Road map area 4 : Raggi Cosmici dallo Spazio ( A cura di: B.Bertucci, S.Bottai, D.Campana, N.Giglietto) Scopo del gioco: definire delle linee guida per.

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1 Road map area 4 : Raggi Cosmici dallo Spazio ( A cura di: B.Bertucci, S.Bottai, D.Campana, N.Giglietto) Scopo del gioco: definire delle linee guida per una RoadMap degli esperimenti di fisica astro-particellare nell'INFN - CSN2- Linea 4 : Rivelazione di RC dallo Spazio. Punto di partenza per la discussione – Lista degli osservabili – Misure sperimentali +/- aggiornate – Punti fermi e problemi aperti Considerare il parere di esperti extra CSN2 – Un grazie a P.Blasi, M.Tavani, P.de Bernardis, A.Cimatti, A.Masiero, P.Lipari, S.Capozziello CSN2-31/01/2011D.Campana

2 Ancora… Ragionare con mente aperta, considerando anche temi scientifici al momento estranei agli interessi dell’ INFN, ma i cui risultati sono molto importanti e strettamente collegati con le nostre ricerche (lo studio del CMB e lo studio dell‘ Energia Oscura, sono considerati temi strategici da molte agenzie ) Tener conto delle road map delle principali agenzie internazionali (spaziali e non) coinvolte in questo tipo di ricerca (DoE, NSF, NASA, ESA, CNRS, INAF... etc etc) CSN2-31/01/2011D.Campana

3 Spettro RC Ci mostra un legge di potenza rispettata per oltre 10 decadi di energia, con solo due aspetti caratteristici: “knee” a circa 3 PeV “ankle” a circa 3 EeV! Ma, c’è una struttura fine…! Figure courtesy of W Hanlon

4 Su cosa indagare Struttura dello spettro – perche’ e’ cosi’ ? Quali sono le sorgenti ? Quali meccanismi di accelerazione e propagazione intervengono tra sorgente e punto d’ osservazione ? Evidenza di Materia Oscura?

5 Che indizi abbiamo? Direttamente dai Raggi Cosmici: Spettri di Energia e Flussi ; Composizione; Anisotropia. Indirettamente dalla produzione di secondari: Fotoni;  talk di N.Giglietto Neutrini.  non trattati qui Dalla teoria : Energetica, nucleosintesi, teorie di accelerazione.

6 Indizi diretti - Spettri Gli spettri osservati sono descritti bene da leggi di potenza valide su una dinamica molto ampia che pare suggerire un processo (o processi) scale- independentI. Presenti “strutture” evidenziate nei dati : Flussi P e He mostrano un ‘indurimento’, Nuclei pure. Perché il “ginocchio” è situato dove è ? Non è ancora ben compreso. La “caviglia” è la transizione ad una componente extragalattica? Molto probabilmente. Il cut-off di GZK è stato osservato? Probabilmente.

7 Indizi diretti - Composizione Molto potente - abbiamo molti dati, ma soltanto in un intervallo piuttosto limitato a bassa energia. Necessarie misure al “ginocchio”. Le particelle secondarie mostrano chiaramente spettri osservati più soft degli spettri da sorgente e vincolano i modelli di propagazione, ma non in maniera univoca (quanto importante è la re-acceleration?). La teoria punta ad un esponente per lo spettro di RC da sorgente ~ 2.0, ma la propagazione con re-accelerazione favorisce 2.3. Abbiamo bisogno osservazioni secondari/primari a energie più alte.

8 Dati interessanti da Pamela su un “eccesso di positroni” – che può essere interpretato come pulsar vicine quali fonti di elettroni e di positroni ad alta energia, ma sono possibili anche altre spiegazioni astrofisiche. Nessuna evidenza di allontanamento dalle attese per produzione secondaria nei dati degli antiprotoni. Verifica con le misure di precisione di AMS, in avvenire. I dati di Fermi non confermano l’ anomalia nei dati di ATIC sugli elettroni, ma non sono in accordo con il modello più accreditato di propagazione (GALPROP) Leptoni e antimateria

9 Direzioni d’ arrivo completamente rimescolate alle basse energie (come previsto). Panorama poco chiaro alle energie intermedie (anisotropia molto piccola intorno al ginocchio) Indicazione chiara di direzionalità alle più alte energie nei dati di Auger, ma troppo presto per identificare qualsiasi particolare classe di sorgenti extragalattiche. Indizi diretti - Direzionalita’

10 Evidenze indirette - Sorgenti Interazione dei RC con il gas può produrre secondari neutri (fotoni, neutrini) che possono agire come tracciatori dei siti di produzione, se possiamo fare astronomia con queste particelle secondarie. Non c’è dubbio che almeno qualche shell-type SNR acceleri particelle fino 100TeV

11 Componente fotonica Gamma-ray possono essere interpretati come prodotti da: neutral pion decay da interazioni adroniche; inverse compton da elettroni relativistici. Difficile discriminare fra queste due opzioni e naturalmente entrambi i processi devono contribuire - la vera questione è l'importanza relativa di ciascuno.

12 “Standard model” I raggi cosmici galattici sono accelerati tramite il meccanismo DSA (Diffusive Shock Acceleration ) che opera nell’ onde d’ urto che si propagano nell’ ISM. La maggior parte, ma non tutti, di questi shock sono prodotti da esplosioni di supernova. Ginocchio come presenza di un cutoff diverso per ogni specie. Le particelle extragalattiche alle più alte energie sono prodotte da forti shock nel materiale intra-cluster in un modo analogo.

13 Qualche punto critico L’ amplificazione del campo magnetico necessaria per avere “il ginocchio”al giusto posto così come il flusso di particelle fra il “ginocchio” e la “caviglia”. Richiesta che sembra teoricamente plausibile, ed è sostenuta da alcune osservazioni, ma è considerato un punto debole. Tutte le specie nucleari hanno spettri da sorgente con strutture simili se li guardiamo in funzione della rigidità? Struttura fine dello spettro evidenziata dai nuovi dati non trova spiegazione semplice nel Modello Standard.

14 Qual è il vero spettro di produzione (dopo la correzione per gli effetti di propagazione)? È realmente duro come la teoria di accelerazione sembra richiedere? Necessari modelli di propagazione più accurati e vincolati dai dati. C’è una sorgente addizionale per gli elettroni – positroni dei CR come indicato dai dati di Pamela? L’ emissione ai TeV da SNR è principalmente di origine elettronica o adronica?

15 Risultati sperimentali Si riporta qualche dato mostrato a Cospar 2010 (rassegna risultati da rivelazione nello spazio) nella sessione Raggi Cosmici su : Spettro di Protoni ed Elio e Nuclei Rapporto B/C, N/O Spettro di elettroni + Misure con UHECR: Spettro, Anisotropia e Composizione (da terra: Auger)

16 Cosmic Ray Spectra: Protons and Helium, Nuclei

17 Novita’ Dati: Spettri Protoni ed Elii diversi: forzando la descrizione con unica power law  indici spettrali diversi per p e He. Flussi p ed He diventano uguali a 10 TeV. Indurimento dello spettro a E >= 200 GeV/n vero sia per Protoni e Elii che per i nuclei, presente nei dati recenti di Atic, Cream e Pamela. Interpretazioni: Atic interpreta i dati come un segno che i RCG siano prodotti da una combinazione di sorgenti. Pamela inoltre suggerisce che processi piu’ complessi di accelerazione e propagazione dei RC siano necessari per spiegare le strutture osservate negli spettri misurati.

18 The spectra of H and He are different, confirming the early result from JACEE The spectra show ‘curvature,’ i.e. are not power laws but change slope/shape with increasing energy Preliminary ATIC-2 Results

19 The Helium flux becomes equal to the Hydrogen flux at about 10 TeV per particle total energy.

20 There is general agreement with previous experiments on the Hi-Z energy spectra, but with a trend to flatten at the highest energies sampled.

21 A Three Component Model (Zatsepin and Sokalskaya, Astronomy & Astrophysics, 2006) Supernovae (Naked) -- < 5 x10^4 GV –Explodes into surrounding Interstellar Medium (ISM) –About 8-15 Solar masses Supernovae (Wind) -- < 4 x 10^6 GV –Explodes into a shell of matter created by its preceding stellar evolution before encountering the ISM –> 15 Solar Masses, e.g. Wolf-Rayet stars Novae -- < 200 GV –Needed to fit data below 300 GeV. CSN2-31/01/2011D.Campana

22 Three Component Model – All Particles CSN2-31/01/2011D.Campana

23 Three Component Model – Selected Elements CSN2-31/01/2011D.Campana

24 …quindi da ATIC : -- ATIC results indicate that the origin of GCR is more complex than previously expected: Proton and Helium spectra are different (confirming early JACEE finding and refuting RUNJOB results) Proton and Helium spectra are not pure power laws but show curvature / evolution over this VHE energy region (consistent with multi- source type models). Hi-Z spectra are consistent with previous data but also have a possible curvature (uncertainty is still too large for definitive conclusions.) CSN2-31/01/2011D.Campana

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28 Pamela: Proton and Helium Spectrum Pamela: Proton and Helium Spectrum COSPAR 2010 E18-0045  (30−1000 GV/c) p = 2.820 ± 0.003(stat) ± 0.005(syst)  (30−1000 GV/c) He = 2.732 ± 0.005(stat)+0.008−0.003(syst) Preliminary

29 Proton to Helium Ratio Proton to Helium Ratio COSPAR 2010 E18-002 Preliminary Different injections mechanisms or sources for protons and helium ? No other source or mechanism which effects the ratio down to ~ 4 GV ?

30 Pamela: Proton and Helium Spectrum Pamela: Proton and Helium Spectrum COSPAR 2010 E18-0045 Preliminary Both spectra exhibit a change in the spectral index around 200 GV.  (p): 2.85  2.67  (He): 2.766  2.477

31 Cosmic Ray Transport in the Interstellar Medium

32 The Current Situation on the B/C Ratio Information about Transport and Sources

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35 Cosmic Ray Spectra: Electrons

36 Chang et al. Nature 456, 362-365 (2008) ATIC Experiment: e + + e -

37 Fermi LAT e + e - spectrum 7 GeV–1 TeV da Cospar Gargano talk/ preliminare

38 HESS: e + + e - HESS: e + + e - HESS Collaboration arXiv:0905.0105

39 Preliminary Electron spectrum - tracker-based e-e- e + + e - PAMELA: Spectrometer & Calorimeter #1: e - PAMELA: Spectrometer & Calorimeter #1: e - Spectrometer to select events with negative curvature Calorimeter to select electrons Spectrometer Rigidity → Energy Talk on 21.07.: E18-0040  (E>30 GeV)=−3.18±0.05

40 PAMELA: Only Calorimeter : e + + e - PAMELA: Only Calorimeter : e + + e - COSPAR 2010 E18-0040 Preliminary Use different topology of EM and hadronic showers in the calorimeter to select electrons (totally 21 parameters were used) PAMELA

41 Matter, Antimatter, Dark Matter

42 You are here PAMELA Dark Matter Signal Secondary Production of Antimatter CR + ISM  pbar + … CR + ISM   ± + x   ± + x  e ± + x CR + ISM   0 + x    e ± Signal will distort the antiproton, positron and gamma spectra from purely secondary production FERMI, AMS-02 AMANDA/Ice Cube PAMELA BESS, HEAT, AMS, etc. Matter, Antimatter, Dark Matter ? Source

43 PAMELA Positron Fraction Nature 458 (2009) 607 - 2nd April 2009 Secondary production Moskalenko & Strong 98 Solar Modulation

44 Antiproton Spectrum 2010 COSPAR 2010 Poster E18-0043 No clear indication for an enhancement of Antiprotons ! Physical Review Letters / arxiv 1007.0821 Ptuskin et al. (ApJ 642 (2006) 902) Donato et al. (ApJ 563 (2001) 172)

45 Dark Matter (and other) Interpretations have to bring these two observations into a common theoretical framework No Excess Excess Antiprotons Positrons Antiprotons Positrons

46 The conventional diffuse background is wrong The local astrophysical sources ( Pulsar, SNR at various stages and locations) give contributions Dark matter annihilations give a contribution (majority of all publications…) Possible Explanations for the Excess Several hundred papers written on this topic since the PAMELA publication!

47 Cosmic Ray UHE

48 Many questions... a few hints... What is the source of ultrahigh energy cosmic rays ? ! what is the fundamental acceleration process to ultrahigh energies? Where does the cosmic ray spectrum stop? What are ultrahigh energy cosmic rays: protons, nuclei, photons, neutrinos? Should we expect to see the source in the arrival directions of UHECR? Should we expect to detect photons/neutrinos/gravitational waves? ! what are the effects of the Galactic and extra-galactic magnetic fields? ! HiRes and Auger have detected a high energy cut-off at the expected location for the Greisen-Zatsepin-Kuzmin cut-off » 6 10 19 eV ! the giant air showers are typical of hadronic showers ! HiRes sees protons at UHE, Auger sees an increasing fraction of heavies...? ! no powerful source seen in the arrival directions of highest energy CR...? ! Auger has reported 99% c.l. detection of anisotropy of arrival directions! ! diffuse backgrounds detectable? ! any signal from arrival directions of UHECR ?

49 Lo spettro - parte UHE

50 Many questions... a few hints... What is the source of ultrahigh energy cosmic rays ? ! what is the fundamental acceleration process to ultrahigh energies? Where does the cosmic ray spectrum stop? What are ultrahigh energy cosmic rays: protons, nuclei, photons, neutrinos? Should we expect to see the source in the arrival directions of UHECR? Should we expect to detect photons/neutrinos/gravitational waves? ! what are the effects of the Galactic and extra-galactic magnetic fields? ! HiRes and Auger have detected a high energy cut-off at the expected location for the Greisen-Zatsepin-Kuzmin cut-off » 6 10 19 eV ! the giant air showers are typical of hadronic showers ! HiRes sees protons at UHE, Auger sees an increasing fraction of heavies...? ! no powerful source seen in the arrival directions of highest energy CR...? ! Auger has reported 99% c.l. detection of anisotropy of arrival directions! ! diffuse backgrounds detectable? ! any signal from arrival directions of UHECR ? What is the source of ultrahigh energy cosmic rays What is the fundamental acceleration process to ultrahigh energies? Where does the cosmic ray spectrum stop? What are the effects of the Galactic and extra-galactic magnetic fields on UHECR? Should we expect to see the source in the arrival directions of UHECR? Should we expect to detect photons/neutrinos/gravitational waves? Auger 2010 What are ultrahigh energy cosmic rays? HiRes 2010 HiRes: light composition above ankle Auger: composition becomes heavier above ankle... also seen in shower fluctuations... with some inconsistency between various observables...... discrepancy related to some fundamental physical process?... a proton or iron composition bears a crucial impact on phenomenology...

51 Many questions... a few hints... What is the source of ultrahigh energy cosmic rays ? ! what is the fundamental acceleration process to ultrahigh energies? Where does the cosmic ray spectrum stop? What are ultrahigh energy cosmic rays: protons, nuclei, photons, neutrinos? Should we expect to see the source in the arrival directions of UHECR? Should we expect to detect photons/neutrinos/gravitational waves? ! what are the effects of the Galactic and extra-galactic magnetic fields? ! HiRes and Auger have detected a high energy cut-off at the expected location for the Greisen-Zatsepin-Kuzmin cut-off » 6 10 19 eV ! the giant air showers are typical of hadronic showers ! HiRes sees protons at UHE, Auger sees an increasing fraction of heavies...? ! no powerful source seen in the arrival directions of highest energy CR...? ! Auger has reported 99% c.l. detection of anisotropy of arrival directions! ! diffuse backgrounds detectable? ! any signal from arrival directions of UHECR ? Auger (07,08) has reported excess correlation of UHECR arrival directions with nearby (weak) AGN -- as of 2009, 99% c.l. rejection of isotropy of arrival directions...... but HiRes rejects correlation with galaxy and AGN catalogs at 95% cl... excess of events in the region of Centaurus A... but note that direction of Cen A coincides with direction of largest amount of extra-galactic matter within 200Mpc! arrival directions (as of 2008) agree with a distribution according to large scale structure (Kashti & Waxman 08)

52 PRINCIPALI PROBLEMI APERTI e PANORAMA SPERIMENTALE FUTURO 1. RAGGI COSMICI FINO AL GINOCCHIO 2. RAGGI COSMICI UHE

53 RAGGI COSMICI FINO AL GINOCCHIO PRINCIPALI PROBLEMI APERTI : Origine e propagazione dei raggi cosmici : SNR principali candidate – Si devono trovare ancora le prove definitive Possibile contemporanea presenza di sorgenti diverse emerge dall’insieme dei dati piu’ recenti (Pulsar come sorgenti di positroni ? Recente scoperta di strutture nello spettro spiegabile come evidenza di sorgenti diverse ?..) Da approfondire I modelli di propagazione nella galassia sono ancora largamente incerti – Quale deconvoluzione applicare per avere lo spettro alla sorgente ? CSN2-31/01/2011D.Campana

54 Origine e propagazione dei raggi cosmici : QUALI ULTERIORI CONTRIBUTI PUO’ ANCORA FORNIRE LA RIVELAZIONE DIRETTA DI RAGGI COSMICI NEL PROSSIMO FUTURO ? Le recenti misure di precisione circa lo spettro di protoni e nuclei indicano una sorprendente ricchezza di struttura con cambiamenti di indice spettrale con l’energia e la specie. La misura va estesa fino alle energie prossime al ginocchio 10 Tev -1 PeV ! La misura del flusso di elettroni multi TeV potrebbe evidenziare sorgenti vicine ( spettro e anisotropia) Estendere la misura dei flussi e anisotropie fino a ~10-20TeV La determinazione del rapporto primari/secondari : B/C e P/P..... è fondamentale per la selezione dei modelli di propagazione e la conseguente determinazione degli spettri alla sorgente. Va estesa nella regione del TeV e oltre La misura dell’abbondanza del 10 Be è fondamentale per stimare il tempo di diffusione dei CR nella galassia e quindi completare il modello di propagazione. I dati attuali sono affetti da errori molto grandi. Diminuire errori di un ordine di grandezza

55 RAGGI COSMICI FINO AL GINOCCHIO PRINCIPALI PROBLEMI APERTI : Ricerca di nuova fisica (dark matter..) nei flussi di antimateria : Pamela ha rivelato uno scenario stimolante ma ambiguo. L’estensione ad alte energie è fondamentale per districarsi nell’oceano delle interpretazioni. Pamela ha evidenziato un eccesso di positroni fino a 100 GeV. La misura va estesa fino al TeV! Ricerca di anisotropia ! Pamela NON ha evidenziato anomalie nel flusso di antiprotoni fino a 200 GeV. La misura va estesa fino al TeV ! Ricerca di antinuclei ? CSN2-31/01/2011D.Campana

56 RAGGI COSMICI FINO AL GINOCCHIO : PANORAMA SPERIMENTALE FUTURO AMS ha tra i suoi obiettivi la misura spettrometrica con MDR ~2TeV con accettanza ~ 0,5m 2 sr Si candida per far fronte alle misure di antimateria e alle misure sul rapporto primari/secondari fino al TeV. ATTENDERE I RISULTATI ! COSA RIMANE SICURAMENTE SCOPERTO ? La misura dello spettro di protoni e nuclei alle energie vicine al ginocchio e la misura degli elettroni a ~10TeV si possono fare efficientemente con calorimetri profondi ~30X 0 ; ~  e grande accettanza ~1m 2 sr. (AMS ha un calorimetro profondo ~17X 0 ;0,5  e accettanza~0,05 m 2 sr.) La comunità stà quindi pensando su vari fronti di portare nello spazio grandi rivelatori calorimetrici che finora sono stati usati su pallone (ATIC, CREAM) : CALET ~30X 0 ; ~ ,~0,1m 2 sr, 2013 (Approvato JAXA, Collaborazione ASI-CNR ) GAMMA400 ~30X 0 ; 0,5-1m 2 sr, Approvato da Ag.Spaz.Russa (20xx?, >2015 !), fisici INFN stanno studiando la fattibilità e le possibili ottimizzazioni del design OASIS – HEPCAT ~40X 0 ; 1m 2 sr Progetto USA citato al Cospar.

57 RAGGI COSMICI ALLE ENERGIE ESTREME PRINCIPALI PROBLEMI APERTI : Identificazione delle sorgenti : Correlazione con AGN vicini ? Da studiare con maggiore statistica e possibilmente dall’emisfero nord Composizione : Le misure di Xmax di Hires indicano transizione della composizione verso nuclei leggeri, mentre quelle di PAO verso nuclei pesanti. Necessario dirimere la questione anche per interpretare il clustering nelle direzioni di arrivo. La “struttura” del cutoff GZK è indicativa della composizione? (Berezinsky) La rivelazione dallo spazio ( JEM-EUSO ) puo’ essere una via per incrementare la statistica, quindi dire qualcosa sulla struttura del cut off e possibilmente individuare le sorgenti. Anche lo studio della composizione puo’ ricevere un impulso, ma la regione energetica dove la transizione leggero-pesante e’ stata osservata potrebbe non essere accessibile a JEM-EUSO.

58 Le Roadmap delle altre agenzie (DoE, NSF, NASA, ESA, CNRS, INAF...etc etc) 1) USA : rassegna del Committee for a Decadal Survey of Astronomy and Astrophysics dove emerge chiaramente che investigare sulla natura della Dark Matter /Dark Energy e' considerato prioritario dagli americani nello spazio. 2) Roadmap ESA 21/08/2010 (http://sci.esa.int/fprat) fa un confronto tra le potenzialità di AUGER e JEM EUSO per investigare sui Raggi Cosmici UHE e conclude raccomandando J.E. (pag.26-27)http://sci.esa.int/fprat

59 Contributi “esterni” alle tematiche INFN Abbiamo discusso con P.de Bernardis e il suo gruppo delle potenzialita del CMB, implicazioni sulla misura della massa del neutrino (presentato nella relaz. Roadmap gruppo neutrini) Abbiamo discusso con A.Cimatti e S.Capozziello di Dark Energy e approcci sperimentali attualmente in discussione nello spazio e S.C. ci fara’ una breve relazione a seguire.