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Origine e Vita dei Raggi Cosmici Dalle Supernovae alla Terra.

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Presentazione sul tema: "Origine e Vita dei Raggi Cosmici Dalle Supernovae alla Terra."— Transcript della presentazione:

1 Origine e Vita dei Raggi Cosmici Dalle Supernovae alla Terra

2 p e - e + antip Nuclei antiN? other? other? Now we know that from the sky arrive to us: Electromagnetic radiation Particles - charged - neutral radio IR Visible X stable elementary particles cosmic rays Gravitational waves ??

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4 Radiazione Elettromagnetica Gamma, X, UV, Light, IR, Radio Non viene influenzata dai Campi Elettrici e Magnetici Dà informazioni sulla localizzazione delle sorgenti emittenti Non dà informazioni su una eventuale esistenza di antimateria nel Cosmo

5 Raggi Cosmici Particelle cariche : protoni, antiprotoni, elettroni, positroni, nuclei, antinuclei (?), Altro (?) Risentono dei campi elettrici e magnetici Portano da distanze differenti un campione di materiale galattico ed extragalattico ed accelerato ad energie molto elevate.

6 I raggi cosmici Noi siamo costantemente bombardati da particelle energetiche che arrivano sulla terra dallo spazio esterno. Circa una particella carica per secondo passa attraverso ogni centimetro della superficie terrestre. I raggi cosmici sono una delle componenti principali della galassia. Infatti, la densità di energia dei raggi cosmici nella nostra galassia è di circa 1 eV/cm 3, dello stesso ordine di grandezza della densità di energia del campo magnetico della galassia e dellagitazione termica del gas interstellare. Come sono stati scoperti?

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9 Tour Eiffel (Wulf, 1910) : 6 x 10 6 ions/m 3 measured at ground 3 x 10 6 ions/m 3 expected at 80 m ~ zero expected at 330 m 3,5 x 10 6 ions/m 3 measured at 330 m Variation of the ionizzation with the altitude (Kolhörster, 1914): ionization difference in comparison to the ground (x 10 6 ions/m 3 ) altitude (km)0 -1,51 +1,22 +4,23 +8,84 +16,95 +28,76 +44,27 +61,38 +80,49 N(h)=N 0 e - h, ~10 -3 m -1 (for from radioC:, ~4,5x10 -3 m -1 )

10 1910/1925: pionieristic studies (Wulf, Hess, Kolhörster) Highly penetrating radiation Extraterrestrial origin Energy>>Energy of natural radioactivity radiation ultra ? 1925/1930: first sistematic studies Charged radiation Geomagnetic effect: Poles/Equator East/West effect

11 1928: Rossi, Bernardini, Occhialini (Arcetri group) Innovatory detection techniques Geiger counters Coincidence circuit Deflecting Magnet Study of the geomagnetic effects Tecniche moderne

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15 1932: e : +/- 1947: +/- 1947/1953: K +, K 0, 0, -, + From the study of COSMIC RAYS are born NUCLEAR PHYSICS ( nuclei and their interactions ) sub-NUCLEAR PHYSICS ( particles and their inter. ) With ARTIFICIAL RAYS NUCLEAR PHYSICS and sub-NUCLEAR PHYSICS reached unimaginable complexity and energies Particle beams at accelerators Return to COSMIC RAYS because E CosmicRays 10 7 E ArtificialRays N. and sub-N. Physics problems ASTROPHYSICS Technical means (large detectors, satellites, space stations,..)

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19 Ciclo di Vita dei Raggi Cosmici Galattici Produzione Accelerazione Propagazione nel Mezzo Interstellare Interazione nel Mezzo Interstellare Fuga dalla Galassia

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22 Spettro energetico dei R.C. Scanning delle distanze ~ 400 Isotopi Bulk ~ 1 GeV da 1Kpc 100 GeV dal centro della Galassia 10 TeV Extragalattici

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24 Abbondanze nei raggi cosmici Gli elementi Li, Be, B sono circa 10 5 volte più abbondanti nei raggi cosmici che nel sistema solare. Il rapporto 3 He/ 4 He è circa 300 volte più grande nei raggi cosmici. I nuclei molto pesanti sono più prevalenti nei raggi cosmici. I raggi cosmici attraversano alcuni (4-7) g/cm 2 di materiale interstellare tra la sorgente ed il top dellatmosfera terrestre subendo reazioni nucleari che rompono i nuclei più pesanti.

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29 Red Giant

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31 Esplosione di supernova

32 Accelerazione dei Raggi Cosmici Le esplosioni delle Supernove sono la sorgente dellenergia responsabile dellaccelerazione dei raggi cosmici di alta energia Accelerazione alla nascita mediante lo shock iniziale Accelerazione quando le onde di shock da supernovae incontrano il materiale interstellare

33 Supernovae. The shock wave launched into the circumstellar medium after the collapse of a star, that has burnt its nuclear fuel, can very efficiently accelerate particles. Models predict that 10% or more of the kinetic energy of the explosion is transferred to high-energy particles. Supernovae might be responsible for the bulk of the cosmic rays in the Galaxy, at least up to energies of eV.

34 Pulsars and pulsar nebulae. Pulsars - rapidly rotating neutron stars left over, e.g., after a supernova explosion - exhibit large electric and magnetic fields and act like dynamos accelerating particles. The pulsar-generated outflow - the pulsar wind - interacts with the ambient medium, generating a shock region where particles are accelerated. Such objects will therefore exhibit a pulsed component of radiation - from the immediate vicinity of the pulsar - and an unpulsed component from the shock region and beyond. The Crab Nebula is one of the few known TeV emitters of this type, and the best-studied object.

35 Confinamento dei raggi cosmici nelle galassie Disco Galattico Intensità media del campo magnetico galattico: 3 G Tempo di confinamento: ~ 10 milioni di anni Galassia 1 parsec : m 1 anno luce: 0.3 parsec

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37 Supernovae e raggi cosmici Nella nostra galassia lenergia totale dei raggi cosmici è dellordine di erg/anno. I raggi cosmici sono isotropi e costanti durante almeno 10 9 anni. Nella nostra galassia appare una supernova ogni 40 anni. Ogni supernova dovrebbe produrre tra erg. Circa l1% dellenergia rilasciata è sufficiente ad accelerare i raggi cosmici.

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39 Accelerazione Teoria di Fermi al primo ordine

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43 Legge di potenza dello spettro dei raggi cosmici

44 Accelerazione Teoria di Fermi al primo ordine

45 Legge di propagazione dei raggi cosmici

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47 Leaky Box Model

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49 Diffusion Halo Model (DHM)

50 DHM

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58 Supernovae Remnants When a high mass star (final mass greater than 1.4 solar masses) collapses at the end of its life a supernova occurs. An enormous shock wave sweeps through the star at high speed, blasting away the various layers into space, leaving a neutron core and an expanding shell of matter known as a supernova remnant. This ejection of matter is much more violent than occurs in the planetary nebulae that mark the end of a low mass star, giving expansion speeds of 1.0E3 -1.0E4 km/s. Near the core of the remnant, electrons emit radiation (synchrotron radiation) as they spiral at relativistic speeds in the magnetic field from the neutron star. The ultraviolet portion of this radiation can ionize the outer filaments of the nebula. In addition the ejected matter sweeps up surrounding gas and dust as it expands producing a shock wave that excites and ionizes the gas. This plasma may reach temperatures of 1.0E4 to 1.0E6 K, but with densities of only about 1.0E7 particles per meter^3.

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64 Produzione di Particelle secondarie

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74 Alcune distanze fondamentali Raggio solare: km Distanza Sole-Terra: km (215 Raggi Solari) = 1 UA Grandezza del sistema solare: UA Raggio terrestre: 6380 km Distanza terra luna: km (60 r.t.) Orbite tipiche LEO: km Satelliti geostazionari: km


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