Astrofisica Gamma EGRET AGILE GLAST

CGRO - Compton Gamma Ray Observatory EGRET COMPTEL BATSE OSSE Apr 1991 – Jun 2000 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

OSSE - Oriented Scintillation Spectrometer Experiment CGRO - Acronimi BATSE - Burst And Transient Spectrometer Experiment OSSE - Oriented Scintillation Spectrometer Experiment COMPTEL - imaging COMPton TELescope EGRET - Energetic Gamma Ray Experiment Telescope 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

CGRO - Rivelatore vs Energia 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Batse - Burst And Transient Source Experiment Il rivelatore BATSE (Burst And Transient Source Experiment) serve come monitor per tutto il cielo per il Compton Observatory, rivelando e localizzando forti sorgenti di transienti (GRB - Gamma Ray Bursts). Totale di otto rivelatori Batse, ad ogni angolo del satellite, sensibili nella banda di energia da 20 KeV a 1 MeV. Il cuore dei rivelatori di Batse è formato da cristalli di NaI, che producono luce visibile quando sono attraversati da raggi gamma. Questa luce viene registrata da rivelatori fotosensibili: l’uscita dei rivelatori fotosensibili, digitalizzata ed analizzata, consente la misura del tempo di arrivo e dell’energia dei fotoni incidenti. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Batse - Burst And Transient Source Experiment Ognuno degli otto rivelatori è formato da: un LAD (Large Area Detector) ottimizzato per sensitività e per misurare direzione, cristalli di NaI, 50 cm dimensioni trasversali, 1.25 cm spessore. Luce raccolta e convogliata su tre fotomoltiplicatori da 5 pollici. Segnale sommato; uno scintillatore plastico (circa 0.7 cm spessore) che copre tutta la superficie del LAD che serve come sistema di anti-coincidenza per particelle cariche; un SD (Spectroscopy Detector), NaI, 12.5 cm diametro, 7.5 cm spessore. Lettura diretta tramite tubo fotomoltiplicatore di 5 pollici. Num Rivelatori 8 (LAD) + 8 (SD) Field of View Cielo completo Area efficace 2025 cm2 (LAD) 127 cm2 (SD) Energy range 20 KeV-1.9 MeV (LAD) 10 KeV-100 MeV (SD) Burst Sensitivity 3x10-8 ergs/s2 (1 sec burst) Sensibilitaà a sorgenti 0,12 C rab (30-250 KeV) 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Batse - Burst And Transient Source Experiment 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Batse - Burst And Transient Source Experiment 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - Energetic Gamma Ray Experiment Telescope EGRET rivelava fotoni grazie ad una camera a scintillazione (per misurare le direzioni) e ad un calorimetro a NaI (TASC, Total Absorption Shower Counter, per misurare le energie). La camera a scintillazione aveva sottili spessori di Tantalio intercalati tra i piani traccianti. Una frazione dei fotoni incidenti (circa il 35% sopra i 200 MeV) interagiva con nell’assorbitore per produrre coppie energetiche di elettrone-positrone. Le tracce cariche venivano ricostruite nei piani di tracciatore seguenti al piano di conversione e assorbiti nel TASC. La ricostruzione delle energie e direzioni della coppia forniva le energie e direzioni dei fotoni incidenti. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - TOF (Time of Flight) Due livelli di rivelatore, matrici di 4x4 scintillatore plastico, misura del tempo di volo T> 0 T < 0 Se almeno una traccia viene identificata dal sistema di tempo di volo direzionale come una particelle “entrante” nel rivelatore….e se non c’e’ segnale nel sistema di anticoincidenza che circonda il rivelatore la camera a scintilla viene “triggerata”. Foto “digitale” del sistema di tracciatura ed lettura del calorimetro a NaI. Particelle di bassa energia che “escono” dal rivelatore e non raggiungono lo schermo di anticoincidenza vengono rigettate grazie alla misura di tempo di volo. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - Tracciatore 1 Elemento CENTRALE del rivelatore. Composto da una camera a scintilla (spark). Particelle cariche nel gas ionizzano il mezzo generando elettroni liberi. La camera funziona in condizioni di equilibrio instabile: nel momento in cui alta tensione viene applicata ai fili sensibili si genera una scarica (spark!) che trova il suo “cammino” nel percorso “ionizzato” dal passaggio della particella carica. La lettura dei segnali sui fili sensibili della camera rende possibile la ricostruzione della posizione: utilizzao di fili ortogonali rende possibile l’immagine tridimensionale di una traccia. Non funziona in continua! Necessità di un trigger esterno…TOF! Rivelatore di tracce basato su GAS! Rivelatore inutilizzabile fio a che la lettura dei fili non è completata: 100 msec di tempo morto! Problemi di funzionamente ad elevata frequenza di conteggio (non il caso di EGRET!!!!). 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - Tracciatore 2 28 moduli impilati e posizionati a distanza ravvicinata (closely-space modules) nella parte alta della camera. Tra ogni coppia di piani adiacenti era posizionato uno strato di 90 m di Tantalio (assorbitore). Todale di 0.54 lunghezze di radiazione lungo l’asse verticale. Formato da due “stack” di camere denominate “A” e “B: sistemi di alimentazione e lettura indipendenti, in modo da minimizzare l’impatto di un possibile problema di hardware. L’efficienza dello stack “B” peggiorata con il tempo in modo continuo. Praticamente inutilizzabile dal 1997 in poi. Peggioramento della ricostruzione delle coppie elettrone-positrone. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - Tracciatore 3 Miscela di gas utilizzata: Argon (0.25%), Etano (0.25%), Neon (99.5%). Sistema di purificazione e sostituzione del gas a bordo. Capace di purificare e riempire la camera spark 5 volte. Due sistemi di miscelamento del gas (ridondanza!): il primo sistema smette di funzionare dopo 3 anni, il secondo ha continuato fino alla fine del 1997. Questo sistema serve a rendere la miscela gassosa omogenea ed uniforme su tutto il volume della camera. Negli ultimi anni l’esperimento è stato “operato” ad una frequenza di trigger più bassa rendendo meno critico la mancanza del miscelatore. Dopo il 5 riempimento, il gas è rimasto senza ricambio fino al termine della missione: conseguente degradazione dell’efficienza della camera spark e quindi della ricostruzione di fotoni. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - TASC - Misure di energia 1 L’energia dei fotoni è determinata, principalmente, dalle misure effettuate con un calorimetro a cristalli di NaI(Tl) posto immediatamente sotto al tracciatore. 8 lunghezze di radiazione, 76 cm x 76 cm dimensioni trasversali. Rivelatore massivo: 435 Kg. 36 blocchi di NaI accoppiati otticamente in modo da formare un cristallo MONOLITICO (No Imaging!!!!) Limitazioni alla fisica dell’esperimento! Sistema di lettura formato da sedici tubi fotomoltiplicatori da 5 pollici. L’accoppiamento tra il cristallo NaI e i tubi fotomoltiplicatori è realizzato tramite una “scatola di diffusione”: scopo è quello di rendere il più uniforme possibile la distribuzione di luce per equalizzare la quantità di luce ricevuta da ogno singolo tubo fotomoltiplicatore (facilità di funzionamento, calibrazione, mantenimento, analisi, etc etc…). 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - TASC - Misure di energia 2 I 16 PMT sono divisi in due gruppi (opportunamente intercalati) da 8: i segnali dei singoli PMT dei due gruppi vengono sommati e digitalizzati da analizzatori di ampiezze per basse energie (1-200 MeV) e alte energie (20 MeV - 30 GeV). Le digitalizzazioni dei dati di alta energia vengono spedite a terra individualmente (telemetria), mentre quelli di bassa energia sono sommate a quelle di alta energia “on-board” e utilizzate per triggering e analisi. Oltre a misurare energie di singoli eventi, infatti, uno dei principali compiti del TASC era quello di accumulare spettri di energia su diverse scale dei tempi, indipendentemente dal tracciatore. Spettri normalmente accumulati su tempi dell’ordine di 32768 sec (“normal mode”). In presenza di un trigger da parte di BATSE, però, il TASC di posizionava in “burst mode” e gli spettri venivano accumulati in quattro intervalli consecutivi di 1 s, 2 s, 4 s e 16 s. Particolarmente utile per studiare i Gamma-ray Bursts. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - Dati e Telemetria Dati di EGRET organizzati in “pacchetti” di 1786 bytes, che coprono intervalli di 2048 secondi. Ogni pacchetto contiene uno “header” che include il tempo, approssimato al secondo più vicino, la posizione dello spacescraft, il suo puntamento e le coordinate del centro della Terra. dopo l’header vengono registrate quantità di “housekeeping” (voltaggi, correnti, pressioni, temperature…); gli spettri accomulati nel TASC sono inviati ogni 16 pacchetti; resto dei dati costituito da informazione relativa ai singoli eventi (coordinate delle tracce nella camera, tempi delle tracce, informazioni di trigger, energia misurata nel TASC); il trigger di fotoni è asincrono rispetto all’informazione del pacchetti, buffer on-board, trasferimento a Terra sequenziale operato dal firmware on board. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - Sommario Rivelatori Camere a scintilla, NaI, scintillatori Range in Energia 20 MeV - 30 GeV Risoluzione in energia ~20% PSF 5.5° (0.1GeV) 1.3° (1GeV) 0.5° (10GeV) Area efficace ~1500 cm2 (200-1000 MeV) Point source sensitivity Variabile. 6x10-8 cm-2 s-1 E>100MeV Source Position Location 5-30 arcmin (dipende dalla sorgente) Field of View ~0.5 sr Risoluzione temporale 0.1 msec Tempo morto 100 msec Peso 1830 Kg Dimensioni 2.25 m x 1.65 m Potenza 190 Watts 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

EGRET - Alcune caratteristiche EGRET fu disegnato e costruito con lo scopo di accumulare dati per due anni. In realtà, seppure le prestazioni dell’apparato sperimentale sono andate continuamente deteriorandosi, ha collezionato fotoni ininterrottamente dal lancio (Aprile 1991) fino alla conclusione della missione CGRO (Giugno 2001). Grande successo scientifico. Apertura di un “nuovo” filone di scienza. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Eventi significativi nella “vita” di Egret Aeff ridotta del 6%!! 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE Prima missione interamente italiana, ASI, Small Scientific Missions. Astrorivelatore Gamma a Immagini Leggero. Tecnologia moderna. Rivelatori al Silicio di ultima generazione; mini-calorimetro a CsI; rivelatore per raggi X; schermo di anticoincidenza; sistema di acquisizione dati moderno. 130 Kg e poca potenza dissipata! Volume 0.25 m3, massa 130 Kg, 65W, sistema di acquisizione complesso, migliaia di canali di lettura, ottima risoluzione temporale e di posizione. Super-Agile! Nonostante le dimensioni ridotte, prestazioni simili o migliori (fuori asse!) di EGRET. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE • lunga vita, tecnologia al Silicio • grande campo di vista (FOV ~2.5 sr)  possibilita' di monitoraggio di un gran numero di sorgenti e scoperta di transienti • timing eccellente: deadtime ~100 microsecondi  migliore reazione a transienti gamma e flares di nuovi AGN • migliore risoluzione angolare rispetto a EGRET • migliore sensibilità (on-time su sorgenti più lungo di EGRET) 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Tracciatore 1 Sensori a doppia faccia, x-y, wafer 9.5x9.5 cm2 (microstrip pitch 121 m, spessore 410 m). Ogni piano di silicio è costituito da una matrice 4x4 di “mattonelle” (totale area geometrica 38x38 cm2). I primi 10 piani del tracciatore sono costituiti da tre elementi: un assorbitore di Tungsteno di 0.07 X0 e due rivelatori al Silicio con microstrisce ortogonali configurate per misure X-Y. La distanza tra i piani è di 1.9 cm. La GRID ha un totale sulla verticale di 0.9 X0. Ottima risoluzione spaziale. Meglio di 40 m (misurata su fotoni/elettroni in testbeam al CERN) fino a grandi angoli. Gli ultimi due piani sono privi di assorbitore di Tungsteno. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Tracciatore 2 Unità fondamentale, mattonella 9.5x9.5 cm2, pitch microstrisce di 121 m. Lo schema “floating” di lettura comporta 384 canali di lettura per mattonella. 2x1536 canali di lettura per piano. Numero di canali di lettura totali per il GRID 36864. Viene registrata sia informazione digitale che analogica (carica depositata su ogni singola microstriscia di Silicio). Queste informazioni sono di cruciale importanza per la ricostruzione della direzione di volo dei fotoni e la soppressione del fondo. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Esempio di fotone reale: Efotone = 107 MeV AGILE photon tagged testbeam at CERN (2001-2002) Tungsteno Tungsteno Tungsteno Tungsteno Tungsteno Tungsteno 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Il montaggio dei ladder sul vassoio e il vassoio completo 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Minicalorimetro 1 30 cristalli di CsI, disposti su due piani, per un totale (lungo l’asse) di 1.5 X0. Lettura con due fotodiodi posizionati agli estremi opposti del cristallo (misura della posiziona trasversale lungo il cristallo). Il (mini)calorimetro ha due scopi principali: misure addizionali su particelle prodotte nello sciame e, conseguentemente, miglioramento dell’energia misurata del fotone incidente; rivelatore indipendente (DAQ!) di GRB o eventi transienti con spettro di energia nella banda ~0.3-100 MeV. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Minicalorimetro 2 Backsplash problema meno “severo” che in EGRET. Efficienza di rivelazione di fotoni (inclinati) di alta energia (10 GeV) relativamente alta. Veto AC può essere disabilitato con Ecal>200MeV. Fascio di muoni ricostruiti nel tracciatore: posizione misurata nei cristalli di CsI x=z= 7 mm 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Minicalorimetro 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Anticoincidenza Contatori plastici a scintillazione, lettura PMT. Ricopre tutto il rivelatore (tracciatore, super-Agile, mini-calorimetro). Costituito, su ogni lato, da tre scintillatori (0.6 cm di spessore) accoppiati otticamente con dei tubi fotomoltiplicatori. La superfice superiore è ricoperta da un singolo scintillatore (spesso 0.5 cm) e letto da quattro tubi fotomoltiplicatori posizionati ai quattro angoli. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Super-AGILE 4 rivelatori al Silicio (ognuno di 19 x 19 cm2), piazzato sul primo strato della struttura tracciante di AGILE. Struttura ultra leggera di supporto con un convertitore di Tungsteno posizionato a 14 cm dai rivelatori al Silicio. Gli scopi principali di Super-AGILE sono: misure di fotoni ed identificazione di sorgenti nell’intervallo di energia 10-40 KeV, con un FOV di ~0.8 sr e buona risoluzione angolare (1-3 arcmin) e buona sensibilità (~mCrab per 50Ksec integrati, 1 Crab per qualche secondo di integrazione…); misura simultanea per sorgenti di raggi X e gamma; risoluzione temporale eccellente (< 4 sec) burt trigger per il mini-calorimetro;  6000 canali di lettura. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Data handling e trigger La logica di Trigger per l’acquisizione di fotoni e reiezione del fondo è basata su due livelli: Level 1 - veloce ( < 5 sec)- richiede almeno 3 di quattro piani di tracciatore adiacenti. Esiste un livello inermedio (Level 1.5) che utilizza le informazione dei chip di lettura per determinare la topologie degli eventi sulla base delle informazioni parzialmente analizzate (più lento, 20 sec). Level 2 - include la lettura dei dati del tracciatore ed un pre-processamento ed analisi grazie a delle CPU dedicate a bordo del satellite. Asincrono rispetto al tempo del rivelatore. Tempo morto ~100 sec, dominato dalla lettura dei canali del tracciatore 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Data handling e trigger Il fondo di particelle cariche e fotoni di albedo che soddisfano le richieste del Level1+1.5 è stimato intorno a 100 Hz all’orbita nominale di AGILE. Il Level 2, on board, deve ridurre questo fondo di un fattore tra 3 e 5. L’analisi offline completa dei dati della GRID di AGILE (GRID=Gamma-Ray Immaging Detector) riduce infine questo fondo a livelli quasi trascurabili: 0.01 Hz a 100 MeV. Per massimizzare la FOV della GRID, la logica del trigger utilizza combinazioni opportune degli AC laterali e superiore: per eventi che depositano più di 200 MeV nel MC gli AC possono essere disabilitati nel Trigger. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Data handling e trigger Fondi di particelle : e+/e-: Ridotti di un fattore ~ 100 Protoni: Ridotti di un fattore ~ 1000 Flusso  albedo Terra : ridotto di un fattore ~ 30 La reiezione del fondo del GRID è piuttosto efficiente, riducendo il flusso di particelle cariche totale da ~ 2000 Hz a ~ 20 Hz. 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - PSF 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Area efficace 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Localizzazione di sorgenti 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

AGILE - Sensitivity 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

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AGILE - Sommario Rivelatori Sensori al silisio, cristalli, scintillatori Range in Energia 20 MeV - 50 GeV Risoluzione in energia ~1 a 300 MeV PSF 4.7° (0.1GeV) 0.6° (1GeV) 0.2° (10GeV) Area efficace ~600 cm2 Point source sensitivity Variabile. 8x10-9 cm-2 s-1 E>100MeV Source Position Location 1 arcmin (dipende dalla sorgente) Field of View 3 sr Risoluzione temporale ~sec Tempo morto < 100 sec Peso 130 Kg Dimensioni 0.6 m x 0.6 m Potenza 65 Watts 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma

Confronto EGRET/AGILE Rivelatori Camere a scintilla, NaI Sensori al silisio, cristalli, scintillatori Range in Energia 20 MeV - 30 GeV 20 MeV - 50 GeV Risoluzione in energia ~20% ~1 a 300 MeV PSF 5.5° (0.1GeV) 1.3° (1GeV) 0.5° (10GeV) 4.7° (0.1GeV) 0.6° (1GeV) 0.2° (10GeV) Area efficace ~1500 cm2 (200-1000 MeV) ~600 cm2 Point source sensitivity Variabile. 6x10-8 cm-2 s-1 E>100MeV Variabile. 8x10-9 cm-2 s-1 E>100MeV Source Position Location 5-30 arcmin (dipende dalla sorgente) 1 arcmin (dipende dalla sorgente) Field of View 0.5 sr 3 sr Risoluzione temporale 0.1 msec ~sec Tempo morto 100 msec < 100 sec Peso 1830 Kg 130 Kg Dimensioni 2.25x1.65 m2 0.6 m x 0.6 m Potenza 190 Watts 65 Watts 15 novembre 2018 Astrofisica Gamma