Origine e Vita dei Raggi Cosmici

1. Origine e Vita dei Raggi Cosmici Dalle Supernovae alla Terra

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

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/cm3, dello stesso ordine di grandezza della densità di energia del campo magnetico della galassia e dell’agitazione termica del gas interstellare. • Come sono stati scoperti?

9. Tour Eiffel (Wulf, 1910) : 6 x 106 ions/m3 measured at ground 3 x 106 ions/m3 expected at 80 m ~ zero expected at 330 m 3,5 x 106 ions/m3 measured at 330 m Variation of the ionizzation with the altitude (Kolhörster, 1914): ionization difference in comparison to the ground (x 106 ions/m3) altitude (km) 0 0 -1,5 1 +1,2 2 +4,2 3 +8,8 4 +16,9 5 +28,7 6 +44,2 7 +61,3 8 +80,4 9 N(h)=N0 e-h, ~10-3m-1 (for  from radioC: ,~4,5x10-3m-1)

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

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

15. With ARTIFICIAL RAYS NUCLEAR PHYSICS and sub-NUCLEAR PHYSICS reached unimaginable complexity and energies • Return to COSMIC RAYS because •  ECosmicRays  107 EArtificialRays •  N. and sub-N. Physics problems ASTROPHYSICS • Technical means (large detectors, satellites, space stations,..) Particle beams at accelerators From the study of COSMIC RAYS are born NUCLEAR PHYSICS (nuclei and their interactions) sub-NUCLEAR PHYSICS (particles and their inter.) 1932: e+ 1937: m +/- 1947: p +/- 1947/1953: K+, K0, L0, X-, S+

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

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

24. Abbondanze nei raggi cosmici • Gli elementi Li, Be, B sono circa 105 volte più abbondanti nei raggi cosmici che nel sistema solare. • Il rapporto 3He/4He 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/cm2 di materiale interstellare tra la sorgente ed il top dell’atmosfera terrestre subendo reazioni nucleari che rompono i nuclei più pesanti.

29. Red Giant

31. Esplosione di supernova

32. Accelerazione dei Raggi Cosmici • Le esplosioni delle Supernove sono la sorgente dell’energia responsabile dell’accelerazione 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 1015 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 Galassia 1 parsec : 3.085 1016 m 1 anno luce: 0.3 parsec Disco Galattico Intensità media del campo magnetico galattico: 3G Tempo di confinamento: ~ 10 milioni di anni

37. Supernovae e raggi cosmici • Nella nostra galassia l’energia totale dei raggi cosmici è dell’ordine di 1049 erg/anno. • I raggi cosmici sono isotropi e costanti durante almeno 109 anni. • Nella nostra galassia appare una supernova ogni 40 anni. Ogni supernova dovrebbe produrre tra 1051-1052.5 erg. • Circa l’1% dell’energia rilasciata è sufficiente ad accelerare i raggi cosmici.

39. AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

40. AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

41. AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

42. AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

43. Legge di potenza dello spettro dei raggi cosmici

44. AccelerazioneTeoria di Fermi al primo ordine

45. Legge di propagazione dei raggi cosmici

46. Legge di propagazione dei raggi cosmici

47. Leaky Box Model

49. Diffusion Halo Model (DHM)

50. DHM