Astrofisica Gamma

1. Astrofisica Gamma Esperimenti nello spazio Esperimenti a terra

2. Tecniche di astronomia gamma Astrofisica Gamma

3. Tecniche di astronomia gamma L’atmosfera terrestre al livello del mare è spessa circa 1000 g/cm2, corrispondenti a circa 27 X0 (11 lunghezze di interazione): la probabilità che un fotone, con energia al di sopra della soglia di produzione di coppie, raggiunga la superficie terrestre è circa 10-11. Anche in alta montagna, dove lo spessore dell’atmosfera è sensibilmente più piccolo, la probabilità che un fotone primario raggiunga la superficie terrestre (per poter essere misurato) è trascurabile. I fotoni primari possono essere studiati soltanto da rivelatori su satellite o su pallone. Astrofisica Gamma

4. Tecniche di astronomia gamma Il flusso dei raggi gamma dalle sorgenti astrofisiche è basso e diminuisce sensibilmente con l’energia. Es. Per “Vela”, la sorgente gamma più forte, F(E>100MeV)=1.3x10-5 fotoni cm-2 s-1 e l’indice spettrale è -1.89. Area riv.  1000 cm2 • N(E>100MeV)  1 g/min • N(E>1GeV)  1 g in 2 ore Astrofisica Gamma

5. Tecniche di astronomia gamma Il flusso dei raggi cosmici, in particolare dei protoni, è molto maggiore che quello dei gamma. Queste particelle formano praticamente un fondo isotropico. Spettro misurato: Astrofisica Gamma

6. Tecniche di astronomia gamma Queste considerazioni, niente affatto esaustive, suggeriscono che lo studio dei raggi gamma primari con energia maggiore fino a 10-100 GeV può essere effettuato con esperimenti su satellite (purchè vengano costruiti con area efficace sufficiente).Per energie più elevate, non è realistico (al momento) pensare ad esperimenti basati su satellite per questioni di costi legati alle dimensioni. Le alte energie vengono esplorate sfruttando la radiazione secondaria emessa nell’interazione dei gamma primari con l’atmosfera terrestre. Astrofisica Gamma

7. Ma lo scopo…..?????? • Identificazione di fotoni • Misura dell’energia • Misura della direzione • Misure del tempo • Mantenendo fondi bassi….. Astrofisica Gamma

8. Definizioni - IRF • Instrument Response Function • Risposta del rivelatore (in funzione delle quantità misurate E’ e W’) ad un flusso noto F (funzione delle “vere” quantità E and W). • Area efficaceAeff. • Risposta in energia DE. • Point Spread Function (PSF) – risoluzione angolare. • Normalmente utilizzata per estrarre flussi “reali” da quelli misurati • Un’ottima conoscenza delle IRF è cruciale per la determinazione della normalizzazione assoluta dei flussi. Le IRF non dipendono solo dal rivelatore ma anche dagli algoritmi di ricostruzione. Astrofisica Gamma

9. Definizioni - Area Efficace • Area efficace • Determina il flusso reale di un segnale, dopo la correzione di tutti gli effeti legati al rivelatore (incluso reiezione del fondo): • Può essere scritta come la convoluzione di area geometrica, probabilità di conversione, efficienza del rivelatore e degli algoritmi di ricostruzione. Astrofisica Gamma

10. Definizioni - Field of View • Field Of View (campo di vista) • Definito come l’integrale dell’area efficace su tutto l’angolo solido normalizzato rispetto all’area efficace di picco. • Se la risposta angolare è uniforme, il FOV è 4p (tutto il cielo). • Nel caso di un rivelatore “planare” (Aeff(q) = A0cosq), il FOV è p (1/4 del cielo). • Il FOV dipende essenzialmente dal rapporto altezza/larghezza (aspect ratio) del rivelatore. TKR Low aspect ratio = Large FOV High aspect ratio = Small FOV TKR CAL CAL Astrofisica Gamma

11. Definizioni - Point Spread Function • Point Spread Function (PSF) • Risoluzione angolare del rivelatore, inclusiva degli effetti di ricostruzione e reiezione del fondo. • Descrive la risposta del rivelatore ad una sorgente puntiforme • Tipicamente NON Gaussiano, il parametro rilevante è PSF95%/PSF68% (per comportamento gaussiano il contenimento 95% è 1.6 volte il contenimento 68%). Astrofisica Gamma

12.  Telescopio per conversioni Schermo anti-coincidenza convertitore tracciatore e– • calorimetro e+ Esperimenti su satellite Schema tipico di un esperimento per raggi gamma su satellite: sfrutta la conversione dei fotoni in coppie elettrone-positrone. Enorme miglioramento negli ultimi anni grazie all’utilizzo di tecniche sperimentali sviluppate nell’ambito degli esperimenti di fisica agli acceleratori di particelle. Misura di energia, direzione e tempo dei fotoni incidenti nel rivelatore. Astrofisica Gamma

13.  Telescopio per conversioni Schermo anti-coincidenza convertitore tracciatore e– • calorimetro e+ Esperimenti su satellite I fotoni iniziano una cascata elrttromagnetica che consente di misurare la loro direzione…..grazie ad un sistema di tracciatura di precisione che rivela il passaggio degli elettroni e positroni prodotti e consente un’accurata ricostruzione delle loro traiettorie….. Astrofisica Gamma

14.  Telescopio per conversioni Schermo anti-coincidenza convertitore tracciatore e– • calorimetro e+ Esperimenti su satellite ….la loro energia, grazie ad un calorimetro posto immediatamente al di sotto del tracciatore/convertitore. La misura di energia è normalmente sufficientemente precisa tranne che ad alte energie, dove il non contenimento di questi calorimetri peggiora la risoluzione…. Astrofisica Gamma

15.  Telescopio per conversioni Schermo anti-coincidenza convertitore tracciatore e– • calorimetro e+ Esperimenti su satellite ….il tempo di arrivo, essenziale per esempio per gli studi di Gamma-ray bursts. Uno schermo di rivelatori sensibili alle particelle cariche, in configurazione più o meno complessa, garantisce che l’evento osservato è dovuto alla conversione di un fotone e non al passaggio di un raggio cosmico. Astrofisica Gamma

16.  Telescopio per conversioni Schermo anti-coincidenza convertitore tracciatore e– • calorimetro e+ Esperimenti su satellite • Il disegno del rivelatore deve opportunamente tener conto di: • efficienza di veto (MIPS, zone morte, poco materiale..) • ottimizzazione risoluzione angolare (ottima risoluzione spaziale, poco scattering multiplo…) • ottimizzazione risoluzione energia (buona calorimetria, poco materiale passivo…) • ottimizzazione risoluzione temporale (rivelatori veloci) • alta probabilità di conversione per fotoni Queste richieste sono in parziale conflitto tra di loro…………!!!!!!!! Astrofisica Gamma

17. Esperimenti a Terra - Dettagli 1 A seconda della sua energia, un singolo raggio cosmico può generare sciami con grandi quantità di particelle. Gli sciami più piccoli sono assorbiti nella parte alta dell’atmosfera e non raggiungono la superficie terrestre. Ma, durante il loro tragitto, alcune delle particelle dello sciame emettono radiazione Cerenkov. Sebbene i raggi cosmici e gli sciami prodotti siano principalmente assorbiti dall’atmosfera è possibile rivelare la radiazione Cerenkov emessa lungo il percorso: solo in notti serene e senza luna (duty-cycle 10-15%). La cascata e la generazione di luce Cerenkov in un cono in avanti hanno due conseguenze sperimentali piuttosto immediate: la luce arriva a terra su fronti di diverse decine (o centinaia …!) di metri e di conseguenza l’intensità di luce per unità di area è piuttosto piccola. Astrofisica Gamma

18. Esperimenti a Terra - Dettagli 2 I singoli segnali sono piccoli, di conseguenza la sensitivià del rivelatore deve essere spinta al limite. La superficie attiva deve essere massimizzata e lgi elementi di lettura devono essere in grado di rispondere a singoli fotoni con alta efficienza. Per migliorare la sendibilità normalmente questi esperimenti sono installati in alta montagna, lontani da luci diffuse e nuvole. Ad alte energie gli sciami generati in atmosfera contengono hanno altissima molteplicità: miliardi di particelle per i raggi cosmici di più alta energia. Non bisogna mai dimenticare che quando si misurano EAS (Extensive Air Showers) non si misurano direttamente i raggi cosmici primari, ma una moltitudine di particelle secondarie che sono state generate dal viaggio del raggio cosmico nella nostra atmosfera. EAS, con la loro alta molteplicità di particelle che arrivano sulla superficie terrestre, possono essere rivelati con molti tipi di rivelatori diversi. I più comuni (!! Sorpresa?) sono gli scintillatori, che consentono la misura del tempo di arrivo con buona accuratezza. Esistono poi una moltitudine di rivelatori sensibili alla posizione, che servono a misurare il passaggio di particelle di sciami estesi, e questi vanno da resistive plate chambers (RPC), st tubi streamer, tubi Geiger, rivelatori Cerenkov ad acqua.... Astrofisica Gamma

19. Esperimenti a Terra - 1 L’atmosfera terrestre funziona come un calorimetro e le particelle primarie producono sciami (EAS), che danno informazioni sulla direzione e energia della particella primaria. Fondo da sciami adronici: sostanzialmente diverso, ma l’abbondanza dei CR pone un serio problema ai fattori reiezione. Astrofisica Gamma

20. Esperimenti a Terra - 2 Sviluppo longitudinale dipende in modo logaritmico dall’energia. Lo sciame arriva a Terra con un fronte largo diversi metri, decine di nsec. La distribuzione laterale è ben descritta da: Astrofisica Gamma

21. Esperimenti a Terra - 4 Astrofisica Gamma

22. Esperimenti a Terra - 5 La sezione d’urto g-p è stata misurata fino ed energie Eg =20 TeV. Le estrapolazioni necessarie sono ritenute affidabili. Sviluppo dello sciame con Ec=80 MeV. Astrofisica Gamma

23. Esperimenti su satellite- Problematiche • Le problematiche degli esperimenti su satellite sono di vario genere e tutti ovviamente legati agli aspetti “peculiari” degli ambienti spaziali. • Problematiche pre-lancio • Problematiche in fase di ascesa • Problematiche in orbita • Problematiche di disegno e di realizzazione Vedremo brevemente i punti 1, 2 e 3 più avanti. Per Il momento ci concentriamo sul punto 4, per capire come i vincoli dell’ambiente spaziale influenzano le scelte sperimentali. Case study : GLAST (non esaustivo). Astrofisica Gamma

24. Vincoli “spaziali” di GLAST - 1 • Dimensioni geometriche: dimensioni trasversali < 1,8 m • Peso: < 3000Kg. Limitazione principalmente legata alla calorimetria elettromagnetica. Esempio: CsI(Tl). Densità 4,5 g/cm3. Assumiamo che 2/3 del peso vengano “assegnati” alla calorimetria EM. Dimensioni “trasversali”: 160x160 cm. Lo spessore di calorimetro risultante è X0=1.89 cm, quindi avremmo un calorimetro EM di 9 X0, che comporta delle scelte ben precise in termini di risoluzione in E. Astrofisica Gamma

25. Vincoli “spaziali” di GLAST - 2 • Potenza < 650 Watts (!!! Sei lampadine!) • Banda passante telemetria < 300 kbps in media per orbita: definisce il livello di reiezione del fondo online e il volume dei dati da trasferire. GPRS < BP < UMTS 7M canali di rivelatori al silicio, limita principalmente la potenza dissipata per ogni singolo canale (che deve essere dell’ordine dei W) e la potenza disponibile per il computing “on board”. Astrofisica Gamma

26. Vincoli “spaziali” di GLAST - 3 • Centro di gravità basso, impone vincoli sull’altezza del rivelatore che comunque è già vincolata dal fatto di voler mantenere un basso “aspect ratio” (…per avere un buono FOV). • …..+ 1, 2 e 3……!!!! Astrofisica Gamma

27. Sensitività High galactic latitudes(Fb=2 10-5g cm-2 s-1 sr -1 (100 MeV/E)1.1). Cerenkov telescopes sensitivities (Veritas, MAGIC, Whipple, Hess, Celeste, Stacee, Hegra) are for 50 hours of observations. Large field of view detectors sensitivities (AGILE, GLAST, Milagro, ARGO, AMS) are for 1 year of observation. Astrofisica Gamma

28. Satellite vs esperimento a Terra • Satellite : • radiazione primaria • piccola area efficace ~1m2 • bassa sensitività • apertura angolare grande • grande duty-cicle • alti costi • energie medio/alte • background basso • Esperimento a terra • radiazione secondaria • grande area efficace ~104 m2 • alta sensitività • apertura angolare piccola • piccolo duty-cicle • costi bassi (…..) • alte energie • background Astrofisica Gamma

29. TIBET MAGIC STACEE HESS Esperimenti a Terra TIBET ARGO-YBJ MILAGRO STACEE CACTUS TACTIC PACT GRAPES Astrofisica Gamma

30. Esperimenti su satellite Astrofisica Gamma