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.
Piero Galeotti, Università di Torino 6
La struttura dell’atomo e la
scoperta del nucleo atomico è
stata ottenuta da Rutherford in un classico esperimento del 1911.
Piero Galeotti, Università di Torino 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 8
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
Piero Galeotti, Università di Torino 16
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 17
L’atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei raggi cosmici.
P.Galeotti Raggi cosmici 18
~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
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 19
100/m2/secondo
1/m2/anno
1/km2/anno
1/km2/secolo
P.Galeotti Raggi cosmici 20
λ =h
mv
Solo i muoni e i neutrini riescono a penetrare sotto grandi spessori di roccia.
P.Galeotti Raggi cosmici 25
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
P.Galeotti Raggi cosmici 27
Balloon Trajectory
launching landing
P.Galeotti Raggi cosmici 28
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
P.Galeotti Raggi cosmici 41
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
P.Galeotti Raggi cosmici 42
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
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 47
fisici...
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 48
...alpinisti...
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 49
...o minatori
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 50
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
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 53
Inizio del progetto Gran Sasso (A. Zichichi, 1984)
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 54
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 55
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)
P.Galeotti Raggi cosmici 59
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
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 64
Elisa Falchini 65
Esperimenti su pallone
Fisica Astroparticellare
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 67
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.
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 73
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
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 75
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 76
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 77
Si ritiene che i raggi cosmici di energie intermedie siano accelerati dai resti di supernovae
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 78
Piero Galeotti 79
Piero Galeotti 80
Piero Galeotti 81
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 82
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 83
AGN Unified Model
Sourceofenergy:
supermassiveblackhole~106-109solarmasses
+accretiondisk
Fuel:1-10solarmasses/year
AccordingtotheUnified
ModelallAGNssharethe
samefundamentalmechanism.
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 85
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 86
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
Piero Galeotti, University of Torino
Cosmic Ray School, Santo André 2010 100
Piero Galeotti, University of Torino
Cosmic Ray School, Santo André 2010 101
Piero Galeotti, University of Torino 102
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
Piero Galeotti, University of Torino
Cosmic Ray School, Santo André 2010 110
Type II Supernovae
Piero Galeotti, University of Torino 111
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
Piero Galeotti, University of Torino
Cosmic Ray School, Santo André 2010 113
25 M
Piero Galeotti, University of Torino 114
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
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 118
Raggi cosmici e didattica: Il Progetto Extreme Energy Events
Il telescopio del progetto EEE presso il Liceo classico Massimo D’Azeglio a Torino
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 120
Progetto EEE Studio dei raggi cosmici nelle Scuole
That’s All Folks
121