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Origine e Vita dei Raggi Cosmici
Dalle Supernovae alla Terra
Now we know that from the sky arrive to us:
Electromagnetic radiation
radio
IR
Visible
X
g
Particles - charged
- neutral
Gravitational waves ??
p
stable
eelementary
e+
particles
antip
Nuclei
antiN?
other?
n
other?
cosmic
rays
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
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.
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?
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 )
0
-1,5
+1,2
+4,2
+8,8
+16,9
+28,7
+44,2
+61,3
+80,4
altitude (km)
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
N(h)=N0 e-h, ~10-3m-1 (for g from radioC: ,~4,5x10-3m-1)
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
1928: Rossi, Bernardini, Occhialini (Arcetri group)
Innovatory detection techniques
•Geiger counters
•Coincidence circuit
•Deflecting Magnet
Tecniche ‘moderne’
Study of the geomagnetic effects
From the study of COSMIC RAYS
are born
NUCLEAR PHYSICS (nuclei and their interactions)
1932: e+
1937: m +/1947: p +/1947/1953: K+, K0, L0, X-, S+
sub-NUCLEAR PHYSICS (particles and their inter.)
With ARTIFICIAL RAYS
NUCLEAR PHYSICS and
sub-NUCLEAR PHYSICS
Particle beams
at accelerators
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,..)
Ciclo di Vita dei Raggi Cosmici Galattici
Produzione
Accelerazione
Propagazione nel Mezzo Interstellare
Interazione nel Mezzo Interstellare
Fuga dalla Galassia
Spettro energetico dei R.C.
“Scanning” delle distanze
• ~ 400 Isotopi
• Bulk ~ 1 GeV da  1Kpc
•
 100 GeV dal centro della
Galassia
•
 10 TeV Extragalattici
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.
Red Giant
Esplosione di supernova
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
• 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.
• 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.
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: 3mG
Tempo di confinamento: ~ 10 milioni di anni
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.
Accelerazione
Teoria di Fermi al primo ordine
Accelerazione
Teoria di Fermi al primo ordine
Accelerazione
Teoria di Fermi al primo ordine
Accelerazione
Teoria di Fermi al primo ordine
Legge di potenza dello spettro dei raggi cosmici
Accelerazione
Teoria di Fermi al primo ordine
Legge di propagazione dei raggi cosmici
Legge di propagazione dei raggi cosmici
Leaky Box Model
Diffusion Halo Model (DHM)
DHM
Supernovae Remnants
• When a high mass star (final mass greater than 1.4 solar masses)
collapses at the end of its life a supernova occurs. An enormous shock
wave sweeps through the star at high speed, blasting away the various
layers into space, leaving a neutron core and an expanding shell of
matter known as a supernova remnant. This ejection of matter is much
more violent than occurs in the planetary nebulae that mark the end of
a low mass star, giving expansion speeds of 1.0E3 -1.0E4 km/s. Near
the core of the remnant, electrons emit radiation (synchrotron
radiation) as they spiral at relativistic speeds in the magnetic field from
the neutron star. The ultraviolet portion of this radiation can ionize the
outer filaments of the nebula. In addition the ejected matter sweeps up
surrounding gas and dust as it expands producing a shock wave that
excites and ionizes the gas. This plasma may reach temperatures of
1.0E4 to 1.0E6 K, but with densities of only about 1.0E7 particles per
meter^3.
Produzione di Particelle secondarie
Alcune distanze fondamentali
Raggio solare: 696.000 km
Distanza Sole-Terra: 150.000.000 km
•
(215 Raggi Solari) = 1 UA
Grandezza del sistema solare:150-200 UA
Raggio terrestre: 6380 km
Distanza terra luna: 384000 km (60 r.t.)
Orbite tipiche LEO: 300-600 km
Satelliti geostazionari: 36000 km