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EEE Extreme Energy Events

EEE Extreme Energy Events. La Scienza nelle Scuole. Gian Paolo Imponente www.centrofermi.it/eee. 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)

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Presentation Transcript

  1. EEEExtreme Energy Events La Scienza nelle Scuole Gian Paolo Imponente www.centrofermi.it/eee

  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 1 MRPC • Frascati: rimanenti 2 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: 109-1021 eV Ilflussovaria 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

  6. Come si studiano Tecniche differenti • Bassa energia, assorbiti dall’atmosfera – rivelatori su satelliti Energia • 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) non si può vedere! primario 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 (?) alcune particelle si fermano solo molti metri sotto il suolo energia

  8. 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 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) Mah? da molto lontano... ... o da più vicino? Galattici  correlazione con il piano galatticoExtra-galattici  isotropia

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

  11. AGNNucleo Galattico Attivo

  12. 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 altripotrebbero 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 eVpalla 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 1965 Molto fredda: circa 3Klunghezza d’onda: microonde (mm, cm)Fotoni: 400/cm3 (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 300.000 anniGli atomi diventano neutri  formazione idrogeno Forma di radiazione “perfetta” (esclude processi contingenti) 300.000 anni 13-16 miliardi y 3 min 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: 2.725 +/- 0.001 Kelvin (Mather et al. 1999, ApJ, 512, 511). • Sembra sospettosamente e Kelvin (=2.718281828 K). • E’ il punto triplo dell’acqua diviso per 100 (=2.7315 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) (aGme / 2 p mp)1/4 mpc2/k (=2.719 K)? • Addirittura (4/ p) a-3aG1/2 mpc2/k (=2.741 K)? • O ancora meglio 16 sqrt2 paG1/4 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 pe0 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 supernovaecolori= densità di raggi cosmici accumulati Densità di energia dei raggi cosmici al variare del campo magnetico (astro-ph/0402662)

  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” (103-106 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 1 MRPC • Frascati: rimanenti 2 MRPC • 2005  2006:3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città www.centrofermi.it/eee

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