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La Scienza nelle Scuole Gian Paolo Imponente www.centrofermi.it/eee EEE Extreme Energy Events.

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Presentazione sul tema: "La Scienza nelle Scuole Gian Paolo Imponente www.centrofermi.it/eee EEE Extreme Energy Events."— Transcript della presentazione:

1 La Scienza nelle Scuole Gian Paolo Imponente EEE Extreme Energy Events

2 Obiettivi Rete estesa di rivelatori nelle Scuole Superiori A regime: potenzialità di una scoperta di Fisica In ogni Scuola: 1 telescopio per muoni/sciami (3 piani MRPC) 2005: 7 città pilota ( To, Bo, Frasc-Grottaf, Aq, Le, Ct, Ca ) 2005 Maggio-Giugno: (personale INFN/CFermi + Scuole) –CERN (Ginevra): costruzione 1 MRPC –Frascati: rimanenti 2 MRPC : 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città

3 Raggi cosmici di altissima energia Sciami di raggi cosmici: coincidenza a terra Coincidenza di primari fuori dallatmosfera Meccanismi di produzione/accelerazione: – sistemi astrofisici – processi esotici La griglia di rivelatori – MRPC

4 Cosa sono i raggi cosmici? 1912 Victor Hess: contatore su pallone --- radiazione aumentava! Cosmica Inizio del XX secolo: radiazione misurata nellambiente molto superiore a quella attesa dalle sorgenti radioattive naturali Particelle sub-atomiche, con energie molto varie: eV Il flusso varia con lenergia: bassa migliaia /m 2 /s facile da misurare alta alcuni/Km 2 /secolo difficile La composizione è varia: Protoni (soprattutto) Nuclei pesanti (fino allUranio) 0.1% fotoni (gamma) carichi: deflessi da campi magnetici extra/galattici pesanti: deflessi meno neutri: propagazione in linea retta (o quasi)

5 RadiazioneEnergia Fotone luminoso osservabile da un occhio 1 eV Raggi Ultra Violetti provenienti dal Sole, possono bruciare la pelle 10 eV X-Ray possono attraversare il corpo 1000 eV = 1 keV Gamma ray es. rivelabili dal telescopio Whipple eV = 1 TeV Raggi Cosmici di media energia eV = 1 PeV Raggi Cosmici di alta energia eV = 100 EeV Raggi Cosmici di altissima energia Misurati 3x10 20 eV Questa è lenergia lanciando una palla da bowling su un piede dallaltezza di un metro! Energiaabbreviazione 10 3 eV = 1,000 eVKev = Kilo electron volt 10 6 eV = 1,000,000 eVMeV = Mega electron volt 10 9 eV = 1,000,000,000 eVGeV =Giga electron volt eV = 1,000,000,000,000 eVTeV = Terra electron volt eV = 1,000,000,000,000,000 eVPeV = Peta electron volt eV = 1,000,000,000,000,000,000 eVEeV = Exa electron volt eV = 1,000,000,000,000,000,000,000 eVZeV = Zeta electron volt Elettron Volt

6 Come si studiano Energia Tecniche differenti 1.Bassa energia, assorbiti dallatmosfera – rivelatori su satelliti 2. Media energia – piccole piogge in atmosfera Radiazione Cherenkov rivelata al suolo 3.Altissima energia: pioggia anche molto estesa (Km) Le particelle continuano ad interagire ed al suolo sono rivelate da una griglia di strumenti

7 Sciame: un primario colpisce latmosfera jet di altre particelle secondarie (10 6 /minuto) Urti successivi con azoto e ossigeno pioggia Estensive Air Shower (EAS) Ad altissime energie: altissimo numero di particelle secondarie circa 10 9 arrivano al suolo, velocità c primario I rivelatori sono colpiti ad istanti successivi Intensità maggiore al centro alcune particelle si fermano solo molti metri sotto il suolo densità di particellegriglia di rivelatori non si può vedere! Sciami di raggi cosmici p, N, e -, e +, X, … e -, e +, … T di arrivo (GPS) ricostruzione del (?)

8 Muoni - particelle elementari, instabili, traiettoria quasi parallela al primario, percorrono Km e arrivano a terra prima di decadere (effetto relativistico) massa 105 MeV (e:0,5 MeV)

9 Da dove vengono Mah? Direzione 1. Particelle cariche: deflesse e accelerate dai campi magnetici galattici – accelerazione di Fermi -- incertezza sulla direzione di provenienza 2. Fotoni: in linea retta – (es. Crab Nebula, AGN) Galattici correlazione con il piano galattico Extra-galattici isotropia

10 Nube di gas, residuo dellesplosione di una supernova Cina July 4, 1054 A.D. Crab Nebula

11 AGN Nucleo Galattico Attivo

12 nella Crab nebula, visto dal telescopio spaziale Hubble Filmato della pulsar

13 Raggi cosmici di altissima energia alla ricerca dellorigine sono deflessi molto meno degli altri potrebbero puntare indietro alla sorgente Come? Molte ipotesi: sistemi binari di stelle, residui di supernove Meccanismi di accelerazione: tante ipotesi – Nuova Fisica: particelle primordiali super-massive Dove? Regioni enormi/con campi magnetici intensi a che distanza da noi? Da più lontano Non più di 150 milioni di anni luce (galassie vicine) Radiazione cosmica di fondo perdita di energia non arriverebbero Invece… Provenienza isotropa (?) Eventi di altissima energia (?) Galassia: Il campo magnetico non riuscirebbe ad intrappolarli produzione vicino alla Terra Maggiore provenienza dal piano galattico Record: 1 evento 3x10 20 eV palla da tennis a 290 Km/h

14 Radiazione Cosmica di fondo - CMB Fase molto calda: plasma di fotoni e barioni= gas di materia ionizzata e radiazione fotoni/elettroni Raffeddamento: età universo anni Gli atomi diventano neutri formazione idrogeno Forma di radiazione perfetta (esclude processi contingenti) 3 min anni13-16 miliardi y Guardare la CMB = immagine dellUniverso alletà di 3x10 5 y Nel modello cosmologico standard, luniverso è iniziato in una fase molto calda e densa - Big Bang –Espansione e raffreddamento –Radiazione:Penzias e Wilson 1965 Molto fredda: circa 3K lunghezza donda: microonde (mm, cm) Fotoni: 400/cm 3 (1% rumore rivelabile con una tv) –Uniforme nel cielo (1/10.000) –Radiazione fossile del big bang E densa nel cielo: i raggi cosmici interagiscono perdendo energia

15 Un po di cabala… Misura aggiornata: / Kelvin (Mather et al. 1999, ApJ, 512, 511). Sembra sospettosamente e Kelvin (= K). E il punto triplo dellacqua diviso per 100 (= K)? Potrebbe essere esattamente 30/11 Kelvin (=2.727 K)? O forse sqrt (15/2) Kelvin (=2.739 K)? E invece (2 / ) 4 m e c 2 /k (=2.762 K)? O piuttosto (2/5) ( G m e / 2 m p ) 1/4 m p c 2 /k (=2.719 K)? Addirittura (4/ ) -3 G 1/2 m p c 2 /k (=2.741 K)? O ancora meglio 16 sqrt2 G 1/4 m e c 2 /k (=2.727 K)? O in termini delle unità di Planck e -73 T Pl (=2.805 K), dove T Pl = ((hbar)c 5 /G)/k ? O trasformando in unità imperiali come la Lega (=3 miglia), che dire di hc/k µL (=2.98 K)? = e 2 /4 0 c(hbar) ; G = G m e 2 / c(hbar)

16 Via Lattea Campi magnetici galattici

17 Esempi di raggi cosmici in campi magnetici galattici Frecce=direzioni (variabili) del campo magnetico dovuto a distribuzione casuale di residui di supernovae colori= densità di raggi cosmici accumulati Simulazione di raggi cosmici immessi casualmente nel disco galattico in rotazione Densità di energia dei raggi cosmici al variare del campo magnetico (astro-ph/ )

18 Come si rivelano

19 Cosa ci aspettiamo di vedere Confrontando le misure (numero di particelle, tempo di arrivo, posizione, direzione) con le simulazioni al computer si ricostruiscono le caratteristiche dello sciame eV

20 Distribuzione dei telescopi Coincidenze di sciami distanti possibili meccanismi: processi astrofisici lontani (Mpc, Km) interazioni vicine ( Km) nuova Fisica …

21 Il rivelatore MRPC Multigap Resistive Plate Chamber

22 Filo da pesca per spaziare i fogli di vetro avvolto sulle viti Striscioline di rame per raccogliere il segnale elettrico Montaggio dellMRPC

23 Obiettivi Rete estesa di rivelatori nelle Scuole Superiori A regime: potenzialità di una scoperta di Fisica In ogni Scuola: 1 telescopio per muoni/sciami (3 piani MRPC) 2005: 7 città pilota ( To, Bo, Frasc-Grottaf, Aq, Le, Ct, Ca ) 2005 Maggio-Giugno: (personale INFN/CFermi + Scuole) –CERN (Ginevra): costruzione 1 MRPC –Frascati: rimanenti 2 MRPC : 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città


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