EEE Extreme Energy Events

Presentazione sul tema: "EEE Extreme Energy Events"— Transcript della presentazione:

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

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 MRPC Frascati: rimanenti MRPC 2005  2006: 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città

3 Raggi cosmici di altissima energia
Sciami di raggi cosmici: coincidenza a terra Coincidenza di primari fuori dall’atmosfera Meccanismi di produzione/accelerazione: sistemi astrofisici processi “esotici” La griglia di rivelatori MRPC

4 Cosa sono i raggi cosmici?
Inizio del XX secolo: radiazione misurata nell’ambiente molto superiore a quella attesa dalle sorgenti radioattive naturali 1912 Victor Hess: contatore su pallone --- radiazione aumentava! “Cosmica” Particelle sub-atomiche, con energie molto varie: eV Il flusso varia con l’energia: bassa  migliaia /m2/s  “facile” da misurare alta  alcuni/Km2/secolo  “difficile” La composizione è varia: Protoni (soprattutto) Nuclei pesanti (fino all’Uranio) 0.1% fotoni (gamma)  carichi: deflessi da campi magnetici extra/galattici  “pesanti”: deflessi meno  neutri: propagazione in linea retta (o quasi)

5 Elettron Volt Radiazione Energia
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 1012 eV = 1 TeV Raggi Cosmici di media energia 1015 eV = 1 PeV Raggi Cosmici di alta energia 1020 eV = 100 EeV Raggi Cosmici di altissima energia Misurati 3x1020 eV Questa è l’energia lanciando una palla da bowling su un piede dall’altezza di un metro! Energia abbreviazione 103 eV = 1,000 eV Kev = Kilo electron volt 106 eV = 1,000,000 eV MeV = Mega electron volt 109 eV = 1,000,000,000 eV GeV =Giga electron volt 1012 eV = 1,000,000,000,000 eV TeV = Terra electron volt 1015 eV = 1,000,000,000,000,000 eV PeV = Peta electron volt 1018 eV = 1,000,000,000,000,000,000 eV EeV = Exa electron volt 1021 eV = 1,000,000,000,000,000,000,000 eV ZeV = Zeta electron volt

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

7 Sciami di raggi cosmici
Sciame: un primario colpisce l’atmosfera  jet di altre particelle secondarie (106/minuto) Urti successivi con azoto e ossigeno  pioggia Estensive Air Shower (EAS) primario non si può vedere! p, N, e-, e+, g, n, X, … e-, e+, g, m+ , m- … Ad altissime energie: altissimo numero di particelle secondarie circa 109 arrivano al suolo, velocità c DT di arrivo (GPS) ricostruzione del m direzione I rivelatori sono colpiti ad istanti successivi Intensità maggiore al centro densità di particelle griglia di rivelatori (?) energia alcune particelle si fermano solo molti metri sotto il suolo

8 m- particelle elementari,
Muoni m- 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? da molto lontano... ... o da più vicino?
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) da molto lontano... ... o da più vicino? Galattici  correlazione con il piano galattico Extra-galattici  isotropia

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

11 AGN Nucleo Galattico Attivo

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

13 Raggi cosmici di altissima energia
alla ricerca dell’origine 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? Galassia: Il campo magnetico non riuscirebbe ad intrappolarli  produzione vicino alla Terra Maggiore provenienza dal piano galattico 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 (?) Record: 1 evento 3x1020 eV palla da tennis a 290 Km/h

14 Radiazione Cosmica di fondo - CMB
Nel modello cosmologico standard, l’universo è iniziato in una fase molto calda e densa - “Big Bang” Espansione e raffreddamento Radiazione: Penzias e Wilson Molto fredda: circa 3K lunghezza d’onda: microonde (mm, cm) Fotoni: 400/cm (1% rumore rivelabile con una tv) Uniforme nel cielo (1/10.000) Radiazione fossile del big bang 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 anni 13-16 miliardi y Guardare la CMB = immagine dell’Universo all’età di 3x105y 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 dell’acqua 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 a  /p  )4 mec2/k (=2.762 K)? O piuttosto (2/5) (aG  me / 2 p   mp)1/4 mpc2/k (=2.719 K)? Addirittura (4/ p  ) a-3 a G1/2 mpc2/k (=2.741 K)? O ancora meglio 16  sqrt2   pa  G1/4 mec2/k (=2.727 K)? O in termini delle unità di Planck e-73TPl (=2.805 K), dove TPl=  ((hbar)c5/G)/k ? O trasformando in unità imperiali come la Lega (=3 miglia), che dire di hc/k µL (=2.98 K)? a= e2/4 pe 0 c(hbar) ; aG = G me2/ c(hbar)

16 Campi magnetici galattici
Via Lattea

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

18 Come si rivelano

19 Cosa ci aspettiamo di ‘vedere’
1017 eV Confrontando le misure (numero di particelle, tempo di arrivo, posizione, direzione) con le simulazioni al computer si ricostruiscono le caratteristiche dello sciame

20 Distribuzione dei telescopi
Coincidenze di sciami distanti possibili meccanismi: processi astrofisici “lontani” (Mpc, 1019 Km) interazioni “vicine” ( Km) nuova Fisica …

21 Il rivelatore MRPC Multigap Resistive Plate Chamber

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

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 MRPC Frascati: rimanenti MRPC 2005  2006: 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città