella carica di energia E1 entra nella nube di plasma e viene diffusa elasticamente dal campo magnetico irregolare ivi presente. Dopo alcune interazioni il moto medio della particella coincide con quello della nube. Nel sistema di riferimento del gas l’energia della particella (m=0) è: Il g e b si riferiscono al moto della nube di gas rispetto al laboratorio. Essendo tutti gli urti elastici, per l’energia finale della particella nel S.R. della nube varrà Trasformando dal S.R. della nube a quello del laboratorio Sostituendo otteniamo la variazione percentuale di energia

20. Accelerazione di Fermi del secondo ordine Diffusioni elastiche con il campo magnetico E2 q2 V Nube di gas ionizzato q1 E1

21. Accelerazione di Fermi del primo ordine Shock Front E2 V= -u1 +u2 -u1 E1

22. Meccanismo di accelerazione del primo ordine di Fermi

23. Distribuzioni angolare dei secondari

24. Un modello giocattolo per il meccanismo di Fermi v v

25. Accelerazione > 100 TeV Anche sorgenti puntiformi  alti campi magnetici  Stelle di Neutroni Es.: Stella 1.4 Msolare, Periodo di rotazione P=P10 x 10 ms, Raggio di 106 cm ha una energia di rotazione  2 x 1050 erg/P210 Altra sorgente di potenza per l’accelerazione dei R.C. è il rilascio dell’energia gravitazionale legata ad un sistema binario con una stella di neutroni

27. Stato della ricerca attuale sui raggi cosmici • Ricerca sui RC di energia estremamente elevata >1020 eV (oltre la caviglia) tagli GZK (?) • AGASA • HIRES • Havera Park • Spettro e composizione dei RC nella regione del ginocchio 10151016 eV • Kascade • Eastop • Tibet (As-g) • Dice (Cerenkov)

28. ginocchio caviglia

29. AGASA AGASA copre un’area di circa 100 km2 e consiste di 111 rivelatori a scintillazione posti a terra (surface detectors) e 27 rivelatori sotto un assorbitore (muon detectors). Ogni rivelatore di superficie è posto a circa 1 km dal primo vicino e i rivelatori sono connessi tramite fibre ottiche.

30. AGASA Results The dashed curve represents the spectrum expected for extragalactic sources distributed unifomly in the Universe, taking account of the energy determination error. GZK cut ? Greisen-Zatsepin-K'uzmin (GZK cut-off predicted at ~6x1019 eV, which results from photo-pion production in collisions with the cosmic background microwave photons.

32. Detectors for UHECR 106 105 104 103 102 101 OWL EUSO Area km2 AUGER Hires FY AGASA VR Yak HP ‘60 ‘70 ‘80 ‘90 ‘00 ‘10 Year

33. EUSO Extreme Universe Space Observatory - " EUSO , is a space mission devoted to the investigation of cosmic rays and neutrinos of extreme energy (E>5x1019 eV) by looking at the streak of fluorescence light produced when the particles interact with the Earth's atmosphere. EUSO will observe the fluorescence signal looking downward from Space the dark Earth's atmosphere under a 60° full field-of-view. Fluorescence light will be imaged by a large Fresnel lens optics onto a finely segmented focal plane detector. The segmentation and the time resolution will allow to reconstruct the shower arrival direction and energy with high precision.

35. Conclusioni sulla fisica dei raggi cosmici • Risultati molto interessanti nella regione UHECR (anche se attualmente controversi) • Si aspettano nuovi e più giganteschi rivelatori (AUGER, EUSO, OWL) per misurare la parte di alta energia dello spettro