La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

Astrofisica Gamma 1.Brevissimi cenni storici 2.Interazione di particelle cariche con la materia 3.Interazione di fotoni con la materia 4.Brevi cenni su.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "Astrofisica Gamma 1.Brevissimi cenni storici 2.Interazione di particelle cariche con la materia 3.Interazione di fotoni con la materia 4.Brevi cenni su."— Transcript della presentazione:

1 Astrofisica Gamma 1.Brevissimi cenni storici 2.Interazione di particelle cariche con la materia 3.Interazione di fotoni con la materia 4.Brevi cenni su rivelatori di particelle 5.Esperimenti nello spazio: 1.Egret 2.Agile 3.GLAST 6.Esperimenti da terra: 1.Hess 2.Magic 3.EAS 7.Prospettive future Il cielo gamma: - L'emissione gamma diffusa - Le sorgenti: Nuclei Galattici attivi Gamma-Ray Burst Pulsars ed altre sorgenti G. Tosti

2 April 22, 2007Astrofisica Gamma2 Meccanismi di emissione Gamma Prodotti in processi sostanzialmente non termici! Prodotti in processi sostanzialmente non termici! e + B e + matter e + h p + matter

3 April 22, 2007Astrofisica Gamma3 Astronomia gamma agli inizi Satelliti militari VELA, osservazione di GRB. Decine di eventi, centinaia di modelli! SAS-2 (1972) e COS-B ( ), scoperta di sorgenti e pulsars. CGRO ( ), studio esteso di sorgenti puntiformi, di pulsars, quasars, AGN, GRB e sorgenti non identificate.

4 April 22, 2007Astrofisica Gamma4 Piano galattico - varie viste

5 April 22, 2007Astrofisica Gamma5 Esperimenti per Raggi Gamma

6 April 22, 2007Astrofisica Gamma6 Interazione di particelle cariche Il passaggio di particelle cariche attraverso la materia produce due tipi di interazioni: collisioni anelastiche con gli elettroni degli atomi che compongono il materiale o scattering elastico con i nuclei. Il passaggio di particelle cariche attraverso la materia produce due tipi di interazioni: collisioni anelastiche con gli elettroni degli atomi che compongono il materiale o scattering elastico con i nuclei. Gli effetti generati da queste interazioni sono: perdita di energia da parte della particella, nel caso in cui sia leggera si ottiene anche una deflessione della traiettoria; eccitazione e/o ionizzazione degli atomi del mezzo. Gli effetti generati da queste interazioni sono: perdita di energia da parte della particella, nel caso in cui sia leggera si ottiene anche una deflessione della traiettoria; eccitazione e/o ionizzazione degli atomi del mezzo. Particelle pesanti, modesta capacità di penetrazione della materia. Particelle leggere (elettroni, muoni, protoni….) percorsi assai maggiori. Variazioni significative nel percorso di traccia. Particelle pesanti, modesta capacità di penetrazione della materia. Particelle leggere (elettroni, muoni, protoni….) percorsi assai maggiori. Variazioni significative nel percorso di traccia.

7 April 22, 2007Astrofisica Gamma7 Range Esempio: un fascio di protoni da 1 GeV/c ha un range di circa 20 g/cm 2 in piombo (17.6 cm). The number of heavy charged particles in a beam decreases with depth into the material. La maggior parte della perdita di energia per ionizzazione occorre alla fine del percorso: Picco di Bragg. Mean Range: distanza a cui rimangono 1/2 delle particelle iniziale

8 April 22, 2007Astrofisica Gamma8 Ionizzazione: formula di Bethe-Bloch Le particelle cariche interagiscono con gli elettroni atomici del mezzo perdendo energia per ionizzazione Caratterizzata da: 1/ 2 (indip da m!) minimo di ionizzazione salita relativistica Rilevante: Particelle cariche energetiche rilasciano piccole quantità di energie, quindi lasciano tracce…. Molti tipi di rivelatori!

9 April 22, 2007Astrofisica Gamma9 Perdita di energia Esempio di perdita di energia in un materiale sottile. In un materiale sottile, una particella carica deposita energia, per ionizzazione, seguendo una distribuzione di Landau. Lunghe code verso alti valori dellenergia depositata.

10 April 22, 2007Astrofisica Gamma10 Elettroni e Positroni Elettroni e positroni perdono energia per ionizzazione esattamente allo stesso modo che le altre particelle cariche. Ma, a causa della loro piccola massa, possono perdere frazioni significative di energia tramite radiazione : Bremsstrahlung Scattering elastico Produzione di coppie (sciami elettromagnetici) Elettroni e positroni hanno interazioni elettromagnetiche molto simili. Ionizzazione: Bhabha scattering di elettroni e positroni invece di e- e- Moller scattering. Tutte le particelle con carica 1 e ~ 1 perdono essenzialmente la stessa energia. Range molto diversi a causa della loro piccola massa, cammini irregolari.

11 April 22, 2007Astrofisica Gamma11 Bremsstrahlung Il meccanismo dominante di perdita di energia per elettroni energetici è la produzione di radiazione elettromagnetica. Radiazione di sincrotrone per accelarazione circolare. Bremsstrahlung per moti in materiali. dE/dt dipende quadraticamente dallaccelerazione: Calcolo semiclassico della sezione durto Bremsstrahlung per particelle relativistiche

12 April 22, 2007Astrofisica Gamma12 Annichilazione di positroni Nella quasi totalità dei casi, positroni che attraversano uno spessore di materiale annichilano con elettroni del mezzo e creano fotoni: Possibile annichilazione in un singolo fotone, se lelettrone è legato al nucleo, ma la sezione durto è al più il 20%. Sezione durto massima per ~ 1, i positroni perdono la maggior parte della loro energia per radiazione o ionizzazione per poi annichilare. Positronio: e+/e- possono formare uno stato legato, simile allatomo di idrogeno.

13 April 22, 2007Astrofisica Gamma13 Luce Cerenkov Luce Cerenkov viene emessa quando la velocità di una particelle carica che attraversa un mezzo supera la velocità della luce nel mezzo max = arcos(1/n) Assumendo n indipendente da

14 April 22, 2007Astrofisica Gamma14 Luce Cerenkov in aria La tecnica Cerenkov in aria si basa sul fatto che gli elettroni generano radiazione se hanno energia maggiore di un valore minimo E min. Tale soglia è 21 MeV al livello del mare e sale a 35 MeV a 7.5 Km di altitudine. La variazione della soglia in energia è dovuta alla variazione della soglia in velocità che dipende dallindice di rifrazione dellatmosfera. Angolo massimo di emissione e numero di fotoni emessi dipendono allo stesso modo dallaltezza rispetto alla Terra. Angolo massimo di emissione e numero di fotoni emessi dipendono allo stesso modo dallaltezza rispetto alla Terra.

15 April 22, 2007Astrofisica Gamma15 Interazione di fotoni con la materia Contrariamente al caso delle particelle cariche linterazione dei fotoni con la materia non è costituita da una molte piccole perturbazioni che alterano di poco lo stato della particella incidente. Contrariamente al caso delle particelle cariche linterazione dei fotoni con la materia non è costituita da una molte piccole perturbazioni che alterano di poco lo stato della particella incidente. Tre processi, essenzialmente, responsabili per la perdita di energia: effetto fotoelettrico, scattering Compton, produzione di coppie (trascurando assorbimenti nucleari…). Tre processi, essenzialmente, responsabili per la perdita di energia: effetto fotoelettrico, scattering Compton, produzione di coppie (trascurando assorbimenti nucleari…). La probabilità che un fotone in un mezzo scompaia è in generale alta: lo scattering o lassorbimento in un materiale danno luogo allattenuazione esponenziale di un fascio di fotoni. La costante di proporzionalità, che dipende dal materiale attraversato, è detta coefficiente lineare di assorbimento. La probabilità che un fotone in un mezzo scompaia è in generale alta: lo scattering o lassorbimento in un materiale danno luogo allattenuazione esponenziale di un fascio di fotoni. La costante di proporzionalità, che dipende dal materiale attraversato, è detta coefficiente lineare di assorbimento. Leffetto fotoelettrico è responsabile per la quasi totalità delle interazioni al di sotto di 0.5 MeV, mentre la produzione di coppie e + e - domina la sezione durto totale pe renergia maggiori di 50 MeV. Lo scattering Compton è importante nella regione di mezzo. Leffetto fotoelettrico è responsabile per la quasi totalità delle interazioni al di sotto di 0.5 MeV, mentre la produzione di coppie e + e - domina la sezione durto totale pe renergia maggiori di 50 MeV. Lo scattering Compton è importante nella regione di mezzo.

16 April 22, 2007Astrofisica Gamma16 Effetto fotoelettrico Fotone completamente assorbito da un atomo del mezzo. Se lenergia del fotone incidente (E ) supera lenergia di legame (E b ) di un elettrone atomico, il fotone può essere assorbito dallatomo che emette un elettrone (fotoelettrone) di energia cinetica T e = E - E b. Fotone completamente assorbito da un atomo del mezzo. Se lenergia del fotone incidente (E ) supera lenergia di legame (E b ) di un elettrone atomico, il fotone può essere assorbito dallatomo che emette un elettrone (fotoelettrone) di energia cinetica T e = E - E b. La direzione del fotoelettrone è resa sufficientemente isotropica dallo scattering multiplo. La direzione del fotoelettrone è resa sufficientemente isotropica dallo scattering multiplo. La sezione durto presenta brusche discontinuità in corrispondenza delle energie di legame del materiale. Lemissione di elettroni è accompagnata da raggi X (transizioni di elettroni da livelli superiori). La sezione durto presenta brusche discontinuità in corrispondenza delle energie di legame del materiale. Lemissione di elettroni è accompagnata da raggi X (transizioni di elettroni da livelli superiori). Linterazione dipende dallo Z del materiale attraversato e dallenergia del fotone incidente. La probabilità di assorbimento è proporzionale a Z 4 5 /E 3. Questo spiega: 1) lutilizzo di materiali con alto Z nella costruzione di calorimetri elettromagnatici, 2) la relativa importanza delleffetto fotoelettrico nellassorbimento di fotoni con energia maggiore di qualche MeV. Linterazione dipende dallo Z del materiale attraversato e dallenergia del fotone incidente. La probabilità di assorbimento è proporzionale a Z 4 5 /E 3. Questo spiega: 1) lutilizzo di materiali con alto Z nella costruzione di calorimetri elettromagnatici, 2) la relativa importanza delleffetto fotoelettrico nellassorbimento di fotoni con energia maggiore di qualche MeV.

17 April 22, 2007Astrofisica Gamma17 Diffusione Compton Scattering di un fotone incidente con un elettrone atomico, una frazione dellenergia del fotone incidente è ceduta allelettrone. Scattering di un fotone incidente con un elettrone atomico, una frazione dellenergia del fotone incidente è ceduta allelettrone. Poiché tutti gli angoli di diffusione sono possibili, lenergia dellelettrone diffuso può variare tra 0 (per =0) e 2E 2 /(mc 2 +2E ) (per =180°). Poiché tutti gli angoli di diffusione sono possibili, lenergia dellelettrone diffuso può variare tra 0 (per =0) e 2E 2 /(mc 2 +2E ) (per =180°). Il fotone diffuso può interagire nuovamente nel mezzo attraversato (effetto fotoelettrico, diffusione Compton….) oppure uscire dal materiale. In questo caso, lenergia del fotone incidente non viene completamente assorbita nel rivelatore: questo fenomeno da luogo ad un fondo continuo nello spettro di energia che ha una brusca interruzione (Compton edge). Il fotone diffuso può interagire nuovamente nel mezzo attraversato (effetto fotoelettrico, diffusione Compton….) oppure uscire dal materiale. In questo caso, lenergia del fotone incidente non viene completamente assorbita nel rivelatore: questo fenomeno da luogo ad un fondo continuo nello spettro di energia che ha una brusca interruzione (Compton edge). Linterazione dipende dallo Z del materiale attraversato poiché dipende dal numero di elettroni disponibili come possibili bersagli di diffusione. Linterazione dipende dallo Z del materiale attraversato poiché dipende dal numero di elettroni disponibili come possibili bersagli di diffusione.

18 April 22, 2007Astrofisica Gamma18 Produzione di Coppie Se lenergia del fotone incidente eccede MeV (il doppio della massa a riposo dellelettrone), in presenza di un nucleo atomico (necessario per il bilancio energetico) è possibile generare, per annichilazione, una coppia e + e -. Il nucleo acquista poca energia. Lenergia in eccesso rispetto a 2mc 2 viene distribuita equamente tra elettrone e positrone. Se lenergia del fotone incidente eccede MeV (il doppio della massa a riposo dellelettrone), in presenza di un nucleo atomico (necessario per il bilancio energetico) è possibile generare, per annichilazione, una coppia e + e -. Il nucleo acquista poca energia. Lenergia in eccesso rispetto a 2mc 2 viene distribuita equamente tra elettrone e positrone. Il positrone diffuso perde energia per ionizzazione e, interagendo con un elettrone del mezzo assorbitore, può annichilare in una coppia di fotoni. Il positrone diffuso perde energia per ionizzazione e, interagendo con un elettrone del mezzo assorbitore, può annichilare in una coppia di fotoni. La produzione di coppie vicino ad un elettrone atomico ha una soglia in energia di 4mc 2 e lelettrone atomico subisce un rinculo notevole. In un rivelatore sensibile alle tracce questo evento viene visto come un evento a tre tracce. La produzione di coppie vicino ad un elettrone atomico ha una soglia in energia di 4mc 2 e lelettrone atomico subisce un rinculo notevole. In un rivelatore sensibile alle tracce questo evento viene visto come un evento a tre tracce. Ad alte energie il positrone e lelettrone tendono ad essere prodotti a piccolo angolo, rispetto alla direzione del fotone incidente. Langolo di produzione medio per una coppia di elettroni e positroni con energia E è approssimativamente = mc 2 /E. Ad alte energie il positrone e lelettrone tendono ad essere prodotti a piccolo angolo, rispetto alla direzione del fotone incidente. Langolo di produzione medio per una coppia di elettroni e positroni con energia E è approssimativamente = mc 2 /E. Linterazione dipende dallo Z del materiale attraversato, approssimativamente proporzionale a Z 2 e indipendente dallenergia del fotone incidente. Linterazione dipende dallo Z del materiale attraversato, approssimativamente proporzionale a Z 2 e indipendente dallenergia del fotone incidente.

19 April 22, 2007Astrofisica Gamma19 Interazione di fotoni con la materia

20 April 22, 2007Astrofisica Gamma20 Rivelatori - Scintillatori Contatori a scintillazione tipici…… violet blue Spettro di emissione NE102A Proprietà di alcuni scintillatori plastici Typical cost 1$/in 2

21 April 22, 2007Astrofisica Gamma21 Scintillatore - esempio Alcuni parametri tipici per scintillatori plastici: energia persa nello scintillatore:2MeV/cm efficienza scintillazione plastico:1 fotone/100 eV efficienza di raccolta (# fotoni al PMT):0.1 efficienza quantica PMT0.25 Che segnale elettrico ci possiamo aspettare da uno scintillatore spesso 1 am? Una particella carica incidente in modo ortogonale sul rivelatore: deposita 2MeV che producono 2x10 4 s di questi 2x10 3 s raggiungono PMT e producono 500 fotoelettroni Se assumiamo le seguenti proprietà per il PMT e la sua elettonica: PMT gain=10 6 cosicchè 500 fotoelettroni producono 5x10 8 elettroni =8x C Assumiamo che la carica sia raccolta in 50nsec (5x10 -8 s) corrente=dq/dt=(8x coulombs)/(5x10 -8 s)=1.6x10 -3 A Assumiamo un carico resistivo di 50 V=IR=(50 )(1.6x10 -3 A)=80mV (Oscilloscopio!) Quindi una particella al minimo di ionizzazione produce un segnale di 80 mV. Efficienza del contatore? Quanto spesso non cè segnale (zero PEs)? Probabilità di ottenere n PEs con una medie di è Poissoniana : Probabilità di 0 PE è e - =e Quindi il rivelatore è 100% efficiente. Nota: un contatore efficiente al 90% a =2.3 PEs

22 April 22, 2007Astrofisica Gamma22 Rivelatori - Camere a fili + -- Gli eletroni rilasciati nel gas driftano verso i fili a potenziale positivo Campo elettrico lontano dal filo è circa 1000 V/cm, mentre è molto più alto nelle immediate vicinanze. T deriva distanza Risoluzione spaziale tipica: 0.3 mm camera proporzionale, mm camera a deriva. Risoluzione temporale: 50 nsec camera proporzionale, 2 nsec camera a deriva. Tempo morto: 200 nsec camera proporzionale, 100 nsec camera a deriva. Ma il gas finisce!!!!

23 April 22, 2007Astrofisica Gamma23 Rivelatori - Rivelatori al silicio 30 microns Ottima risoluzione spaziale, 10 m Buona risoluzione temporale, 10ns Tempo morto, 10ns

24 April 22, 2007Astrofisica Gamma24 Negli ultimi venti anni, grande impulso nello sviluppo di rivelatori di traccia usando rivelatori al silicio ~ 200V reverse bias applicato Rivelatori - Rivelatori al silicio

25 April 22, 2007Astrofisica Gamma25 Rivelatori - Calorimetri E > 10 MeV, linterazione di ed elettroni nella materia è dominata da produzione di coppie e Bremsstrahlung. A basse energie la ionizzazione diventa importante. Il rapporto delle perdite di energia per questi processi è: Energia Critica: Energia alla quale BREM e Ionizzazione sono uguali:

26 April 22, 2007Astrofisica Gamma26 Rivelatori - Calorimetri Sequenza alternata di processi genera una cascata: primario (E 0 ) produce una coppia e + e - con 54% probabilità in uno spessore X 0 In media entrambi hanno emergia E 0 /2 Se E 0 /2 > E c, perdono energia per Brem Alle successive X 0 il processo si ripete. Foto in camera a nebbia di uno sciame elettromagnetico tra elettrodi di piombo. Dopo n generazioni (dx= nX 0 ), 2 n particelle, energia media E 0 /2 n. Fine cascata: energia e - energia critica E c = E 0 /2 n. Numero di generazioni : n=ln(E 0 /E c )/ln 2. Numero di particelle al X max : N p = 2 n = E 0 /E c.

27 April 22, 2007Astrofisica Gamma27 Rivelatori - Calorimetri 3 Proprietà caratteristiche di sciami elettromagnetici: # particelle al massimo N p proporzionale a E 0 lunghezza di traccia di e - /e + proporzionale a E 0 Profondità del max X max aumenta logaritmicamente: Profilo longitudinale: Profilo longitudinale delle perdita di energia in Piombo. Fit ad una funzione Gamma. Dimensioni trasversali: ms di elettroni di bassa energia Moliere Radius: Distribuzione radiale in R M independente dal materiale usato. 99% dellenergia in un raggio di 3 R M.

28 April 22, 2007Astrofisica Gamma28 Rivelatori - Calorimetri La risoluzione in energia di un rivelatore ideale di dimensioni infinite è limitata da fluttuazioni statistiche. Degradazione della risoluzione: Sciame non contenuto nel rivelatore fluttuazioni nellenergia di leakage; perdite longitudinali più importanti di quelle trasversali. Fluttuazioni statistiche nel numero di fotoelettroni osservati nel rivelatore. Se p p /E 0 è il numero di fotoelettroni per unità di energia, Fluttuazioni di sampling, se è presente materiale non attivo. Se il mezzo attivo è un gas fluttuazioni dovute alle fluttuazioni di Landau nella perdita di energia

29 April 22, 2007Astrofisica Gamma29 Rivelatori - Calorimetri Calorimetri omogenei: Migliori prestazioni da cristalli di scintillatori organici. Ad esempio NaI(Tl) si è ottenuto ~. Utilizzato anche CsI, CsI (Tl), Lead Glass (luce cerenkov), Piombo Tungstenato…… Calorimetri a campionamento: Spessori di materiale assorbitore inattivo (per esempioi, Pb) alternato con rivelatori attivi (ad esempio, scintillatori…). Risoluzione in energia ~7%/ E. Calorimetri liquidi di gas nobili: Contatori basati su gas nobili liquefatti, con opportuni elettrodi, possono funzionare come camere a ionizzazione. L Ar - Pb ~10%/ E. Kr Cu quasi omogeneo ~3%/ E. Lentezza di risposta (~1 s).

30 April 22, 2007Astrofisica Gamma30 Particelle nei rivelatori Particelle rivelate grazie alla loro interazione con la materia. Principalmente interazioni eletromagnetiche.

31 April 22, 2007Astrofisica Gamma31 Identificazione di particelle Constituent Si Vertex Track PID Ecal Hcal Muon electron primary Photon primary u, d, gluon primary Neutrino s primary c, b, secondary primary MIP MIP


Scaricare ppt "Astrofisica Gamma 1.Brevissimi cenni storici 2.Interazione di particelle cariche con la materia 3.Interazione di fotoni con la materia 4.Brevi cenni su."

Presentazioni simili


Annunci Google