La Scienza nelle Scuole
EEE
Extreme Energy Events
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)
• 2005: 7 città pilota (To, Bo, Frasc-Grottaf, Aq, Le, Ct, Ca)
• 2005 Maggio-Giugno: (personale INFN/CFermi + Scuole)
– CERN (Ginevra): costruzione
– Frascati:
rimanenti
1
2
MRPC
MRPC
• 2005 2006: 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città
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
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
Il flusso varia con l’energia:
bassa migliaia /m2/s
alta
alcuni/Km2/secolo
“facile” da misurare
“difficile”
La composizione è varia:
•Protoni (soprattutto)
carichi: deflessi da campi magnetici
extra/galattici
•Nuclei pesanti (fino all’Uranio) “pesanti”: deflessi meno
• 0.1% fotoni (gamma)
neutri: propagazione in linea retta (o quasi)
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
Raggi Cosmici di altissima energia
Misurati
1020 eV = 100 EeV
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
Come si studiano
Energia
1.
2.
Bassa energia, assorbiti dall’atmosfera
– rivelatori su satelliti
Media energia – piccole piogge in atmosfera
Radiazione Cherenkov rivelata al suolo
3.
Altissima energia: pioggia anche molto estesa (Km)
Le particelle continuano ad interagire ed al suolo sono rivelate
da una griglia di strumenti
Tecniche differenti
Sciami di raggi cosmici
Sciame: un primario colpisce l’atmosfera jet di altre
particelle secondarie (106/minuto)
primario
non si può vedere!
Urti successivi con azoto e ossigeno pioggia
Estensive Air Shower (EAS)
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
I rivelatori sono colpiti ad istanti successivi
densità di particelle
griglia di rivelatori
(?)
Intensità maggiore al centro
alcune particelle si fermano solo
molti metri sotto il suolo
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)
Da dove vengono
Mah?
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)
Galattici correlazione con il piano galattico
Extra-galattici isotropia
Crab Nebula
Nube di gas, residuo dell’esplosione di una supernova
Cina July 4, 1054 A.D.
AGN
Nucleo Galattico Attivo
Filmato della pulsar
nella Crab nebula, visto dal telescopio spaziale Hubble
Raggi cosmici di altissima energia
• alla ricerca dell’origine
• sono deflessi molto meno degli altri
• Come?
potrebbero puntare indietro alla sorgente
•Molte ipotesi: sistemi binari di stelle,
residui di supernove
• Dove?
•Meccanismi di accelerazione: tante
ipotesi – Nuova Fisica: particelle
primordiali super-massive
•Regioni enormi/con campi
magnetici intensi
• a che distanza da noi?
Galassia:
Da più lontano
Non più di 150 milioni di anni luce (galassie
vicine)
Radiazione cosmica di fondo perdita di energia
non arriverebbero
Record:
1 evento 3x1020 eV
palla da tennis a 290 Km/h
Il campo magnetico non riuscirebbe ad
intrappolarli produzione vicino alla Terra
Maggiore provenienza dal piano galattico
Invece…
•Provenienza isotropa (?)
•Eventi di altissima energia (?)
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 3K
lunghezza 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 anni
Gli atomi diventano neutri formazione idrogeno
Forma di radiazione “perfetta” (esclude processi contingenti)
Guardare la CMB = immagine
dell’Universo all’età di 3x105y
E’ densa nel cielo: i raggi cosmici interagiscono
perdendo energia
3 min
300.000 anni
13-16 miliardi y
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) (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)
•Campi magnetici galattici
Via Lattea
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/0402662)
Come si rivelano
Cosa ci aspettiamo di ‘vedere’
Confrontando le misure (numero di
particelle, tempo di arrivo, posizione,
direzione) con le simulazioni al computer si
ricostruiscono le caratteristiche dello sciame
1017 eV
Distribuzione dei telescopi
Coincidenze di sciami distanti
possibili meccanismi:
• processi astrofisici “lontani” (Mpc, 1019 Km)
• interazioni “vicine” (103-106 Km)
•nuova Fisica …
Il rivelatore MRPC
• Multigap Resistive Plate Chamber
Montaggio dell’MRPC
Filo da pesca per spaziare i fogli di vetro
avvolto sulle viti
Striscioline di rame per raccogliere il segnale elettrico
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
– Frascati:
rimanenti
1
2
MRPC
MRPC
• 2005 2006: 3 Scuole + 1 Sez. INFN telesc. /città
